Bu yıldız şu ana kadar gördüğümüz yıldızlardan kara deliğe en yakın olanı. Astronomların keşfettiği bu yeni yıldız devasa bir kara deliğin etrafında, Dünya’nın Ay’a olan uzaklığının 2.5 katı uzaklıkta dönüyor. Kara deliğin etrafında bir turunu tamamlaması sadece yarım saat sürüyor. Ay’ın görece küçük Dünya’mız etrafındaki bir turunu 3,683 km/saat hızda 28 günde tamamladığını göz önüne aldığımız zaman yıldızın akıl almaz bir hızda hareket ettiği ortaya çıkıyor.
Bir astronom takımı, teleskoplarla yapılan derin uzay gözlemlerinden elde edilen verileri kullanarak 47 Tuc X9 adı verilen ve bizden 14,800 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir yıldız kümesinin içinde olan ikili yıldız sisteminden yayılan X ışınlarını ölçtüler. Yıldız çifti astronomlar için yeni değildi; bu yıldız çifti 1989 yılından beri biliniyordu fakat orada tam olarak neler olduğu daha yeni açıklık kazanmak üzereydi. Araştırmacı Arash Bahramian bu konu hakkında şunu belirtiyor: “ Çok uzun bir süredir X9’un düşük kütleli, Güneş’e benzeyen bir yıldızdan madde çeken bir beyaz cüce olduğu düşünülmüştü.” Bir beyaz cüce başka bir yıldızdan madde çektiği zaman bu sistem “kataklizmik değişen yıldızlar” olarak adlandırılır ama 2015 yılında bunlardan birinin kara delik olduğunun bulunması bu sistemin kataklizmik değişen yıldızlar sistemi olma hipotezine ciddi bir kuşku düşürdü. NASA’nın Chandra Teleskobu’ndan gelen veriler ikili sistemin arasında büyük miktarda oksijenin bulunduğunu açıkça gösterdi ve bu durum genellikle beyaz cücelerle ilişkilendiriliyordu ama beyaz cücenin başka bir yıldızdan madde çekmesi yerine, görülen o ki kara delik bir beyaz cüceden madde çekiyordu.
Beyaz cüceler genellikle bir yıldızın kalıntısı olan, yoğunluğu çok yüksek -Güneş’in kütlesinde ve sadece Dünya’mızın boyutunda olan bir cisim gibi- gök cisimleridir, yani beyaz cücelerin yüzeyinden madde çekmek güçlü bir kütle çekim kuvveti gerektirir. Curtin Üniversitesi’nde ve Uluslararası Radyo Astronomi Araştırma Merkezi’nde çalışan araştırmacı James Miller-Jones, yıldızın on milyonlarca yıldır kütlesinin büyük bir kısmını kara deliğe kaptırdığını ve şimdi geriye kütlesinden çok bir şey kalmadığını düşündüklerini belirtti. Gerçekten heyecan verici olan bu haberin, X ışını yoğunluğundaki değişimlerin beyaz cücenin yörüngesini 28 dakikada tamamlaması gerektiğini göstermesiyle bu beyaz cüceyi şimdiye kadar bilinen en hızlı kataklizmik yıldız yaptı. Miller-Jones aynı zamanda bu keşiften önce buna benzer herhangi bir kara deliğin ve bu kara deliğe en yakın yıldızın MAXI J1659-152 olarak bilinen bir sistem olduğunu ve yıldızın yörüngesini 2-4 saatte tamamladığını bildiklerini belirtti. Eğer benzer kara deliklerin her iki sistemde de benzer kütleleri varsa bu X9’da bulunandan fiziksel olarak 3 kat büyük bir yörüngeyi gösterir. Sonuç olarak X9’daki iki cisim arasındaki uzaklık yaklaşık 1 milyon kilometre ve Dünya’yla Ay arasındaki uzaklığın yaklaşık 2.5 katı. Sayıları kullanırsak yıldızın bu 6.3 milyon kilometrelik yörüngeyi yarım saatte dolaşması bize 12,600,000 km/saat’lik bir hız veriyor ki bu da ışık hızının yüzde biri kadar.
Sydney Üniversitesi’nden Geraint Lewis, The Sydney Morning Herald’dan Marcus Strom’a şöyle bir açıklamada bulundu: “Bu ender kara delikleri keşfetmek çok önemli çünkü onlar sadece devasa yıldızların süpernova patlamaları sonucunda oluştukları sonları değil, aynı zamanda başka yıldızların ölümünden sonra onların tekrardan evrilmesinde rol oynuyor. Bu iki gökcismi yakın zamanda birbirine kavuşamayacakmış gibi görünüyor, en azından beyaz cücenin kara deliğe düşecekmiş gibi görünen bu güzel dansı çok uzun bir süre devam edecek. Aslında bu iki gökcisminin geçmişte birbirine daha da yakın olduğu ortaya çıktı. Kara deliğin, beyaz cücenin yoğun ve güçlü kütle çekiminin üstesinden gelebilmesi için cisimlerin birbirlerine oldukça yakın olması gerekiyor. Zaman içerisinde beyaz cücenin maddesi kara delik tarafından süpürüldükçe, şimdi daha parlak olan beyaz cücemiz birazcık daha geriye gitti.” Araştırmacı Craig Heinke ise bu konu hakkında şunu belirtiyor: “Zamanla o kadar çok madde çekildi ki sonunda beyaz cücenin kütlesi sadece bir gezegenin kütlesi kadar kaldı. Eğer kütlesini kaybetmeye devam ederse beyaz cüce tamamen yok olup gidebilir.” Bu gelecekteki kütle çekim dalgaları araştırmalarında çalışacak bilim insanları için çok güzel bir haber çünkü şu an Lazer İnterferometre Kütle Çekim Dalga Gözlemevi tarafından kullanılan teknoloji X9’dan yayılan zayıf atımları fark edebilmek için yeterli değil, ama bu hala üzerinde çalışılmakta olan bir konu ve belki bir gün bilim bize zayıf kütle çekim atımlarını gözlemleme şansını verecek. Tabii ki o zamana kadar kataklizmik değişen yıldızların çok daha hızlı hareket eden yeni bir kral ve kraliçesi çıkabilir. Bu araştırma “Montly Notices of the Royal Astronomy Society” tarafından yayımlandı ve araştırmanın tamamı arXiv.org’da bulunabilir.
Gökyüzüne baktığımız zaman birçok gökcismi görürüz. Bu gökcisimlerinden ilk akla gelen yıldızlardır. Yıldızlar, en temel tanımıyla kendi kütleçekim kuvvetleriyle bir arada duran parlak plazma küreleridir ve karbon, azot, oksijen gibi görece ağır elementlerin üretiminden ve dağıtımından sorumludurlar.
Yıldızlar tarih boyunca uygarlıklar için önem taşımışlardır; uygarlıklar gerek dinlerinin bir parçası, gerek bilimsel nedenlerle, gerek yönlerini bulmak için yıldızları incelemişlerdir. Eskiden yıldızların gökyüzüne asılmış ışık noktaları oldukları düşünülürdü ve bu yüzden insanlar bu noktaları birleştirerek takımyıldızları hayal etmişlerdir, ancak gerçekte uzay 3 boyutlu olduğundan yakın olduğu düşünülen yıldızlar arasında binlerce ışık yılı olabilmektedir.
Ayrıca insanlar uzun yıllardan beri bu yıldızları kataloglamaktadırlar. Bilinen en eski yıldız haritası MÖ 1534 yılında Antik Mısır’da görülmüştür.
Figür 1: Aslan Takımyıldızı (Johannes Hevelius-1690)
Yıldızlarda enerji üretimi:
Gelişen teknoloji ve bilim sayesinde artık yıldızlar hakkında çok daha fazla bilgi sahibiyiz. Eskiden yıldızlar, sadece gökyüzüne asılı noktalar olarak düşünülürken artık yapılarını oluşturan elementlerden yaşlarına kadar birçok bilgiye ulaşabiliyoruz.
Bu gelişmeler, yıldızların evrendeki yaşamın yapıtaşlarını oluşturduğunu öğrenmemizi sağlamıştır; çünkü gelişmiş yaşam için vazgeçilmez olan karbon ve oksijen dahil birçok ağır element yıldızların çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonları sayesinde oluşur. Bu işlemin adı nükleosentezdir. Büyük Patlama nükleosentezi, yıldız nükleosentezi, süpernova nükleosentezi gibi farklı türleri vardır. Temel olarak önceden var olan nükleonlardan yeni atom çekirdeği yaratma işlemine verilen isimdir.
Yıldızlarda gerçekleşen yıldız nükleosentezinin birçok türü vardır. Bunların en temel olan ikisi hidrojenin yanmasıyla gerçekleşen proton-proton zincirleme reaksiyonu ve CNO (karbon, azot, oksijen) döngüsüdür.
Çekirdek sıcaklığı 15 milyon kelvin civarında olan yıldızlarda gerçekleşen reaksiyon türü proton-proton zincirleme reaksiyonudur. Bu reaksiyonun gerçekleşmesi için protonların kinetik enerjilerinin elektrostatik itki kuvvetini yenmesi gerekir (Coulomb bariyeri).
Bu reaksiyonun ilk aşaması, yeterli enerjisi olan iki protonun çarpışmasıyla başlar. Bu aşamadan sonra iki protondan biri nötrona dönüşür. Bu işlem zayıf etkileşimle açıklanır ve işleme Beta bozunumu (β+) adı verilir. Bu değişim sırasında alttaki Feynman diyagramında da görülebildiği gibi, proton oluşturan iki yukarı kuarktan biri aşağı kuarka dönüşür ve böylece proton nötrona dönüşmüş olur.
Zayıf etkileşim ise bu değişim sırasında yukarı kuark aşağı kuarka dönüşürken devreye girer. Bu dönüşüm sonucunda bir W+ bozonu açığa çıkar, bu bozon ise daha sonra bozunarak bir pozitron ve bir elektron nötrinosu açığa çıkarır. Bu aşamanın sonunda bir adet döteryum atomu oluşmuş olur ve bu atom daha sonra bir protonla birleşerek bir helyum-3 atomu oluşturur.
Bu oluşan helyum-3 atomu, ortamdaki başka bir helyum-3 atomu ile birleşerek bir tane helyum-4 atomu oluşturur ve ortama 2 tane proton bırakılır.
Proton-proton reaksiyonu Güneş gibi fazla büyük olmayan yıldızlarda gerçekleşir. Yıldız boyutu büyüdükçe üçlü alfa süreci gibi farklı tür reaksiyonlar gerçekleşir. Bu reaksiyonlara giren ve çıkan elementler hidrojen ile helyumdan daha ağır elementlerdir, fakat sonuçta yine hidrojen helyuma dönüştürülür.
Figür 3: Güneş’teki nükleosentez reaksiyonu
Yıldız evrimi:
Tıpkı doğadaki her şey gibi yıldızlar da doğar, büyür ve ölürler. Yıldızların yaşamı yıldızlararası uzaydaki gaz ve toz bulutlarında başlar. Bu bulutlarda gaz basıncından kaynaklanan kinetik enerji, gazların kütleçekim kuvvetinden kaynaklanan potansiyel enerjiyle dengede olduğu sürece bulut hidrostatik dengededir. Virial teoremine (eşbölüşüm) göre dengenin korunabilmesi için kütleçekim potansiyel enerjisi, termal kinetik enerjinin iki katı olmalıdır. Bu denge, bulutun kütlesinin Jeans kütlesi adı verilen sınırı geçmesi veya bulutların çarpışması ve süpernova gibi olayların tetiklemesi sonucunda bozulabilir. Denge bozulduğu zaman bulut kendi içine doğru çökmeye, bu durumdan dolayı da gittikçe ısınmaya başlar.
Bu gittikçe küçük bir hacme sıkışan gaz kütlesi ilkyıldızları oluşturur. Bu, yıldız oluşumunun erken evresidir ve kütlesi Güneş’in kütlesine yakın olan bir yıldız için bu evre yaklaşık 10 milyon yıl sürer. İlkyıldız evresinden sonra bir yıldızın yetişkinlik evresi yani ömrünün çoğunu geçirdiği evre olan ana kol evresi gelir. Kütlesi Güneş’in kütlesine yakın olan bir yıldızın ana kol evresinde geçirdiği süre yaklaşık 10 milyar yılken kütlesi Güneş’in kütlesinden çok daha büyük olan yıldızlar bu evrede sadece 10 milyon yıl kadar geçirir: Bu farkın sebebi büyük yıldızların yakıtlarını çok daha hızlı tüketmesidir. Bu evreye ana kol ismi verilmesinin sebebi ise yıldızların ömürlerinin en büyük kısmını burada geçirmesi, ve bu dönemdeki yıldızların Hertzsprung-Russell adlı bir diyagramın (H-R diyagramı) ana kolunu oluşturmasıdır. Bu diyagram Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından geliştirilmiştir ve yıldızların renk-parlaklık grafiğidir. Yıldızların bu grafik üzerindeki yerleri parlaklık ve sıcaklıkları (veya renkleri) tarafından belirlenir. Yıldızların yaş, kütle, sıcaklık ve parlaklıkları birbirleriyle çok bağlantılı olduğu için sadece H-R diyagramındaki yerine bakarak bile bir yıldız hakkında birçok çıkarımda bulunmak mümkündür.
Figür 4: Hertzsprung-Russell diyagramı
Ana kol evresindeki tüm yıldızlar hidrostatik dengededir, yani yıldızdaki kütleçekim kuvveti çekirdekteki yüksek sıcaklık ve ışımadan kaynaklanan dış yönlü basınç ile dengededir. Çekirdekte üretilen enerji, ışıma ve/veya konveksiyon yolu ile yıldızın dış katmanlarından olan fotosfere kadar çıkar ve ışıma yoluyla yıldızdan atılır.
Ana kol yıldızları üst ve alt olarak ikiye ayrılabilir, bu ayrım enerji üretmekte kullanılan döngüye göre belirlenir. Güneş kütlesinin 1,5 katının altında olan yıldızlar genellikle proton-proton zincirleme reaksiyonu ile enerji üretir: Bu yıldızlar alt ana kol yıldızlarıdır. Üst ana kol yıldızları ise Güneş’in kütlesinin 1,5 katından daha büyük kütleye sahip olan yıldızlardır: Bu yıldızlar ise genellikle CNO döngüsü ile enerji üretir. Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen yakıtı tükendiğinde nükleer reaksiyonlar aynı şekilde devam edemeyeceği için yıldız H-R diyagramındaki ana koldan uzaklaşmaya başlar. Bunun sebebi yıldızın ışıma basıncının kütleçekimini dengeleyememesi ve çekirdekteki sıcaklığın zamanla artıp farklı reaksiyonları tetiklemesindendir. Bu durumdan sonra yıldızın yine kütlesine bağlı olarak geçirebileceği birden fazla evre vardır. Bu evreleri Güneş’in kütlesine yakın ve Güneş’in kütlesinden 10 kat daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar olarak ikiye ayırabiliriz.
Figür 5: Kütlelerine göre yıldızların yaşam süreleri
1)Kütlesi Güneş’in kütlesine yakın olan yıldızlar:
a) Yaklaşık 0.3 Güneş Kütlesi ile 8 Güneş Kütlesi arasında bulunan yıldızlar:
Hidrostatik dengesini koruyamayan yıldızlar kendi içine çökmeye başlar ve çekirdekteki madde sıkıştıkça tekrar ısınmaya başlar. Bu sıcaklık öyle bir noktaya gelir ki yıldız çekirdeğindeki füzyon tekrar başlar ve yıldız genişlemeye başlar. Yıldızın bu seferki boyutu ana kol evresindeki boyutundan çok daha büyük olur ve parlaklığı 1000 ile 10000 kat arasında artar ancak yıldızın yüzey alanı çok büyüdüğü için çekirdekte üretilen enerji daha fazla alana yayılır ve bu durumdan dolayı yüzey sıcaklığı daha düşük olur. Yüzey sıcaklığı düşük olan yıldızlar kırmızı görünürler; bu yüzden de bu evreye kırmızı dev ismi verilir. Bu evrenin sonunda da yakıtı tükenen yıldız tekrar içine çöker ancak bu sefer dış katmanlarını uzaya püskürterek gezegenimsi bulutsuları oluştururlar. Çekirdeği açıkta kalan yıldız beyaz cüceye dönüşür. Beyaz cüceler elektron-dejenere maddeden (fermiyon) oluşan sıkışık yıldızlardır (sıkışık yıldız beyaz cüce, kara delik ve nötron yıldızlarına verilen genel bir isimdir.). Yoğunlukları çok yüksektir, hacmi Dünya kadar olan bir beyaz cücenin kütlesi Güneş’in kütlesine yakındır.
Güneş, bir ana kol yıldızı
b) Kütlesi 0.3 Güneş Kütlesi’nden küçük olan yıldızlar:
Bu yıldızlar yakıtları tükenince kendi içlerine çökmeye başlarlar ancak kendi içine çöken gazın oluşturduğu basınç yeniden bir füzyon reaksiyonu başlatmaya yetmez bu yüzden direkt olarak beyaz cüceye dönüşürler.
Beyaz cüceler sürekli soğumaya devam eder. Soğumuş, daha fazla ısı ve ışık yaymayan beyaz cücelere siyah cüce denir. Ancak beyaz cücelerin soğuması için gereken süre evrenin şu an bilinen yaşından daha uzun olduğu için evrende bulunmaları beklenmemektedir. Bulunsalardı bile gözlemleri, yaydıkları ışık miktarının azlığından dolayı aşırı derecede zor olurdu ve kütleçekimsel etkileşimleri aracılığıyla bulunmayı beklemek zorunda kalacaklardı.
2) Güneş’in kütlesinden 10 kat ve daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar:
Bu yıldızların ana kol evresinden sonraki evreleri kırmızı süperdevdir. Kırmızı süperdevler yapı olarak kırmızı devler ile benzerdir ancak çok daha büyüklerdir. Ancak böyle bir kütleye sahip olan yıldız kırmızı süperdev evresini geçtikten sonra daha az kütleli yıldızlar gibi beyaz cüceye dönüşmez; bu noktadan sonra bu dev yıldızlar için çok daha etkileyici bir dizi olay başlar.
Tıpkı bir ana kol yıldızı gibi ölüm evresi başlayan kırmızı süperdev içine çökerek gittikçe sıkışır ve ısınır. İçine çöken kırmızı süperdev, Güneş gibi bir yıldızın hayatı boyunca ürettiği enerji kadar bir enerjiyi yayacak patlamaya sebep olur; bu patlamalara süpernova ismi verilir. Süpernovalar en fazla bir kaç ay kadar neredeyse bir gökadayı sönük gösterecek şekilde parlar, daha sonra ise sönerler. Bu esnada yıldızdan kalan materyalleri saniyede 30.000 kilometre (ışık hızının %10’u) hızla uzaya püskürtürler. Süpernovalar yeni yıldızların oluşumunda, demirden ağır elementlerin sentezinde rol oynarlar.
NGC 4526 Gökadası’nda SN 1994D (tip Ia) süpernovası
Süpernova patlamalarından geriye büzülen bir çekirdek kalır. Geriye kalan bu çekirdek sıkışık yıldızları oluşturur ancak böyle bir durumda geriye kalan çekirdeğin kütlesi küçük bir yıldızın geriye bıraktığı çekirdeğin kütlesinden fazla olacağı için beyaz cüce olmaz. Ancak kütlesi Chandrasekhar limitinden az olan sıkışık yıldızlar (1.44 Güneş kütlesi) beyaz cüce olabilir.
Eğer sıkışık yıldızın kütlesi Chandrasekhar limitiyle Tolman-Oppenheimer-Volkoff limitinin (3 güneş kütlesi) arasında ise bu sıkışık yıldız bir nötron yıldızıdır. Nötron yıldızları aşırı yoğun ve sıcaktırlar, yüzey sıcaklıkları yaklaşık 6×105 Kelvin’dir ve yoğunlukları ise 3.7×1017 ile 5.9×1017 arasındadır (Güneş’in yoğunluğunun yaklaşık 3×1014 katı). Bu demek oluyor ki bir kibrit kutusu kadar nötron yıldızı materyali yaklaşık 5 milyar ton ağırlığındadır.
Figür 6: Bir nötron yıldızının Vancouver şehrine oranla boyutu
Eğer sıkışık yıldızın kütlesi Tolman-Oppenheimer-Volkoff limitinden fazlaysa kendi içine çökmeye devam eder. Kendi içine çöken kütle Schwarzschild yarıçapı ismi verilen sınırı geçerse uzay-zamanı deforme ederek bir kara deliğe dönüşür.
Figür 7: Yoğunluk-kütle grafiği
Schwarschild yarıçapı bir kütlenin kaçış hızının ışık hızına eşit olduğu yarıçapa verilen isimdir, kaçış hızının ışık hızına eşit olması ışığın dahi bu cismin kütleçekiminden kurtulamayacağı anlamına gelir. Ancak sanıldığı gibi kara delikler evrendeki her şeyi içine çeken cisimler değildir yani kara deliğin çevresinde bir yörüngede bulunabiliriz ancak olay ufku ismi verilen sınır geçildiğinde kaçış hızı ışık hızından büyük olacağı için ve özel görelilik teorisine göre hiç bir kütle ışık hızından yüksek bir hızla hareket edemeyeceği için olay ufkunu geçen bir şeyin geri dönmesi imkansızdır.
Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium.
“How the Sun Came to Be : Stellar Evolution” (PDF)
en.wikipedia.org/wiki/Protostar
The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (10 Haziran, 1997), sf 420-432
Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. sf. 321-322. ISBN 0-03-006228-4.
Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). “How Massive Single Stars End Their Life”. The Astrophysical Journal 591: 288.
Schawinski, K. et al. (2008). “Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant”.
Whittet, D. C. B. (2003). Dust in the Galactic Environment. CRC Press. sf. 45–46. ISBN 0-7503-0624-6.
Krebs, J.; Hillebrandt, W. (1983). “The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds”. Astronomy and Astrophysics
