Yıldız Ölümleri

1-Küçük kütleli yıldızlar

yildiz evreleriÇift kabuk evresinde ( bkz. Yıldızların yaşamı) helyum ve hidrojen yakan kabuklarda içe doğru büzülme ve dışa doğru şişme (ısısal salınım) olur; bunun sonucu olarak yıldızın dıkatmanı atılır, bu gezegenimsi bulutsudur; merkezindeki yıldız kalıntısı bir beyaz cücedir, Halka Bulutsusu (M57)  gibi. Beyaz cüceler, kütlesi 1.4 güneş kütlesinden küçük yaklaşık % 1 güneş yarıçapı büyüklüğünde, çok yoğun  ( ~109 kg/m3 ) ve sıcak yıldızlardır. Bir beyaz cücenin yüksek kütle çekimini olağan gaz basıncı değil, yoğun maddenin (kuantum fiziği terminolojisi ile)  yoz (dejenere) elektron gazı basıncı dengede tutar. Bir beyaz cüce 1.4 Güneş kütlesinden büyük olamaz çünkü elektron basıncı kütle çekimini dengede tutamaz (Chandresekhar sınırı).

chandrasekhar
1935 de beyaz cücelerin yapısını hesaplayan Hintli astrofizikçi 1983’de Nobel Fizik ödülü kazandı.
halka bul
Halka Bulutsusu (M57)

bulutsu ornek

2- Büyük kütleli yıldızlar

Özekte bir yakıt bitince özek çöker, madde sıkışır, sıcaklık yükselir;  bir sonraki yakıt, yani önceki evrede üretilen yakıt ateşlenir.

sogan

Füzyon (birleşme) tepkimeleri demirde durur. Fe den daha ağır elementleri oluşturacak çekirdek tepkimeleri meydana gelmez çünkü böyle tepkimeler dışarıdan enerji ister. Kütleli bir yıldızın enerji üretemeyen özeği kendi kütle çekimi altında anında hızla çöker ve çekimsel potansiyel enerji salar, bu bir süpernovadır.

tepkime grafik

SN1987A
SN 1987 A

Güney yarım küreden görülebilen Büyük Magellan Bulutunda 1987 yılında patlayan yıldızın patlamadan önceki ve sonraki durumu. Yıldızın patlamadan önceki yapısının yukarıdaki gibi “soğan yapısı”nda olduğuna inanılmaktadır.

Süpernova patlamasından arta kalan merkezdeki yıldızın geleceği onun kütlesine bağlıdır.
Özek kütlesi 3 güneş kütlesinden küçükse nötron yıldızı olur: çok kuvvetli kütle çekimi altında çöken özekte elektronlar atomik çekirdeklerin içine doğru itilir, protonlar nötrona dönüşür. Nötronlar tamamen yozlaştığında, iç basınç çökmeyi durdurur, sonuç nötron yıldızıdır.

Nötron yıldızının saldığı ışınımı karşılayacak artık yeni enerji kaynağı yoktur, yavaş yavaş soğuyarak ölür.

Daha eski, çok iyi bilinen bir örnek Yengeç Bulutsusu: 1054 yılında Çinlilerin kaydettiği  “yeni yıldız“ın süpernova kalıntısı, ortasında bir atarca- nötron yıldızı-var.

yengec
Yengeç bulutsusu. (Hubble Uzay teleskopu 2005.)

Süpernova olarak patlayan yıldızlar bildiğimiz her şey için gereken ham maddeyi üretip dağıtan fabrikalardır.

Gezegenler ve uydularında, her türlü canlı yaşamda (insanlar, bitkiler vb) olan neredeyse tüm atomlar süpernova haline gelen yıldızların  özeklerindeki çekirdek birleşme (füzyon) tepkimeleri tarafından üretilir. Vücudumuzdaki karbon, kemiklerimizdeki kalsiyum, nefesimizdeki oksijen, kanımızdaki demir yıldızların özeklerinde üretmişlerdir.  Fakat bildiğimiz yıldızlar demirden daha ağır elementleri oluşturacak sıcaklığa ulaşamazlar. Altın, gümüş, kurşun ve cıva gibi ağır elementler ancak birkaç saniyelik çökmenin sonunda olan süpernova içindeki özel basınç ve sıcaklık koşullarında meydana gelebilir. Süpernova patlamasının –yay gibi- geri zıplaması bu elementleri uzaya fırlatır.

tipIa

karsilastirma

Karadelikler

Yıldızın özek kütlesi 3 Güneş kütlesinden büyük ise, nötron gazı yıldızın kütle çekimini dengeleyemez ve çökmeye devam eder. Bunun sonucu bir karadeliktir.

Karadeliğin iç yapısı bilinmiyor.

Bütün gökadaların merkezlerinde karadelik olduğu düşünülüyor.

M81
Sarmal gökada M81 merkezinde karadeliğin Chandra görüntüsü Credit: X-ray: NASA/CXC/Wisconsin/D.Pooley & CfA/A.Zezas
karadelik
V404 Cygni modeli: birbiri etrafında dolanan karadelik ve bileşeni

 

Sonuçlar

gunesin evrimi

evrim
Kırmızı Süperdevi tanıyor olabilirsiniz!

Zeki Aslan

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir