YILDIZLAR
YILDIZLAR DOĞAR, YAŞAR VE ÖLÜRLER...
Ay ışığının bulunmadığı bulutsuz bir gecede gökyüzünü, bazıları öbürlerinden daha parlak sayısız ışık noktası kaplar. Dünya kendi ekseni çevresinde döndükçe, bu noktalar da gökyüzünde kesintisiz biçimde hareket ediyormuş gibi görünür. Bu gördüklerimiz, kristalden yapılmış döner bir kubbenin iç yüzüne çakılmış altın çivi başları gibi ışıldayan yıldızlardır. Eski zamanlarda kim bilir kaç kişi yıldızları böyle düşünmüştür. Yerlerinden hiçbir zaman kımıldamayan yıldızlar, bu kişiler için Güneş, Ay ve gezegen hareketinin değişmeyen zeminini oluşturmaktaydı. Ama 19. yüzyılda yıldızların gerçek doğası ve inanılmaz uzaklığı ortaya çıkmaya başladı. Bugün bizim Dünya'mızın çevresinde dolanmakta olduğu Güneş'in de bir yıldız, hem de çok sıradan bir yıldız olduğunu biliyoruz.
Yıldızlar, derinliklerinde gerçekleşen nükleer tepkimelerden kaynaklanan çok büyük miktarlarda ısı, ışık ve başka elektromagnetik ışınım türleri yayan, son derece sıcak, parlak, döner gaz küreleridir. Bildiğimiz yıldızların çoğu gerçekte çiftyıldız denen ikili yıldız sistemlerinin ya da daha çok sayıda yıldızdan oluşan yıldız kümelerinin üyesidir. Bilinen hiçbir yoldaşı olmayan Güneş bu yalnız haliyle, oldukça seyrek rastlanan bir yıldızdır.
Bu maddede, çeşitli yıldız tiplerinin yaşam çevrimleri üzerinde durulmakta, yıldızları sınıflandırmanın yolları tartışılmakta ve yıldız kümelerine ilişkin bazı bilgiler verilmektedir.
Küçük bir yıldızın yaşam evreleri vardır. Şimdi bu yaşam evrelerini bir inceleyelim :
Bulutsu içindeki gaz ve toz bulutu toplanmaya başlayarak yoğun küreyi oluşturur. Böylece bir yıldızın doğuşu başlamış olur. Oluşum sürecinde yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı değişir (1 ve 2).
Yıldızın kütlesindeki hidrojenin helyuma dönüşmesiyle yüksek enerji ortaya çıkar. Bu enerji yıldızın büyümesine ve daha da parlaklaşmasına neden olur (3).
Bir yıldızın ürettiği enerji ne kadar fazlaysa ışıması da bu oranda fazla olur. Yaklaşık 100 bin yıl içinde genç bir yıldız çok parlak bir cisim durumuna gelir ve en büyük boyutlarına ulaşır. Bu aşamada yıldız kırmızı dev adını alır (4).
Çekirdekteki helyum tükendiğinde yıldızın dış katmanları, dışa doğru genişleyen gazdan bir kabuk durumuna gelir. Bu kabuk gezegenimsi bulutsu adını alır (5).
Bu aşamada yıldızın yüzey sıcaklığı da 40. 000 °C'a ulaşmıştır.
Büyümenin son aşamasında soğuma ve donuklaşma başlar. Bu aşamadan sonra yıldız artık son dönemlerine girer. Son dönemlerin ilk aşamasında beyaz cüce olarak adlandırılan çekirdek durumuna gelmiş olan yapı (6), zamanla soğuyarak soğuyan beyaz cüce (7) durumuna gelir. Daha sonra tümüyle sönünce bu yapı (ölü yıldız) kara cüce (8) olarak adlandırılır.
Büyük bir yıldızın yaşam evreleri ise şu şekildedir:
Bir büyük kütleli yıldız anakol aşamasına kadar küçük yıldızın geçirdiği aşamaları geçirir.(1,2)
Ana kol aşamasındaki bir yıldız, çekirdeğindeki hidrojenin tamamı helyuma dönüşene kadar ışımasını sürdürür.(3)
Bundan sonra büyük kütleli yıldız, bir kırmızı süper deve dönüşür (4).
Kırmızı süper devin demir çekirdeği etrafındaki kabuklarda birkaç milyon yıl süresince farklı elementler oluşur. Sonunda çekirdek 1 saniyeden kısa bir süre içinde kendi içine çöker. Bu anda süpernova patlaması denilen güçlü bir patlama olur (5).
Ancak bu patlama sırasında merkezde yıldızın çekirdeği kalabilir. Bu çekirdeğin kütlesi Güneş'in kütlesinin bir buçukla üç katı arasındaysa nötron yıldızı oluşur (6 a). Çekirdeğin kütlesi Güneşin kütlesinin üç katından fazlaysa kara delik oluşur (6 b)
A) KUYRUKLU YILDIZLAR
(COMETS)
Güneş sistemini oluşturan parçalardan biri olan kuyruklu yıldızlar gaz ve toz bulutlarından oluşmuşlardır. Çekirdek, saç ya da bürücük ve kuyruk olmak üzere üç kısımdan meydana gelmişlerdir. Kendiliğinden ısı ve ışık saçmazlar. Güneşten aldıkları ışığı yansıtırlar. Kuyruk kısmı güneşe yaklaştıkça oluşmaya başlar ve güneşin karşı yönüne doğru uzar.
Gök yüzünün en görkemli küçük cisimleri kuyruklu yıldızlardır. Yörüngelerinde hareket ederken güneş sisteminin iç bölgelerine ve özellikle Yer'e yaklaştıklarında uzun kuyrukları, gök yüzünün büyük bir bölümünü kapsar. Dikkatli incelendiğinde, arka plândaki yıldızlara göre hareketli olduğu hemen anlaşılır. Ne yazık ki böyle görkemli görünen kuyruklu yıldızların sayısı çok çok azdır. Sönük olanların sayısı ise fazladır ve sadece teleskoplarla gözlenebilir. Kuyruklu yıldızlar, güneş sisteminin dışından bir hiperbolik yani açık bir yörünge izleyerek Güneş'e çok değişik yönlerden yaklaşırlar, yani yörüngelerinin ekliptik düzleminde olma koşulu yoktur. Bunlara aniden görünen cisimler denilir, ne zaman ortaya çıkacakları bilinmez. Bir bölümü de güneş sistemine bu şekilde girdikten sonra büyük gezegenlerin çekim etkisi ile yörüngelerini değiştirerek kapalı elips yörüngelerde dolaşmaya başlarlar ve güneş sisteminin içinde kalırlar. Bunlara da dönemsel kuyruklu yıldızlar denir ve bir daha ne zaman görünecekleri kesin olarak bilinir. Dönemsel kuyruklu yıldızların en güzel örneği Halley'dir. Kayıtlı ilk gözlemi i.ö. 467 yılında yapılan Halley, son kez 1986 yılında gözlendi, ingiliz gök bilimci Edmund Halley onun 1682 yılında yapılan gözlemlerini inceledi ve yaklaşık her 76 yılda bir gözüken bu görkemli cismin aynı kuyruklu yıldız olduğunu kanıtladı. Bu nedenle ona Halley kuyruklu yıldızı adı verildi.
Bugün kuyruklu yıldızlara, onu keşfedenin (Enke ky.) veya keşfedenlerin (ikeya-Seki ky.) adları verilmektedir. Amatör gök bilimcilerin en çok uğraş verdiği bir araştırma alanıdır. Yılda yaklaşık 20-30 ky. keşfedilmektedir. Bu keşiflerde amatör gök bilimcilerin katkısı oldukça fazladır. Aşağıda açıklandığı gibi bu tür cisimler Güneş'e yaklaştıkça parlaklıkları arttığından, amatör gök bilimciler bir kuyruklu yıldız keşfedebilmek için, sabahleyin Güneş doğmadan önce doğu, akşam vakti Güneş battıktan sonra ise batı ufkunu uzun süre dürbünle tararlar. Bu zor gözlem tekniğinin yanında ayrıca bilgiye de gereksinim vardır. Taradıkları bölgelerdeki bulutsuları (yıldızlararası bulutlar) ezbere bilmeleri gerekir, çünkü bunların görünüşü kuyruklu yıldızların görünüşü ile hemen hemen aynıdır.
Bir kuyruklu yıldızın fotoğrafı çekildiğinde onun parlak bir baş bölgesi ve bu bölgenin içinde bir çekirdeği olduğu ve son olarak da sönük bir kuyruğu olduğu görülür. Kuyruk her zaman Güneş'in aksi yönünde uzanır. Örneğin, Güneş battıktan sonra batı ufkunda bir kuyruklu yıldız görürseniz onun kuyruğu gök yüzüne doğrudur. Çıplak gözle kuyruk kısa gözükmesine karşın teleskopla bakıldığında veya fotoğrafı çekildiğinde onun çıplak gözle görülenden daha uzun olduğu anlaşılır. Çekirdek, bu cismin tek katı olan bölgesidir ve boyutu 1-20 km arasındadır. Yapılan ayrıntılı araştırmalardan, çekirdeğin kirli buzdan, yani toz ve buz karışımından oluştuğu bulunmuştur. Baş ve kuyruk bölgesi ise gaz ve tozdan oluşmuştur. Kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştıkça Güneş ışınları çekirdeği ısıtır ve buz buharlaşmaya başlar ve buharlaşan gazlar serbest kalan tozlarla birlikte çekirdeği sarar. Güneş ışınlarının ışınım basıncı ile bu gaz ve tozlar, doğal olarak Güneş'in aksi yönünde sürüklenmeye başlar ve kuyruğu oluşturur. Bu nedenle kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştıkça kuyruğu büyür, uzaklaştıkça kuyruk yavaş yavaş küçülür.
Kuyruklu yıldızların güneş sistemi düzlemine çok değişik açılarda geldiği daha önce belirtilmişti. Yörüngelerinin bu özelliğinden, onların Güneş sistemini saran uzayda disk benzeri değil de küresel bir hacimden geldiklerini söyleyebiliriz. 1950 yılında Hollandalı bilim adamı Jan Oort, o zamana kadar gözlenen kuyruklu yıldız yörüngelerini inceleyerek bu küresel kuşağın Güneş'ten 50000 GB uzaklıkta yer aldığını ileri sürdü. Milyonlarca kuyruklu yıldızın bulunduğu bu kuşağa Oort bulutu adı verildi. Güneş sisteminden çok uzakta olan bu bölgede yer alan kuyruklu yıldızlara, Güneş'in uyguladığı çekim kuvveti kadar diğer yakın yıldızların uyguladığı çekim kuvveti de önem kazanır. Bulutta meydana gelen tedirginlikler sonucu kuşaktan ayrılan kuyruklu yıldızın güneş sistemine gelerek geri kuşağa dönmesi yaklaşık 30 milyon yıl alır. Bunlara uzun dönemli kuyruklu yıldızlar diyoruz. Uzun dönemliler eğer yörüngelerinde hareket ederken Jüpiter'in yeteri kadar yakınından geçerlerse onun çekim etkisiyle yörüngeleri değişir ve artık güneş sistemi içinde dolanmaya başlarlar. Bunlara da kısa dönemli kuyruklu yıldızlar denir. Bunların içinde en kısa döneme sahip olan Encke (3.3 yıl), bilinen en uzun döneme sahip olan Rigollet (151 yıl) ve en meşhur olanı ise Halley (76 yıl) kuyruklu yıldızıdır. Halley'in 1986 ziyareti sırasında Giotto uzay aracı, ilk kez bir kuyruklu yıldızın çekirdeğinin ayrıntılı fotoğraflarını çekmeyi başardı. Kısa dönemli kuyruklu yıldızlar Güneş'e her yaklaştıklarında buharlaşma süreci ile önemli ölçüde kütle kaybederler. Bu nedenle dönemli bir kuyruklu yıldız bir gün ölebilir. Halley'in son gelişi çok sönük oldu ve Güneş'ten uzaklaşırken iyice parçalandığı dolayısıyla bir daha yani 2062 yılı ziyaretini yapamayacağı ileri sürülmektedir.
B) DEĞİŞEN YILDIZLAR
Bunlar ışınım güçleri yani parlaklıkları zamanla değişen yıldızlardır; kiminin değişimi gelişi güzel, kiminin düzenlidir. Parlaklık dikey eksen, zaman yatay eksen olmak üzere çizilen grafiğe, ışık eğrisi denir. Işık eğrisinin biçimi değişen yıldızın çeşidini belirler.
1) NOVALAR
Nova (yeni yıldız)lar, beklenmedik bir anda birden parlayan (bazen gözle görülmediği hâlde görülecek kadar parlak hâle gelen), ışık şiddetini belkide binlerce kat arttıran yıldızlardır. Patlama birkaç saat içinde olur, sonra haftalar, aylar, belki de yıllar sonra hemen hemen eski düzeyine ulaşır. Sonra bu patlama tekrarlanabilir. Patlamada, kütlesinin on binde birinden az bir kısmını genişleyen kabuk olarak dışarıya atar. örneğin; 1918 de patlayan Nova Aguilae parlaklığını + 5 den - 8 kadir'e (13 kadir) artırdı, attığı gazın hızı 1700 km/s ye ulaştığı gözlendi. Gözlemler novalarm, bileşenlerden birisi beyaz cüce olan çift yıldız olduklarını göstermektedir; diğer yıldız bir kırmızı devdir ve atmosferi genişlemektedir. Genişleyen maddenin bir kısmı beyaz cücenin kütle çekimi alanına girer ve beyaz cüce üzerine dökülür. Hidrojenini daha önce tüketmiş olan beyaz cüce, yeni toplanan ve hidrojence zengin gazı yeterince biriktirince, yüzeyde çekirdek tepkimeleri başlar, ısınan gaz patlamalı olarak atılır, sonunda beyaz cüce eski durumuna döner, işlem tekrarlanabilir.
2)SÜPERNOVA
Kasım 1572'de Tycho Brahe, çevresindeki yıldızlardan çok parlak yeni bir yıldız gördü ve onun parlaklığının kaydını tuttu. Parlaklığı - 4 kadire ulaştı, Venüs'ten daha parlak idi ve gündüz görülebiliyordu. 100 gün sonra Vega parlaklığına düştü, Mart 1574'te gözden tamamen kayboldu. Benzer bir olayı Kepler kaydetti. Kepler'in süpernova'sı Ekim 1604de patladı, -2.5 kadire ulaştı, 1605 kışında da görülmez oldu. Kendi galaksimizde en son gözlenen süpernova budur. Diğer galaksilerde, gözlenen süpernovaların en parlak anında hemen hemen galaksilerin toplam parlaklığına denk parlaklığa ulaştıkları görüldü. Bunların gerçek doğası ancak 1930'lardan sonra anlaşılmaya başladı. Süpernova olayı, yıldızın yaşamının sonuna yaklaşırken patlayıp tümüyle yok olması olayıdır, bu sırada 10 milyar Güneş'e denk enerji açığa çıkmaktadır. Bunlardan birisi, Vega'nın uzaklığında (25 ışık yılı ötede) patlasaydı 100 tane dolunay parlaklığında olurdu. Bugüne kadar, patlama öncesinde ve patlama sonrasında iyi gözlenen tek süpernova 1987'de 160000 ışık yılı ötede, Büyük Macellan Bulutu'nda patlayan süpernovadır. Bunun gözlemleri hâlâ sürdürülmektedir; gözlenen özellikleri ağır elementlerin yıldızlarda üretildiğini, patlayan maddenin yüksek hızlarla uzaya yayıldığını savunan kuramlarla uyuşmaktadır.