Bir yıldızın ömrü
Cebinde çok parası olan savurgan bir kişi, parası az fakat tutumlu başka birine göre daha erken “sıfırı tüketir”. Bir yıldızın toplam enerji kaynağı (cebindeki parası) onun kütlesi, bu enerjiyi harcama hızı ise ışınım gücü, yani bir saniyede saldığı enerji miktarıdır. O hâlde kütlesinin ışınım gücüne bölümü, yıldızın ömrünü vermelidir. Çift yıldız gözlemlerinden bir yıldızın kütlesi ile ışınım gücü arasında L = CMn şeklinde bir bağıntı olduğunu grafik olarak görmüştük; burada C bir sabit, n ise, yukarıdaki gruplara bağlı olarak, 2.5 ile 4.0 arasında bir sayıdır. Kolaylık olsun diye n = 3 alalım ve yukarıdaki gruplara ait tipik yıldız ömürlerini Güneş’in ömrü ile karşılaştıralım:
Demek ki yıldızın kütlesi büyüdükçe ömrü küçülmektedir. Güneşin ömrü to=10 milyar yıl hesaplanmaktadır. Demek ki tayf türü M olan bir kımızı cücenin ömrü bir trilyon yıl kadardır, bu ise galaksinin şu andaki yaşının çok üstündedir. Bu nedenle (a) grubundaki yıldızların tümü hâlâ ana koldadır; dolayısıyla geleceklerinin ne olacağının örneği gözlenmemiştir. Ote yandan (c) grubundaki bir sıcak O cücesi, bir kaç milyon yılda ömrünün sonuna gelmektedir. Yer yüzündeki dinazorların yok olduğu tarihten beri birçok O yıldızı gelmiş ve gitmiştir.
Şimdi, ikinci grup içinde olan Güneş’in evriminin ayrıntılarına bakalım ve biraz geleceğimizi öğrenelim:
Özekteki hidrojenin hemen hemen tümü (tüm yıldızın yaklaşık % 10′u) helyuma dönüştüğü zaman ana kol evresi son bulur. 1 güneş kütleli yıldızlar için bu süre yaklaşık 10 milyar yıldır. Bu süre içinde özek sıcaklığı yavaş yavaş artar ve yıldız çok az genişler. Bu, enerji üretimini dolayısıyla ışınım gücünü artırır. Güneş 5 milyar yıl yaşında olduğuna göre, ana kol evriminin yarısındadır. 5 milyar yıl sonra H- R diyagramındaki yeri, Şekil 4.22 (a) da B noktası olacaktır. Enerji üretimi durunca, özek dış katmanların ağırlığını taşıyamaz ve çöker, özeği çevreleyen bir kabukta hidrojen yanması başlar Çöken özek ısınır, hidrojeni yakan kabuğun sıcaklığını, dolayısıyla enerji üretimini artırır. Artan enerji üretimi üst katmanları ısıtır ve genişlemesine neden olur. Yarıçap artar, yüzey sıcaklığı düşer. Yıldız artık kırmızı dev olmuştur, (Şekil 4.22 (a) C- O arası), iç yapısı ana kol yıldızınınkinden çok farklıdır. Maddenin çoğu merkezde toplanmış, atmosfer genişlemiştir, özek buzuldukçe sıcaklığı da yükselmeyi sürdürür, yaklaşık 100 milyon dereceye ulaşınca helyum patlamalı bir şekilde ateşlenir (Şekil 22 (a) da D noktası) ve
3He —> C + E
şeklinde özetlenebilecek tepkimelerle karbona dönüşmeye başlar. Burada E yine açığa çıkan enerjiyi gösterir. Bu şekilde üretilen karbon çekirdeklerinin bir kısmı He çekirdeği ile birleşip oksijene dönüşür. Helyum ateşlenmesi önce hidrojen yakan kabuğu söndürür; yıldızın parlaklığı biraz azalır, yarıçapı küçülür, fakat kabukta hidrojen yanması yeniden başlar (Şekil 4.22 (a), E noktası yöresi). Özekte helyum tükenince, yanmayı özek çevresindeki kabukta sürdürür. Böylece iç kabukta He, dış kabukta H yanar, C- O özeği çöker. Kabukta enerji üretimi üst katmanların genişlemesine neden olur (Şekil 4.22 (a), F). Genişleme nedeniyle hidrojen yakan kabuk dışa doğru sürüklenir, soğur ve söner. Helyum miktarı azalınca enerji üretimi düşer; önceki H kabuğu çöker ve yeniden ateşlenir. Böylece hâlâ çökmekte olan C- O özeğinin çevresinde taze He birikir. Bu yeni He kabuğu, derinde gömülü nükleer bomba gibi yeniden ateşlenir, dış katman genişler. Olay yaklaşık her birkaç yüz bin yılda bir tekrarlanır. Bu patlamalar yıldızın daha kısa sürelerle zonklamasına, yani yarıçapın ve parlaklığın değişmesine neden olur. Artık yıldız değişen bir kırmızı devdir. Mira değişen yıldızlarının bu evrede olduğu kabul edilmektedir (Şekil 4.22 (a), G çevresi). Işınımları, 100 gün ile 5 yılı aşan dönemlerle, %20- 50 arasında değişir.
Kırmızı dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder; buna zonklamanın oluşturduğu şok dalgaları neden olur. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak özek açığa çıkar. Bu sıcak özeğin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir. Sıcak özek, bulutsunun merkez yıldızıdır (Şekil 5.6). Bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır.
Güneş kütlesinde bir yıldız, kütlesinin yaklaşık % 35 ini uzaya atar Geriye kalan C- O özeği dejenere (yoz) maddedir, yani daha fazla büzülmez ve sıcaklığını yükseltmez. Bu nedenle karbon yanmasını başlatamaz. Yaklaşık yüzbin yıl içinde karbon- oksijen beyaz cücesi olur. Enerji kaynağı olmadığı için de birkaç milyar yıl içinde soğuyup bir kara cüce olur.
Bütün bunlar Dünya için ne anlama gelir? 5 milyar yıl sonra, yani Güneş hidrojenini tüketince, parlaklığı 2 kat, yarıçapı % 75 artmış olacak. Bu demektir ki 2 milyar yıl sonra artık kış olmayacak. Yüksek ısı denizlerde buharlaşmayı artıracak, atmosferde su buharı artacak, sıcaklık daha da yükselecek, aşırı bir sera etkisi gelişecek. Güneşin morötesi ışınımı su moleküllerini parçalayacak ve hidrojen uzaya kaçacak. Bu böyle olmasa bile, Güneş ana kol evriminin sonuna gelince Yer’de sıcaklık o kadar yüksek olacak ki yaşam çoktan yok olmuş olacak (Eğer insanlık ozon tabakasını delerek; suları, havayı kirleterek bu işi daha önce yapmadıysa!). Güneş kırmızı dev olunca yarıçapı 1 GB’ni biraz aşacak; Yer kırmızı devin dış atmosferi içerisinde kalacak. Sürtünme ve buharlaşma Yer yörüngesini gittikçe daha çok küçültecek ve birkaç yüzyıl içinde Yer, Güneş’in içine batacaktır. Fakat hemen korkmayın, buna daha milyarlarca yıl var. Belki o zamana kadar insanlık; “Batan gemiden kaçmasını ve kendisine bir başka ‘ada’ bulmasını öğrenmiş olur.”
0.08 – 0.8 Mo (a grubu) aralığının alt sınırına yakın yıldızların merkez sıcaklığı yeteri kadar yükselemez ve helyumu ateşleyip karbon üretemezler. Böyle yıldızlar, evrimleri sonunda çoğunlukla helyumdan oluşan beyaz cüce olurlar, üst sınırına yakın olanlar ise yukarıdaki gibi C- O beyaz cücesi olurlar. Ayırım hangi kütlede olur iyi bilinmemektedir.
Güneşlen daha büyük kütleli yıldızların evriminde de ayrıntıda farklar vardır, örneğin; kütlesi 5 M© olan bir yıldız, kırmızı dev evresinden önce ve sonra olmak üzere en az iki kez sefeid olur. Sefeid ve özellikle kırmızı dev evresinde kütlesinin çoğunu helyum yanması sırasında uzaya atar. Geriye kalan “soyulmuş” yıldızın kütlesi 1.4 Mo den küçük ise, gezegenimsi bulutsu evresinden geçip C- O beyaz cücesi olur. Kalan kütle daha büyük ise, kütlenin büyüklüğüne göre, önce karbon yanıp oksijen, neon, sodyum ve magnezyum gibi elementler oluşur, sonra bunlar yanıp demir grubu elementler oluşur. Bundan sonrası ise süpernova patlamasıdır.
