Yıldızların Evrimi ve Sonu

Yıldızlar gaz bulutlarının kendi kütleçekimleri altında sıkışmaları sonucu oluşmaktadır. Hemen hemen tümüyle hidrojen atomlarından oluşan bu bulutlar evrenin başlangıcındaki kuvvetli kütleçekimsel alanın yarattığı parçacıklardan ortaya çıkmaktadır. Bulut sıkıştıkça ısınacağından, sonunda yıldızın içinde nükleeer tepkimeler başlatacak sıcaklıklara erişilebilmektedir. Bunlar arasında daha sonra Bethe’nin de ayrıntılı bir biçimde gösterdiği gibi dört hidrojen çekirdeğinin enerji açığa çıkararak bir helyum çekirdeğine dönüşmesi tepkimesi,

4 Hidrojen —» Helyum+Enerji
Güneş gibi bir yıldızın uzun süre parlaması için gerekli enerji kaynağım oluşturmakta ve kütle-çekimin yıldızı çökertme etkisini dengeleyen basıncı sağlamaktadır. Böylece yıldız gökyüzünde göründüğü parlak, kararlı halde devam edebilecektir. Ancak sonunda yıldızın hidrojenden oluşan yakıtı tükenmeye yüz tutacaktır. Bu sırada kütleçekim hidrojene göre daha ağır olan helyumu yıldızın merkezine çökertecek ve geri kalan hidrojenin kısmen yanmasıyla yıldızın çapı eskisine oranla yaklaşık 100 kez büyüyerek yıldız bir “kırmızı dev” haline gelecektir. Bu aşamada yıldızın merkezindeki helyum daha da sıkışıp yeni nükleer tepkimelerle helyumu karbon ve oksijene, ardından bunları da yakarak neon, magnezyum ve silikona dönüştürebilir. Doğadaki ağır atomlar hep yıldızların içinde pişirilerek ortaya çıkmış ve süpemova patlamalarıyla çevreye yayılmıştır. Öte yandan yıldızın merkezinde helyumu yakacak koşullar oluşmazsa ya da yıldız tüm nükleer yakıtlarını eninde sonunda tüketince ne olacaktıri işte bu konu Chandrasekhar’m 20 yaşlarında Ingiltere’de araştırmalarına başladığı dönemde astronomların yanıtlamaya çalıştıkları en önemli soruydu. Nükleer yakıtını tüketen bir yıldızda, kütleçekim maddeyi daha da sıkıştırıp yıldızın çapım küçülterek yoğunluğunu artıracaktır. Böylelikle yıldızı oluşturan atomların çekirdekleri ve elektronlar birbirlerinden ayrılacak ve ortaya, dünyadaki maddeyi oluşturan türden çok daha değişik bir “dejenere gaz” çıkacaktır. Böylece santimetre kübe 60 kg gelen yoğunluklar elde edilebilecek ve bu cins-maddeden oluşan yıldızlar küçük bir hacme sıkıştıkları için “cüce” ve bunlardan hâlâ ışıyanları içinse “beyaz cüce” denilecekti. Astronom W.S.Adams o sıralarda gökyüzünde en parlak yıldız olan Sirius’un bir beyaz cüce ile birlikte bir çift yıldız sistemi oluşturduğunu bu yıldızdan gelen ışığın tayfını inceleyerek ispat etmişti. 1920’lerde kuvantum kuramı, özellikle dejenere gazı tanımlayacak kuvantum istatistiksel mekaniğinin Fermr'-Dirac dağılımı bilinmediğinden, beyaz cücelerin kuramı tümüyle geliştirilememişti. Bu eksiklik kuvantum kuramının bulunmasından hemen sonra, 1926’da R.H.Fowler tarafından giderildi. Fowler cüce yıldızın tek bir dev moleküle benzediğim ve bütün yıldızların da sonuçta birer cüce yıldız (önce beyaz sonra kara cüce yıldız) olarak evrimlerini tamamlayabileceğini gösterdi. Bu aşamada Chandrasekhar, Fo ıvler’in hesaplarında Einstein’ın özel görelilik kuramından kaynaklanan bazı katkıları dikkate almadığım, ancak cüce yıldızların içindeki olağanüstü koşullarda elektronların ışık hızına yakın hızlara erişebileceğinden bunun gerekli olduğunu farketti. Özel görelilik etkileri hesaba katılınca ortaya yepyeni bir sonuç çıkmaktaydı. Bugün Chandrasekhar limiti (Mc) diye anılan

Mc— 1,44 MG (burada Mc Güneş’in kütlesini göstermektedir)
cüce yıldızların kütlesi için bir maksimum kütledir. Kütlesi bundan daba fazla olan bir beyaz cüce olanaksızdır. Kütlesi Chandrasekhar limitinden daba fazla olan yıldızların sonu nasıl olacak sorusu ise, Chandrasekhar’ın buluşunun hemen ardından gündeme geldi. Kütlesi Chandrasekhar limitini aşan yıldızlar ya patlamalar yoluyla kütlelerini azaltıp cüce yıldız şeklinde son bulacaklar ya da kütleçekimi kuvvetleri yıldızı daha da sıkıştırıp, sonunda yıldızı oluşturan maddeyi ışığın bile kaçması olanaksız yoğun ve küçük bir hacme indirgeyecekti. Bu da günümüzde “kara delik ” diye bilinen tümüyle çökmüş yıldızlardan ortaya çıkan bir tür gök cismidir. Ancak sonuca kesinlikle varabilmek için, Neıvton*’ın kuramının yerine Einstein’ın kuvvetli kütleçekim alanlarını tanımlamak üzere geliştirdiği genel görelilik kuramım da kullanmak gerekmektedir. Chandrasekhar bu gelişmelere katılamadı, çünkü bu gelişmelerin başlangıcı sayılacak Chandrasekhar limitinin geçerliliği Cambridge’de öğretmeni olan Eddington tarafından kabul edilmedi, hatta haksız yere alayla karşılandı. Yıldızların evrimi Einstein’ın genel görelilik kuramım da gözünün de bulundurarak 1940’larda Oppenbeimer ve arkadaşları tarafından yeniden hesaplandı. Bu araştırmacılar yıldızların cüce halinden ayrı, (önceleri Zwicky* tarafından “nötron” yıldızı diye adlandırılmış) yeni bir kararlı hal ortaya çıkardılar. Yıldızların bir olası sonu olan nötron yıldızı hali 1970’lerde atarca (pulsar) olarak gözlendi. Tıpkı cücelerde Chandrasekhar limiti olduğu gibi, nötron yıldızlarının da yaklaşık 3 Güneş kütlesinden daha fazla kütleleri olamamaktadır. Bundan daha yüksek kütleli yıldızlar fazla kütlelerini atamadıkları durumlarda çökerek “kara delik” olmaktadır. Kara delikler kuramı ise 1960’larda Penrose ve Hawking'’in çalışmalarıyla anlaşıldı. Günümüzde bu ilginç gök cisimlerinin dolaylı olarak gözlendiğine ilişkin güçlü kanıtlar vardır.

Türk ve Dünya Ünlüleri Ansiklopedisi

Özel Arama Motoru
- Design by Filozof.net