Yıldızların Evrimi

0
2114

Ana Koldan Önceki Gelişme

Yıldızlar
hayatlarına ana kolda başlar. Fakat ana kola gelebilmeleri için bir ön gelişme
de olmalıdır. Bu önceki hal, yıldızlar arası ortamdır. Yıldızlar arasında mevcut
ince gaz ve toz, yıldızları meydana getirir.
Yıldızlar arası ortam tam düzgün
değildir ve büyük yoğunluk farkları vardır. Maddenin çekim kuvveti onları bir
araya çekecektir. Fakat atomların ısı hareketleri buna karşı koyacaktır. Yer yer
çekim kuvvetinin üstün geleceği şekilde bölgesel yoğunlaşmalar olacaktır. Bu
bölgedeki maddeler genel ortama göre daha fazla toplanmış olacaktır.

Yıldızlar arası uzayda bir yıldız kütlesi toplandığı zaman çok büyük, ince
ve soğuktur. Başlangıçta büzülme çekim potansiyel enerjisinin kaybolmasıyla
sonuçlanacak ve çökmeyi daha çabuklaştıracaktır. İç basınç meydana gelerek
büzülmeyi yavaşlatacaktır. Yıldız basınç kuvvetlerinin çekim etkisini tam olarak
karşıladığı bir duruma geçecektir. Çekim enerjisi kaybının bir kısmı ısı
enerjisine dönüşecektir. Bunun bir kısmı ışınım şeklinde salınır ve cisim
ısınmaya başlar. Cismin kütlesi yeteri kadar büyük ise, iç yoğunluk ve sıcaklık
çekirdek reaksiyonlarını başlatacak yüksekliğe erişecektir. Bu reaksiyonlar
yeter hızda devam etmeye başladığı zaman enerji ışınımı olacak çekim büzülmesi
de durarak yıldız ana koldaki yerine ulaşacaktır.



Ana Kol
Yıldızlarının Evrimi


Bir yıldız hayatına homojen kimyasal yapı ile
ana kol üzerinde başlar. Yıldızların merkezinde füzyon meydana gelir. Hidrojen,
Helyuma dönüştürülür. Yıldızın merkezindeki hidrojen helyuma dönüştükçe
özellikleri değişir. 4 parçacık 1 parçacığa dönüştüğünden buradaki basınç düşer.
Merkezindeki hidrojen çekirdek reaksiyonlarıyla yıldızın çekimini karşılayacak
yeter enerji veremeyecek kadar azaldığı zaman ana kolda önceki yerinde kalmaya
devam ederek biraz daha parlar. Çekim büzülmesi, yıldızın dış kısımları
genişleyip iç kısımları büzülürken, önemli bir enerji kaynağı olur. Yıldız çok
çabuk parlar ve soğuyarak H – R diyagramında kırmızı devlere doğru hareket eder.

İç kısmının büzülmesi, merkez kısmının daha yoğun ve sıcak olmasına sebep
olur. Merkezden uzaklarda (kabuklarda) hidrojen yanması meydana gelir. Daha
sonra merkez koşulları helyumun üçlü alfa değişimi denen olayda karbon meydana
getirmek üzere çekirdek yanmasına uygun olacak şekilde değişecektir. İkinci
yanma evresi başlayacaktır. Helyum yanması (devlik süresi), hidrojen yanması
(ana kol süresi) kadar uzun sürmeyecektir.
Ana koldan devlik evresine geçişin
geniş olarak açıklanabilmesi kütleye bağlıdır. Orta ve küçük kütleler için
helyumdan meydana gelen yıldız çekirdeğinde elektron gazının yozlaşması, iç
kısmın büzülmesini yavaşlatır. Böylece helyumun yanması gecikir. Daha büyük
kütleli yıldızlarda hidrojen CN çevrimi ile yanar ve iç kısımda dolaşım başlar.
Bu maddenin iyi karışmasını sağlar ve merkeze diğer halden daha fazla hidrojen
temin eder. Küçük kütleli yıldızlarda PP zinciri reaksiyonları olur ve iç
kısımlarda dolaşım akımı olmaz. Bunlarda, kısmen boşalmış merkezden dış
kısımlara doğru, kimyasal yapı düzgün olarak değişir.






Devler ve Süperdevler:



Hidrojen yanması bittiğinde çekirdek
büzülecektir. Sıcaklığın artmasına rağmen helyum elementi yakılamaz, çünkü
sıcaklığın 100 000 000 °K olması gereklidir. Yüksek sıcaklık çekirdeği saran
kabukta hidrojenin yanmasını başlatacaktır. Artan basınç nedeniyle yıldızı saran
zarf dışarıya doğru genişleyecektir. Bunun neticesinde yıldız, bir dev veya bir
süper dev yıldız haline gelecektir. Dev ve süper dev yıldızlar genişleyen
yıldızlardır; yarıçapları çok büyüktür ve büyük ışınım gücüne
sahiptirler.Çekirdekte çok yüksek sıcaklık değerleri
mevcuttur.

Devlikten Sonraki Gelişme

Devlikten sonraki
gelişme evresi, buraya kadar irdelenen evrelerden daha düşündürücüdür. Bir
yıldızı kırmızı devler bölgesine getiren genel ilerleme onu tekrar
uzaklaştırabilir. Çekim büzülmesi çekirdek reaksiyonlarını başlatacak koşulları
oluşturabilir. Yeni yakıtlar daha çabuk bitecek ve yıldız bir kez daha büzülmeye
başlayacaktır.
Bu geçiş evreleri, iki nedenle sonsuza kadar devam edemez. İlk
olarak, en fazla dengeli elementler periyodik cetvelde demir bölgesindeki
elementlerdir. Eğer hidrojenden daha ağır elementler çekirdek birleşmesiyle
oluşacaksa reaksiyonlar demir bölgesine gelinceye kadar enerji verecektir.
Bundan sonraki reaksiyonlar, yöreye enerji verme yerine, yöreden enerji
alacaktır. Yıldızda ısı alan reaksiyonlar önemli düzeyde ise, yıldızın ısı
enerjisi dışarı verilme yerine çok çabuk kullanılarak, çevrimin devam etmesi ani
olarak duracaktır.
İkinci önemli nokta ise, yıldız içindeki madde yozlaşmaya
başladığı zaman daha fazla büzülmeye karşı koyacaktır. Bu nedenle yine çevrim
son bulacaktır. Belli bir sıcaklıkta yoğunluk arttığı zaman madde yozlaştığı
için bütün yıldızların yozlaşmış bir cisim olarak son bulacakları ortaya çıkar.
Bununla beraber, bir karışıklık vardır. S. Chandrasekhar tarafından kütlesi
belli bir kritik sınırdan (1,4 Güneş kütlesi) az olmadıkça bir yıldızın tamamen
yozlaşamayacağı gösterilmiştir. Chandrasekhar sınırından daha büyük kütleli
yıldızlar tamamen yozlaşamayacak şekilde, yoğunlukları ne kadar büyük olursa
olsun büzülerek sıcaklıklarını arttıracaktır.
Beyaz cüceler, böyle yozlaşmış
yıldızlara örnektir. Bunlara çoğunun sıcak olmalarından dolayı bu isim
verilmiştir. Renkleri beyaz olup ana kolun çok altında yer alırlar. Bu onların
yarıçapının çok küçük olduğunu ifade eder.

CEVAP VER

Please enter your comment!
Please enter your name here