Nebula uzayda
bulunan ve geniş alanlara yayılmış olan gazlar, toz, Hidrojen, helyum ve
diğer iyonize gazlardan oluşan bulutsu yapıdır. Eskiden galaksileri de
kapsayacak şekilde yaygın gök cisimlerine verilen isimdi; ancak zamanımızda astronominin
ilerlemesi ile galaksi ile nebula farklı anlamlarda kullanılmaya başlandı. Yıldızlar
arasında bulunan boşluklarda yer alan ve yıldızların yaydıkları ışık enerjisi
ile görünür hale gelen yoğun gaz ve toz bulutları, galaksilerin temel
bileşenlerindendir.
Nebula Oluşumu
Bir Nebula oluşmadan önce bir yıldızdır. Bu
yıldız büyüdükten sonra ya beyaz cüce ya nötron yıldızı ya da bir karadelik
olur. Fakat bütün yıldızlar bunlardan biri olmadan önce kırmızı süperdev
haline gelir. Bu yıldızlar çok büyük oldukları için içten gelen basınç ve
yüksek (100 000 000 0C) sıcaklığın etkisiyle uzay boşluğuna gaz
salarlar.
Bu gaz püskürmeleri oldukça büyük ve
hızlıdır. Daha sonraları bu gazlar yakınlaşarak bir gaz bulutu oluşturur. Gaz
bulutunun sıcaklığı 15 000 0C’ den fazladır. Bu sıcaklık ve çeşitli
basınçlar oradaki gazlarla (Hidrojen) birleşerek füzyon reaksiyonu başlatır.
Bu füzyon reaksiyonu yeni bir yıldızın ilk temelleridir. Daha sonra o minik
yıldızlar büyür ve anakol yıldızına dönüştüğü zaman, ana yıldız kadar olmasa
da gaz püskürtmesi yaparlar. Bu arada ana yıldız kahverengi veya beyaz cüce
olup ömrünü demir ve karbon yığını olarak tamamlar.
Yeni Bir Yıldız Oluşumu
Gökyüzüne birer gün arayla bakıldığında
önceden görülmeyen çok parlak bir yıldız görülebilir. Bunun nedeni bir
süpernova patlamasının olmasıdır. Süpernova patlamaları izlemeye değer
olaylardır. En son kaydedilen patlama 1987 yılında olmuş ve kayıtlara 1987A
olarak geçmiştir. Eski Çağ dönemlerinde Çin'de de izlenmiş bir süpernova
patlaması vardır. Süpernova patlamalarında kırmızı süper devler patlayıp
nötron yıldızı, bazen de karadelik oluşur (karadelik oluşma ihtimali binde
birdir). Karadelik oluştuğu zaman çevresindeki her şeyi çeker. Nötron yıldızı
oluştuğu zaman çevresindekileri karadelik gibi çekmez; Nötron yıldızının
madde yoğunluğu çok fazladır.
Süpernova Sonucu
Oluşan Bulutsu
Bazen yıldızlar süpernova yoluyla patlarlar;
çevrelerine yavaş yavaş değil bir anda gaz salarlar. Bu gazlar çeşitlidir ve
reaksiyona girerek çeşitliliği daha da arttırırlar, çok renkli bir görüntü
oluştururlar. Bu tür bulutsular süpernova sonucu oluşmuş bulutsular olarak adlandırılır.
Süpernova sonucu oluşmuşlarda gazlar
çeşitli etkiler sayesinde dağılırlar ve garip şekiller oluşur. Fakat
gezegenimsi bulutsularda gazlar dağılmadığı için simetrikdir. Bir nebulanın
gezegenimsi mi yoksa süpernova sonucumu oluştuğu buna bakarak anlaşılabilir.
|
(a) Bulutsu NGC 604, üçgen gökada'da bulunan dev bir H II bölgesidir, (b) Orion Bulutsunun Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiş fotoğrafı
Önyıldız oluşumu
Önyıldız yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir.
Önyıldız yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir.
Anakol
Anakol, Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından geliştirilen Hertzsprung-Russell diyagramında yıldız gruplarından anakol denilen gruba dahil edilen yıldızları tanımlayan addır.
Anakol, Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından geliştirilen Hertzsprung-Russell diyagramında yıldız gruplarından anakol denilen gruba dahil edilen yıldızları tanımlayan addır.
Renk ve büyüklük esas alınarak yapılan bu sınıflandırmada
anakol grubuna giren yıldızlar, Güneş gibi hidrojeni yakıp helyuma çeviren cüce
yıldızlardır. Bu yıldızlar hidrojen yakıtlarını bitirdiklerinde dev yıldızlar
grubuna girecek şekilde genişler (kızıl dev), sonra da ak cüce haline gelirler.
Yıldızların çoğu anakol grubuna girer, yıldızlar evrim süreçlerinin büyük
kısmını anakol yıldızı olarak geçirirler.
Ana dizi ötesi
En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir kırmızı dev oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki Merkür’ü ve büyük olasılıkla Venüs’ü de içine alarak yok edecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilmektedir. Ancak o zamana kadar Güneş’in kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacak ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır. Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de atmosfer kalacaktır.
En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir kırmızı dev oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki Merkür’ü ve büyük olasılıkla Venüs’ü de içine alarak yok edecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilmektedir. Ancak o zamana kadar Güneş’in kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacak ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır. Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de atmosfer kalacaktır.
Büyük yıldızlar:
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum
yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı süper dev olur. Çekirdekteki bu yakıt
da bittikten sonra helyumdan daha ağır öğelerin çekirdek kaynaşması devam eder.
Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür.
Bu süreç, oksijen, neon, silikon ve kükürtün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın
yaşamının sonuna doğru kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her
kabukta farklı bir öğe çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri
doğru helyum ve sonra ağır öğeler olarak devam eder.
Son aşamaya, yıldız demir üretmeye başlayınca ulaşılır.
Demir atomlarının çekirdeği diğer ağır atomların atom çekirdeklerinden daha
sıkı bağlandığından, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra enerji açığa çıkarmazlar,
dolayısıyla bu süreç enerji tüketir. Aynı şekilde daha hafif atomların atom
çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığından fisyon
(bölünüm) ile de enerji açığa çıkmaz. Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların
merkezinde büyük ve eylemsiz bir demir çekirdeği toplanır. Daha ağır öğeler
yıldızın yüzeyine çıkarak Wolf-Rayet yıldızı denen nesnelere dönüşür. Bu
yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.
Fisyon (bölünüm), kütle
numarası çok büyük bir atom çekirdeğinin parçalanarak kütle numarası küçük
iki çekirdeğe dönüşmesi olayıdır. Fisyon reaksiyonlarında radyoaktif elementler
kullanılır ve tepkimeler için bir ilk enerjiye (aktiflenme enerjisi) ihtiyaç
vardır. Reaksiyon sonucunda kararsız çekirdekler ve nötron oluşur. Oluşan
nötronların her biri yeni bir uranyum atomu ile tepkimeye girer. Bu esnada
açığa çıkan nötronlar ortamdan uzaklaştırılmazsa tepkime zincirleme olarak
devam eder.
(a)
İndüklenmiş fisyon reaksiyonu, (b) bir nükleer fisyon zincir reaksiyonunun
şeması
|
Çöküş:
Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını
kaybederek gezegenimsi bir bulutsuya dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten
sonra kalan kütle 1.4 güneş kütlesinden azsa oldukça küçük bir nesne (yaklaşık
Dünya kadar) hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için
yeterince büyük olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir. Her ne kadar yıldızlar
plazma yuvarları olarak tanımlansa da beyaz cücenin içindeki elektron yozlaşmış
madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere
dönüşeceklerdir.
17 Eylül 2019
GERİ (astrofizik)
GERİ
(yıldızlar)
