Yıldızlar(Ayrıntılı Bilgi)
Yıldızların Hayat Basamakları
Neden . . . ?
Yıldızlar kendi kendilerine ışık veren gaz küreleridir . Kendi enerjilerini kendileri üretip bunu uzaya salarlar .
Yıldızların enerji elde etmek için kullandığı yakıtı aslında kendilerini meydana getiren maddelerdir . Yani hidrojen , helyum , karbon vs . . gibi elementleri yakıp daha ağır elementlere dönüştürerek enerji üretirler . Hemen en başından şunu da belirtmek gerekir ki burada sözü edilen 'yanma' bizim ilk bakışta tahmin ettiğimiz türden odunun ya da kömürün vs . gibi kimyasal yanma lar değildir . Kimyasal yanma larda atomların doğası değişmez . Ama bizim burada kullandığımız yanma teriminde tam tersine atomların çekirdekleri daha ağır elementleri meydana getirmek için birleşirler .
Yıldızlar sınırlı boyutlarından dolayı sonunda bütün nükleer yakıtını kullanıp enerjisini bitirir .
Burada kullandığımız 'bütün nükleer yakıtını kullanmak' deyimi de bir atomun çekirdeğinin başka bir atomun çekirdeğine dönüşüp yıldızın değişmesi ve bu nedenle hayat basamaklarından başka bir evreye ulaşması anlamı na gelir .
Güneş , enerjisini , merkezinde meydyanma neticesi elde eder ve parlar . Tam tersine gezegenler ve Ay ısı üretmezler , Güneş ışığını yansıtırlar . ana getirdiği nükleer
Nasıl . . . ?
Yıldızlar yaşamlarına başladıklarında bünyelerinde sadece hidrojen , biraz helyum ve karbon , azot , oksijen gibi ağır elementlerden de çok çok az bulundurur . Çok sıcak merkezlerinde hidrojen çekirdeğini , helyum çekirdeğine dönüştürüp enerji elde ederler . Bu dönüşüme Hidrojen Yanması denir .
Nükleer yanma tepkimeleri neticesi yıldızın merkezi milyonlarca hatta yüzmilyonlardan milyarlara varan dereceye kadar ısınır . Burada sıcaklık için herhangi bir birim kullanmıyorum . Bahsedilen yüksek sıcaklıklarda bütün birimler neredeyse eşittir . Aradaki küçük farklar da zaten hata payları içinde kaybolur . Ama fiziksel hesaplamalarda kullanılan birim Kelvin derecesidir . ( Dönüşümü: 0 Kelvin = 273 Santigrad derece )
Yıldızın merkezindeki yüksek sıcaklığın üç önemli neticesi vardır:
Yıldız aslında kütleçekim ile basınç arasında denge halindedir . Yani kütleçekim , yıldızı merkeze doğru çekmeye; merkezdeki yüksek sıcaklıktan kaynaklanan basınç ise yıldızı yukarı doğru itmeye yönelir ve ikisinin eşit miktarda olması yıldızı dengede tutar .
Nükleer yanma tepkimelerinin devamlılığını sağlar .
Merkezden , daha soğuk bölge olan yüzeye doğru ısı ( dolayısıyla enerji ) akışını sağlar . Yüzeyden , bu enerji uzaya salınır ve yıldız parlar .
Yıldızlarda Nükleer Yanma Tepkimeleri
Nükleer Yanma sonucu Enerji Oluşumu
Nükleer yanmalarda , atomların çekirdekleri birleşerek daha ağır atomlar meydana gelir . Örneğin , hidrojen yanmasında , hidrojen atomları birleşerek helyum meydana getiriken; helyum yanmasında , helyum çekirdekleri karbon ve oksijen çekirdekleri meydana getirirler .
Nükleer füzyon boyunca , çok küçük miktarda kütle kaybolurken , çok büyük miktar enerji açığa çıkar . Açığa çıkan enerji de Einstein'in ünlü formülü
E = mc2
ile verilir . Burada "E" açığa çıkan enerji , "m" kaybolan kütle , ve "c" de ışığın hızıdır . Işığın boşluktaki hızı saniyede 299 792 . 458 km'dir . Burada dikkat çekici nokta ışığın hızının karesinin alınmasıdır ve "m" kütlesi ne kadar küçük olursa olsun meydana gelen enerji devasa boyutlardadır .
Örneğin yarım kilo hidrojenin yanmasından meydana gelen enerji 10 000 ton kömürün kimyasal yanmasından elde edilene eşittir . .
Albert Einstein ( 1879-1955 ) Santa Barbara'da bisiklete binerken , CA , 1933 .
Görüntü Sahibi: California Institute of Technology .
Güneş her saniye 600 milyon ton hidrojeni 596 milyon ton helyuma dönüştürür . Kütledeki değişim yani 4 milyon ton enerjiye dönüşür . Yukarıdaki formülü kullanarak her saniye Güneş'te üretilen enerjiyi hesaplayabiliriz . Bulduğumuz sonuç ve bize olan etkisi bizi Güneş'imizin nasıl devasa ve ince ayarda çalışan bir makine olduğunu gösteriyor .
Çekirdek Hidrojen Yanması
Yıldızlar yaşamlarına , merkezlerindeki hidrojeni yakarak başlarlar . Bu şekilde merkezinde hidrojen yakan yıldızlara anakol yıldızları denir . Güneş , bu tür anakol yıldızlarına bir örnektir .
Güneş'in parlaklığı 4 trilyon trilyon ( 1024 ) ampulün verdiği parlaklığa eşittir . Bütün bu enerjisini çekirdek hidrojen yanma tepkimeleri neticesi elde eder .
Hidrojen atomu: Yörüngesinde bir elektron olan hidrojen çekirdeği .
Bir hidrojen çekirdeğinde sadece bir tane proton bulunur .
Helyum atomu: Yörüngesinde iki elektron bulunan helyum çekirdeği .
Bir helyum çekirdeğinde iki proton ve iki nötron bulunur .
Proton -- pozitif elektrik yüküne sahip
Nötron -- elektrik yükü yok
Elektron -- negatif elektrik yüküne sahip ve bir protondan çok daha küçük ve hafif .
Not: Bunun yanında sayıları çok az olsa da bir proton ve bir nötronu olan hidrojen çekirdeği yanısıra , iki proton ve bir nötronu olan helyum çekirdekleri de vardır .
Hidrojen yanması birkaç basamakta gerçekleşir . Dört tane hidrojen çekirdeği bir tane helyum çekirdeği oluşturmak üzere birleşmiştir . Aynı zamanda enerjinin yanısıra iki pozitron ve iki nötrino da yayınlamıştır .
Pozitron -- elektronun antiparçacığı ( karşıtparçacık ) , pozitif elektrik yüküne sahip .
Pozitronlar ve elektronlar çarpışınca birbirlerini yok edip yüksek enerjili gamma ışınları yayınlarlar .
Çekirdek Helyum Yanması
Çekirdekte nükleer tepkimeler sonucu hidrojen helyuma dönüştükçe , çekirdekte helyum miktarı artar , çekirdek çöker ve daha da ısınmaya başlar . Gerekli sıcaklığa ulaştıktan sonra helyum da tutuşur ve yanar . Helyum yanması neticesinde de karbon ve oksijen meydana gelir .
Helyum yıldızın çekirdeğinde yanmaya devam ederken , kalan hidrojen çekirdek çevresinde ince bir kabukta yanmaya devam eder .
Bu andaki enerji üretimi sadece hidrojen yanarken ki enerji üretiminden çok daha fazladır . Sonuç olarak yıldız daha da parlar . Daha önce belirttiğimiz yüzeye doğru olan enerji akışının bu sefer daha da büyük olması nedeniyle yıldızın dış kısmı yani soğuk olduğundan dolayı zengin hidrojen bulunan ve yanmayan katmanlar devasa boyutlara şişer .
Yıldız artık Hertzsprung-Russell ( HR ) diagram'ında anakol yıldızlarının bulunduğu bölgede daha fazla kalamaz ve eğer ki Güneş'e göre ortalama bir kütleye sahipse bir kırmızı dev e; çok daha fazla kütleye sahipse de sarı yada kırmızı süperdev e dönüşür .
Şu anki yaşı 4 . 5 milyar yıl olan Güneş'imiz de 5 . 5 milyar yıl sonra bir kırmızı deve dönüşecektir .
Anakol Yıldızı
Kırmızı Dev
Bir anakol yıldızı ile bir kırmızı devin yapıların karşılaştırılması . Yıldızların bir Güneş kütlesine sahip olduğu kabul edilmiştir .
Bir anakol yıldızı enerjisini çekirdeğinde yaktığı hidrojenle karşılarken , kırmızı dev çekirdeğinde helyum ve çekirdeğinin çevresinde bir kabukta hidrojen yakarak karşılar .
Şekilde yıldızların çekirdekleri ve kabuk ölçeklendirilmemiştir . Kırmızı devin dış zarfı daha geniş ve çekirdeğinin de anakol yıldızına göre daha yoğun olması gerekir .
Helyumdan daha ağır elementlerin yanması
Yaşamlarına sekiz Güneş kütlesinden daha az kütle ile başlayan yıldızlar , sonuna nükleer helyum yanması ile gelirler .
Yıldızlar eğer ki yaşamlarına sekiz Güneş kütlesinden fazla kütle ile başlarlarsa , nükleer tepkimeler devam eder ve helyum da yanar . Helyum yanması neticesi karbon-oksijen bir çekirdek kazanılır , çekirdek daha çöker ve daha da ısınır . Çekirdekte bütün helyum yandıktan sonra karbon ve oksijen de tutuşur . Buradan da neon , magnezyum , silisyum ve sülfür meydana gelir . Sonunda silisyum ve sülfür de demir , nikel ve yaklaşık bu atom ağırlığına sahip diğer elementleri meydana getirmek üzere yanar .
Şimdi bu yıldızın yapısını bir soğana benzetebiliriz . En içteki çekirdek demirden ibaretken bunun çevresinde bir kabukta silisyum ve sülfür yanmaya devam eder , yandıkça meydana gelen demiri çekirdeğe aktarır . Bu kabuğa ek olarak hafif elementlere doğru oksijen , karbon , helyum ve hidrojen olmak üzere ince ince kabuklar da bulunur .
Yanda 20 Güneş kütlesine sahip bir yıldızın yapısı görülüyor . Burada H , He , C , O , Ne , Mg , Si , S , ve Fe harfleri sırasıyla hidrojen , helyum , karbon , oksijen , neon , magnezyum , silisyum , sülfür , and demir'in kimyasal sembolleridir .
( Yıldızı n çekirdeği ve kabuklar ölçeklendirilmemiştir . )
2 . Gezegenimsi Bulutsuların Oluşumu
Yıldızların kaderlerini belirleyen son basamakları neredeyse tamamen doğarken sahip olukları kütleye bağlıdır .
Başlangıç kütleleri sekiz Güneş kütlesinden az olanlar , hayatlarına gezegenimsi bulutsu ( nebula ) püskürterek son verirler . Yıldızdan geriye kalanlar ise beyaz cüceler dir .
Fakat başlangıç kütleleri sekiz Güneş kütlesinden fazla olanlar ise süpernova patlaması ile son verirler ve yıldızdan geriye kalanlar ise nötron yıldızları veya karadelikler dir .
Bu bölümde gezegenimsi bulutsu oluşturan yıldızların son safhalarını inceleyeceğiz . Bir sonraki bölümde de daha büyük kütleli yıldızların ölümü üzerinde duracağız .
Lyra takımyıldızında bulunan Ring Nebula ( Yüzük Nebülözü ) The Ring Nebula ilk keşfedilen gezegenimsi bulutsudur . Onu 1779'da ilk keşfeden Antoine Darguier teleskopla ilk baktığında onu Jüpiter genişliğinde gezegen benzeri bir cisim olarak tanımlamıştı . Bu nedenle bunlar aslında gezegenle hiçbir alakaları olmadığı halde "gezegenimsi bulutsu" olarak isimlendirilmişlerdir .
Yüzük nebulası yaklaşık iki ışık yılı çapa sahip küresel bir gaz kümesidir . Bize uzaklığı 5500 ışık yılıdır .
Gezegenimsi Bulutsuların Oluşumu
Başlangıçtaki kütlesi sekiz Güneş kütlesinden küçük olan yıldız , çekirdek hidrojen yanmasını bitirip bir kırmızı deve dönüşür .
Burada şimdi çekirdekte helyum , karbon ve oksijen oluşturmak üzere yanar ve bu anda çekirdeğin çevresinde ince bir kabukta kalan hidrojen de yanmaya devam eder .
Yıldız , 1000 ile 10 000 kat arasında parlaklık artışı gösterir .
Dışta kalan , zengin hidrojen zarf devasa boyutlara şişer . Genişliği Dünya'ın hatta Mars'ın yörüngesine varan boyutlara kadar şişer .
Genişleyen zarfın yüzey sıcaklığı 2500 ile 3500 dereceye kadar düşer . Bu sıcaklık da bir yıldız için soğuktur ve yıldızın kırmızı görünmesine sebep olur .
Bu sırada yıldızın yüzeyinden , Güneş'inkine benzer ama daha güçlü rüzgarlar esmeye başlar . Tabii bu da kırmızı devin merkezindeki çekirdeğinin çevresinde bulunan hidrojen zarfı kaybetmesine neden olur .
Zarfın bitimine doğru , yani kütle kaybının en fazla olduğu zaman yıldız titremeye başlar ( puls atımı ) . Yüzey katmanları tekrar eden çevrimlerle genişler ve büzülür . Bu periyotlar birkaç aydan uzun yıllara kadar sürer . Bu tür puls yapan yıldızlara uzun dönemli değişenler denir .
Yıldız tarafından püskürtülen zarf materyali zamanla genişleyerek bizim gezegenimsi bulutsu dediğimiz gaz kabuğunu oluşturur .
Gezegeninsi bulutsular tipik olarak Güneş'in 2/10'u kadar kütleye sahiptir . ( Daha da kütleli olanlar da bulunmuştur . ) Gaz kabuk saniyede 15 ile 30 km ( saatte 60 000 ile 120 000 km ) genişleme hızı ile yıldızlararası ortama doğru sürüklenirler .
Gezegenimsi bulutsular aslında merkezlerindeki yıldız ( lar ) tarafından aydınlatılırlar . Bazıları küresel veya sarmal , bazıları çift kutupludur fakat bazılarında herhangi bir düzgün şekil yoktur . Ama her ne olursa olsun genellikle çok güzel görüntüleri vardır . Tabii bu güzel görüntüler de burada sonzuza dek durmaz , kabuk genişledikçe yıldızlararası ortamla birleşir ve dağılırlar .
Ortalama olarak her yıl galaksimizde bir tane gezegenimsi nebula oluşurken bugüne kadar 1500 tanesi de kataloglanmıştır .
Gezegenimsi Bulutsuların Merkez Yıldızları
Genç gezegenimsi bulutsunun merkez yıldızı kendine özgü farklı ve aynı zamanda ilginç evreye doğru gider .
Yıldız , çekirdek helyum yanması sonucu olarak karbon ve oksijenden ibarettir . Çevresinde ince bir helyum tabakası yer alır . Bazı durumlarda da gerçekten çok ince bir tabakada helyum tabakasının üzerinde zengin hidrojen tabakası da bulunur .
Tipik bir merkez yıldızın kütlesi yarım Güneş kütlesi ile bir Güneş kütlesinden biraz fazla olabilir . Fakat boyutları ancak Dünya boyutları kadardır . Bu nedenle yıldız çok yoğundur . Buradan alınacak bir çay kaşığı büyüklüğünde madde 10 ile 100 ton arasında gelir .
Gezegenimsi bulutsunun oluşumunun son basamaklarında , merkez yıldızda meydana gelen bütün nükleer tepkimeler son bulur .
Belli bir süre yıldızın yüzeyi bir kaç yüz bin derece sıcaklıkta korunur .
Önündeki birkaç milyon yıllık gidişatında yıldız gittikçe soğur ve bir beyaz cüceye dönüşür . Burada 'beyaz' yayınladığı ışığın renginden , 'cüce' ise küçük boyutundan dolayı isnat edilmiştir .
Beyaz cüceleri aslında yanmış bitmiş közler şeklinde düşünebiliriz . Zamanla daha da soğuk ve sönük olmalarında dolayı birkaç milyar yıl sonra görsel olarak tespit edilemez hale gelirler -hatta bizim galaktik komşuluğumuz içinde bulunsalar dahi- . Bölüm 4 'te beyaz cücelerin tekrar aktif hale gelmesini inceleyeceğiz .
Helix Bulutsusu ( The Helix Nebula ) . Bu spiral şekilli bulutsu bize en yakın gezegenimsi bulutsu olma özelliğini taşır . Bulutsunun merkezinde bulunan beyaz-mavimsi yıldız zamanla daha da soğuyacak ve bir beyaz cüceye dönüşecek .
Görüntü Sahibi: David Malin ( Anglo-Australian Observatory )
Yandaki resimde M4 küresel kümesinin içinde küçük bir noktadan alınan bir fotoğraf görülmektedir . Burada halkayla 8 tane beyaz cüce işaretlenmiştir . M4 küresel yıldız kümesi 50 ışık yılı genişliğinde , 100 000 yıldız barındıran bize 7000 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir kümedir .
Tahminlere göre M4 kümesinde yaklaşık 40 000 beyaz cüce bulunmaktadır . Bunların hepsinin de eski kırmızı devlerin dış zarflarını atmasıyla oluşmuş yıldız artıkları oldukları düşünülmektedir . Bunların çevresinde de gezegenimsi bulutsular oluşmuşsa da uzun zaman önce dağılmışlardır .
Görüntü Sahibi: Michael Bolte ( University of California , Santa Cruz ) and Kitt Peak National Observatory 0 . 9-meter teleskop , National Optical Astronomy Observatories ( üstteki görüntü ) ; Harvey Richer ( University of British Columbia , Vancouver , Canada ) ve NASA ( sağdaki görüntü ) .
3 . Süpernova Patlamaları
Başlangıç kütleleri sekiz Güneş kütlesinden büyük olan yıldızlar hayatlarını süpernova denen şiddetli patlamalarla bitirirler .
Bir sonraki evrelerine geçmiş , yüksek kütleli bir yıldızın Yapısı
Süpernova patlamalarına geçmeden , daha önceleri bahsettiğimiz , neredeyse hayat basamaklarının son evrelerine yaklaşmış 20 Güneş kütleli bir yıldızın yapısına bir göz atalım:
Yıldızın demir çekirdeğine dikkatli bakalım , kütlesi yaklaşık olarak Güneş'in kütlesinin 1 . 4 katı olması dolayısıyla çok yoğun fakat boyutu ancak Dünya'nın üçte ikisi . Bir yıldız bir kez bu yapıya ulaştı mı , artık onun nükleer yanma tarihinin sonuna ulaştığını söyleyebiliriz . Çünkü demir çekirdek , daha önce helyumun , karbon-oksijenin veya diğer elementlerin başlattığı gibi nükleer tepkime başlatamaz . Sebebi demir normal şartlarda yanmaz .
Kimyasal yanma gibi nükleer yanma da ancak enerji salındığında meydana gelir . Bununla beraber , demirin füzyonu yani diğer çekirdeklerle tepkimesi için giren enerjiye ihtiyaç vardır . Bu şekilde demirin yanması için gerekli enerji ancak süpernova patlamaları gibi yüksek sıcaklık oluşturan mekanizmalarda meydana gelir .
Süpernova Fışkırmaları
Yıldızın demir çekirdeği 1 . 4 Güneş kütlesine yaklaşınca , -yani demir çekirdeğin çevresinde devam edegelen silisyum ve kükürtün nükleer tepkimelerine bağlı olarak- dramatik olaylar süreci tetiklenir .
Demir Çekirdek Çöker
Anakol safhasındayken basınçla dengelenen çekim kuvveti , bu andan sonra daha güçlü hale gelir ve demir çekirdek çöker .
Bir saniyeden daha kısa sürede çekirdek yaklaşık 8000 km'den bir kaç km'ye kadar çöker , bu sırada olağanüstü enerji salınır . Bu çökme o kadar hızlı meydana gelir ki yıldızın dış katmanları tekrar reaksiyona bile giremez .
Bu sırada meydana gelen enerji salınması gerçekten o kadar olağanüstüdür ki , bu , Güneş gibi 100 tane yıldızın yaklaşık 10 milyar yıl gibi süre olan yaşamlarında ürettiği toplam enerjiye eşittir .
Çökme anında yayınlanan enerjinin çok büyük kısmı uzayda , yakalanması çok zor olan nötrino denen parçacıklar tarafından taşınır . Bununla beraber bu enerjinin küçük bir kısmı çekirdeğin çevresinde bulunan zarfın alt katmanlarında birikir ve bu da süpernova patlamasını tetikler .
Resimde okla gösterilen mavi superdev yıldız Sher 25'dir ve bu yıldız çok büyük kütleye sahip olmasının yanısıra çevresinde 6600 yıl önce fırlatılmaya başlanan kum saati şeklinde bir bulutsu bulunmaktadır . Bu yıldızın bütün durumları ve kütle atımı aynen Şubat 1987'de patlayan Süpernova 1987A'nın durumuna benzemektedir . Astronomlar yıldızın bir süpernova olarak patlayacağına eminler ama ne zaman? Belki yarın , belki binlerce yıl sonra . . . Süpernova patlamalarının ne zaman olacağı tahmin edilememektedir .
Görüntü Sahibi: Wolfgang Brandner , Eva K . Grebel ( Universität Würzburg , Germany ) , ve the European Southern Observatory , La Silla , Chile ( Danish 1 . 54-m teleskobu ) .
Zarf Patlaması
Zarfın alt tabakalarında biriktirilen enerji , zarftan yıldız yüzeyine doğru süper güçlü bir şok dalgası meydana getirir .
Şok dalgaları dışa doğru hareket ederken , bu zarfı ısıtır ve oluşan sıcaklık yeni nükleer tepkimelere neden olurlar . Bu sırada zarf saatte binlerce km hızla dışa doğru fırlatılır .
İşte tam bu safhada meydana gelen çok çok yüksek sıcaklık nedeniyle demirden daha ağır elementler oluşur . Bu da bizi oluşturan maddelerin nasıl meydana geldiğini gösterir .
Şok dalgaları yıldızın yüzeyine ulaşınca , yüzey tabakalarını çabucak ısıtır ve burayı daha parlak hale getirir . Bir yada iki gün içinde patlayan yıldız milyarlarca Güneş'in parlaklığından daha parlak hale gelir .
Bu saniye uzaktaki gözlemcilerin bir süpernova patlamasından haberdar olduğu andır . Daha önce belki hiç farkedilemeyen yıldız , yıldızlararası veya galaksilerarası uzayın en uzak köşelerine kadar ışığını en parlak şekliyle ulaştırır . Buna "yeni" anlamında "nova" denir .
Bu olayların sonuçları yoğun yıldız artığı ve de hızla genişleyen gaz bir kabuktur .
Yıldız artığı da bir nötron yıldızına ya da bir karadeliğe dönüşür .
Genişleyen gaz kabuk yıldızlararası ortama doğru ilerler , bunu itip , sıkıştırıp etkileşime girer . Yıldızlararası ortamdaki bu tür bölgelere süpernova artıkları denir .
Birkaç hafta sonra patlamanın parlaklığı düşmeye başlar , fakat bununla beraber süpernova galaksilerarası uzaklıklarda bile aylarca belki yıllarca görünür kalmaya devam eder .
Senede yaklaşık 20 ile 30 arasında süpernova Samanyolu Galaksimiz dışında tespit edilir . Çoğu ise bize olan büyük uzaklıkları nedeniyle teleskop yardımı olmadan görünemeyecek düzeydedir .
Not: Astronomlar az önce açıkladığımız türdeki süpernovalara "Tip II Süpernova" adını verirler . "Tip I Süpernova"lara da Bölüm 4 'te değineceğiz .
Solda 1984 yılında çekilmiş Büyük Magellan Bulut'unda bulunan Tarantula Bulutsusu görülmektedir . Birinci resimde okla belirtilen bölgeye ikinci resimde dikkat ederseniz , Şubat 1987'de patlayan Süpernova 1987A'nın büyük parlaklık artışını görebilirsiniz .
Güney yarımküreden gözlenebilen Büyük Magellan Bulutu , 170 000 ışık yılı uzaklığı ile Samanyolu'na en yakın galaksidir . Çubuk şeklinde bir yapısı olup Samanyolu'ndaki yıldız sayısının yaklaşık onda biri kadar yıldıza sahiptir .
Görüntü Sahibi: Anglo-Australian Observatory
Süpernova Kalıntıları
Süpernova tarafından fırlatılan gaz kabuk yıldızlararası ortama ilerlerken , yeni meydana gelen ağır elementleri de yıldızlararası ortama katarak zenginleştirir; buna da süpernova kalıntısı denir .
Süpernova kalıntıları yüzbinlerce yıl boyunca güzel görüntüleri sergilerler . Görünür dalgaboyunda da görünmeleri yanısıra radyo dalgaları ve X ışınları da yayınlarlar .
Yaklaşık 150 tane süpernova kalıntısı Samanyolu Galaksi'mizde keşfedilmiş ve her yıl yüzden fazlası da uzak galaksilerde keşfedilmektedir .
Tarihte , gözlenen süpernova patlaması ile birlikte , sadece yarım düzine süpernova kalıntısı eşleştirilmiştir . 1572'de Tycho , 1604'de Kepler ve 1054 yılında Çinli astronomların gözlediği süpernovalar bunlara örnektir .
Yanda ROSAT X ışını teleskopu tarafından çekilen görüntü Cygnus takımyıldızında bulunan ve Cygnus Düğümü olarak bilinen bir süpernova kalıntısıdır . Bize 2500 ışık yılı uzaklıkta bulunan kalıntıya ait süpernova yaklaşık 15 000 yıl önce patlamıştır . Bugün bile devam edegelen patlamadan kalan şok dalgaları çevresindeki yıldızlararası ortamı hala itmektedir ve içindeki gazı ısıtıp X ışını yaymaya devam etmektedir .
Görüntü Sahibi: Levenson ( Laboratory for High Energy Astrophysics - NASA/GSFC )
Sol altta Cygnus Düğümü'nün küçük bir parçasının Hubble Uzay Teleskobu tarafından ve sol üstte de D üğüm' ün Kanarya Adaları'nda bulunan 2 . 54 metrelik Isaac Newton teleskobu tarafından alınan optik görüntüleri . Bu harikulade görüntüler süpernova tarafından üretilen çok hızlı hareket eden şok dalgalarının yıldızlararası ortamdaki etkileşimi nedeniyle oluşmuştur . Buradaki mavi renk oksijen atomları tarafından , kırmızı kükürt atomları tarafından ve yeşil de hidrojen atomları tarafından üretilir .
Görüntü Sahibi: Jeff Hester ( Arizona State University ) ve NASA ( sol alttaki resim ) IAC/RGO/Malin ( sol üstteki resim )
Yıldız Kalıntıları
Yıldızın çöken çekirdeği artık normal bir yıldız değildir . Bu bir nötron yıldızı yada bir karadelik haline dönüşür .
Karadeliklerin , nötron yıldızlarının , beyaz cücelerin , Güneş'in ve süperdevlerin birbirlerine olan oranlarını bir kağıda çizmek neredeyse imkansızdır . Boyutları arasındaki fark gerçekten çok fazladır .
Örneğin üç Güneş kütlesine sahip bir karadeliği bir nokta ile yani santimetrenin 1/30'u ile gösterirsek , 1 . 4 Güneş kütleli bir nötron yıldızı bundan sadece farkedilmeyecek kadar olsa da biraz daha geniştir . Bir beyaz cüce 30 cm , Güneş ise 35 metredir . Bir süperdev olan Betelgeuse yıldızı ise de aynı ölçekle 35 km genişliğe sahiptir .
Nötron Yıldızı ve Karadeliklerin Oluşumu
Yıldızın çekirdeğinin kütlesi 1 . 4 Güneş kütlesi olduğunda , demir çekirdeğinde kütleçekim basınça galip gelir ve sonuç çekirdek çöker ve çok büyük enerji salınır .
Nötron yıldızı
Kütleçekimin basınç karşısında hızla artan egemenliği ile büzülme bir serbest-düşme gibi olur:
Çökme ışık hızının yaklaşık %25'i oranında bir hızla gerçekleşir .
Bir saniyeden daha kısa bir zamanda , çekirdeğin çapı 8000 km'den 20 km'ye kadar düşer . Bu sırada maddenin yoğunluğu suyun yoğunluğundan 100 trilyon kat daha fazladır .
Bu yüksek yoğunluk neticesi , basınç keskince yükselir ve çökme aniden durur .
Bu çökmüş yıldız çekirdeği artık neredeyse tamamen nötronlardan ibarettir . Buna nötron yıldızı denir .
Karadelik
Eğer çöken demir çekirdek çevresindeki zarftan yeterli maddeyi biriktirmeyi başarırsa ve üç Güneş kütlesi veya daha fazla kütleye sahipse çökme , nötron yıldızının oluşumu ile durmaz; çökme devam eder ve bir karadelik oluşturur .
Not: Yukarıda anlatılan üç veya daha fazla Güneş kütleli çekirdeklerin karadeliklere dönüşümü teoriktir ve henüz hiçbir gözlemle doğrulanamamıştır .
Nötron Yıldızları
Nötron yıldızları ağırlıklı olarak nötronlardan ibarettir .
Çapları yaklaşık birkaç on km ve kütleleri 1 . 4 ile 3 Güneş kütlesi arasındadır . Bu kadar kütle , fakat çok daha küçük boyutları onları beyaz cücelerden daha yoğun yapar . Bir kaşık nötron yıldızı maddesi bir milyar tondan daha fazla gelir .
Birçok genç nötron yıldızı kendi eksenlerinde saniyede 10 ile 100 kez dönerler . Zamanla birkaç milyar yıl içinde bu dönme saniyede 1 tura düşer .
Birçok nötron yıldızı çevrelerinde Dünya'nınkinin milyarlarca katından trilyonlarca katına kadar bir manyatik alana sahiptir . Bu güçlü manyetik alanlar ışığı , radyo dalgalarını ve ışınımım diğer çeşitlerini odaklayıp , manyetik alan eksenleri yönünde iki dar ışın demeti ile yayarlar . ( Biri kuzey manyetik kuzey yönünde , diğeri manyetik güney kutbu yönünde )
Pulsarlar: Eğer kutup ekseni yıldızın dönme eksenine ile aynı doğrultuda değilse ışın göğü iki yönde çevreler ( nötron yıldızının dönmesine bağlı olarak ) sanki bir deniz feneri gibi . Eğer bu ışınların doğrultularından birinin yönünde bulunursak , ışınımın pulslarını ( atımlarını ) bizim bakış doğrultumuzu kestiği görülür . Bu şekildeki nötron yıldızlarına pulsar denir ve "pulsating radio star" ın kısaltmasıdır .
Hubble Uzay talaskobu tarafından güney yarımküre takımyıldızlarından olan Corona Australis bölgesinde çekilen nötron yıldızı görüntüsü . Yıldız gönderdiği müthiş X ışınları neticesinde keşfedilmiştir . Yüzey sıcaklığı 6 . 5 milyon santigrad derece ile herhangi bir yıldızdan çok çok daha sıcaktır .
Görüntü Sahibi: Frederick M . Walter ( State University of New York at Stony Brook ) ve NASA
Pulsar Modeli .
Yengeç Bulutsusu ( The Crab Nebula ) 1054 yılında Çin ve Japon gözlemcilerin kaydettiği bir süpernova patlamasından arta kalan artığıdır . Yengeç Bulutsusunun merkezinde de saniyede 30 kez dönen bir pulsar vardır .
Pulsar döndükçe manyetik alanı nedeniyle elektronlar ve diğer parçacıklar bulutsunun içine doğru fırlatılır ve dalgalar pulsardan dışarı doğru ışık hızının yarısı kadar bir süratle yayılır . ( Yukarıdaki üç resimde görülebiliyor . )
Görüntü Sahibi: Paul Scowen ( Arizona State University ) ( soldaki görüntü ) . Jeff Hester and Paul Scowen ( Arizona State University ) ve NASA ( sağdaki görüntü )
Karadelikler
Bazen büyük kütleli yıldızın demir çekirdeğinin çökmesi sonucu nötron yıldızı yerine karadelik meydana gelir . Karadeliklerin kendilerine özgü özellikleri vardır:
Karadeliğin gravitasyonel çekim kuvveti o kadar yüksektir ki hiçbir parçacık , hiçbir ışık , herhangi çeşit hiçbir ışınım ( radyasyon ) kısaca hiçbir şey ondan kurtulamaz .
Bazı teorilere göre , karadelikler kendi olay ufku ndan parçacık veya foton yayınlarlar . Bununla beraber , bu yayım çok zayıftır ki üç Güneş kütleli karadelik böyle parçacık yayımlayarak ancak 1067 yıl sonra bütün maddesini bitirebilir . Tabii bu bilinen evren yaşı olan 13 . 7 milyar yıldan çok çok fazladır . Bu nedenle , her ne olursa olsun karadelikleri tamamen kara kabul edebiliriz .
( 1067 ; 1'in yanında 67 tane sıfır! )
Bir karadeliğin çevresinde küresel yada neredeyse küresel , hiçbir şeyin artık kaçamadığı bir "Geri dönüş yok" noktası vardır ki buraya olay ufku ( event horizon ) denilir .
Üç Güneş kütleli bir karadeliğin olay ufku yaklaşık 15 km kadardır .
Karadeliklerin olay ufukları yakınlarında , gravitasyonel çekim inanılmaz güçlüdür . Örneğin , üç Güneş kütleli bir karadeliğin olay ufkunun hemen dışında yakınında bulunan 50 kg'lık bir çocuk 30 milyar ton gelir .
Not: Buraya kadar bahsettiğimiz karadelikler üç Güneş kütlesi ve biraz üzerindekiler içindi . Bu tür karadeliklere "Yıldız karadelikleri" denir . Bunların yanında Güneş'in kütlesinin milyonlarca hatta milyarlarca katı kütleye sahip karadelikler de bulunur ki bunlar galaksilerin merkezlerinde bulunduklarından bunlara "Galaktik karadelikler" denir .
Yukarıda resimde Dünya'da 50 kg gelen bir çocuğun , Güneş'te 1 ton , bir beyaz cücede 10 000 ton , bir nötron yıldızında 10 milyar ton ve bir karadeliğin olay ufkunda ise 30 milyar ton geldiği görülüyor . ( Cisimler oranlı çizilmemiştir . )
4 . Beyaz Cücelerin , Nötron Yıldızlarının ve Karadeliklerin Tekrar Aktif Hale Gelmesi
Beyaz cüceler ve nötron yıldızları başlangıçta soğuk ve donuktur ve sonunda görünmez hale gelirler . Fakat karadelikler daha farklı davranırlar . Hiçbir şey onlardan kaçamaz ve zaten daha başlangıçtan görünmezlerdir .
Bu ölü yıldız közleri yani beyaz cüceler , nötron yıldızları ve karadelikler çevreleriyle etkileşim halindedirler . Çok güçlü çekim kuvvetleri nedeniyle kendilerine yakın olan bütün maddeleri çekerler . Bu çekim de belli bir süre sonra onları tekrar aktif hale getirir ve yeni patlamalara ve dolayısıyla parlamalarına neden olur .
Nova Cygni 1992 son yıllarda gözlenen en parlak klasik novalardan biridir . Parlak halka nova tarafından fırlatılan gazdır . Merkezde görünen ise bir beyaz cücedir . Nova Cygni 1992 , ilk olarak Şubat 1992'de gözlenmiş olup , yandaki görüntü Hubble Uzay Teleskobu tarafından patlamadan yaklaşık iki yıl sonra çekilmiştir .
Görüntü Sahibi: Francesco Paresce and R . Jedrzejewski ( Space Telescope Science Institute ) ve NASA/ESA
Yeniden Gençleşmek
Beyaz cücelerin , nötron yıldızlarının ve karadeliklerin tekrar gençleşmesi için gerekli şart yıldızlararası kütle transferidir:
Bunun gerçekleşmesi için beyaz cücenin , nötron yıldızının veya bir karadeliğin çevresinde , zengin hidrojen zarfıyla yörüngesi çok yakın ikinci bir yıldızın bulunması gerekir . Böylece ikinci yıldızdan bizim yıldızımıza kütle transferi gerçekleşir .
Aslında yıldızlararası kütle transferinin detayları gerçekten çok karmaşık faktörlere bağlıdır . Örneğin; iki yıldızın birbirine yakınlığı , kütleleri , ikinci yıldızın zarfının genişliği , manyetik alanlarının varlığı , yoğun yıldızın bir beyaz cüce mi , nötron yıldızı mı veya bir karadelik mi olduğu ve bunlar gibi birçok etmenin varlığı gerekir .
Akresyon Diski
Birçok kütle transfer sistemlerinde görülen , yoğun yıldızın çevresinde bir akresyon diski ( accretion disk ) oluşumudur . Bu ise:
İkinci yıldızdan yoğun yıldıza doğru olan madde akışı direk yoğun yıldıza dökülme şeklinde gerçekleşmez , aksine , gaz yoğun yılıdızın çevresinde yörüngeye girer ve akresyon diskini oluşturur .
Sürtünme maddenin yörüngesel hareketini yavaşlatır , ve bu yavaşlama neticesinde madde , spiral çizerek yoğun yıldıza yönelir .
Bu spiral hareket neticesinde yoğun yıldız çok büyük çekim kuvveti meydana getirir ve akresyon diskini ısıtır .
Yoğun yıldıza son darbe ek enerji kazandırır , yıldızın yüzeyini ısıtır ve bazı örneklerde de tekrar nükleer tepkimeleri tetikler . Eğer yoğun yıldız bir karadelikse doğal olarak bunların yüzeyleri olmadığından ısınma olayı sadece akresyon diski çevresinde gerçekleşir .
Yukarıda bir karadeliğin çevresinde sarı renkli akresyon diski görülüyor . Akresyon diskinin içinden birbirine ters iki yönde ( aşağı ve yukarı ) jet atımlerı gerçekleşiyor .
Ayrıca bu resim karadeliklerin çevresinde uzay-zaman bükülmesini de gösteriyor . Einstein'in Genel Rölativite Kuramına göre karadeliklerin çevresinde uzay- zaman bükülür . Eğer karadelik dönüyorsa mavi renkli uzay zaman koordinat çizgileri spiral halde yukarıdaki gibi kıvrılır . ( Burada şunu da not ediniz ki , resimde uzay-zamanın sadece iki boyutu gösterilmiştir , aslında dört boyut vardır , uzay ve üç zaman )
Görüntü Sahibi: Joe Bergeron of Sky & Telescope magazine
İkinci yıldızdan yoğun yıldıza madde transferi her zaman biraz önce değindiğimiz gibi gerçekleşmez . İleride değineceğimiz madde transferi yöntemleri:
Klasik Novalar
Klasik nova patlaması -genelde sadece nova diye de isimlendirilir- bir beyaz cücenin yüzey katmanlarında nükleer tepkimelerle ateşlenir . Burada süpernovadaki gibi yıldızın çekirdeği etkin değildir .
Klasik nova patlamaları aşağıdaki gibi oluşur:
Hidrojenden ağır elementler bulunan yani bünyesinde karbon ve oksijen barındıran bir beyaz cüce , hidrojen zengini olan yoldaş yıldızından kendine madde transfer eder .
Madde önce beyaz cücenin akresyon diskinin dış sınırına girer sonra disk çevresinde spirallenerek beyaz cüceye aktarılır . Bu yoldaş yıldızdan beyaz cüceye olan madde aktarımı sürekli devam eden bir süreçtir .
Yaklaşık 1/100 000 Güneş kütlesi kadar hidrojen zengini madde aktarıldığında , sıcaklık ve yoğunluk arttığından dolayı bir nükleer patlama olayı tetiklenir ve beyaz cücenin yüzeyi saniyede 800 km veya daha yüksek bir hızla fırlatılır .
Bu patlama ve fırlatılmaya şiddetli parlaklık artışı eşlik eder . Bu anda 'yeni' anlamında nova ismi gerçeklenir ve çok uzak mesafelerden de yeni doğmuş bir yıldız gibi görünmeye başlar .
Maksimum parlaklık sadece birkaç gün devam eder ve zamanla parlaklık düşer aylarca süren bir süreç neticesinde solmaya başlar . Sonunda patlamadan önceki ilk haline dönüşür .
Kütle transferi ve akresyon bir sonraki nova patlamasına kadar devam eder .
Birbiri ardına nova patlamaları için tahmini zaman aralığı binlerce yıldır . Beyaz cüce , yoldaş yıldız yeni zengin hidrojen maddesi sağladığı sürece patlamaya devam eder .
Yanda Nova T Pyxidis'in Hubble Uzay Teleskobu tarafından alınan görüntüsü . Bu yüksek çözünürlüklü fotoğrafta gözlenen nova fırlatması , bir silahın patladıktan sonraki oluşan şarapnel parçaları gibi , bir ışık yılı çapında yaklaşık 2000 tane damla biçimli gaz bölgelerinden oluşmuştur . Fakat normalde birçok nova fırlatımında gözlenen genişleyen gaz kabuktur .
Nova T Pyxidis'in her 20 yılda bir patlamaları tekrarlanmaktadır . ( Bu klasik novalar için genel bir süre değildir . ) Her patlama gittikçe yavaşlayan hızlardan oluşan birçok fırlatım içerir . Yani ilk fırlatım saatte 10 milyon km hızdan saatte 0 . 7 milyon km hıza kadar düşer . Resimde görülen gaz bölgelerinin , hızla genişleyen 1966 patlamasının gazlarının bundan bir önceki patlama olan 1944 patlamasının yavaş ilerleyen gazlarıyla çarpışması neticesi oluştuğu düşünülmektedir .
Görüntü Sahibi: Mike Shara , Bob Williams , and David Zurek ( Space Telescope Science Institute ) ; Roberto Gilmozzi ( European Southern Observatory ) ; Dina Prialnik ( Tel Aviv University ) ; ve NASA
Bir Klasik Nova Patlamasının Anatomisi
1 . Bir beyaz cüce ve bir kırmızı dev birbirlerine çok yakın bir şekilde yörüngeye girer . Beyaz cücenin karbon ve oksijenden meydana gelen çekirdeği ve bunun çevresinde ince bir kabukta helyum bulunur . Kırmızı yıldız ise genişleyen zengin bir hidrojen atmosfere sahiptir .
2 . Kırmızı yıldızdaki zengin hidrojen maddenin büyük kısmı beyaz cüce tarafından yakalanır . Hidrojen maddesi akresyon diskine doğru ilerler ve beyaz cücenin yüzeyine spiral çizerek dökülür .
3 . Hidrojen zengini madde beyaz cücenin yüzeyinde biriktirilir ve sonunda beyaz cüce büyük bir şiddette patlar .
4 . Bu patlama nova patlamasıdır . Beyaz cüce hızla parlar ve yüzey maddesi çok yüksek hızlarda fırlatılır .
Cüce Novalar
Klasik nova gibi cüce novalar da yoldaş yıldızdan beyaz cüceye doğru hızla zengin hidrojen maddesi aktarımı nedeniyle ani palaklık artışı şeklinde olur . Bununla beraber burada enerji kaynağı bir nükleer patlama değil , gravitasyonel çekimsel enerji salınmasıdır ki:
Beyaz cüce zengin hidrojen maddesini akresyon diski vasıtasıyla üzerine birirktirir .
Bununla beraber klasik novaların tersine , madde beyaz cücenin akresyon diskine spiral şeklinde sürekli akmaz .
Bunun sebepleri hala tam olarak anlaşılamamış durumdadır . Madde akresyon diskinde bir kararsızlık meydana gelene kadar biriktirilir . Sonra bütün akresyon diski beyaz cücenin üzerine çöker . Bu sırada çok büyük garvitasyonel çekim enerjisi meydana gelir ve hiç nükleer tepkime gerçekleşmez .
Bu üretilen enerji beyaz cücenin yüzeyini ısıtır ve geçici olarak yıldız parıldar . Biz de bunu cüce nova şeklinde gözleriz . İsmindeki 'cüce' kelimesi parlaklığının klasik novalara göre daha az olmasından gelir .
Birkaç haftadan aylara kadar , yeni akresyon diskleri meydana gelir ve kararsız olduklarından patlamalar tekrar eder .
Klasik novalardaki gibi beyaz cüce , yoldaş yıldız yeni zengin hidrojen maddesi sağladığı sürece patlamaya devam eder .
Bir cüce nova olan U Geminorum ( U Gem ) 'un ışık eğrisi . Işık eğrileri bir yıldız veya bir gökcismindeki parlaklık değişiminin zamana karşı olan grafiğini verir . Yukarıdaki ışık eğrisi U Gem'in Mart 1990 ile Nisan 1995 arasında 10 kez patladığını gösteriyor . Her patlama parlaklıktaki hızlı bir artışla ( yukarı doğru beyaz noktalar ) işaretlenmiş . Kırmızı işaretler ise parlaklık ölçümlerinin üst limitlerini belirtiyor .
Görüntü Sahibi: Variable Star Observers League of Japan ( VSOLJ ) .
Tip I Süpernovalar
Beyaz cücenin kendisini tamamen patlattığı durumlara "Tip I Süpernova" denir .
Bir beyaz cüce içerisinde karbon ve oksijen baskın olmak üzere kütlesi Güneş'ten daha fazladır ve kendisine yoldaşından , hızla madde aktarır . Bir beyaz cüce ile gerçekleşen herhangi bir nova patlaması aslında göreli olarak zayıftır ve az miktarda madde dışarı fırlatır . Sonuç olarak beyaz cüce kütle kazanır .
Akresyon diski , beyaz cücenin kütlesini kritik kütle olan 1 . 4 Güneş kütlesine kadar yükselttiğinde , yıldızın merkezinde yoğunluk ve sıcaklık o kadar şiddetlenir ki , patlayarak karbon yanmaya başlar .
Kabaca bir saniye içinde , yanma bütün yüzeye yayılır ve beyaz cüceyi dev bir nükleer ateştopuna dönüştürür .
Bütün yıldız patlar ve kendini yok eder . Yıldızdan kalıntı bile kalmaz .
Yıldızın bütün maddesi -yani nükleer tepkimelerden oluşan ürünler , demir , nikel , silisyum , magnezyum ve diğer ağır elementler artı yanmayan karbon ve oksijen- yaklaşık olarak saatte 30 ile 50 milyon km hızla uzaya yayılır .
Tip II Süpernovaların tersine , Tip I Süpernovalarda fırlatılan madde neredeyse tamamen ağır elementlerdir . Hiç yada neredeyse hiç , hidrojen yoktur .
NASA'nın Hubble Uzay Teleskobu ( HST ) ile çekilmiş bir Tip I Süpernova görüntüsü . Astronomlar , Tip I Süpernovaları gözlemleyerek evrenin genişlemesini gözlemsel olarak kanıtlayabiliyorlar . Bunların bu tür araştırmalarda kullanılmalarının sebebi de çok parlak ve uzak mesafelerde olsalar da görülebilmeleridir . Tip I Süpernovalarda bizim gözlediğimiz parlaklık gerçek parlaklığına çok yakındır . Gerçek ve gözlenen parlaklıkları karşılaştırıldığında bunların uzaklıkları tespit edilebilir . Bununla beraber süpernovadan gelen ışığın dalgaboyu dağılımını incelendiğimizde bizden ne kadar hızla uzaklaştığını hesaplayabiliriz . Uzaklıklar ve uzaklaşma hızları bize evrenin genişlemesi hakkında bilgi verir .
Yukarıda soldaki resimdeki süpernova bizden 7 milyar ışık yılı , orta ve sağdaki de 5 milyar ışık yılı uzaklıktadır .
Görüntü Sahibi: Peter M . Garnavich , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , the Yüksek-Z Supernova Araştırma Takımı ve NASA .
X-Işın Çift Sistemleri
Eğer madde aktarılan yıldız bir beyaz cüce yerine bir nötron yıldızı ise kütle transferi ve akresyon sırasında diğerine göre çok çok daha fazla enerji salınır . Sebebi: Nötron yıldızları beyaz cücelerden daha yoğundur ve onların gravitasyonel çekim enerjisi çok daha güçlüdür . Yüksek enerjileri nedeniyle , daha da enerji yüklü ışıma olan X ışınları yayınlarlar .
Bir X ışını yayınlayan nötron yıldızı ve yakın yıldız komşusuyla birlikte oluşan sisteme X ış ın Çiftleri denir .
Yoldaş yıldızdan akresyon diski vasıtasıyla nötron yıldızına madde aktarılır .
Madde nötron yıldızının yoğun manyetik alanı nedeniyle yaklaşık ışık hızının üçte biri gibi çok yüksek bir hızla yıldıza doğru çarpar ki bu çarpamdan çok büyük enerji salınır ve yıldızın yüzeyinin sıcaklığını onlarca milyon Kelvin dereceye kadar çıkarır .
Çok yüksek sıcaklık üretilen nötron yıldızının yüzeyinden gerçekten çok çok yüksek miktarda yüksek enerjili X ışınları üretilir . Örneğin nötron yıldızının X ışını bölgesindeki parlaklığı Güneş'in optik bölgedeki parlaklığından 100 ile 100 000 kat daha fazladır .
Patlamalar nükleer tepkimelerle eneji kazanır: Bazı X ışın çiftlerinde , aktarılan zengin hidrojen maddesi periyodik olarak kısa süreli nükleer patlamalar geçirir . Bu patlamalar yüzeyi ısıtmaya devam eder ve X ışınları üretilir . Dakikalar içinde , patlama sona erer ve yüzey soğur , X ışını üretimi durur .
Bir ile birkaç saat içinde , yeniden taze madde nötron yıldızına aktarıldığından yeni bir patlama oluşmasına zemin sağlar ve tabii buna X ışınları refakat eder .
Patlamalar gravitasyonel enerji salınması ile enerji kazanır: Birkaç sistemde gözlenen , madde akresyon diskinde bir miktar biriktirilir ve buradan nötron yıldızına çarpar . Her çarpmaya yoğun sıcaklık ve X ışın patlaması refakat eder . Bu tür sistemlerde her gün 1000'in üzerinde X ışını patlaması gözlenir .
( Geçici olarak akresyon diskinde madde birikmesi olayı cüce novalara benzese de buradaki yoğun yıldız nötron yıldızıdır , beyaz cüce değil . )
Çift X ışın çiftleri nükleer patlamalarla veya gravitasyonel çekim enerjisiyle sürekli tekrarlayan X ışın patlamaları gösterirler . Bunlara X ışın patlayıcıları ( X ray bursters ) denir .
X ışın çiftlerinde meydana gelen X ışın patlamalarına Rapid Burster ( Süratli Patlamalar ) denir . Resimde 12 Ağustos 1988'de meydana gelen 10 dakikalık bir süre içinde meydana gelen beş tane patlama görülüyor . Buna nötron yıldızına akresyon diskinden sürekli tekrarlayan madde aktarımı neden olur .
Ayrıca yukarıda üçüncü patlamanın geniş olduğu ve çevresinde diğer alt patlamalar olduğu görülüyor . Bu tür patlamalara quasi-periyodik osilasyonlar ( QPO ) denir ve bu mekanizmaya neyin neden olduğu hala bilinmiyor .
Görüntü Sahibi: Ginga and the High Energy Astrophysics Science Archive Research Center ( HEASARC ) , NASA-GSFC
X-Işın Pulsarları
Eğer bir nötron yıldızı çok güçlü manyetik alana sahipse , bu alan yakındaki yoldaş yıldızdan nötron yıldızına olan madde akış yolunu etkiler . Akresyon şu ana kadar bahsettiğimiz durumlardan daha farklıdır:
Manyetik alan yakın yoldaş yıldızdan maddeyi nötron yıldızının kuzey ve güney kutuplarına doğru huni şeklinde bir yol izleyerek aktarır . Akresyon diski olmaz yada sadece çok ince bir akresyon diski meydana gelir .
Madde çarptığında , kutup bölgeleri çok yüksek sıcaklıklarda ısınır -yüzlerce milyon dereceye kadar- ve çok güçlü X ışınları yayılır .
Radyo yada optik pulsarlarda , nötron yıldızının manyetik alanı , X ışınlarını manyetik eksenlerin iki yönüne doğru odaklar .
Bu tür nötron yıldızlarına X ışın pulsarlar ı denir .
Yanda Geminga ve Crab Bulutsusu'nda bulunan Crab Pulsarı olmak üzere iki pulsarın görüntüsü . Resim NASA'nın CGRO Compton Gama Işın Gözlemevine ait EGRET Yüksek Enerji Gama Işın Deney Teleskobu ( Energetic Gamma Ray Experiment Telescope ) ile çekilmiştir .
Görüntü Sahibi: Laboratory for High Energy Astrophysics ( LHEA ) , NASA-GSFC
X ışın pulsarları yukarıdaki beş pulsar örneğinde görüldüğü gibi gamma ışınları ve X ışınlarından optik ve radyo dalgalarına kadar bütün dalgaboylarında ışınım yayınlarlar . Görülen pulslar dönen nötron yıldızından çıkan ışınların bizim bakış doğrultumuzu süpürmesi neticesiyle alınır . Ayrıca yukarıda dikkat edilirse Geminga pulsarı radyo ve optik dalgaboylarında gözlenmezken; PSR 1509-58 ve PSR 1055-52 de optik dalgaboylarında gözlenemezler . )
Grafikler nötron yıldızının bir tam dönüşüne karşılık gelen zamanda gözlenen ışınımın şiddetini gösteriyor . Örneğin Crab Pulsarı'nda dönme periyodu 33 milisaniye ( saniyenin 33/1000'i ) iken; pulsar PSR 1055-52'de dönme periyodu 197 milisaniyedir . Burada ayrıca dönme periyotlarının ne kadar küçük olduğuna dikkat ediniz .
Grafik: Laboratory for High Energy Astrophysics ( LHEA ) , NASA-GSF
Karadelik Adayları
Karadelikler kendisinden ışık dahil hiçbir şey kaçamadığından dolayı görünmezlardir . Bununla beraber , eğer bir karadelik yakın yıldız komşusundan kendisine madde aktarırsa , karadeliği çevreleyen akresyon diskinden yayınlanan ışınım bize karadeliğin varlığına dair ipuçları verir .
Burada dikkat edilmesi gereken nokta bir karadelikten gelen ışınım ile bir nötron yıldızından gelen ışınımın karıştırılmamasıdır . Fark kolay anlaşılamaz , çünkü bu tür yıldız sistemleri bize çok büyük uzaklıklarda bulunurlar ve onlardan bize gelen ışınım çok sönüktür . Bunun yanında , bugüne kadar yapılan gözlemlere atfedilen teoriler henüz test edilememiştir .
Karadelikleri tanımlamaya yardım edecek üç karakteristik özellik vardır:
Karadelik içeren bir X ışın sistemini araştırmada en güvenilir method yoğun yıldızın kütlesini belirlemektir . Tabii bunu bilmek için çift sistem hakkında çeşitli güvenilir parametrelere ihtiyacımız vardır . Örneğin , iki yıldızın açıklığı , dönme periyotları , yörüngenin bizim bakış doğrultumuza olan eğimi ve ikinci yıldızın kütlesi gibi . . .
Eğer ki yoğun yıldızın kütlesi yaklaşık üç Güneş kütlesine veya daha fazlasına dönerse , yoğun yıldızın bir karadeliğe dönüşmesi büyük olasılıktır . Eğer ki bu kütleye ulaşamazsa nötron yıldızına dönüşür .
Bir karadeliğin bir nötron yıldızına göre çok daha fazla kütleçekim potansiyeli vardır , akresyon diskine aktarılan madde nedeniyle oluşan ısınma bir nötron yıldızı nedeniyle oluşan ısınmadan daha yüksektir . Bu nedenle , karadelikten gönderilen ışınım beklenildiği gibi yüksek enerjili X ışınları ve gama ışınlarıdır .
Bazı X ışın çiftlerinden gönderilen X ışın akısı bir saniyenin 1000'de biri kadarlık kısa süre dilimlerinde düzensiz olarak gönderilir . Bu düzensiz titreme yoğun yıldızın nötron yıldızı olduğu sistemlerde gözlenmemiştir . Titremeler karadeliklerin çevrelerindeki akresyon disklerinin iç bölgelerinden gelmektedir .
Astronomlar yukarıda açıkladığımız karakteristik özelliklere sahip yaklaşık iki düzine X ışın çifti bulmuşlardır . Bu sistemler biz bugün tamamiyle emin olamasak da karadelikler içerirler . Bu nedenle bunlara Karadelik Adayları denir .
Karadelik Adayı olan SS433'den gönderilen yüksek hızlı jetlerin 7 ve 22 Aralık 1991 ve 4 Ocak 1992'de alınmış üç radyo görüntüsü . SS433 Güneş'ten yaklaşık 10 kat fazla kütleye sahip yüksek kütleli bir yıldız ve bir karadelik adayı ile meydana gelen bir çift sistemdir . Büyük kütleli yıldızdan çok güçlü rüzgarlar eser . Bu rüzgarın maddesi karadelik tarafından çekilir ve onun öevresinde bir akresyon diski meydana getirir . İki zıt yönde jetler akresyon diskinin içinden dışarı doğru fışkırtılır . Bu jetlerin hızı yaklaşık olarak ışığın hızının 1/4'ü civarındadır . ( Not: Bazı astronomlar SS433'teki yoğun yıldızın karadelik olamayacağını , bir nötron yıldızı olabileceğini de söylüyorlar . )
Görüntü Sahibi: Manchester Üniversitesi , Nuffield Radyo Astronomi Laboratuvarları , Jodrell Bank ( MERLIN ) .
Okla gösterilen cisim SS433 . SS433 Aquila ( Kartal ) takımyıldızında bulunur , bize uzaklığı yaklaşık 16 000 ışık yılıdır .
Görüntü Sahibi: Bruce Margon , Washington Üniversitesi
Bir ressamın gözünden SS433 . Solunda yoğun bir yıldız , akresyon diski ve çift yönlü jetler .
Görüntü Sahibi: Yüksek Enerji Astrofiziği Laboratuvarı ( Laboratory for High Energy Astrophysics ) ( LHEA ) , NASA-GSFC
5 . Yıldızların Doğum ve Ölüm Çevrimleri
10 - 15 mi lyar sene önce evren var olmaya başladığında sadece hidrojen , helyum ve çok az miktarda da lityum , berilyum ve bor vardı . Daha ağır elementler henüz oluşmamıştı . Bunlar yıldızların içinde nükleer yanma neticesi oluştular .
Hidrojen yanması helyumu , bu helyumun yanması karbon ve oksijeni; ve bunların yanması ağır elementleri ve diğerlerini meydana getirdiğini daha önce belirtmiştik . Bir elementin yanması ile meydana gelen kül diğer bir yanma için yakıt nitelğine dönüşür .
Yıldızlar nükleer yakıtlarını bitirdiğinde de ölürler . Ortalama kütleye sahip olanlar gezegenimsi nebula püskürürler . Daha ağır olanalr süpernova olarak patlarlar . Taze taze yeni sentezlenen ağır elementler uzaya püskürtülür ve burada yıldızlararası ortamla etkileşime girerler . Bu ortam -yıldızlar arasındaki gaz ve toz- yeni yıldızların meydana gelmesi için hammadde sağlarlar . Bunlarla yeni yıldız meydana gelir ve ağır elementleri oluşturmaya devam eder . Bu şekilde yıldızların doğum ve ölüm çevrimleri devam eder .
Vücudumuzdaki karbon , soluduğumuz oksijen , Dünya'nın kabuğundaki silisyum ve endüstride kullanılan bütün metaller yıldızların merkezinde üretilir . Yıldız tozu bizi ve bizim çevremizdekileri meydana getiren şeydir .
Kartal Bulutsusundaki gaz ve toz bulutları yoğun ışınımı ileyakın zamanda ağır yıldızlar meydana getirdi . Yeni nesil yıldızlar da hala burada oluşuyor .
Kaynak : spaceturk . com
Sitemizde yer alan tüm içerikler internet ortamından toplanmış ve derlenmiştir. Yer alan bilginin doğruluğu garanti edilmemektedir. Yanlış bilgi için tarafımıza sorumluluk yüklenemez. Yanlış bilginin doğuracağı etkenlerden sitemiz ve yöneticileri sorumlu tutulamaz.