Yıldızların Oluşumu ve Evreleri-3

YILDIZLARIN EVRELERİ II

Alp SALTIK


Yıldızların yaşamları pek çok değişkene bağlı olmakla birlikte her yıldızın yaşamı için değişmeyen önemli aşamalar bulunur. Bu aşamaların bir kısmını “Yıldızların Evreleri I” isimli yazıda inceledik. Bütün yıldızlarda ve bütün yaşam evrelerinde hiçbir istisna olmaksızın en önemli evre “ana kol” evresi dediğimiz ve yıldızların yaşamının %90’ından daha fazlasını geçirdiği evredir. Bu dönemin en önemli ayırt edici özelliği yıldızların yaşamını devam ettirmesini sağlayan nükleer reaksiyonun (hidrojen yanmasının) sürekli ve düzenli olarak gerçekleşmesidir. Bir yıldızın çekirdeğinde gerçekleşen nükleer reaksiyon yıldızın “iç dengesinin” korunması anlamına gelir. İç denge, yıldızların merkezde oluşturduğu kütle çekimi ile nükleer reaksiyonun oluşturduğu dış yönlü basınç kuvvetinin eşit olması durumudur. Bir yıldızın iç dengesinin bozulması kendi içine çökmesi başka bir değişle yok olması anlamına geldiğinden yıldızların hayatlarının esas bölümü bu evredir. Ancak bir yıldızın yaşamı ana kol evresiyle birlikte son bulmaz, yıldızlar ana koldan sonra da bir müddet yaşamlarına devam eder ve farklı evrelerden geçerler. Bu evrelerin tamamını anlayabilmenin yani bir yıldızın yaşamını çözümleyebilmenin yolu yıldızların ana kol evrelerini anlamaktan geçer. Bu sebeple ana kol evresi diğer bütün evrelere nazaran daha detaylıca işlenmesi gereken bir konudur.


ANA KOL EVRESİ

Ana kol, H-R diyagramında belirtilen uzun koldur. Ana kol evresindeki yıldızların belli bir türü olmaz, mavi devlerden kırmızı cücelere kadar en büyük kütleli ve en sıcak yıldızlardan en küçük kütleli ve en soğuk yıldızlara kadar her yıldız sınıfından yıldız ana kol üzerinde bulunur. Ana kol evresi her yıldızın iç dengesini koruduğu, düzenli nükleer reaksiyonlar gerçekleştirdiği esas yaşam evresidir. Ancak ana kol evresinin süresi yıldızın kütle parametresine göre değişiklik gösterir. Bu durumda yıldızların yaşam süreleri de kütleleri tarafından belirlenir. Daha büyük kütleli yıldızların ömürleri daha kısa daha düşük kütleli yıldızların ise daha uzun olur.

Bu durumun sebebi yıldızların kütlesinin, nükleer reaksiyonların şiddetini ve sürdürülebilirliklerini doğrudan etkilemesidir. Bir yıldızın çekirdeğinde meydana gelen nükleer reaksiyonların gerçekleşebilmesi için çekirdeğin 10 milyon Kelvin sıcaklığa ulaşması gerekmektedir. Çekirdek bu sıcaklığa ulaşmadan önce gök cismi protostar olarak adlandırılır, ancak çekirdek sıcaklığı 10 milyon Kelvin’e ulaştığı cisim yıldız olarak adlandırılır. Bu süreçte sıcaklığın artışı cismin artan kütlesiyle doğrudan ilişkilidir. Aynı ilişki yıldızın merkez sıcaklığın maksimum noktasının oluşması gibi yıldızın fiziksel özelliklerini belirleyecek konularda da en önemli rolü oynar. Bir yıldız oluşurken üzerine ne kadar fazla madde toplarsa başka bir değişle kütlesi ne kadar büyük olursa çekirdek sıcaklığı o kadar artar bunun sebebi, merkez etrafında toplanan maddenin büyüklüğüyle doğru orantılı olarak merkezde oluşan basıncın artmasıdır. Basınç, çekirdekte bulunan maddeyi sıkıştırarak merkez sıcaklığının artmasına sebep olur. Bir yıldızın merkez sıcaklığı ne kadar fazlaysa birim zamanda meydana gelen hidrojen yanması o kadar artar. Yıldızların yaşamları boyunca yakıt olarak kullandıkları hidrojen de yanma miktarının artmasıyla beraber daha hızlı tükenir. Bu durumda kütlesi daha büyük olan yıldızlar yakıtlarını daha hızlı tüketir. Bu durum incelendiğinde mavi dev sınıfına ait yıldızların ortalama yaşam süresi 4.5 milyon yıl civarında, Güneş benzeri yıldızların ortalama yaşam süresi 9 milyon yıl civarındadır. Bu süre kırmızı cüce yıldızlar için çok daha uzundur, evrenin oluşumuyla neredeyse yaşıt olan kırmızı cüce yıldızların olduğu düşünülmektedir. Yaşam sürelerindeki bu farklılıklar merkez sıcaklığının nükleer reaksiyon sürdürülebilirliğine etkisi ve nükleer reaksiyonun türüne bağlıdır. Bir yıldızın merkezinde iki çeşit nükleer reaksiyon gerçekleşir.


CNO ( Carbon-Nitrogen- Oxygen) Çevrimi

Verilen şablonda yaygın olarak büyük kütleli yıldızlarda görülen CNO (carbon-nitrogen-oxygen) veya Bethe-Weizsacker çevrimi gösterilmiştir. CNO çevrimi kütlesi ortalama 1.5 Güneş kütlesinden daha büyük kütleli yıldızların baskın nükleer reaksiyonudur. Bunun sebebi sıcaklığa karşı bağımlılıklarıyla ilişkilidir; P-P çevrimi ~4×106K civarındaki sıcaklıklarda başlayabilir ve küçük kütleli yıldızlarda baskın olur. CNO çevrimi ise ~13×106K’de başlayabilir; ancak, dışarıya enerji salış hızı artan sıcaklık ile yükselir. Bu sebeple ~17×106K’de CNO çevrimi baskın enerji kaynağı olur. Ancak hem CNO çevrimi hem P-P çevrimi neredeyse bütün yıldızlarda görülür. Örnek vermek gerekirse; Güneş ~15.7×106K çekirdek sıcaklığına sahiptir ve helyum çekirdeğinin yalnız %1.7’sinin CNO çevriminden kaynaklandığı tahmin edilir. Güneş’in bu durumu temel alındığında, çok düşük oranlarda olsa bile baskın olmayan nükleer reaksiyon yıldızların merkezinde gözlenir.

Sonuç olarak şablonda da görüldüğü üzere, CNO çevriminde 4H, 1He çekirdeğine dönüşürken karbon, azot ve oksijen izotopları çekirdek içinde sayısız kere katalizör görevi görür ve sürekli olarak 4h atomu yakılır.


P-P (Proton-Proton) Çevrimi

Burada verilen şablonda ise P-P çevrimi şematize edilmiştir. P-P çevrimi, CNO çevriminin aksine 1.5 Güneş kütlesinden düşük kütleli yıldızlarda baskın nükleer reaksiyondur. CNO çevrimi ile P-P çevrimi arasındaki en önemli fark başlama sıcaklıklarıdır. P-P çevrimi ~4×106K civarındaki sıcaklıklarda başlayabilir. Buna karşın bildiğimiz üzere CNO çevrimi ~13×106K civarındaki sıcaklıklarda başlar. Aradaki bu fark, P-P çevriminin Güneş gibi ortalama veya ortalamanın altındaki yıldızların çekirdeğinden dışarıya ısı salınımım yapabilmesine olanak sağlar. Şekilde verilen P-P çevrimini kısaca açıklamak gerekirse; Yıldız içindeki çift protonlardan biri zayıf nükleer kuvvet yoluyla bir nötrinoya dönüşür. Bu dönüşümünde oluşan proton-nötrino çifti döteryum olarak adlandırılır. Daha sonra üçüncü bir proton, oluşan döteryum ile çarpışır. Bu çarpışma, bir helyum-3 çekirdeği ve bir gama ışını oluşumu ile sonuçlanır. Bu gama ışınları yıldızın çekirdeğinden dışarı çıkar. Dışarı çıkan bu ışın yıldızdan yayılan optik ışıktır. Sürecin devamında oluşan iki helyum-3 çekirdeği çarpışır. Bu çarpışma bir helyum-4 çekirdeği ve iki proton oluşturur. Nihai helyum-4 atomu, bir araya gelen orijinal 4 protondan daha az kütleye sahiptir. Bu nedenle, bunların birleşimi, kütle-enerji denkliği (E=mc^2) tarafından belirlenen, Güneş'ten çıkan ısı ve ışık şeklinde açığa çıkan fazla enerjiye dönüşür.


Ana kol üzerinde yaşamını sürdüren her yıldız bu iki nükleer tepkime türünden en az birini gösterir. Bu durum yıldızın nükleer tepkimede kullanacak hidrojen atomu bitene kadar devam eder. Yıldızın ana kol üzerindeki yaşamını belirleyen esas faktör hidrojen atomu miktarı değil yıldızın kütlesidir. Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa merkez sıcaklığı o kadar artar bu sebeple nükleer tepkime hızı artacağından dolaylı olarak hidrojen yanmasının miktarı da artmış olur.

Hidrojen atomunun bitmesiyle birlikte yıldız artık ana kol üzerindeki yaşamını tamamlamış ve ana kol dışına çıkarak süpernova veya gezegenimsi bulutsu evreleriyle yaşamı bitmeden önceki ara evrelere geçer.



KAYNAKÇA

https://docplayer.biz.tr/14313245-Astronomi-tarihi-6-bolum-uzay-cagindan-onceki-20-yuzyil-serdar-evren-2013.html

https://docplayer.biz.tr/19866654-Yildizlarin-evrdmd-ii.html

https://energyeducation.ca/encyclopedia/Nuclear_fusion_in_the_Sun

https://www.britannica.com/science/proton-proton-cycle

http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit2/mainseq.html

https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/how-do-stars-form-and-evolve

https://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/stellarevolution_mainsequence.html

https://www.space.com/22437-main-sequence-stars.html





88 görüntüleme0 yorum

Son Paylaşımlar

Hepsini Gör