Yıldızlar Ne Kadar Yaşar ve Nasıl Ölür?
Güneş’in 5 milyar yıllık ömrü kaldı ve toplam ömrü 10 milyar yıl. Oysa kırmızı cüceler 100 trilyon yıl yaşayabiliyor ve Güneş’ten 25 kat kütleli en ağır yıldızlar da 8 milyon yılda ömrünü tamamlıyor. Peki neden bazı yıldızlar uzun yaşıyor ve sakince sönüp beyaz cüceye dönüşürken en büyük yıldızlar süpernova halinde patlayarak yok oluyor? Yıldızlar neden ölüyor ve vücudumuzla Dünya’yı oluşturan ağır elementler nereden geliyor? Yıldızların yaşam döngüsünü görelim.
Yıldızlar nasıl doğar ve yaşlanır?
Yıldızlararası gaz ve toz bulutları (bulutsular) kendi ağırlığıyla sıkışıp çöktüğü zaman bulutun merkezindeki sıcaklık ve basınç artar. Çekirdek sıcaklığı basıncın da yardımıyla 15 milyon dereceye ulaştığında hidrojen atomları birleşerek helyum atomlarına dönüşmeye başlar. Buna nükleer füzyon deriz ve bir yıldız çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonlarıyla tutuşup yanmaya başlar. Kısacası yıldızların ısı ve ışık saçmasını sağlayan yakıt evrendeki en bol ve en hafif element olan hidrojendir.
Yıldızlar yüzde 75 oranında hidrojen, yüzde 25 helyum ve yüzde 1’den az miktarda diğer elementlerden oluşur. Oysa bir yıldızın kaderi başlangıçta ne kadar ağır, yani teknik ifadesiyle ne kadar kütleli olduğuna bağlıdır. Yıldızlar ne kadar kütleliyse çekirdekleri o kadar çok sıkışır, o kadar sıcak yanar ve hidrojeni o kadar hızlı tüketir. Hidrojen tükenince yıldız hidrojenden sentezlenen helyumu yakmaya başlar. Helyum hidrojenden daha sıcak yanar ve yıldızı genleştirir. Böylece yıldızlar sıcaklık ve çapının kararlı olduğu ana sıralamadan çıkıp ömrünün sonunda kırmızı dev evresine girer.
Dahası bir yıldız ne kadar sıcaksa hidrojen yakıtını o kadar hızlı tüketir. Dolayısıyla ağır yıldızların ömrü kısa olur. Küçük yıldızlar ise çok daha uzun yaşar. Örneğin Güneşimiz ana sıralama üzerinde orta boy bir yıldız olarak 5 milyar yıl daha yaşayacak. Sonra sakince sönerek dış katmanlarını uzaya üfleyip sönmüş bir çekirdeğe, Dünya boyunda ama yaklaşık Güneş kütlesinde bir beyaz cüceye dönüşecek. Siz de herhangi bir astronomi kitabında yıldızların yaşam döngüsüyle ilgili bu özet bilgileri bulabilirsiniz.
Ancak bu yazıda farklı yapacağım:
Sizlere yıldızların gerçekte nasıl öldüğünü, neden ömürlerinin kısaldığını, neden süpernova olarak patladıklarını ve kırmızı cücelerin de neden pratikte ölümsüz sayılacak kadar uzun; yani 100 trilyon yıl yaşayabileceğini anlatacağım. Böylece astrofizikle ilgili bazı okul efsanelerini çürüteceğiz ve bunun için de hidrojen efsanesiyle başlayabiliriz:
İlgili yazı: Gerçek Adem: ilk insan ne zaman yaşadı?
Yıldızlar neden ölür?
Hidrojen efsanesini çürütmek için bir yıldızın ve ana sıralama üzerinde olmasının ne demek olduğunu kısaca görelim: Yıldızlar nükleer ateşle yanan dev gaz toplarıdır. Bunlar o kadar ağırdır ki hepsi kendi içine çökerek nötron yıldızı ve kara delik olma eğilimi gösterir. Ancak, yıldız çekirdeğinin ısısı yıldızı oluşturan gazları ısıtarak genleştirir. Böylece yıldız bir yandan kendi içine çökmek isterken diğer yandan da genişleyerek uzaya seyrek bir bulut halinde dağılmak ister.
Sıcaklığa bağlı genleşme ile yerçekimine bağlı çökme arasındaki dengeyi tutturan yıldızlar… yaşarlar. Güneşimiz de onlardan biridir ve biz bu denge haline ana sıralama üzerinde olmak deriz. Güneşimiz 5 milyar yıl daha ana sıralama üzerinde kalacak ve yukarıda dediğimin tersine çöküp nötron yıldızı olmayacak; çünkü ana sıralamadan çıktığında kırmızı deve dönüşecek:
Özetle çapı genişleyecek ve yüzey alanı arttığı için yüzey sıcaklığı azalacak. Işığı kırmızıya kayacak ve iri cüssesiyle birlikte kırmızı dev adını bundan alıyor olacak. Dahası balon gibi şiştiği için bir anlamda içi boşalacak. Gaz yoğunluğu azalırken yerçekimi zayıflayacak ve helyum yakan çekirdeğin sağladığı yüksek sıcaklığın genleşme basıncı sayesinde dış gaz katmanlarına artık tutunamıyor olacak. Ölmek üzere olan şişkin Güneş gaz kaçırmaya başlayacak ve dış katmanlarını zamanla uzaya salarak küçülecek.
Böylelikle yıldızı saran bir gezegenimsi bulutsu oluşturacak ve hem genleşerek Dünya’yı yutacak hem de yeterince kilo vermiş olacak. Bu da nötron yıldızı halinde çökmesini önleyecek ve çekirdeği tüm gazları uzaya üfledikten sonra sönerek bir beyaz cüceye dönüşecek.
Füzyonun durması
Sonuçta yaşlanan çekirdek helyumdan sonra karbon ve oksijen atomlarını sentezleyecek; ama Güneş’in başlangıç kütlesi yeterli olmadığı için oksijenden daha ağır atomlar sentezleyemeyecek ve nükleer füzyon durunca sönecek.
İlgili yazı: İnternetinizi Uçuracak En İyi 10 Modem
Buraya kadar sorun yok
Ancak, biz yıldızların hidrojen yakıtını tüketmesini yanlış anlıyoruz. Aslında bütün yıldızlarda 100 trilyon yıl yetecek kadar hidrojen vardır. Unuttunuz mu? Yıldızların yüzde 75’i hidrojenden oluşuyor. Öyleyse yıldız çekirdeği neden yıldızın tamamını yakamıyor? Bunun sebebi Güneş kütlesinin binde 8’i ila yüzde 60’ı kadar olan kırmızı cüceler dışındaki yıldızların içyapısının, tıpkı Dünya’nın içinin kat kat olması gibi ısıl olarak farklılaşmış olmasıdır ki yıldızlar şu şekilde yanarlar:
Çekirdek en dipteki hidrojeni yakar fakat dış hidrojen katmanlarının basıncı nükleer füzyon için gerekenden düşük olduğu için söner. Sönünce büzülür ve yerçekimi artar. Böylece dışta kalan bir miktar hidrojeni daha çekip yakmaya başlar. Bu nedenle yıldızlar yaşlandıkça sıcaklığı ve parlaklığı artar, aynı zamanda gittikçe büyümeye başlarlar. Nitekim Güneşimiz 1 milyar yıl sonra Dünya’nın okyanuslarını buharlaştırıp hayatı yok edecek kadar sıcak olacak (yüzde 10 daha parlak olacak).
Oysa Güneşimizin iç katmanları arasında kesin sıcaklık farkları vardır. Bu da yaşlandıkça küçülen çekirdeğin dıştaki bütün hidrojene erişmesini engeller. Kırmızı cücelerden büyük olan yıldızlar sahip olduğu hidrojenin ancak küçük bir miktarını yakabilirler ve ne kadar kütleliyseler (süpernova adayı mavi süper devler gibi) çekirdeğin erişebileceği hidrojeni o kadar hızlı yakarlar. Bu yüzden 100 trilyon yıl yetecek hidrojeni olsa bile bunu yakamayarak söner ya da birkaç milyon yılda patlarlar.
Uzun ömür
Kırmızı cüceler ise çekirdek ısısının kesintisiz olarak bütün yıldıza yayılacağı kadar küçüktür. Üstelik çekirdekleri düşük sıcaklıkta yanar. Böylece hem hidrojeni 1 km’de 4 litre benzin yakan tasarruflu bir araba gibi koklayarak tüketir hem de zamanla yıldızın tamamını nükleer füzyonla yakar. Bu sayede kırmızı cüceler 1 trilyon ile 100 trilyon yıl yaşarlar. Bizim de soyumuz tükenmezse uzak gelecekte evrende soğuktan dönüp ölmemek için kırmızı cücelerin yörüngesindeki gezegenlerde yaşayacağız.
İlgili yazı: Kodlama İçin En Gerekli 16 Programlama Dili
Peki yıldızlar neden patlıyor?
Bir yıldız ne kadar kütleliyse çekirdeği de o kadar ağırdır ve sönünce kendi içine daha fazla çökmek ister. Aslında çekirdek büzülüp küçülürken yerçekimi artar ve çekirdeğin üstüne daha çok madde çekip büzülmesini sağlayan pozitif besleme etkisi yaratabilir. Beyaz cücelerin çöküp nötron yıldızına dönüşmesini önleyen şey atomları saran elektronların basıncıdır:
Çekirdek plazması o kadar sıcaktır ki bütün elektronlar atomlardan kopmuş ve atom çekirdekleri çıplak kalmıştır. Elektronlar çekirdeklerin çevresinde serbestçe yüzer ama eş yükler birbirini ittiğinden daha fazla sıkışıp çökmeye de direnç gösterirler. İşte bu beyaz cücelerin nötron yıldızına dönüşmesini önler.
Öte yandan yıldız çekirdeği yıldız kütlesinin küçük bir kısmını oluşturur. Örneğin nötron yıldızları maksimum 2,6 Güneş kütlesindeki bir demir topunun minimum 10 km çapına çökmesiyle oluşur ama böyle bir nötron yıldızı üretmek için orijinal yıldızın 29 Güneş kütlesinde olması gerekir! Her durumda Güneş’ten 8-29 kat kütleli yıldızların çekirdeği sönünce çökerek nötron yıldızına dönüşür.
Bu durumda elektronlar sıkışarak atom çekirdeklerinin üstüne çöker, protonlarla birleşip nötronları oluşturur. En azından nötron yıldızının dış çekirdeği neredeyse tamamen nötronlardan oluşur. Bu sebeple nötron yıldızları 10 km çapa kadar küçülebilir, bir yıldız kalıntısı inanılmaz derecede küçük olur.
Yıldızlar nasıl kara delik oluyor?
Yıldız 30 Güneş kütlesinde veya daha ağırsa nötronlar ve yüksek basınçta ezilirler. Çekirdeğin çökmesini artık hiçbir şey durduramaz ve yıldız kara deliğe dönüşür. Genellikle yıldızlar süpernova halinde patlayarak nötron yıldızı veya kara deliğe dönüşürler ama bazıları o kadar ağırdır ki patlamadan direkt çökerek kara delik olurlar. Peki yıldızlar nasıl patlar?
İlgili yazı: 5 Soruda Paralel Evrenler
Yıldızlar aslında patlayamazdı
Yukarıda hidrojen okul efsanesini çürüttük. Şimdi de yıldızlar süpernova halinde patlar efsanesini çürütelim. Tabii ki yıldızlar patlar! Ancak, neden patladıkları okullarda yanlış öğretiliyor; çünkü bunun sebebini anlamak için üniversite seviyesini beklemek gerekiyor. Aşırı basitleştirme başa bela oluyor.
Yıldızların neden patladığını anlamak için 25 Güneş kütlesindeki bir yıldızı ele alalım. Süpernova patlamasının ardından bu yıldızın çekirdeği büyük olasılıkla bir nötron yıldızına dönüşecektir. 25 Güneş kütlesindeki yıldız yaklaşık 5 milyon yıllık ömrünü tamamladığında tıpkı Güneş gibi çekirdeğinde karbon ve oksijen sentezlemiş olacaktır. Oysa yıldız o kadar ağırdır ki çekirdek Güneş’ten çok daha fazla sıkışarak daha ağır elementler sentezlemeye devam eder.
Böyle bir yıldız 600 yılda karbon yakmayı bitirir. 1 yıl neon yakar ve 6 ay içinde oksijen yakmayı durdurur. Her seferinde çekirdek daha da büzülür ve sıcaklığı artar. Çekirdek sıcaklığı 3 milyar dereceye ulaştığında silisyum yakarak bundan demir atomları sentezler. Demir füzyonu da mümkündür ama demir daha büyük atomlara dönüşürken enerji üretmez, enerji tüketir. Böylece çekirdekteki füzyon birden durur ve çekirdek soğuyarak gittikçe büzülmeye başlayıp çekirdek çökmeli süpernova üretir.
İlgili yazı: Virüsler Canlı mı ve RNA Yaşamın kökeni mi?
Yıldızlar ne kadar hızlı çöker?
Demir çok kararlı bir atomdur ve bu yüzden demir füzyonu için gereken enerji demir füzyonunun üreteceği enerjiden fazladır. Sonuçta enerji üretimi durur, çekirdek söner ve neredeyse ışık hızında çökmeye başlar. 1500 Güneş çapındaki bir yıldızın sadece 8000 km çapındaki demir çekirdeğinin, ışık hızının yüzde 99’u ile saniyenin milyarda birinde 20 km çapına indiğini düşünün. Bu sırada atomlar o kadar sıkışır ki sıcaklık 100 milyar dereceye çıkar ve bu da yıldızı patlatır.
Gerçi bu bile tek başına yıldızı patlatmaya yetmez ama çekirdek çökerken yerçekimi artar ve üstten gelen dış gaz katmanları da çekirdeğe eklenmeye çalışır. Oysa bu imkansızdır. Üstten gelen gaz alttaki gaza o kadar hızlı çarpar ki yüksekten düşünce suyun beton etkisi yapması gibi bir şok dalgası oluşur. Gazın geri tepmesi 100 milyar derecelik sıcaklığa eklenerek yıldızı patlatır.
Yıldızın dış katmanları bizimki gibi yeni güneş sistemleri oluşturmak üzere uzaya saçılır. Kısacası vücudumuz ile Dünyamızı oluşturan ağır elementleri patlayan yıldızlar çekirdeklerinde ve patlama sırasında üretir. Bu yüzden bizler kozmos belgeselinin sunucu Carl Sagan’ın dediği gibi yıldız tozuyuz. Güzel hikaye, bizi var eden hikaye, evrenin en azından kimyasal olarak 9,7 milyar yıldır hayata elverişli olmasını sağlayan bir hikaye ama hiç gerçekleşmemesi gerekiyor!
Sonuçta 8 Güneş kütlesinden ağır yıldızların çekirdeği neon ve magnezyum sentezleme başladıktan sonra daha ağır elementleri sentezleme sürecinin durması gerekir. Bunun da çekirdeğin küçülüp daha yüksek basınç üreterek demire kadar indirgenmesini önlemesi gerekir. Demir yoksa yıldız da patlamaz. Sadece söner.
Neden patlıyor o zaman?
Normalde neon çok kararlı bir elementtir. Başka atomlarla kaynaşarak daha ağır atomlar üretmemesi beklenir ama neon Dünya’da hemen hemen her şeyle reaksiyona giren çok aktif bir elementtir. Aslında 8 Güneş kütleli bir yıldızın çekirdeği 1,4 Güneş kütlesine eriştiği zaman (Chandrasekhar limiti) yeni bir süreç başlıyor. Buna elektron yakalama süreci diyoruz. Yamyam elektronlar ölmekte olan yıldızları içten içe kemirip tüketiyor. Kuantum fiziği gariplikleri sayesinde:
İlgili yazı: Yapay Zeka Nedir ve Nasıl Çalışır?
Yıldız yiyen elektronlar
Yıldız çekirdeğindeki neon atomları daha büyük atomlar halinde kaynaşmak için elektronları kullanmıyor. Elektronları kullanarak atomik yapısını tümüyle değiştiriyor! Yıldız çekirdeğindeki yüksek sıcaklık ve basınç elektron yakalamayı başlatıyor. Peki elektron yakalama ne demek?
Nasıl ki yıldızların çekirdeği asla nükleer füzyon başlatacak kadar yüksek sıcaklık ve basınç üretemez ama kuantum tünelleme füzyonu başlatır, yaşlı yıldızların neondan ağır elementler üretebilmesinin sebebi de elektron yakalamadır. Bu kez kuantum fiziği garipliği olarak zayıf nükleer kuvvetten kaynaklanan radyoaktif bozunum devreye girer. Adı ters gelebilir ama elektron yakalama bir tür radyoaktif bozunmadır. Şöyle ki neon atomları füzyona 10 proton ve 10 nötronla başlar:
Sonra bir elektron yakalar, elektronu yüksek basınçla sıkıştırıp atom çekirdeğindeki protonlarından birinin üstüne zorlar. Elektronla protonu birleştirip nötrona dönüştürür. Böylece 9 proton ve 11 nötronlu bir elemente dönüşür. Bu aslında flordur! Flor oluşurken yıldız çekirdeğinde dönüp dolaşan serbest elektron sayısı azalır. Eş yüklerin birbirini itmesi azalınca çekirdek daha çok çöker.
Çökmeyle sıcaklık, basınç, yerçekimi artar ve çekirdeğin daha ağır elementler sentezlemesinin önü açılır. Kısacası orta boy yıldızların (8-10 Güneş kütleli) patlamasının sebebi elektron yakalamadır. Daha ağır yıldızlar muazzam yüksek basınç oluşturan çekirdekleriyle neon engelini zaten aşarlar. Yine de orta boy yıldızların patlaması çok önemlidir! Yoksa daha az sayıda süpernova yaşanır ve bu da hem yeni yıldız sistemlerinin oluşumunu yavaşlatır hem de evrende daha az ağır element üretilmesini sağlardı. O zaman da yaşama elverişli kayalık gezegenler nadir olur ve yaşam ortaya çıkmazdı.
Sonsöz
Peki Dünya’da hayat nasıl ortaya çıktı? Onu da şimdi görebilir ve yıldızların ölümü derken kelimesi kelimesine evrenin en garip yıldızları olan nötron yıldızlarına bakabilirsiniz. Bilinen en büyük yıldız UY Scuti’ye göz atarak süper kırmızı dev Antares yüzeyindeki detayları nasıl fotoğrafladığımızı inceleyebilirsiniz. Kırmızı dev Betelgeuse yıldızı nasıl patlayacak diye sorarak yıldız depremlerinin uzaydaki üç gizemi nasıl çözdüğünü öğrenebilirsiniz. Peki ya sürekli patlayan beyaz cüce yıldız ve uzaya yıldız fırlatmanın en ilginç 3 yolu? En iyisi merakınızı kendi hızınızda giderin. İyi bayramlar!
Süpernova nasıl patlar?
1Evolution of ONeMg Core in Super-AGB Stars toward Electron-capture Supernovae: Effects of Updated Electron-capture Rate
2The Crab Nebula’s progenitor
