Esrarlı Yıldızlar

Konu: Esrarlı Yıldızlar Salı Tem. 01, 2008 5:35 pm

srarlı Yıldızlar
A. KEMERLİ

Kâinatta bulunan her cisim tıpkı arzın bizi kendisine doğru çektiği
gibi bir çekime sahiptir. Acaba gezegenimizin çekiminden kurtulmak
mümkün müdür? Eğer yeteri kadar bir hıza sahip olabilirsek, bu çekimi
asabilir ve uzayın derinliklerine doğru açılabiliriz. Bu hız saatte
40.300 km.lik süratle hareket eden roketin ulaşabileceği hızdır. Yani
roket saniyede 11 km.lik bir hızla hareket ederse dünyanın cazibesinden
kurtulacaktır. Buna "dünyanın kaçış hızı" denir.

Dünyanın komşusu olan aya gelince onun kaçış hızı 2.38 km/sn'dir. Ayın
etrafındaki moleküller, bu hızın çok üzerinde hareket ettiklerinden, ay
koruyucu bir atmosferden mahrumdur. Bunun için ayın yüzeyi uzayın
mermileri olan meteorlarla delik deşik edilmiştir.

Şimdi güneş sistemini de aşarak uçsuz bucaksız kâinatta çekimi çok
büyük olan acayip cisimlere doğru seyahatimize devam edelim. Fakat bu
garip cisimleri anlayabilmek; yıldızların hayatlarını nasıl devam
ettirebildiklerini bilmeğe bağlıdır. Kâinatta sistemimizdeki güneşe
benzer olarak etrafına ısı ve ışık neşreden yıldızlar çekirdeklerindeki
hidrojen yakıtını termonükleer reaksiyonlarla (ki bunlara "fusion"
kaynaşma reaksiyonları da denir) dengelerini muhafaza etmektedirler.
Dört tane hidrojen atomunun birleşmesiyle bir helyum çekirdeği oluşur
ve bu arada ısı ve ışıma (radyasyon) açığa çıkar. Bu ısı ve ışımadan
hâsıl olan termal (ısı) basınç yıldızın çekim basıncına karşı koyar. Bu
kuvvetler dengede olduğu müddetçe yıldız için bir tehlike söz konusu
değildir.

Fakat her fâni varlık gibi yıldız da Ömrünün sonuna doğru
çekirdeğindeki (ki buna yıldızın yüreği de denir) hidrojen yakıtını
tüketme durumuna gelir. Bu halde yıldız çekirdeği veya kalbi zamanla
içine doğru büzülürken, dış yüzeylerde kalmış olan hidrojen zarfı da
genişlemeğe başlar. Bu hâliyle yıldız, çekirdeği gittikçe küçülen ve
yoğunlaşan, etli kısmı ise daha fazla şişen bir meyvaya benzer. Yıldız
başlangıçtaki çapının yaklaşık 100 misline büyüyebilir. Diğer taraftan
yüreğin sıcaklığı biraz azalır ki, bu yıldızın ışımasına kırmızı bir
renk verir. Ve böylece yıldız "kırmızı bir dev safhası"na gelir.

Yıldız, dış yüzeylerindeki hidrojen yakıtını tüketirken öyle bir an
gelir ki çekirdeğindeki sıcaklık 80 milyon °C'ye ulaşır, ölmüş olan
helyum yeniden canlanır. Karbon ve oksijen çekirdekleri oluşturmak
üzere bir çok helyum çekirdeği bir arada kaynaşabilirler. Bu yüzden
yürek gittikçe ısınır, kaynaşma reaksiyonlarının temposu daha da artar.
Az zaman sonra yürek şiddetli bir şekilde genişler ve bunun neticesi
yıldızın çeşitli tabakalarında bulunan maddelerin büyük bir bölümü
yeniden alt üst olur. Böylece yıldız "kırmızı dev safhası" nı bitirir.

Yıldız yeni oluşan yüreğinde helyum ve çevrede hidrojen yakarak parlar.
Bundan sonraki safhalar çok daha karmaşık bir durum arzetmektedir.
Bunlar çoğu kere kararsız durumlardır. En son safhada yıldızın etrafı
bir duman halkasını andıran (parlaklığı güneşin bir kaç bin katma
ulaşan) bir gaz tabakasıyla çevrili çok parlak "mavi dev bir yıldız"
şeklinde görünür.

Şimdi yıldızların ölümüne gelelim. Yıldızların ölüm şekilleri
kütlelerine bağlıdır. Eğer yıldızın kütlesi güneş kütlesinin 1,4
katından az ise, o bir beyaz cüce olmağa mahkûmdur. Bir beyaz cücenin
yüreği o kadar küçüktür ki milyarlarca yıl boyunca görünür olarak
kalabilir. Çünkü ışıması onu yavaş yavaş soğutur. Beyaz cücelerde
elektronların hasıl ettiği basınç giderek kütle çekimini dengeler.
Yıldız yeni bir tür denge durumuna gelir. Tipik bir beyaz cüce yıldız
5000 km çapında, takriben dünya büyüklüğünde ama kütlesi güneş kütlesi
kadar olabilir. Beyaz cücelerin ortalama yoğunluğu bir cm3'de yarım ton
kadardır.

Ancak yıldızın kütlesi güneşin kütlesinin 1,4 katından daha fazla
olunca ne olacaktır? Burada maddenin bütünü demir ailesi çekirdeklerine
dönüşünceye kadar çekirdek reaksiyonları sürer gider. Ortaya çıkan
çekirdekler enerji üretemedikleri için yıldızın ısı basıncı artık
kaybolmuştur. Bundan dolayı çekim kuvveti yıldızda muazzam bir sıkışma
doğurur. Bu sıkışmada elektronlar protonlarla çarpışır ve neticede bir
"nötrino" yayarak onları nötronlara dönüştürür.

Nötrinolar kütlesiz olup kolaylıkla kaçıp gidebilen parti küllerdir.
Böylece protonların ve elektronların çoğu kaybolur ve yerlerini hemen
hemen yalnızca nötronlardan oluşan bir maddeye bırakır. Fakat yıldız
nötron yıldızı haline geçerken yıldızda "süpernova" denilen müthiş
patlamalar vuku bulmaktadır. Yıldızın yüreği içeriye doğru çok büyük
şiddetli bir çekim patlamasıyla çökerek nötronlardan ibaret bir
çekirdek (nötron yıldızı) oluşur ve bu arada muazzam nötrino ve ışıma
akımları dışa doğru fışkırır. Fotonlarla, nötrinoların dışa doğru
fışkırmasının tesiri altında yıldızın dış tabakası dışarıya doğru
yaklaşık 2000 km/sn'lik bir hızla patlar. Burada yayılan enerji o kadar
büyüktür ki en aşın durumlarda, yıldız bir kaç gün için, içinde
bulunduğu galaksiden daha parlak bir hal alabilir (süpernova patlaması).

Bir SÜPERNOVANIN PATLAMASI

Esrarlı Yıldızlar 27

a) Patlamadan önce; b) patlama sırasında: yürek içe doğru, dış kabuk ise dışarıya doğru patlıyor

Çin ve Japon yıllıklarının anlattığına göre böyle bir patlama M. S.
1054 yılında, birkaç gün boyunca, Venüs'ten bile daha parlak bir yıldız
gökyüzünde görülmüştür.

Son yıllarda yapılan araştırmalar İslâm astronomi âlimlerince de bu
olayın kaydedildiğini ortaya koymuştur. Şimdi yeni teleskoplar
sayesinde başka galaksilerde yakalanan çok sayıda "süpernova"
gözetlenebilmiştir.

Bir süpernovanın patlayarak dış tabakalarını fırlatmasından sonra
ortaya çıkan nötron çekirdeği uzayın enginliği içinde yalnız başına
kalan nötron yıldızından başka bir şey değildir. Nötronlar arası
uzaklık 10-13 cm olduğu zaman nötronlar arası itici kuvvet
parçacıkların daha fazla yanaşmalarına müsaade etmez. Bu da maddeyi
sıkıştıran çekim kuvvetine karşı yeni bir basınç kaynağı oluşturur.
Birde nötronların yoğunlukla artan basıncı buna eklenir. Yıldızın
merkezinde yoğunluğu cm3 başına 1 milyon ton kadardır ve çevreye doğru
gittikçe azalır. Böyle bir nötron yıldızının çapı takriben 20 km.dir
Aynı türden olan "pulsarlar" dönen nötron yıldızından başka bir şey
değildir. Bunlar ışık yerine ya da ışıkla beraber radyo dalgaları
yayınlarlar.

Fakat yıldızın çökme anında yürek denilen kısmındaki parçası eğer
güneşin kütlesinin 3 katından büyükse, çöken yıldız nötron yıldızı
halinde de kalamaz ve daha da çökmeğe devam eder. Neticede bir "kara
delik" ortaya çıkar. Kara delikleri tam manasıyla anlayabilmek için 20.
asrın başlarında Newton fiziğini kökünden değiştiren A. Einstein
tarafından ortaya atılan teorileri incelemek gerekli olacaktır.
Einstein kütle, enerji ve ışık hızına ait Özel rölativite teorisini
1905'de yayınlamış, 1916 yılında ise bunu genel rölativite teorisi
takip etmiştir. Einstein, Newton'un genel çekim kanununun sınırlı
olduğunu ve temelde farklı olan kanunların iş gördüğünü söylemektedir.
Einstein'ın bu teorileri, âlemin insan duyularınca hissedildiği gibi
olmadığını hatta onun, insanı şaşırtacak ve sağduyusuna ters gelecek
bir takım hususiyetlere sahip olduğunu göstermiştir. Alim, madde ve
enerjinin her iki doğrultuda değişebileceğini, zamanın sabit olmadığını
ve farklı yerlerde farklı hızlarla aktığını söylemektedir. Yine O'na
göre kütle sabit değildir ve gözleyene göre kütle bağıl hız ile değişir
görünmektedir. Bir şey ne kadar hızlı giderse o kadar yoğun gözükür.
Işık doğru bir yol takip etmez, bir çekim sahasında eğilir ve yavaşlar.
Çekim, Nevvton fiziğindeki gibi iki cismin birbirine tatbik ettiği
basit kuvvet değildir. Einstein çekimin, uzayın yapısını çarpıtır gibi
gözüktü günü söylemektedir. Yine bu teorilere göre kâinatta hiçbir şey
ışıktan daha hızlı hareket edemez ve kâinatın hız limiti (sınırı)
ışığın hızı yani 300.000 km/sn.dir. Einstein'm teorileri hâlâ çağımızda
fizikî tecrübelerle denenmekte, bunların yanlış olduğunu ortaya
çıkaracak delil bulunamamaktadır.

vbrep_register("16269")