Yıldızların EvrimiAna Koldan Önceki
Gelişme
Yıldızlar hayatlarına ana kolda başlar. Fakat ana
kola gelebilmeleri için bir ön gelişme de
olmalıdır. Bu önceki hal, yıldızlar arası
ortamdır. Yıldızlar arasında mevcut ince gaz ve
toz, yıldızları meydana getirir.
Yıldızlar arası ortam tam düzgün değildir ve büyük
yoğunluk farkları vardır. Maddenin çekim kuvveti
onları bir araya çekecektir. Fakat atomların ısı
hareketleri buna karşı koyacaktır. Yer yer çekim
kuvvetinin üstün geleceği şekilde bölgesel
yoğunlaşmalar olacaktır. Bu bölgedeki maddeler
genel ortama göre daha fazla toplanmış olacaktır.
Yıldızlar arası uzayda bir yıldız kütlesi
toplandığı zaman çok büyük, ince ve soğuktur.
Başlangıçta büzülme çekim potansiyel enerjisinin
kaybolmasıyla sonuçlanacak ve çökmeyi daha
çabuklaştıracaktır. İç basınç meydana gelerek
büzülmeyi yavaşlatacaktır. Yıldız basınç
kuvvetlerinin çekim etkisini tam olarak
karşıladığı bir duruma geçecektir. Çekim enerjisi
kaybının bir kısmı ısı enerjisine dönüşecektir.
Bunun bir kısmı ışınım şeklinde salınır ve cisim
ısınmaya başlar. Cismin kütlesi yeteri kadar büyük
ise, iç yoğunluk ve sıcaklık çekirdek
reaksiyonlarını başlatacak yüksekliğe erişecektir.
Bu reaksiyonlar yeter hızda devam etmeye başladığı
zaman enerji ışınımı olacak çekim büzülmesi de
durarak yıldız ana koldaki yerine ulaşacaktır.
Ana Kol Yıldızlarının Evrimi
Bir yıldız hayatına homojen kimyasal yapı ile ana
kol üzerinde başlar. Yıldızların merkezinde füzyon
meydana gelir. Hidrojen, Helyuma dönüştürülür.
Yıldızın merkezindeki hidrojen helyuma dönüştükçe
özellikleri değişir. 4 parçacık 1 parçacığa
dönüştüğünden buradaki basınç düşer. Merkezindeki
hidrojen çekirdek reaksiyonlarıyla yıldızın
çekimini karşılayacak yeter enerji veremeyecek
kadar azaldığı zaman ana kolda önceki yerinde
kalmaya devam ederek biraz daha parlar. Çekim
büzülmesi, yıldızın dış kısımları genişleyip iç
kısımları büzülürken, önemli bir enerji kaynağı
olur. Yıldız çok çabuk parlar ve soğuyarak H – R
diyagramında kırmızı devlere doğru hareket eder.
İç kısmının büzülmesi, merkez kısmının daha yoğun
ve sıcak olmasına sebep olur. Merkezden uzaklarda
(kabuklarda) hidrojen yanması meydana gelir. Daha
sonra merkez koşulları helyumun üçlü alfa değişimi
denen olayda karbon meydana getirmek üzere
çekirdek yanmasına uygun olacak şekilde
değişecektir. İkinci yanma evresi başlayacaktır.
Helyum yanması (devlik süresi), hidrojen yanması
(ana kol süresi) kadar uzun sürmeyecektir.
Ana koldan devlik evresine geçişin geniş olarak
açıklanabilmesi kütleye bağlıdır. Orta ve küçük
kütleler için helyumdan meydana gelen yıldız
çekirdeğinde elektron gazının yozlaşması, iç
kısmın büzülmesini yavaşlatır. Böylece helyumun
yanması gecikir. Daha büyük kütleli yıldızlarda
hidrojen CN çevrimi ile yanar ve iç kısımda
dolaşım başlar. Bu maddenin iyi karışmasını sağlar
ve merkeze diğer halden daha fazla hidrojen temin
eder. Küçük kütleli yıldızlarda PP zinciri
reaksiyonları olur ve iç kısımlarda dolaşım akımı
olmaz. Bunlarda, kısmen boşalmış merkezden dış
kısımlara doğru, kimyasal yapı düzgün olarak
değişir.
Devler ve
Süperdevler:
Hidrojen yanması bittiğinde çekirdek büzülecektir.
Sıcaklığın artmasına rağmen helyum elementi
yakılamaz, çünkü sıcaklığın 100 000 000 °K olması
gereklidir. Yüksek sıcaklık çekirdeği saran
kabukta hidrojenin yanmasını başlatacaktır. Artan
basınç nedeniyle yıldızı saran zarf dışarıya doğru
genişleyecektir. Bunun neticesinde yıldız, bir dev
veya bir süper dev yıldız haline gelecektir. Dev
ve süper dev yıldızlar genişleyen yıldızlardır;
yarıçapları çok büyüktür ve büyük ışınım gücüne
sahiptirler.Çekirdekte çok yüksek sıcaklık
değerleri mevcuttur.
Devlikten Sonraki Gelişme
Devlikten sonraki gelişme evresi, buraya kadar
irdelenen evrelerden daha düşündürücüdür. Bir
yıldızı kırmızı devler bölgesine getiren genel
ilerleme onu tekrar uzaklaştırabilir. Çekim
büzülmesi çekirdek reaksiyonlarını başlatacak
koşulları oluşturabilir. Yeni yakıtlar daha çabuk
bitecek ve yıldız bir kez daha büzülmeye
başlayacaktır.
Bu geçiş evreleri, iki nedenle sonsuza kadar devam
edemez. İlk olarak, en fazla dengeli elementler
periyodik cetvelde demir bölgesindeki
elementlerdir. Eğer hidrojenden daha ağır
elementler çekirdek birleşmesiyle oluşacaksa
reaksiyonlar demir bölgesine gelinceye kadar
enerji verecektir. Bundan sonraki reaksiyonlar,
yöreye enerji verme yerine, yöreden enerji
alacaktır. Yıldızda ısı alan reaksiyonlar önemli
düzeyde ise, yıldızın ısı enerjisi dışarı verilme
yerine çok çabuk kullanılarak, çevrimin devam
etmesi ani olarak duracaktır.
İkinci önemli nokta ise, yıldız içindeki madde
yozlaşmaya başladığı zaman daha fazla büzülmeye
karşı koyacaktır. Bu nedenle yine çevrim son
bulacaktır. Belli bir sıcaklıkta yoğunluk arttığı
zaman madde yozlaştığı için bütün yıldızların
yozlaşmış bir cisim olarak son bulacakları ortaya
çıkar. Bununla beraber, bir karışıklık vardır. S.
Chandrasekhar tarafından kütlesi belli bir kritik
sınırdan (1,4 Güneş kütlesi) az olmadıkça bir
yıldızın tamamen yozlaşamayacağı gösterilmiştir.
Chandrasekhar sınırından daha büyük kütleli
yıldızlar tamamen yozlaşamayacak şekilde,
yoğunlukları ne kadar büyük olursa olsun büzülerek
sıcaklıklarını arttıracaktır.
Beyaz cüceler, böyle yozlaşmış yıldızlara
örnektir. Bunlara çoğunun sıcak olmalarından
dolayı bu isim verilmiştir. Renkleri beyaz olup
ana kolun çok altında yer alırlar. Bu onların
yarıçapının çok küçük olduğunu ifade eder.
|
