Yıldızların Ömürleri, Evrimleri ve Hertzsprung Russell Diyagramı

Yazdır Yıldızların Ömürleri, Evrimleri ve Hertzsprung Russell Diyagramı
İnsanlar veya diğer memeli hayvanlar gibi yıldızlar da "anne karnında" şekillenir, gelişir, doğar, büyür ve ölürler. Elbette ki onların "anne karnı", bizim evrenimizdir. Bu süreçte yıldızlar çok çeşitli yollar izlerler. "Durdukları yerde durmuyorlar" denebilir. Bu makalemizde sizlerle yıldızların ömürleri süresince geçtikleri evreleri inceleyeceğiz ve yıldızları nasıl kategorize ettiğimizi öğreneceğiz. Ayrıca astronominin en önemli konularından biri olan HR Diyagramları'nı okumayı öğreneceğiz. Böylece özelliklerini bildiğimiz bir yıldızı nasıl kategorize edebileceğimizi görmüş olacağız. Umarız faydalı olacaktır.

Evrenin oluşumu esnasında ortaya çıkan bolca Hidrojen, Helyum ve Lityum (ve bunların izotopları; bir miktar da Berilyum) zamanla çeşitli bölgelerde toplandı ve  ilk yıldızları oluşturmaya başladı. Toplanan gaz ve toz bulutunun kütlesi, yıldızın kaderini belirledi. Burada "yıldızın kaderi"nden kasıt, oluşumundan sonra hangi evrelerden geçeceği ve nihayetinde nasıl yok olacağıdır. Çünkü bir yıldızın oluşum evresindeki kütlesi, onun geçeceği evreleri otomatik olarak belirlemiş olmaktadır. Tıpkı canlıların genlerinin onları neye benzeyeceğini ya da hangi tür olduklarını otomatik olarak belirlemesi gibi... Tabii yıldızlarda herhangi bir genetik aktarım yoktur, bu açıdan biyolojik bir evrim olarak incelenemez. Burada sözünü ettiğimiz, kozmolojik bir evrimdir.

Çok büyük kütleye sahip gaz ve toz bulutlarının oluşturduğu büyük kütleli yıldızlar, bu yükü daha fazla taşıyamayazlar ve kısa sürede süpernova patlaması dediğimiz bir olay ile patlarlar. Onlara nispeten daha az kütleye sahip yıldızlar daha uzun ömürlüdürler. Yani kütle ne kadar fazlaysa, yıldızın hayatı da o kadar kısadır. Bu durum, Büyük Patlama'dan beri bu şekilde gerçekleşmektedir. Dolayısıyla eski yıldızların patlamaları sonucu oluşan malzemeden üretilen yeni yıldızların kütlelerinin değişimi, bir nevi kozmolojik evrimden söz edebilmemizi sağlamaktadır. Bazı bölgelerde bu yıldızlar daha büyük kütleli olacak şekilde oluşurken, bazı bölgelerde bu kütle çok daha az olmaktadır. Bu sebeple farklı yıldız kümeleri oluşmakta ve her biri birbirinden farklı bir ömür geçirmektedirler. 

NGC 604 Nebulası içerisinde yıldızların doğduğu bir bölgenin Hubble tarafından çekilmiş fotoğrafı...



Peki bu neden böyle oluyor? Yani bir yıldızın kütlesi, onun geleceğini nasıl belirliyor? Esasında sebebi bir hayli basittir:kütleçekim. Ortamda toplanan madde ne kadar fazla ise, bu maddeden oluşan yıldız kaçınılmaz olarak o ölçüde büyük kütleli bir yıldız olmaktadır. Elbette ki bu kütle bir noktaya toplanana kadar çökmüyor. Peki bu neden böyle? Toplanan gaz ve toz bulutları yıldızları oluşturduğunda, artık yıldızın tanımı gereği merkezinde nükleer reaksiyon gerçekleşen bir madde topluluğu vardır. Merkeze doğru gittikçe büzülen kütle, ortamda bulunan gazı sıkıştırarak basıncını artırır. Kütleçekiminin etkisi altında merkeze doğru çökmek "isteyen" dıştaki kütle, merkezde sıkışan gaz basıncı tarafından dengelenir. Dolayısıyla kütleçekim ile gaz basıncı birbirine zıt yönlü kuvvetlerdir. Dıştaki kütlenin uyguladığı kütleçekim kuvvetinin etkisi ne kadar fazla olursa, kütle o kadar sıkışır. Kütle ne kadar sıkışırsa, gaz basıncı o kadar artar. Yani kısacası yıldız kendi içerisinde bir ölüm kalım savaşı vermektedir. Biz buradaki denge durumuna hidrostatik dengediyoruz. Yıldızların evrimi ne yazık ki biyolojik canlılar kadar çeşitli değildir. Çünkü evrimsel değişimleri, katı bir fizik tarafından şekillendirilmektedir ve çok fazla değişkene bağlı değildir.

İşte bu sebeple yıldızlar, büyük kütlenin oluşturduğu ağır sonuçlara yıldız fazla dayanamazlar. Merkezde sıkışan kütle (ki buna "yıldızın yakıtı" da diyebiliriz), hızlı nükleer reaksiyonlar sonucu kısa sürede harcanır. Denge bozulmaya başlar ve kaçınılmaz sona doğru adım adım ilerlenir. Yıldızın dayanamadığı noktada çökme gerçekleşir ve çekirdekteki yoğun tepkime dizisi sonucu müthiş bir patlamayla yıldız yaşamını tamamlar, tüm maddesini dışarı saçar ve "yeni çocukların" oluşmasını mümkün kılar.


Yıldızların Evrimini Anlamak: HR Diyagramı

Astronomi, tüm bu adımları yıldız evrimi adı altında incelemektedir. Burada sözü edilen, bahsettiğimiz gibi, biyolojik bir evrim değildir. Dolayısıyla buradaki "evrim" sözcüğü, daha ziyade yıldızın ömrü içerisindeki gelişimini nitelemektedir. Tıpkı bir canlının doğumundan sonra ölene kadar bir dizi değişim geçirmesi ve nihayetinde ölmesi gibi. Biyolojik canlıların aksine yıldızlar, ölümlerinden sonra yeni çocuklar doğurabilirler. Onlardan saçılan madde, yeni yıldızların hammaddesi olur. Tabii aynı zamanda bu yıldızlar etrafında dönecek gezegenlerin de... Dolayısıyla eğer ki gezegenimiz üzerinde yaşam başlayabildiyse, bunu Güneş'imizin de doğumuna sebep olacak önceki yıldızlara borçluyuz. Bir yıldız ölür, onun yerine yüzlerce yıldız doğar. Bunlardan bazıları, diğerlerinden farklı özelliklere sahiptir. Hatta bazılarında, kendi sistemimizde olduğu gibi, yaşam bile barınabilir! Ancak şu anda gezegenlere odaklanmayacağız, yıldızlarla yetineceğiz.

Esasında asıl konu da, bir yıldızın doğumundan sonra başlıyor. Yıldızın ömrünü, gelişimini, ya da astronomik tabiriyle evrimini açıklamak için 1910 yılında iki bilim insanı Hollandalı kimyager ve astronom Ejnar Hertzsprung ve Amerikalı astronom Henry Norris Russell tarafından oluşturduğu HR Diyagramı'nı kullanıyoruz.

Ejnar Hertzsprung

Henry Norris Russell

Örnek bir HR Diyagramı... Yatay eksende sıcaklık, düşey eksende ışıtma gücü yer alıyor ve yıldızları buna göre sınıflandırıyoruz. Sol üst köşede Mavi Devler, sağ üst köşede Kırmızı Süperdevler, onun altında Kırmızı Devler, sol altta Beyaz Cüceler bulunuyor. Diyagonal olarak sol üstten sağ alta uzanan şerite ise Anakol Dizilimi (Anakol Evresi) adı veriliyor. Yıldızların çoğu, ömürlerini bu anakol evresinde geçiriyorlar, bu sebeple çoğu yıldız bu bölgede yer alıyor.



HR diyagramı astronomide en çok önem teşkil eden konulardan birisidir. Öyle ki bu diyagram bize yıldızlar ve onların evrimleri hakkında bir kılavuz niteliğindedir. Yukarıda bir örneğini gördüğünüz bu diyagram, yıldızların özelliklerini belirleyen birçok değişkeni (parametreyi) barındırdığı için yıldızlar üzerinde olan değişimleri izlememize olanak sağlamaktadır. HR diyagramını anlamak için öncelikle bu parametreleri tanımamız gerekmektedir:

1) Tayf türü (Spectral class): O-B-A-F-G-K-M olarak yıldızları sıcaklıklarına göre sınıflandırırız. Hatta bunların yanında L-T ve Y tayf türü de bulunmaktadır. Esasında bu aynı zamanda bir sıcaklık sınıflandırmasıdır. O (50000K) sınıfı en yüksek yüzey sıcaklığına sahip yıldızları, M sınıfı ise en düşük yüzey sıcaklığını (3500K) belirtir. Bu tayf türleri de kendi aralarında O5'ten başlayıp O9'a kadar giden, sonrasında B0'dan başlayıp B9'a, A0'dan başlayıp A9'a, F0'dean başlayıp F9'a ve bu şekilde devam ederek nihayet M8'e varacak şekilde sınıflandırılıyor. En düşük sıcaklıklı yıldızların isimlerinin neden O1’den değil de, O5’ten başladığını merak edebilirsiniz. Bunun sebebi astronomların olası bilinmeyen yeni yıldız keşiflerine karşı açık bir kapı bırakmayı tercih etmiş olmalarıdır. Ola ki ileride daha da yüksek yüzey sıcaklığına sahip yıldızlar keşfedersek, bunlar O4, O3, O2 ve O1 olarak sınıflandırılacaktır.

Yıldızların tayf türünü gösteren bir tablo. Her bir tür için farklı elementlerin baskın olduğuna dikkat ediniz.



Işıtma gücü (Luminosity): Yıldızın birim zamanda tüm yüzeyinden saldığı enerji olarak ifade edilir. İlk başta da fark edildiği gibi bu değerin yüksek olması için yüzeyin, dolayısıyla yarıçapın büyük olması gerekir. Aynı zamanda ışıtma gücü sıcaklığa da bağlıdır, hatta ışıma basıncı R2 ve T4 ile orantılıdır. Yani bir yıldızın ışıtma gücü öncelikle sıcaklığına sonra yarıçapına bağlıdır.

Görünür kadir (Apparent Magnitude): Bir yıldızı gözlemlediğimizde bunun parlaklığını kadir cinsinden ifade ederiz. Bir yıldızın görünürdeki kadir değeri ne kadar yüksek ise o kadar sönük (örneğin 2.2 kadir ile Mizar yıldızı), ne kadar düşük ise o kadar parlaktır (-1.45 kadir ile Sirius yıldızı). Gözlem sırasında belirlediğimiz kadir değeri, bize görünür kadir değerini verir. Mutlak kadir (absolute magnitude) ise, yıldızların parlaklıkları arasında bir kıstas yapabilmek için konmuş bir ölçümdür. Eğer bu yıldız 10 parsek (1 parsek = 3.2616 ışık yılı ~ 30.000.000.000.000 kilometre) uzaklıkta olsaydı, kadir değeri ne olurdu sorusunun cevabı bize “mutlak kadir” değerini verir. Burada görünür kadir değerinin yıldızın bize olan uzaklığıyla bağlantılı olduğunu bilmekte fayda var.

Bazı gök cisimlerinin görünür kadir değerleri...

Bazı yıldız gruplarının mutlak kadir değerleri...


B-V değeri: Gözlem yaparken, teleskop ile birlikte belirli filtreler kullanılır. U-B-V-R filtreleri bunlardan en çok kullandıklarımızdır. Buradaki her filtre belirli bir aralıktaki dalgaboyunu gözler, dolayısıyla yıldızın o dalgaboyunda yaptığı ışınım kadar parlaklık elde edilir. Burada B (Blue, Mavi) filtresinden elde ettiğiniz sonucu V (Visual, Gözlenebilir) filtresinden çıkan sonuçtan çıkardığınızda B-V değerini elde edersiniz. Bilgi olması açısından, U filtresi mor ötesi ışınları, R filtresi ise kırmızı ışınları gözler. Az sonra bunların önemine tekrar döneceğiz.

Yarıçap: Esasında diyagramla dolaylı bir bağlantısı vardır. Alttaki şekilde de göreceğiniz gibi, köşegenlerden birbirine paralel doğrular çizildiğinde yarıçaplara dair belirli aralıklar elde edilir. Genellikle bir yıldızın yarıçapı, Güneş'in yarıçapına göre belirlenir. 1 SR (Solar Radius = Güneş Yarıçapı), 695.500.000 metreye ya da 0.0046491 Astronomik Birim'e (AB) eşittir. Dolayısıyla 100 SR, Güneş'in 100 katı yarıçapa sahip olmak demektir.

Bir diğer HR Diyagramı... Her bir pozisyona gerçek yıldızlardan örnekler verilmektedir. Ayrıca yine diyagonal çizgilerle yarıçap gösterilmektedir.


Şekilde baktığınızda ilk fark edilen şey, çoğu yıldızın bir eğri üzerinde toplanmış olduğudur. Bu eğriye Anakol Evresi (Main Sequence) ya da Cüceler diyoruz. Yıldızların çoğunun burada toplanmış olmasının elbette ki çok makul bir açıklaması vardır. Çünkü yıldızlar yaşamlarının büyük bir bölümünü burada geçirirler. Yani bu demek oluyor ki, daha önce de bahsettiğimiz gibi, oradaki hiçbir yıldız yaşamı boyunca olduğu yerde durmamaktadır. Her yıldız, evrimi boyunca farklı yollar izler. Bu demek oluyor ki, yıldızın değişen parametreleri, diyagram üzerinde farklı noktalarda gezinmesine neden olmaktadır. Bu gezinme, yıldızın değişen yapısı hakkında bize birçok bilgi verir. İşte bu yüzden HR diyagramı bizim için çok önemlidir. 

HR diyagramında bilmemiz gereken bir diğer önemli nokta da buradaki sınıflardır. Az önce Anakol Yıldızları’ndan bahsettik. Elbette ki yıldızların özellikleri bununla sınırlı değildir. En bilinen yıldız sınıfları süperdevler, devler, anakol ve beyaz cücelerdir. HR diyagramı üzerindeki konumları da aşağıda gösterildiği gibidir:

Bir diğer HR Diyagramı... Bu defa düşey eksende sıcaklık yerine BV değerine göre renkler gösteriliyor.


Burada önemli bir noktaya değinmeden geçmeyelim: Bir yıldızın kaderini yalnızca onun kütlesi belirler. Dolayısıyla evriminde alacağı yollar da buna bağlıdır. En başta belirttiğimiz gibi büyük kütleli yıldızların yaşamları, küçük kütlelere göre daha kısadır. Bu sebeple her birinin evrimi boyunca izleyeceği yol da farklı sürelerde, farklı şekillerde olacaktır. 

Alttaki şekilde Güneş benzeri bir yıldızın evriminde izlediği yol gösterilmiştir:

Güneş benzeri yıldızların evrimini gösteren HR Diyagramı...


Bir hayli değişik bir hareket yolu var gibi görünür, fakat dediğimiz gibi, tüm ilginç konu burada başlamaktadır. Tüm bu hareketlerin her birinin yıldızın iç yapısıyla, değişimiyle olan açıklamaları vardır. Temelde Güneş benzeri bir yıldız yaklaşık 10 milyar yıllık bir ömre sahip ve bunun çoğunu (örneğin 9 milyar yılını) anakol evresinde geçirmektedir. Sonunda ise gezegenimsi bulutsu oluşturarak dış katmanlarını uzaya salmaktadır, geriye ise bir beyaz cüce kalır.

Bu makalemizde temel bilgileri vermeye çalıştık, bir sonraki makalemizde ise Güneş'in evrimini işleyerek bir örnek görmüş olacağız. Umuyoruz ki faydalı olmuştur.

Yazan: Ögetay Kayalı (Evrim Ağacı Okuru)

Düzenleyen: ÇMB (Evrim Ağacı)

Kaynaklar ve İleri Okuma:
6 Yorum