Yıldızların Ölümü

0
3193

Yıldızların Patlaması

1. Hafif
Patlama: Gezegenimsi Nebula (Bulutsu).
Kırmızı dev yıldızlarının dış
katmanlarını atması
2. Güçlü Patlama: Nova
Bir çift yıldız
sisteminin patlaması
3. Yıkıcı Patlama: Süpernova
Bir yıldızın
dış katmanlarını fırlatması


Gezegenimsi Bulutsu

Normal
bir yıldız Güneş gibi ölür ve arkasında bir gaz bulutu bırakır. İki yüzyıl önce
William Herschel keşfetmiş olduğu gezegen disklerine benzeyen bu bulutlara
“gezegenimsi bulutsu” adını vermiştir. Gezegenimsi bulutsular, yıldızın
evriminden dolayı atmosferini yıldızlararası ortama bırakmış olduğu yapılardır.
Günümüzde, bir yıldızın, gezegenimsi bulutsu safhasına geçmesinin iki adımda
gerçekleştiği bilinir. Yıldız dev safhasındayken kütlesinin büyük bir bölümünü
yoğun yıldız rüzgarlarıyla yıldızlararası ortama bırakır. Belli bir süre sonra
ortamın geçirgen bir hale gelmesiyle yıldızın kor bölgesi ortaya çıkar. Merkezde
sıcak bir yıldız ve bunun etrafında oluşan bir bulutsu, gezegenimsi bulutsuyu
meydana getirir.
Gezegenimsi bulutsuların merkezinde yer alan yıldız saf
helyumdan meydana gelmiştir. Yıldız kütle kaybederken, yıldızın çekirdeğinin
etrafında yer alan hidrojen kabuğu yıldızlararası ortama doğru sürüklenir ve bu
hidrojen kabuğunun altında yer alan helyum kabuğu ortaya çıkar. Gezegenimsi
bulutsunun meydana gelmesiyle merkezde bulunan yıldızın koru bir beyaz cüce
olmaya başlar. Yıldız beyaz cüce olurken içe doğru çökümü, yıldızın çekirdeğinin
etrafında bulunan helyumun daha çok sıkışmasına ve belli bir aşamadan sonrada
patlamasına yol açar. Enerjinin hızlı bir şekilde çevreye saçılması, yıldızın
dev boyutlara gelmesi ve helyumca zengin dış kabuğunun yıldızlararası ortama
karışmasına neden olur. Böylece ortamda yıldız tarafından atılan ikinci
gezegenimsi bulutsu meydana gelir. Bilinen gezegenimsi bulutsulardan Abell 30 ve
Abell 78 in merkezi yıldızları tekrar beyaz cüce olmaya çalışmaktadırlar.

 


Nova

Bazen, gökyüzünde daha
önce zorlukla görülen bir yıldızın, birkaç ay veya yıl gibi kısa bir sürede,
yeni bir yıldız gibi parladığı gözlenmiştir. Galaksimizde nova (yeni yıldız)
denilen bu gök cisimlerinden her yıl ancak 10-40 arasında ortaya çıktığı tahmin
edilmektedir. Dünyadan, bunların yılda ancak 2-3 tanesi görülebilmektedir. Bir
novanın parlaklığı, bir veya iki gün içinde, aniden 8 veya 10 kadir yükselebilir
ve sonra, arada küçük salınımlarla birlikte, 3 veya 4 hafta içinde azalarak, bir
ile on yılda eski haline geldiği gözlenir. Bu sırada parlaklık, Güneş’inkinin
100000 katına çıkabilir. Tüm nova türlerinin, birisi ak cüce olan bir yıldız
çiftinden oluştuğu anlaşılmaktadır. Kütlesi daha büyük olan yıldız evrimini daha
çabuk tamamlayacağı için, ak cüce, çiftin kütlesi daha büyük olan yıldızıdır. Ak
cüceye eşlik eden yıldız ise, ana koldan ayrılma veya kızıl dev evresine varmış
bulunmaktadır. Bu yıldızın yüzey tabakalarından ayrılan madde, ak cücenin çekim
bölgesine akar. Viskoz ve türbülanslı enerji kaybı ile, bu madde akışı, ak cüce
yüzeyi etrafında bir spiral oluşturur.
Nova patlaması ak cüce yüzeyinde
toplanmakta olan madde içinde olur. Burada artan sıcaklık ve basınç, hidrojen
için termonükleer füzyon şartlarına ulaşır. Bunun yol açtığı fışkırma, veya
madde kaçış olayı, o kadar şiddetlidir ki, ak cüceye birleşmek üzere toplanan
maddenin % 50 – 90 kısmı sistemden kaçar. Parlaklıkta gözlenen büyük artış, dışa
doğru genişlemekte olan maddenin ışıyan yüzeyinin çok büyümesinden kaynaklanır.
Madde soğuyunca, çok şiddetlide olsa, bu olay yavaşlar ve sistemin yapısı fazla
değişmez. Bu şekilde, yıldızlar arasındaki madde akışı belki 10000 ila 100000
yıl sürebilir. Klasik bir nova sisteminde, ak cüceye böyle madde püskürmesi
gerideki yıldızda yeter madde kalmayana kadar, belki 500 kere tekrarlanabilir.



Süpernova

Süpernovalar,
ani ve çok büyük bir ışık şiddeti artması ile kendini gösteren yıldız
patlamalarıdır. Toplam ışıma gücü, bazı hallerde, Güneşinkinin 1010 katını
bulur. Bir süpernova patlamasında yayınlanan enerjinin yaklaşık 1050 erg olduğu
gözlemlere dayanarak hesaplanmıştır. Çekirdeğin kütlesinin birkaç güneş
kütlesinden büyük olduğu durumlarda meydana gelir. Kırmızı Dev evresi sırasında
çekirdekte demir üretimi gerçekleşir. Demirin yakılamaması nedeniyle çekirdek
kısmı çöker. Bu durumda sıcaklık milyarlarca dereceye yükselir. Eğer demir
çekirdek çok yoğun bir hal alırsa bu durumda elektronlar çok yüksek enerjilere
ulaşarak atomik çekirdeğin içine girmeye çalışır. Proton ve elektronlar birlikte
nötron ve nötrinoları oluştururlar.
 


Elektronlar kaybolurlar. Bu durumda
elektron dejenerasyon basıncı artık bulunmaz. Çekirdek şiddetli bir biçimde
çöker (büzülür). Nötrinolar kaçarak enerjiyi dışarıya taşırlar. Nötronlar
merkeze doğru yaklaşık 0.1-0.2 c hızlarına ulaşarak düşerler. Bu çökme 1
saniyeden biraz daha fazla zamanda gerçekleşir. Pauli Prensibi nötronlar için
etkin olmaya başlar. Nötrinoların bazıları bilardo topu gibi dışarıya doğru
dağılırlar. Bu hareket sırasında beraberinde madde taşıyarak muhteşem bir
patlamayı gerçekleştirirler.




Süpernova 1987A

CEVAP VER

Please enter your comment!
Please enter your name here