Yıldızların Ölümü

Yıldızların Patlaması 1. Hafif Patlama: Gezegenimsi Nebula (Bulutsu). Kırmızı dev yıldızlarının dış katmanlarını atması 2. Güçlü Patlama: Nova Bir çift yıldız sisteminin patlaması 3. Yıkıcı Patlama: Süpernova Bir yıldızın dış katmanlarını fırlatması Gezegenimsi Bulutsu Normal bir yıldız Güneş gibi ölür ve arkasında bir gaz bulutu bırakır. İki yüzyıl önce William Herschel keşfetmiş olduğu gezegen disklerine benzeyen bu bulutlara "gezegenimsi bulutsu" adını vermiştir. Gezegenimsi bulutsular yıldızın evriminden dolayı atmosferini yıldızlararası ortama bırakmış olduğu yapılardır. Günümüzde bir yıldızın gezegenimsi bulutsu safhasına geçmesinin iki adımda gerçekleştiği bilinir. Yıldız dev safhasındayken kütlesinin büyük bir bölümünü yoğun yıldız rüzgarlarıyla yıldızlararası ortama bırakır. Belli bir süre sonra ortamın geçirgen bir hale gelmesiyle yıldızın kor bölgesi ortaya çıkar. Merkezde sıcak bir yıldız ve bunun etrafında oluşan bir bulutsu gezegenimsi bulutsuyu meydana getirir. Gezegenimsi bulutsuların merkezinde yer alan yıldız saf helyumdan meydana gelmiştir. Yıldız kütle kaybederken yıldızın çekirdeğinin etrafında yer alan hidrojen kabuğu yıldızlararası ortama doğru sürüklenir ve bu hidrojen kabuğunun altında yer alan helyum kabuğu ortaya çıkar. Gezegenimsi bulutsunun meydana gelmesiyle merkezde bulunan yıldızın koru bir beyaz cüce olmaya başlar. Yıldız beyaz cüce olurken içe doğru çökümü yıldızın çekirdeğinin etrafında bulunan helyumun daha çok sıkışmasına ve belli bir aşamadan sonrada patlamasına yol açar. Enerjinin hızlı bir şekilde çevreye saçılması yıldızın dev boyutlara gelmesi ve helyumca zengin dış kabuğunun yıldızlararası ortama karışmasına neden olur. Böylece ortamda yıldız tarafından atılan ikinci gezegenimsi bulutsu meydana gelir. Bilinen gezegenimsi bulutsulardan Abell 30 ve Abell 78 in merkezi yıldızları tekrar beyaz cüce olmaya çalışmaktadırlar. Nova Bazen gökyüzünde daha önce zorlukla görülen bir yıldızın birkaç ay veya yıl gibi kısa bir sürede yeni bir yıldız gibi parladığı gözlenmiştir. Galaksimizde nova (yeni yıldız) denilen bu gök cisimlerinden her yıl ancak 10-40 arasında ortaya çıktığı tahmin edilmektedir. Dünyadan bunların yılda ancak 2-3 tanesi görülebilmektedir. Bir novanın parlaklığı bir veya iki gün içinde aniden 8 veya 10 kadir yükselebilir ve sonra arada küçük salınımlarla birlikte 3 veya 4 hafta içinde azalarak bir ile on yılda eski haline geldiği gözlenir. Bu sırada parlaklık Güneş’inkinin 100000 katına çıkabilir. Tüm nova türlerinin birisi ak cüce olan bir yıldız çiftinden oluştuğu anlaşılmaktadır. Kütlesi daha büyük olan yıldız evrimini daha çabuk tamamlayacağı için ak cüce çiftin kütlesi daha büyük olan yıldızıdır. Ak cüceye eşlik eden yıldız ise ana koldan ayrılma veya kızıl dev evresine varmış bulunmaktadır. Bu yıldızın yüzey tabakalarından ayrılan madde ak cücenin çekim bölgesine akar. Viskoz ve türbülanslı enerji kaybı ile bu madde akışı ak cüce yüzeyi etrafında bir spiral oluşturur. Nova patlaması ak cüce yüzeyinde toplanmakta olan madde içinde olur. Burada artan sıcaklık ve basınç hidrojen için termonükleer füzyon şartlarına ulaşır. Bunun yol açtığı fışkırma veya madde kaçış olayı o kadar şiddetlidir ki ak cüceye birleşmek üzere toplanan maddenin % 50 – 90 kısmı sistemden kaçar. Parlaklıkta gözlenen büyük artış dışa doğru genişlemekte olan maddenin ışıyan yüzeyinin çok büyümesinden kaynaklanır. Madde soğuyunca çok şiddetlide olsa bu olay yavaşlar ve sistemin yapısı fazla değişmez. Bu şekilde yıldızlar arasındaki madde akışı belki 10000 ila 100000 yıl sürebilir. Klasik bir nova sisteminde ak cüceye böyle madde püskürmesi gerideki yıldızda yeter madde kalmayana kadar belki 500 kere tekrarlanabilir. Süpernova Süpernovalar ani ve çok büyük bir ışık şiddeti artması ile kendini gösteren yıldız patlamalarıdır. Toplam ışıma gücü bazı hallerde Güneşinkinin 1010 katını bulur. Bir süpernova patlamasında yayınlanan enerjinin yaklaşık 1050 erg olduğu gözlemlere dayanarak hesaplanmıştır. Çekirdeğin kütlesinin birkaç güneş kütlesinden büyük olduğu durumlarda meydana gelir. Kırmızı Dev evresi sırasında çekirdekte demir üretimi gerçekleşir. Demirin yakılamaması nedeniyle çekirdek kısmı çöker. Bu durumda sıcaklık milyarlarca dereceye yükselir. Eğer demir çekirdek çok yoğun bir hal alırsa bu durumda elektronlar çok yüksek enerjilere ulaşarak atomik çekirdeğin içine girmeye çalışır. Proton ve elektronlar birlikte nötron ve nötrinoları oluştururlar. Elektronlar kaybolurlar. Bu durumda elektron dejenerasyon basıncı artık bulunmaz. Çekirdek şiddetli bir biçimde çöker (büzülür). Nötrinolar kaçarak enerjiyi dışarıya taşırlar. Nötronlar merkeze doğru yaklaşık 0.1-0.2 c hızlarına ulaşarak düşerler. Bu çökme 1 saniyeden biraz daha fazla zamanda gerçekleşir. Pauli Prensibi nötronlar için etkin olmaya başlar. Nötrinoların bazıları bilardo topu gibi dışarıya doğru dağılırlar. Bu hareket sırasında beraberinde madde taşıyarak muhteşem bir patlamayı gerçekleştirirler.