Her şeye kütle karar verir
Yıldız, kendi kütleçekimiyle bir arada tutulan ve sıcak içinin basıncı sayesinde çökmeyen bir gaz küresidir. Isısı çekirdeğindeki nükleer kaynaşmadan gelir. Bir yıldızın oluştuğu andaki kütlesi, bileşiminden gelen küçük bir etkiyle birlikte, çekirdeğinin ne kadar ısındığını, ne kadar parlak ışıdığını, ne kadar yaşadığını ve nasıl öldüğünü belirler.
Hertzsprung–Russell diyagramı
Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell 1910 dolaylarında yıldızları parlaklığa karşı renge göre çizdi. Bugünün sürümünde ışınım gücü yanda, Güneş 1 olacak şekilde logaritmik bir ölçekte yukarı doğru; yüzey sıcaklığı da altta, en sıcak solda olacak şekilde yatay gider. Bir yıldızın ışınım gücü, yarıçapı ve sıcaklığı şöyle birbirine bağlıdır:
L = 4πR²σT⁴, ya da L ÷ L☉ = (R ÷ R☉)² × (T ÷ 5.772 K)⁴
yani sağ üstteki yıldızlar soğuk ama parlaktır; bu da onların kocaman olduğu anlamına gelir (devler ve süperdevler). Sol alttaki yıldızlar sıcak ama soluktur; bu da küçücük olduklarını gösterir (beyaz cüceler). Yıldızların yaklaşık %90’ı anakol denen çapraz bir kuşakta yer alır.
Anakol
Anakoldaki bir yıldız çekirdeğinde hidrojeni helyuma kaynaştırır. Bu, yaşamının en uzun evresidir ve kuşakta nerede durduğu kütlesine bağlıdır: büyük kütleli yıldızlar sıcak, mavi ve parlaktır; küçük olanlar soğuk, kırmızı ve soluktur. Işınım gücü kütleyle hızla artar; Güneş gibi ve daha ağır yıldızlar için kabaca L ≈ M^3,5. Bir yıldızın yakıtı kütlesiyle orantılıdır; yani yaşam süresi kabaca
t ≈ 10¹⁰ yıl × M ÷ L
Burada M ve L güneş birimindedir: ağır yıldızların daha çok yakıtı vardır ama onu çok daha hızlı yakarlar.
Güneş gibi yıldızlar
- Altdev ve kırmızı dev: çekirdekte hidrojen tükendiğinde kaynaşma onun çevresindeki bir kabuğa geçer. Çekirdek büzülüp ısınır, dış katmanlar şişip soğur. Yıldız kırmızı dev kolunu tırmanır; Güneş’in yarıçapının yüz ya da daha fazla katına ve ışınım gücünün birkaç bin katına büyür.
- Helyum yakımı: yaklaşık 100 milyon K’de çekirdek helyumu karbon ve oksijene kaynaştırmaya başlar; yaklaşık 2 güneş kütlesinin altındaki yıldızlarda bu aniden olur (helyum flaşı). Yıldız kabaca yüz milyon yıl boyunca daha küçük, daha durağan bir deve küçülür.
- Asimptotik dev kol: çekirdekteki helyum tükendiğinde helyum ve hidrojen iki kabukta yanar. Yıldız daha da şişer ve güçlü rüzgârlarla kütle kaybeder.
- Gezegenimsi bulutsu: dış katmanlar, açığa çıkan sıcak çekirdeğin aydınlattığı parlayan bir kabuk olarak birkaç on bin yıl boyunca uzaklaşır.
- Beyaz cüce: yaklaşık Dünya büyüklüğünde olan ve kaynaşması kalmayan çekirdek, milyarlarca yıl boyunca yavaşça soğur. Hiçbir beyaz cüce, yaklaşık 1,4 güneş kütlesi olan Chandrasekhar sınırından ağır olamaz.
Büyük kütleli yıldızlar
Yaklaşık 8 güneş kütlesinin üstündeki yıldızlar, kırmızı ya da mavi süperdevler olarak daha ağır elementleri (karbon, neon, oksijen ve silikon) soğan gibi kabuklarda kaynaştırmaya devam eder. Her evre bir öncekinden kısadır: silikon yaklaşık bir günde yanar. Kaynaşma, kaynaştığında enerji vermeyen demirde durur. Demir çekirdek bir saniyenin altında yaklaşık 20 km çapında bir nötron yıldızına çöker ve geri tepme ile nötrino seli yıldızın geri kalanını bir çekirdek çökmesi süpernovasında paramparça eder; bu, kısa bir süre için bir milyar güneş kadar parlaktır. Kabaca 20 ila 25 güneş kütlesinin üstünde çekirdek daha da çöküp bir karadelik olabilir. En büyük kütleli yıldızlar önce dış katmanlarını rüzgârlarda kaybeder ve sıcak Wolf–Rayet yıldızlarına dönüşür.
Küçük yıldızlar
Yaklaşık 0,35 güneş kütlesinin altındaki kırmızı cüceler baştan sona konvektiftir; yani çekirdeğe sürekli taze hidrojen karıştırır ve neredeyse tamamını yakar. Trilyonlarca yıl yaşarlar. Büyük Patlama’dan bu yana geçen 13,8 milyar yılda hiçbiri anakoldan ayrılmaya zaman bulamamıştır; modeller onların ısınıp “mavi cüceler” olacağını ve helyum beyaz cüceleri olarak soluklaşacağını öngörür.
Çözümlü örnekler
- 10 güneş kütleli bir yıldız: L ≈ 10^3,5 ≈ 3.200 L☉; yani t ≈ 10¹⁰ × 10 ÷ 3.200 ≈ 3 × 10⁷ yıl. Tam yıldız modelleri yaklaşık 2 × 10⁷ verir: kaba kural mertebeyi doğru bulur.
- Bir kırmızı dev: L = 2.500 L☉ ve T = 4.200 K olan bir yıldızın R’si √2.500 ÷ (4.200 ÷ 5.772)² = 50 ÷ 0,53 ≈ 94 R☉’dir; bu da 215 R☉ olan Dünya’nın yörüngesinin boyutuna yakındır.
- Bir beyaz cüce: Güneş yaklaşık 0,109 × 1 + 0,394 ≈ 0,5 güneş kütleli bir beyaz cüce bırakacak; bu da şimdiki yarıçapının yaklaşık %1,4’ü, kabaca Dünya’nın bir buçuk katı büyüklüğündedir.
- Kırmızı cüce kuralı başarısız olur: 0,1 güneş kütlesi için L ≈ 0,0012 L☉ ve kural yaklaşık 9 × 10¹¹ yıl verir; modeller birkaç trilyon verir, çünkü kural yalnızca çekirdekteki hidrojenin yandığını varsayar.
Simülasyonu kullanmak
Yıldız evrimi ve Hertzsprung–Russell diyagramı simülatöründe denenecek şeyler:
- Güneş’i izle: kırmızı dev kolunu yukarı, helyum yakımına aşağı, asimptotik dev kolunu yukarı, gezegenimsi bulutsuya doğru ve beyaz cüceye aşağı.
- 0,5; 1; 2 ve 10 güneş kütlesi için anakolda geçen süreyi karşılaştır.
- 15 güneş kütlesini seç: bir kırmızı süperdev, bir süpernova ve bir nötron yıldızı. Sonra 40’ı seç: bir Wolf–Rayet yıldızı ve bir karadelik.
- 0,1’i seç: istatistikler bu kadar küçük her yıldızın hâlâ anakolda olduğunu belirtir.
- Beyaz cücenin soğuyup diyagramda aşağı doğru soluklaşmasını izle ve yaşını oku.
Modelin varsayımları
- Güneş bileşiminde, dönmeyen, eşi olmayan tek yıldızlar.
- İzler basitleştirilmiştir: her evre, yayımlanmış modellere dayanan noktalar arasında diyagramda düz bir çizgidir; gerçek izler kıvrılır, ilmek yapar ve geri döner.
- Anakol yaşam süreleri yıldız modellerine dayanan bir tablodan gelir; anakol ışınım gücü parçalı bir kütle-ışınım gücü yasasını izler.
- Beyaz cüce kütleleri deneysel bir uydurmayı, 0,109M + 0,394 güneş kütlesini izler ve Mestel’in basit yasasına göre soğur.
- Sabit sınırlar: 0,5 güneş kütlesinin altında bir helyum beyaz cücesi, 8’e kadar bir beyaz cüce, 25’e kadar bir nötron yıldızı, 25’in üstünde bir karadelik.
- Nötron yıldızları ve karadelikler diyagrama yerleştirilmez: çok küçük ve başlangıçta sığmayacak kadar sıcaktırlar.
Sınır durumları
- 0,1 güneş kütlesi: yıldız, evrenin şimdiye kadarki ömründen yüzlerce kat uzun yaşar; sonraki evreleri hiç kimsenin gözlemlemediği öngörülerdir.
- 8 güneş kütlesine yakın: yıldızlar ağır oksijen-neon beyaz cüceleri olarak ya da daha zayıf bir elektron yakalama süpernovasıyla sona erebilir; simülasyon keskin bir çizgide geçiş yapar.
- 20 ila 25 güneş kütlesi civarı: çekirdeğin bir nötron yıldızı mı karadelik mi oluşturduğu belirsizdir ve bazı yıldızlar az patlamayla ya da hiç patlamadan çökebilir.
- 40 güneş kütlesi: karadeliğin kütlesi yıldızın rüzgârlarda ne kadar kaybettiğine bağlıdır; burada başlangıç kütlesinin dörtte biri olarak tahmin edilir.
- Süpernova evresi: yıldız gösterilmez; birkaç hafta boyunca bir milyar güneş kadar parlaktır.
Modelin doğru olmaktan çıktığı yerler
- Çift yıldızlar. Güneş benzeri yıldızların yaklaşık yarısının ve büyük kütleli yıldızların çoğunun eşi vardır. Kütle aktarımı bazı yıldızları soyar, bazılarını besler ve bir eşinden kütle kazanan bir beyaz cüce, tek yıldız modelinin gösteremediği bir son olan tip Ia süpernovası olarak patlayabilir.
- Kütle kaybı ve dönme. Yıldızların rüzgârlarda ne kadar kütle kaybettiği ve ne kadar hızlı döndüğü belirsizdir ve büyük kütleli yıldızların izlerini ve sonlarını çok değiştirir.
- Bileşim. Erken evrenin yıldızları gibi ağır elementler bakımından yoksul yıldızlar daha sıcaktır, daha az kütle kaybeder ve daha büyük karadelikler bırakır.
- Gerçek izler. Helyum flaşı, orta kütleli yıldızların mavi ilmekleri ve asimptotik dev koldaki ısıl darbeler burada yumuşatılmıştır.
- Çok büyük kütleli yıldızlar. Kütlesinin çoğunu koruyan kabaca 130 ila 250 güneş kütleli yıldızlar, çift kararsızlığı süpernovalarıyla tamamen parçalanabilir ve arkalarında hiçbir şey bırakmaz.
- Beyaz cüce soğuması, iç kısım kristalleştikçe daha da yavaşlar; Mestel’in yasası bunu yok sayar.
İlgili araçlar
Bir yıldızın rengi, Kara cisim ışıması simülatörünün gösterdiği gibi sıcaklığından gelir; Sera etkisi nasıl işler Güneş’in ışığını Dünya’ya kadar izler. Yörünge simülatörü gezegenlerin ve yıldızların kütleçekimi altındaki hareketini gösterir, Bilimsel gösterim dönüştürücü kocaman sayıları halleder ve Sıcaklık dönüştürücü kelvini çevirir.