Astronomi ve Uzay Bilimleri

‘Yıldızlar bilgisi’ Kategorisi

Gaz yasalarından bildiğimiz gibi, bir kapalı hacim içindeki gazın sıcaklığı ya da yoğunluğu artarsa, kabın duvarlarına gazın uyguladığı basınç da artar. Örneğin; bir araba lâstiğini şişkin tutan içindeki gazın (havanın) basıncıdır. Yıldızlararası (gaz ve toz karışımı) bulut bir yolunu bulup kendi kütle çekimi altına girdikten sonra bütün yaşamı,’ kendini küçük bir hacime sıkıştırmaya çalışan özkütle çekimi ile ona karşı koymaya çalışan gaz basıncı arasındaki savaşla geçer. (Burada, öz kütle çekiminin gazın duvarı gibi davrandığını unutmayalım.) Buraya kadar, ön yıldız oluşumunu, yıldızların gençlik ve yetişkinlik (ana kol) dönemlerini inceleyip onları ölüm sınırına kadar getirdik. Şimdi de yıldızları ölüme götüren olayların sonuçlarını ve yıldız “cesetlerini” inceleyelim:

Gök bilimciler, yıldızların dört çeşit sonu olduğuna inanırlar; bırakılan kalıntıya göre bunlar şunlardır:

i. Hiç bir kalıntı yok. Çok güçlü bir patlama ile yıldız maddesi tümüyle dağılabilir ve yıldızlararası ortama karışabilir.
ii. Beyaz cüceler
ii. Nötron yıldızları
iv. Karadelıkler

Bir yıldızın bunlardan hangisi ile son bulacağını, ölüm aşamasına geldiği andaki kütlesi belirler. Bu kütle ana kol kütlesinden azdır, çünkü kırmızı dev iken, gezegenimsi bulutsu aşamasında ya da süpernova patlaması sırasında aşırı kütle kaybı vardır. Kalıntı cesetlerin kütleleri ise şöyledir: Beyaz cüceler için M<1.4 Mo, nötron yıldızları için 1.4Mo<M<3Mo ve karadelikler için M >3 Mo- Nötron yıldızları ile karadeiıklen ayıran 3 Mo lik sınır çok kesin değildir.

Beyaz cüceler, kırmızı devlerden oluşur; nasıl oluştuğu yıldızın kütlesine bağlıdır. Güneş gibi bir yıldızda, özekteki sıcaklık karbonu yakacak kadar yükseiemez. Yükselen sıcaklık ancak kabuk yanmasını hızlandırır ve tüm kabuk atılır, yıldız gezegenimsi bulutsu oluşturur. Açığa çıkan kalıntı bir sıcak beyaz cücedir. Daha küçük kütleli yıldızlar, helyum beyaz cücesi olur, çünkü merkezinde sıcaklık helyumu yakıp karbona dönüştürecek kadar yükseiemez.  Bunlar kabuk atıp gezegenimsi  bulutsu  olmadan da,  yıldız rüzgarı ile kütle  kaybederek,   beyaz  cüce  olabilirler.   Daha büyük kütleli yıldızlar, eğer çift yıldız bileşeni iseler, fazla kütleyi kırmızı dev evresindekomşusuna aktararak da beyaz cüce olabilirler. Gerçekten birçok beyaz
cüce, çift yıldızlar içinde bulunur. Sıcak beyaz cüceler,  enerji  kaynaklarıolmadığı için, soğuyarak karacüce olarak “gözden kaybolurlar”.

ilk gözlenen beyaz cüce çift yıldız, Akyıldız’ın (Sihus) bileşenidir, Bugüne kadar gözlenen çok sayıda beyaz cüce, yukarıda söylediğimiz ikleri sağlarlar. Bir güneş kütlesinde bir beyaz cüce, ancak Yer küre’miz büyüklüğündedir. Bu, ortalama yoğunluğunun 10⁶g/cm³ olması demektir, Küçük bir yarıçapa sığan bu yoğunluktaki bir beyaz cüceyi özkütle çekimine karşı dengede tutan nedir? Beyaz cüce maddesi o kadar sıkışıktır ki tronlar artık belli bir ortama bağlı değildir, yüksek hızlarla özgürce hareket rler. Kütle çekimine karşı koyan bu elektron gazının basıncıdır.

Büzülen yıldız özeğinin kütlesi 1.4 Mo den büyükse elektron gazı, çok büyük olan kütle çekimine karşı koyamaz. Çökme sürer, yoğunluk o dar artar ki atomların çekirdeklerindeki protonlarla elektronlar birleşip trona dönüşürler. Artık bu bir yoz (dejenere) gazdır, yıldızın kütle çekimini ngeleyen basıncı oluşturur. Tipik bir nötron yıldızının yarıçapı 10 km, kütlesi 4 Mo kadardır. Bu ortalama yoğunluk için 10¹⁴g/cm³ verir.  Yani bir küp şeker büyüklüğündeki nötron yıldızı maddesi, Dünyamıza getirilirse 100 milyon ton çeker.

1967 de ingiltere’de iki gök bilimci, Bell ve Hevvish, 1.33730113 ianiye aralıklarla radyo sinyali gönderen bir cisim keşfettiler (Hiçbir mekanik >aat bu kadar hassas zaman tutamaz. Ne olduğu bilinmeyen nesneye ‘küçük yeşil adam” adı konulmuştu!). Hemen arkasından yenileri keşfedildi ve bir de ad kondu, pulsar (atarca). Bugün bilinen sayıları 500′ü aşan atarcalarm birkaç tanesi optik dalga boylarında ışınım salmaktadır. Peryotlan yani iki sinyal arasındaki zaman farkı 1 milisaniye (0.001 saniye) ile 4 saniye arasındadır. Peryodu milisaniye mertebesinde olanlara, “milisaniye” atarcaları denir.

Bugün, atarcalarm çok yüksek manyetik alanlı (1012 gauss), çok hızlı dönen  nötron  yıldızları   oldukları   kabul  edilmektedir.   Dönme  ekseni  ile manyetik eksen arasında belli bir açı vardır. Işınım, manyetik kutuplardan ve manyetik eksen doğrultusunda yayıldığı için gözlemci, atarcayı ancak manyetik eksen kendisine doğru yöneldiği zaman görebilir, aynı deniz fenerinde olduğu gibi. Bu yüzden atarca modeline, deniz feneri modeli denir (Şekil 4.23). Atarca manyetik eksen doğrultusunda enerji kaybettiği için, dönmesi zamanla yavaşlamaktadır.

Nötron yıldızlarının, süpemova patlamalarının kalıntıları, bir başka deyişle çöken yıldız özeği olduklarına inanılmaktadır. Süpemova kalıntıları içinde atarcalar bulunmuştur. 1054 yılında Çinlilerin görüp kaydettiği süpemovanın kalıntısı, bugün Yengeç bulutsusu olarak bilinmektedir (Şekil 5.7). Bu bulutsunun içinde, her dalga boyunda 0.033 saniye ara ile ışınım pulsian salan, bir başka deyişle saniyede 30 kere dönen bir atarca vardır. PSR 1937 + 214 olarak bilinen bir başka atarca, saniyede 642 kere dönmektedir.

Bütün   nükleer   enerjisini  tüketmiş   ve   çökmekte   olan   bir  yıldız özeğinde, nötron gazının basıncı kütle çekimini dengelemeye yetmez ise ne oıur? Fizik gösteriyor ki süpernova patlamasından geriye kalan özek kütlesi eğer yaklaşık 3 Mo den büyükse, onun çökmesini durduracak fizikte bilinen hiçbir kuvvet yoktur Hacım gittikçe küçülür, yoğunluk artar, öyle bir yarıçapa ulaşır ki ışık dahil hiçbir madde artık bu cismin kütle çekimini yenip onu terkedemez Bildiğimiz Fizik yasaları bu yarıçapın içerisinde geçersizdir.

Kütlesi M olan bir kara deliğin yarıçapı R=2GM/c2 dir. Burada G, evrensel çekim sabiti, c ışık hızıdır. Buna Schwarzschild (şvvarzşild) yarıçapı denir. Güneş için Schvvarzschild yarıçapı 3 km dir. Bu, yoğunluğun 1016 g/cm3 olması, yani 1 cm3 karadelik maddesinin (Yer yüzeyinde) 10 milyar ton gelmesi demektir! Yarıçapı Schvvarzschild yarıçapına eşit küre yüzeyine, olay ufku denir. Olay ufku yakınlarında uzay- zaman ikilisi karmaşık bir yapı sergiler. Bunu anlamak için şu düş yolculuğunu yapalım: Güneş’in yerinde 10 Güneş kütlesinde bir karadelik olsun, bunun olay ufku yarıçapı 30 km dir. Yer’i de bir uzay gemisi kabul edelim. Diyelim elinizde bir saat ve bir de lazer lâmbası ile gemiden karadeliğe doğru atladınız; amacınız, karadeliğe yaklaştıkça gemi kaptanına sinyal göndermektir. Karadeliğe doğru düşerken uzun süre birşey olmaz. Gökteki takım yıldızlarını tanırsınız. Karadeliğe yaklaştıkça takım yıldızlarının yerinin değiştiğini, şeklinin bozulduğunu farkedersiniz. Kendinizi batıyor hissedersiniz. Daha yaklaştıkça karadeliğin ayağınıza uyguladığı kütle çekimi, başınıza uyguladığından farklı olacağından sizi ip gibi uzatacaktır. Olay ufkuna yaklaşık 3000 km kala da sizi parçalara ayıracaktır!   Eğer   parçalanmadan   olay   ufkunun   15   km   yakınına   kadar gıdebilseydıniz,    tam    ileri    baktığınızda    ensenizi     görürdünüz,     çunku ensenizden çıkan fotonlar  karadelik  çevresini dolanıp   gözünüze   ulaşırdı Eğer   aşağıya   karadeliğe   bakarsanız   hiç   bir  şey   göremezsiniz,   çünkü karadeliği ışık bile terkedemez.

Olay ufkunu geçince yeni bir şey olmaz, sınır işaretli değildir! Fakat bir milisaniye sonra hacminiz sıfıra düşer, yok oldunuz demektir. Fakat sızır yok olduğunuzu uzay gemisi kaptanı göremez Ona göre, siz olay ufkuna yaklaştıkça düşmeniz gittikçe yavaşlar, olay ufkunu geçerken gönderdiğiniz lazer sinyalinin uzay gemisine ulaşması sonsuz zaman alır, kırmızıya kayma da sonsuz olur.

Bütün bunlar Einstein’in genel görelilik kuramından çıkarılmıştır. Pek. bir karadelik gerçekten varsa ve biz onu doğrudan göremıyeceğımize göre onun varlığını gözlemlerle nasıl anlarız? Bunun tek yolu bir karadeliği olay ufku yakınındaki maddeyi yutarken yakalamaktır! Buna en iyi aday da X-ışını salan çift yıldızlardır. Karadeliğin çevresinde dolanan bir kırmızı dev olsun. Bunun uzaya attığı madde, karadeliğin kuvvetli çekimi ile sarmal hareket yaparak karadelik etrafında bir disk oluşturur (Şekil 4.25). Dökülen madde, çok yüksek hızlı olduğu için, disk maddesi ile etkileşmesi sonucu ortam sıcaklığı milyonlarca derece olabilir. Bu sıcaklıkta madde X- ışını salar. Cygnus X- 1 olarak bilinen X- ışını kaynağındaki görülen yıldız, kütlesi 3 güneş kütlesinden büyük görülmeyen bir nesne etrafında dolanmaktadır Hubble uzay teleskopuyla yapılan çok duyarlı gözlemler birçok dış galaksinin merkezinde, aşırı kütleli karadelik olabileceğini göstermektedir, örneğin; Andromeda galaksisinin uydusu M32 galaksisinde, bir milyon Güneş kütlesini aşan karadeliğin varlığını gösteren bulgular gözlenmiştir.

1  Bir yıldız olarak Güneş’i, bir gezegenden ayıran fiziksel özellikler nelerdir? 2. Güneş bir katı cisim gibi mi döner? Açıklayınız. 3 Güneş’in katmanlarını tartışınız.
4.  Bir Güneş hacmine kaç tane yer sığar?
5.  Güneş lekeleri yardımıyla Güneş’in dönmesi nasıl bulunur?
6.  Her saniye, Güneş kütlesinin ne kadarı enerjiye çevrilmektedir? Aynı tempoda bugüne kadar (5 milyar yıl) ne kadar kütle enerjiye dönüşmüştür?
7.  Güneş sabiti nedir?
8.  Güneş rüzgârını oluşturan parçacıklar içinde nelerin bulunduğunu araştırınız
9. Trigonometrik uzaklık açısı yöntemi ile hangi uzaklığa kadar yıldız uzaklıkları bulunabilir?
10  Uzaklık açısı 0.25 açı saniyesi olan bir yıldızın uzaklığını:
a) Parsek biriminde, b) GB biriminde ve c) km biriminde hesaplayınız.
11   Hangi hareket, takım yıldızların şeklini zamanla değiştirir?
12.  Işıkta Doppler etkisini ve bu etkinin yıldızların  bakış doğrultumuzdaki hızlarını bulmada nasıl kullanıldığını araştırınız.
13.  Bir yıldızın Yer’den (ya da Güneş sisteminden) gözlenen uzay hızı neden gerçek uzay hızı değildir?
14.  Logaritma fonksiyonunu araştırınız.
15.-2. kadirden bir yıldız,  +3.  kadirden bir yıldıza göre, kaç kere daha parlaktır?
16.  Güneşin parlaklığı yerden  gözlenince  – 26.5  kadirdir.   Pluto’dan  hangi kadirde gözlenir?
17.  Bir yıldızın sıcaklığı 3000°K’den 6000°K ye kadar değişirse yarıçapı aynı kaldığında ışınım gücü ne kadar değişir?
18.  Sefeidler neden iyi bir uzaklık göstergesidirler?
19.  Şekil 4.18 deki gibi bir örten çift  yıldızın  ışık eğrisinden bileşenlerin yarıçapları oranı bulunabilir. Bunun nasıl olabileceğini tartışınız.
20.  Spektroskopik (tayfsal) çift yıldız nedir?
21.  H- R diyagramı size ne ifade ediyor, tartışınız.

Birbirlerine kütlesel çekimle bağlı ve çıplak gözle ya da teleskopla çift olarak görülen yıldızlara görsel çift yıldız denir. Büyük Ayı takım yıldızındaki Mizar gibi (Şekil 4.16).

İki yıldız birbirine çok yakınsa teleskopla bile ayrıştırılamaz, tek yıldız gibi görülür. Fakat tayfları yardımıyla çift olduğu anlaşılabilir: Ortak kütle merkezi etrafında dolanan, A ve B iki yıldız olsun. Şekil 4.17 de (a) ve (c) durumunda tayf çizgilerilerindeki Doppler kayması aynıdır, (b) ve (d) durumlarında yıldızların biri bize (gözlemciye) yaklaşırken diğeri uzaklaşıyor. Uzaklaşan yıldızın tayf çizgisi daha uzun dalgaboylu, yaklaşanınki daha kısa dalgaboylu olacak, dolayısıyla yanyana iki çizgi gözükecektir.
Yeteri kadar uzun bir zaman aralığında gözlendiğinde bazen tek, bazen çift çizgi görülüyorsa ve çizgiler dönemsel (periyodik) olarak yer değiştiriyorsa; o zaman, yıldızın çift olduğunu anlarız. Böyle yıldızlara, Böyle yıldızlara, tayfsal çift yıldız denir (Şekil 4.16, 4.17).

Kimi çift yıldızların yörünge düzlemleri ya tam olarak ya da yaklaşık olarak bakış doğrultumuzla çakışır. O zaman çiftin bileşenleri yörünge hareketi yaparken, sıra ile birbirlerinin önünden geçer ve ötekinin ışığını engeller. Bunlara, örten çift yıldızlar denir. Bileşenlerden biri örtülünce bize ulaşan toplam ışık azalır. Gelen ışığı zamana karşı noktalarsak, Şekil 4.18 deki gibi bir eğri elde ederiz.

Yıldızlardan bin büyük, diğeri küçük olsun ve küçük yıldız daha sıcak olsun. Küçük yıldız ok yönünde dolansın. Küçük yıldız ab ya da ce arasında iken toplam ışığı görürüz, be ya da ef arasında ise daha az ışık alırız, b’c’ arasında soğuk ve büyük yıldızın bir kısmı, el’ arasında ise küçük ve sıcak yıldızın tamamı örtülür. Sıcak yıldızın birim alanından çıkan ışık daha çok olduğundan e’ f’ arasında aldığımız ışık en az olur.

Eğer çiftin yörünge düzlemi bakış doğrultusuna biraz eğik ise b’c’ arasında ya da e’f’ arasında tam örtme olmayabilir. O zaman ışık eğrisinde b’c’ ve e’f ‘ düz kısımları kısalır,   noktaya  dönüşür.   Bu  demektir  ki  ışık eğrisinden yörüngenin ne kadar eğik olduğu hesaplanabilir.

Gerçek ışık eğrileri bu kadar düzgün olmayabilir. Kimi çift yıldızlarda bileşenlerden birinin ışığı ötekinin üzerinden yansıyarak bize gelir; kiminde Güneş’teki gibi belirgin kenar kararması olur; kiminde de bileşenler birbirlerine çok yakın olduklarından kütle çekimi nedeniyle şekilleri bozulur, “armutlaşırlar” Bu ve benzeri nedenlerle Şekil 4.18 de verilen ışık eğrisindeki köşeler yuvarlaklaşır, düz kısımlar düz olmayabilir.