Yıldızlar canlılar gibi “doğar”, “yaşar” ve “ölürler”. Nasıl olur bu? Biz yıldızların bu “ömürlerinden” ne gibi dersler çıkarırız?
Yıldızlar bizlerden ve hatta bizlerin kurduğu medeniyetlerden çok daha uzun “yaşayan” varlıklar. Elbette onlar canlı varlıklar değil: Bir yıldızın yaşamasından kasıt o yıldızın adeta “yıldızlık ettiği” bir zaman aralığının başlangıcından (yıldızın doğumundan) sonuna (yıldızın ölümüne) kadar yıldız olarak varlığını sürdürme eylemidir. Bu cümle de belki tek başına pek açıklayıcı değil: Yıldızlık etmek ne demek? Nasıl oluyor da yıldız bir şekilde bütünlüğünü koruyor ve ömrünü sürdürebiliyor? Fizik bunun neresinde ve fizik bundan ne öğreniyor? Peki bu sürecin “yıldız evrimi” tamlamasıyla ne gibi ilişkisi var? İşte bu yazıda bu gibi sorulara elden geldiğince yanıtlar vermeye çalışacağım.
Yıldızlar nasıl ışır? – “yıldızlık etmek”
Bir yıldız, ışımasının devamını kendi kütlesinden kaynaklanan içe doğru kütleçekim basıncına karşı koyan mekanizmaların varlığına borçludur. Bu mekanizmalar sayesinde ilk başta gaz ve toz bulutu olan öncül yıldız, mekanizmaların elverdiği zaman boyunca yıldız olarak ışıldar -yani bir diğer deyişle- yıldızlık eder.
İlk başta gaz ve toz bulutu olan öncül yıldız, mekanizmaların elverdiği zaman boyunca yıldız olarak ışıldar -yani bir diğer deyişle- yıldızlık eder.
Kendi kütlesi sebebiyle içe çökmeye meyleden yıldızı oluşturan madde eğer hiçbir karşı koyacak etki olmadan çökmeye başlasaydı (yani yıldızı oluşturan maddeler yere düşen taşlar gibi yıldızın merkezine doğru “serbest düşme” hareketi yapmaya başlasaydı) çok kısa bir sürede o yıldız kendi içine çöküp ömrünü kara deliğe dönüşerek tamamlardı. Güneş için bu “serbest düşme zamanı” 30 dakikadan azdır (hesabı kendiniz de yapabilirsiniz; bkz. [1]). Yıldızların ömürleri bu kadar kısa olmadığında göre başka mekanizmaların varlığı açıktır.
Henüz kuantum mekaniği hakkında bilgimizin olmadığı 19. Yüzyıl’da yıldızlara ömrünü veren temel mekanizmanın kütleçekimi etkisiyle büzüşerek kaybettiği kütleçekim potansiyel enerjisinin yıldızı ısıtması olduğu düşünülmüştü. Isınan yıldızı oluşturan maddenin artan kinetik enerjisiyle oluşturacağı dışa doğru basıncın yıldızın çöküşünü geciktirmesi mümkündü, üstelik ısınan yıldız aynı zamanda ışıyacak ve çok daha uzun süre yıldızlığını yapmaya devam edebilecekti.
Bu senaryoya göre yıldızlar belki binlerce ve hatta milyonlarca yıl yaşamlarını sürdürebilirdi. Örneğin bu hesaba göre Güneş’in en az 15 milyon yıl ömrü olması mümkündü (bu hesap da kolaylıkla yapılabilir; bkz. [2]).
15 milyon yıl, insan yaşamıyla kıyasla çok uzun bir süre. İlk başta bu sonuç bilim insanlarını ikna etse de 19. Yüzyılın sonları ve 20. Yüzyılın başlarında elde edilen jeolojik bulgular Dünyamızın en az birkaç milyar yıl yaşında olduğuna işaret edince bu mekanizmanın yıldızlık etmeyi tek başına açıklamak için yeterli olmadığı anlaşıldı.
Bilim insanları, yıldızların yapıları çok değişmeden -yeterince kararlı kalarak- çok daha uzun süre yıldızlıklarını etmeye devam etmelerini açıklayan esas mekanizmayı ancak 1930’lara gelindiğinde anlamaya başladılar. Yıldızları anlamamızı sağlayan ise kuantum mekaniği ile ilgili bilgilerimizin yeterli olgunluğa ulaşmasıydı.
Bu yıllarda Hans Bethe, yıldızların önemli bir kısmının özeklerindeki (çekirdeklerindeki) yüksek sıcaklık ve basıncın, buradaki protonları (hidrojen çekirdeklerini) birbirleriyle birleştirmeye yetecek (füzyon tepkimesi oluşturacak) düzeyde olabildiğini göstermiştir. Hiç kuşkusuz bu bilgiye ulaşabilmek için atom altı parçacıkların ve bunların birbirleriyle etkileşimlerinin anlaşılmaya başlanması gerekliydi. İşte bu yüzden yıldızların ışımasının önündeki sır perdesi ancak evrenin mikro ölçekte anlaşılmaya başlanmasıyla aralanabildi!
Yaşamı ve biyolojik evrim süreçleri için yeterli süreyi füzyon enerjisine ve bu enerjinin sürekliliğine ve kararlılığına borçluyuz.
Yıldızlar, özeklerinde (çekirdeklerinde) gerçekleşen füzyon tepkimeleri sayesinde çok daha uzun yaşam sürdürebiliyorlar. Bugün biliyoruz ki bir yıldız, yıldızlık ettiği dönemin çok büyük bir kısmında, kararlı kalmasını özeğindeki hidrojen atomlarının birleşmesine (füzyonuna) borçlu. Ortaya çıkan füzyon enerjisi sadece yıldızın kararlılığını sağlamakla kalmıyor yıldızın ışınım gücünün de kaynağı olmuş oluyor. Bu, kendi yıldızının enerjisine bağımlı bizler için elbette çok anlamlı. Yaşamı ve biyolojik evrim süreçleri için yeterli süreyi bu enerjiye ve bu enerjinin sürekliliğine ve kararlılığına borçluyuz.
Çeşit çeşit yıldızlar
Bulutsuz bir gecede karanlık ve ıssız bir bölgedeyken gökyüzüne baktığımızda farklı renklerde ve parlaklıklarda binlerce yıldızla sarıp sarmalandığımızı görürüz. Biliyorum giderek o muhteşem görüntüyü görmek zorlaşıyor, Dünya kalabalıklaşıyor ve şehirler daha acımasızca aydınlatıyor gökleri. Ancak hayatında gökyüzünü bir kere bile bu şekilde görebilmiş bir insanın, bu deneyimi unutmasının mümkün olamayacağını düşünüyorum.
Yıldızların bizlere farklı parlaklıklarda görünmelerinin iki sebebi olmalı:
- Bu yıldızlar bizden değişik uzaklıklardadır.
- Yıldızların her birinin ışınım gücü farklıdır.
Bugün biliyoruz ki bu iki sebep de geçerlidir. Yani yıldızlar standart ışık kaynakları değildir. Gerçekten de bazı yıldızlar daha güçlü ışır, bazı yıldızlarsa daha zayıf ışır. Güneş bize en yakın yıldızdır (bize mesafesi 8 ışık dakikası kadardır) ve bu yüzden diğer yıldızlardan çok daha parlak görünür. Öte yandan Avcı (Orion) Takımyıldızı’nın popüler ismi olan İkizlerevi (Betelgeuse) yıldızı bizden yaklaşık 550 ışık yılı mesafededir ve ışınım gücü Güneş’in ışınım gücünün yaklaşık 125 bin katı kadardır. İkizlerevi, -ışık kirliliği çok olan bölgelerde gökyüzüne baksak bile- çıplak gözle görebileceğimiz kadar parlaktır, ancak eğer Güneş’imiz bizden 550 ışık yılı mesafede olsaydı bizim Güneş’i çıplak gözle görmemiz mümkün olmayacaktı.
Aynı zamanda yıldızlar farklı “renklere” sahiptir. Örneğin bazı yıldızlar kırmızı görünür (mesela İkizlerevi) ama bazı yıldızlar beyazdır (mesela Akyıldız ya da diğer adıyla Sirius). Demek ki yıldızların sadece ışınım güçleri farklı değil, renkleri de farklı.
Bir yıldızın renginin o yıldızın yüzeyindeki sıcaklıkla ilişkili olduğunu da yine kuantum mekaniği sayesinde ortaya koymak mümkün (yıldızlardaki ışımayı “kara cisim ışıması” olarak modellememiz geçerli bir yaklaşım; örneğin bkz. [3]). Demek ki yıldızlar farklı yüzey sıcaklıklarına ve farklı ışınım güçlerine sahip olabiliyorlar.
Sanıyorum yıldızları birbirinden ayıran iki temel fiziksel nicelik daha kaldı: “Yıldızların kütlesi” ve “yıldızların hacmi”. Daha parlak bir yıldızın ışınım gücünün daha fazla olması yıldızın yüzeyinin daha büyük olmasından -dolayısıyla hacminin ve kütlesinin daha büyük olmasından- kaynaklanıyor olabilir. Ancak bir yıldız daha soğuksa (daha kırmızıysa) da birim yüzeyden daha az ışıma yapacak, daha sıcak (daha mavi) yıldızlarsa soğuk yıldızlara kıyasla daha etkin ışıyacaktır. Bir yıldız eğer çok fazla kütle kaybetmeden büzülürse bu sefer de yüzey alanı küçülecek, bu durumda yüzeyi ısınsa (rengi mavileşse) de yüzey alanı küçüleceğinden ışıması azalabilecektir.
Yıldız evrimine giden yol
Gördüğünüz gibi bir yıldızın ne kadar ışınım gücü olacağını kestirmek o kadar kolay olmasa gerektir. Üstelik yıldızın hacminin değişmesi ya da kütle kaybını tetikleyen mekanizmaların varlığı gibi pek çok etkeni açıklamak için özekteki füzyon tepkimelerinin nasıl sürdüğünden yıldızın dışında neler olduğuna (örneğin bir çift yıldız sisteminin üyesiyse çift yıldızıyla nasıl etkileştiğine) kadar sayısız etkileri hesaba katmak gerekebilir. Burada yıldızın kendi ekseni etrafındaki dönüşü, kimyasal yapısı ve manyetik alanı da nasıl yıldızlık ettiğini anlamaya katkı sağlama potansiyeline olan diğer etkenlerdir.
Kısaca yıldızın nasıl bir yaşam sürdürdüğünü ve nereden nereye geldiğini anlamak astronominin ve fiziğin en çetrefilli konularından biridir. İşte yıldızların bu ilginç ve aynı zamanda öğretici hayat hikayelerini konu alan çalışma alanı “yıldız evrimi” olarak adlandırılır. Yıldız, doğumundan ölümüne farklı farklı yüzlere sahiptir ve bizler kısacık hayatlarımızda farklı yıldızların farklı dönemlerine bakarak yıldız evriminin genel kurallarını anlamaya çalışırız.
Yıldız evrimi ve yıldızları anlamak
Yıldızların evrimini açıklayabilmek ve ömürlerinin değişik zamanlarında ne gibi fiziksel özelliklere sahip olduğunu ve olacağını kestirmek aynı zamanda yıldızların her durumlarındaki iç yapılarını anlama çabasıdır. Bizler sadece yıldızın yüzeyinden gelen ışımayla yıldızları anlamaya çalışsak da esasında yıldızlar sadece yüzeyleri ve atmosferleriyle ilgili değil iç yapıları ile ilgili ipuçlarını da bizlere sağlarlar.
Örneğin yıldızların en kararlı dönemlerinde bile gösterdiği çeşitli modlardaki ve frekanslardaki zonklamalar (salınımlar), bu yıldızların iç yapılarıyla ilgili bilgiler edinmemizi sağlamaktadır. Yine yıldızların tayflarının incelenmesi, kimyasal yapıları ve kendi eksenleri etrafındaki dönüş periyotları ile ilgili tespitler yapabilmemize imkân verir.
Yüzey sıcaklığı 3000K olan bir anakol yıldız belki yüz milyarlarca yıl hüküm sürecekken, yüzey sıcaklığı 30000K olan bir anakol yıldızın toplam ömrü birkaç milyon yılla sınırlı oluyor. Tam anlamıyla hızlı yaşa genç öl!
Farklı yıldızlara baktığımızda her bir yıldızın farklı bir dönemine bakmış oluyoruz. Yapbozun parçaları bir araya geldiğinde (yani pek çok yıldızın gözlemlerini bir arada değerlendirdiğimizde) yıldızlarla ilgili bazı çıkarımlar yapabilmekteyiz (bu çıkarımların daha iyi anlaşılabilmesi için bahsedilen yıldızların Hertzsprung-Russell çizeneğindeki yerlerine bakmak çok faydalı olacaktır; örneğin bkz. [4]):
- Anakol yıldızları olarak adlandırılan yıldızlar, gözlediğimiz yıldızların çoğunluğunu oluşturmaktadır. Özeklerinde Hidrojen çekirdeklerinin (protonların) füzyonun gerçekleştiği bu yıldızlar ne kadar büyük kütleye ve hacme sahipse o kadar sıcak ve dolayısıyla o kadar da daha büyük ışınım gücüne sahip oluyor. Kısaca, bir anakol yıldız ne kadar büyük kütleli ise o kadar hızlı enerji harcıyor ve yaşamı da o kadar hızlı sonlanıyor. Yüzey sıcaklığı 3000K olan bir anakol yıldız belki yüz milyarlarca yıl hüküm sürecekken, yüzey sıcaklığı 30000K olan bir anakol yıldızın toplam ömrü birkaç milyon yılla sınırlı oluyor. Tam anlamıyla hızlı yaşa genç öl!
- Anakol yıldızlar dışındaki yıldızların bir kısmı anakola doğru evrimleşen genç ve nispeten büyük hacimli ve nispeten soğuk yıldızlardır. Anakol dışı yıldızların diğer bir kısmı ise büyük hacim ve kütleye sahip farklı yüzey sıcaklıkları olan ve evrimlerinin son dönemlerine girerek özeklerinde daha ağır atom çekirdeklerinin füzyonu gerçekleşen süperdev ve dev yıldızlardır.
- Çok daha sönük, yarıçapları çok ufak ama yüzeyleri çok sıcak yıldızlar aslında evrimlerinin sonuna ulaşmış beyaz cücelerdir. Beyaz cüceler düşük kütleli yıldızların evrimlerinin sonunda arkalarında bıraktıkları kalıntılarıdır.
Burada belirtmeliyim ki yukarıdaki genel çıkarımlar gökadamızın hangi bölgesine baktığımızdan bağımsız olarak ifade edilmiştir. Ancak örneğin yaşlı yıldızların ağırlıkta olduğu küresel kümelerle, genç yıldızların ağırlıkta olduğu yıldız oluşum bölgeleri için farklı türdeki yıldızların sıklığının (dolayısıyla da Hertzsprung-Russell çizeneğindeki dağılımların) farklı olacağını da söylemeliyiz.
Özetle, yıldız evrimi çalışmaları, aslında yıldızların nasıl oluştuğunu, yaşamlarını nasıl sürdürdüğünü ve nasıl yaşamlarını tamamladığını anlama çabamızdır. Neredeyse astronominin her konusunun içinde bir şekilde yıldız evriminin anlaşılması önem taşımaktadır. Elbette yıldız evrimi aynı zamanda her biri gökyüzünün eşsiz fizik laboratuvarları ve evrenimizin en yaygın enerji kaynağı olan yıldızların yapısını anlama çabamızın da neredeyse tümünü kapsamaktadır.
Kaynaklar:
[1] https://en.wikipedia.org/wiki/Free-fall_time
[2] https://en.wikipedia.org/wiki/Thermal_time_scale
[3] https://sarkac.org/2021/04/gokyuzunun-renkleri-farkli-dalga-boylarinda-astronomi/
