En Büyük Yıldıza Yolculuk Merak Ettiğimiz Yıldızlar
Lütfi Şahin
Akşamları gökyüzüne baktığımız zaman bir ışık sarmalı görürüz. Tarih içerisinde insanlar hep bu ışıldayan nesneleri merak etmiş ve araştırmışlardır. Gece vakti yer alan bu nesneler, gündüz vakti Güneş’in çıkması sonucu ortadan kaybolmaktadır. İnsanlar bu nesneleri zaman içerisinde adlandırmışlar ve yıldız, gezegen, kuyruklu yıldız gibi isimler ortaya çıkmıştır.
Yıldızlar genel olarak hidrojenin ve helyumun ağırlıkta olarak yer aldığı dev plazma kürelerdir. Yıldızların bir araya gelmesi sonucu galaksiler meydana gelmektedir. Akşam vakti çıplak gözle gökyüzüne baktığımız zaman yaklaşık olarak 6 bin tane yıldızı görmemiz mümkündür. Dünya’ya en yakın yıldız ise Dünya’nın enerji ve hayat kaynağı olan Güneş’tir.
Güneş, Dünya için gerekli olan enerjiyi sağlar. Diğer yıldızlar, Güneş’in ışığı altında kalmadıkları zaman yani gecelerigökyüzünde görünürler. Gündüz vakitlerinde Güneş ışığının etkisi nedeniyle yıldızlar görünmemektedir. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzayaışınım (radyasyon) ile yayılmasıdır.
Füzyon denilen olay ise hidrojen çekirdeklerinin kaynaşması sonucu enerji ve helyumun açığa çıkmasıdır. Yıldızlar her saniye diliminde milyonlarca ton hidrojen çekirdeğini kaynaştırarak enerjinin ve helyumun açığa çıkmasını sağlarlar. Yıldızlarda bu nedenden dolayı yoğun bir şekilde hidrojen ve helyum vardır.
Akşamları gökyüzüne baktığımız zaman gördüğümüz 6 bin yıldız, toplam yıldızların çok az kısmını meydana getirmektedir. Bizim Galaksimiz olan Samanyolu’nda yaklaşık 200 milyar tane yıldız vardır. Evrende ise bizim galaksimiz gibi yaklaşık 100 milyar tane galaksi vardır.
Gökbilimciler, değişik aletleri ve hesaplama yöntemlerini kullanarak yıldızların yaşını, kimyasal bileşenini ve daha bir çok özelliğini saptayabilmektedir. Bir yıldızın gelişim sürecinde ve sonunun oluşumunda en önemli etken, yıldızın kütlesidir. Bir yıldızın gelişim sürecine bakılarak yıldızın çapı, dönüşü ve sıcaklığı belirlenir. Yıldızların sıcaklık ve parlaklık durumuna göre işaretlendikleri Herzsprung-Rusell diyagramı (H-R diyagramı), yıldızların gelişim sürecinin belirlenmesinde kullanılır.
Yıldızlar genç yaşlarında yapılarında çok miktarda hidrojen, bir miktar helyum ve çok az miktarda daha ağır maddelerden oluşurlar. Yıldız çekirdeği yeteri kadar yoğunlaştıktan sonra içinde bulunan hidrojenin bir kısmı sürekli olarak çekirdek kaynaşması tepkimesiyle helyuma çevrilir. Yıldızın geri kalan kısmı, açığa çıkan erkeyi, ışınım ve ısıyayım (konveksiyon) birleşimiyle çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve erke, yıldız yüzeyinde bir yıldız rüzgârı yaratarak dış uzaya doğru ışınım yoluyla yayılır.
Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş'in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldızlar genişleyerek, daha ağır olan öğeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak kırmızı dev hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmı yıldızlararası ortama salınarak, ağır öğelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli yaratacak şekle dönüşür. Daha ağır elementler gittikçe arttığı zaman yıldızın içine çöküşü gerçekleşir. Kısaca ifade edecek olursak; yıldızın ölümü gerçekleşmiştir.
İki ya da daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde birbirine kütleçekim gücüyle bağlanmış ve genellikle birbirinin çevresinde düzenli yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur. Birbirine çok yakın bir yörünge izleyen yıldızların kütleçekimgücü ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde önemli etkisi vardır.
BİLİNEN EN BÜYÜK YILDIZ
Yüzlerce yıl boyunca yıldızlar üzerinde çalışmalar yapan gökbilimciler, değişik kütlelerde yıldızların varlığını tespit etmişlerdir. Jupiterin 93 katı kütleli yıldızlardan tutunda, Güneş’in onlarca katından daha fazla kütleye sahip yıldızlar tespit edilmiştir.
Tespit edilen en büyük yıldız EtaCarinae adı verilen yıldızdır. EtaCarinae, Karina takımyıldızı içinde bulunan bir yıldız sistemidir. Bize olan uzaklığı yaklaşık olarak 7500 ışık yılıdır. İki bileşenden oluşan yıldızın birinci bileşeninin yaklaşık 150 Güneş kütlesinde olduğu, ikinci bileşeninin ise yaklaşık 30 Güneş kütlesinde olduğu tespit edilmiştir.
Şu an bileşik bolometrik aydınlatma gücü Güneş'in 5 milyon katıdır.Günümüzde göreceli ayrıntı ile incelenebilen en büyük yıldızdır. EtaCarinae'yı çevreleyen büyük ve kalın kırmızı bulutsudan dolayı diğer bileşeni optik olarak görmek imkansızdır. Ancak buna rağmen 30 güneş kütlesine sahip sıcak bir üstdevin, birincil etrafında yörüngede olduğu bilinmektedir.
1820 yılında EtaCarinae bilinmeyen bir nedenden dolayı parlamaya başladı. Parlaklığı her geçen gün daha da arttı. Nisan 1843 tarihinde parlaklığı çok fazla arttı ve en parlak 2. yıldız haline geldi.Etrafındaki HomunculusBulutsusu'nun bu patlama sırasında oluştuğu düşünülmektedir.
Bulutsunun merkezinde EtaCarinae'den yansıyan mor renkli ışık görülebilmektedir. EtaCarinae halen beklenmedik patlamalar geçirmekte olup, büyük kütlesi ve değişkenliği onu önümüzdeki birkaç milyon yıl içerisinde patlayabilecek görkemli bir üstnova adayı haline getirmektedir.
150 Güneş kütlesine sahip olan yıldızın birinci bileşeniEddingtonsınırınıaşmaktadır. Ancakyeterlikütleyesahipolduğuiçinyıldızdağılmadandurmaktadır.EddingtonsınırınagöreisebiryıldızGüneş’inkütlesinin en fazla 120 katıkadarkütleyesahipolabilir.
Konumuz parlak bir dev olduğuna göre önce bazı ilkelere bakmamız konunun derinlemesine anlaşılması açısından iyi olacaktır. Parlak süperdevlerin iki temel özelliği vardır: “Büyük kütle kaybı ve büyük ışıma gücü.” İlk bakışta soğuk parlak devlerin parlak mavi değişen yıldızlar ile birbirine karıştığı görülür. Yıldız evrimi bu aşamada anahtar bir rol oynayarak karışıklığı giderir. Parlak süperdevler arasındaki farklılık, yıldızların farklı kütlelerinden kaynaklanır.
Büyük kütleli yıldızlar büyük çekimsel kuvvetlere maruz kalırlar. Çekimsel kuvveti yenebilmek için yıldız daha büyük bir sıcaklığa ve bunun da sonucu olarak daha büyük bir ışıma gücüne sahip olur. Çekimsel kuvvet bir yıldızın yaşamı boyunca etkin olmakla beraber, yıldızın enerji üretiminde geçerli olan tek kuvvet değildir. Böyle olmuş olsaydı, Güneş benzeri bir yıldızda çekimsel kuvvet ile enerji üretimi yüz milyon yıl sürerdi. 1950 li yıllarda nükleer reaksiyonların yıldızların enerji üretiminde büyük bir payı olduğu anlaşılmıştır. Güneş benzeri bir yıldız anakol üzerinde 10 milyar yıl yaşar. Yıldız nükleer reaksiyonlar ile çekirdeğinde kontrollü olarak hidrojeni helyuma çevirerek çekimsel kuvvete karşı koyacak zıt bir kuvvet üretir. Bu da yıldızın yaşamını sürdürebilmesi için önemlidir.
EtaCarinaeYıldızı’da diğer yıldızlardan daha fazla yakıt tüketmekte ve bu da onun daha fazla ışık ve ısı üretmesine neden olmaktadır. EtaCarinae kendi kütlesini denge altında tutabilmek için daha fazla hidrojen tüketmekte ve daha fazla helyum ile enerji oluşmaktadır. Bunun neticesinde parlaklığı Güneş’in parlaklığının milyonlarca katına ulaşmaktadır. Aynı zamanda Güneş’ten daha büyük derecelerde sıcaklığa sahip bir yıldız konumunu oluşturmaktadır.
KAYNAKLAR:
TUNA Taşkın, Sonsuz Uzaylar, Boğaziçi Yayınları, 2006.
http://tr.wikipedia.org/wiki/Y%C4%B1ld%C4%B1z
http://tr.wikipedia.org/wiki/Eta_Carinae
http://www.istanbul.edu.tr/fen/astronomy/populer/devler/superdevler.htm
