Yıldızların Evrimi – Küçük Kütleli Yıldızların Yaşam Yolu

bc

Yıldızların evrimi, onların kütlelerinin belirlediği bir yaşam yoludur. Bir yıldızın anakola gelirken hangi evreyi izlediğini şu yazımızda anlatmıştık. Anakol için özetle, bir yıldızın oluşum aşamasında dengeye ulaştığı ilk evredir denebilir. Anakola gelene kadar aynı aşamalardan geçen yıldızların, anakoldan sonra hangi yolu izleyecekleri kütleye bağlıdır. Bunun için yıldız yaşamını kütlelere göre 3 başlık altında inceleyebiliriz. Bu yazıda konumuz küçük kütleli yıldızlar…

İncelemeye geçmeden önce küçük bir konuya değinelim. Hesaplamalara göre aşırı küçük kütleli yıldızların anakol yaşamı son derece uzun sürer. Bu süre yaklaşık olarak evrenimizin yaşının 2 katından biraz fazladır. Bu yüzden böyle bir yıldızın varlığını bir şekilde keşfedebilirsek, bu yıldızın daha 10 küsur milyar yıl kadar anakolda kalacağını tahmin edebiliriz. Küçük derken bahsettiğimiz boyut, yaklaşık 0.6 Güneş kütlesi kadardır. Bundan daha büyük kütleli yıldızlar için, az sonra anlatacağımız evrim yolları geçerlidir.

0.6 Güneş kütlesi ile 2 Güneş kütlesi arasındaki yıldızlar…

Bunlar küçük kütleli yıldızlardır. Bu yıldızlar anakol süresi boyunca çekirdeklerindeki hidrojenlerini nükleer reaksiyonlarla tüketirler. Çekirdek, hidrojeni bittiği zaman büzülmeye başlar, ancak enerji yayımı devam etmektedir. Çekirdek büzülürken, en dış katmanlar aksine genişler ve oluştukları zamandaki hallerinin birkaç yüz katı genişliğe ulaşırlar. Yıldızın yaydığı ışınım, ışınım formülü gereği, onun yarıçapı ve etkin sıcaklığı ile orantılıdır. Bu yüzden yıldızın genişlemesi, yani yarıçapının artması, sıcaklığının düşmesini gerektirir. Bu aşamada yıldız daha büyük, ama daha soğuk olur. Buna “alt dev” evresi denir.

Soğuk kelimesi sizi yanıltmasın. Birkaç bin Kelvin gibi sıcaklıklardan bahsediyoruz.

Dış katmanlar soğurken, çekirdeğin olduğu bölge büzülmeden dolayı ısınmaktadır. Yeterli sıcaklığa ulaşan çekirdeğin hemen dışındaki bölge hidrojeni yakacak (yakmaktan kasıt nükleer reaksiyonlardır) düzeye gelir. Bu defa çekirdeğin hemen dışındaki kabuk kısmında hidrojen yanmaya başlar. Bu “kırmızı dev” aşamasıdır. Hidrojen reaksiyonlarla helyuma dönüştükçe, çekirdeğin hemen dışı olan bu bölgede helyum birikmeye başlar. Bu yükün etkisiyle çekirdek daha fazla büzülür. Böylece sıcaklık biraz daha artar. Enerji üretildiği için yıldız parlaklaşmaya başlar.

Çekirdek büzülmeye devam etmektedir. Çekirdekte yoğunluk arttığından deformasyon başlar ve çekirdek dejenere olur. Artık çekirdeğimiz gaz gibi davranmamaya başlar, çünkü farklı atom elementlerinin birbirleriyle etkileşeceği bir ortam oluşmuştur. Yani çekirdek katı veya sıvı gibi davranmaya başlamıştır. Hidrojenin tepkime gerçekleştirmesi için gereken sıcaklık 10^7 Kelvin’dir (Yani 10,000,000 Kelvin derece). Ancak büzülmeden dolayı çekirdekte sıcaklık 10^8 K’ye ulaşmıştır (Yani 100,000,000 K). Bu sıcaklık helyumu da tepkimeye sokabilecek kadar yüksektir. Dolayısıyla çekirdekte bir anda ani bir parlamayla helyum yanmaya başlar.

Yanmaktan kastımızın nükleer reaksiyon olduğunu bir kez daha belirtelim.

Helyumun bir anda tepkimeye girmesi, yaklaşık 100 saniye içinde çekirdeğin gaz haline geri dönmesini beraberinde getirir. Bu aşamada manzara şöyledir: Çekirdekte helyum, çekirdeğin hemen dışındaki katmanda ise hidrojen tüketilmektedir. Çekirdekteki helyum bittiğinde, ilk aşamaya benzer şekilde çekirdek büzülmeye, dış katmanlar genişlemeye başlar. Bu esnada yıldız HR diyagramındakiasimptotik devler kolu“na gelmiştir.

Bu aşama, yani çekirdekte biten elementin çekirdeğin hemen dışındaki kabukta, orada da biten elementin onun hemen dışındaki kabukta yanmaya başlaması durumu, bir süre devam eder. Bu durumda yıldız kırmızı dev evresinde olduğundan çok daha soğuk,ama daha parlaktır. Asimptotik devler kolunda kabuklar çok hızlı yandığından dış katmanlar büyük bir hızla uzaya fırlatılır. Ortada sadece çok sıcak olan çekirdek kalmıştır. Uzaya fırlatılan katmanlar ise bu çekirdeğin moröte ışınımı ile iyonize olur ve bulut gibi görünürler. İşte ortaya çıkan bu sıcak çekirdek bir “beyaz cüce“, iyonize olan gaz ise “gezegenimsi bulutsu” olarak adlandırılır.

Beyaz cüceler HR diyagramında sol altta bulunurlar.

Küçük kütleli bir yıldız olan Güneş’in, 5 milyar yıla yakın bir süre sonra bu evrim yolunu izleyerek bir beyaz cüceye dönüşeceği tahmin edilmektedir. Beyaz cüceye dönüşen bir yıldız, başlangıçtaki kütlesinin en az yarısını kaybetmiştir.

sirius_a_and_b_hubble_photo-editted

Gece gökyüzünde gördüğümüz en parlak yıldız olan Sirius’un B bileşeni bir beyaz cücedir.

Orta ve büyük kütleli yıldızların evrimini bir başka yazıda anlatacağız. Görüşmek üzere…

Yorumlar

Yorum