Evrenin her yerinde bulunan füzyon topları yıldızlar hakkında ne kadar bilgi sahibiyiz? Gezegenleri düzene sokan yıldızların temellerini bilmek, evrenin kurallarını anlamamızda önemli bir rol oynar. O zaman hadi yıldız nedir, nasıl oluşur ve ölür, özellikleri ve türleri nelerdir beraber öğrenelim!
İçindekiler
Yıldız Nedir?
Kendi içindeki kütleçekimi yeterince büyük olan ve bunun sayesinde çekirdeğindeki elementlerin füzyonunu ateşleyebilen astronomik gök cisimlerine yıldız denir. Ayrıca çekirdeklerindeki aşırı sıcaklıktan dolayı ışık ve enerji yayarlar. Ama "yıldız nedir" sorusuna daha basit bir cevap vermek isterseniz tek cümleyle: "Hidrojen yakarak büyük nükleer enerji yayan evrenin disko topları" diye özetleyebilirsiniz!
Yıldızların Özellikleri Nelerdir?
Kendi ışıklarını yayarlar.
Termonükleer füzyon üretirler.
Çoğunlukla küresel bir şekilleri vardır.
Kütleleri gezegenlerden her zaman daha fazladır.
Kendi etrafında dönerler ve genellikle bir yörüngeleri vardır.
Normal ışık, kızılötesi, morötesi, X ve gama ışınları yayarlar.
Güçlü manyetik alanları vardır.
Halkaları olabilir.
2.226°C ila 49.726°C sıcaklığında olabilirler.
Kırmızı, turuncu, sarı, beyaz ve mavi renkte olabilirler.
Çoğunlukla hidrojen (%73-90), helyum (%9-25) ve diğer elementlerden oluşurlar.
Ortalama 10 milyon yılda oluşumlarını tamamlarlar.
50 milyon ila 20 milyar kadar ömürleri vardır.
Öldüklerin büyük bir patlama (süpernova), nötron yıldızı veya kara delik oluşabilir.
Yıldızlar Nasıl Oluşur?
Yıldızlar, evrenin çeşitli yerlerine dağılmış toz ve gaz bulutları içinde doğarlar. Bir gaz bulutu, yakından geçen bir kuyruklu yıldızın veya süpernovanın etkisiyle “rahatsız edilir” ve gazlar yavaş yavaş içe doğru çöker. Çöken gazlar dönmeye başlar ve bunun etkisiyle gaz bulutu düz bir diske dönüşür. Zamanla disk daha hızlı dönmeye başlar, merkeze doğru materyali çeker ve orada sıcak, yoğun bir çekirdek oluşur.
Bu çekirdeğe proto yıldız, yani ilkel yıldız adı verilir. Proto yıldız kütleçekimden dolayı ısınmaya devam eder ve çekirdek yeterince ısındığında (99 milyon derece) hidrojen atomları füzyona uğrayarak helyum ve enerji üretir. Çekirdeğe akmaya devam eden malzemeler kütleyi ve ısıyı arttırır. Milyonlarca yıl sonra bu merkez bir dönüm noktasına ulaşır: yeterli miktarda kütle çekirdeğe çökerse proto yıldızda iki yönlü bir akış patlaması gerçekleşir ve olgun bir yıldıza dönüşüm tamamlanır. İşte evrendeki yıldızların oluşum süreci böyle gerçekleşir.
Yıldızların Yaşam Döngüsü
Yıldızların evrim süreci aslında gaz bulutunda oluşmaya başladıkları anda başlar. Gaz bulutundaki çekim noktasına toplandıklarında bebek bir çekirdeğe sahiptirler. Zamanla bu çekirdeğin kütlesi artar ve yeterince sıcaklığa ulaşırsa başarılı, ulaşamazsa başarısız bir yıldız olur.
Oluşan yıldız zaman içinde çekirdeğindeki hidrojen yakıtını yavaş yavaş bitirir ve daha büyük yıldızlarda helyum demire dönüşeye başlar, nükleer füzyon yavaşlar. Bu durumda çekirdeğin dış katmanlara uyguladığı kuvvet azalır ve kütleçekimine yenik düşmeye başlar, yani merkez çökmeye başlar. Yer çekimine yenik düşen merkez giderek ısınmaya başlar ve helyum, karbon ve oksijene dönüşür. Isı ve dönüşümler yüzünden yıldızın dış katmanları genişler ve parlaklığı azalır. Yıldız bir kırmızı deve dönüşür. En sonunda yıldızdaki helyum da biter, her şey merkeze çöker ve yıldızın evrim süreci sonlanır.
Yıldızlar Ne Kadar Yaşar?
Yıldızların yaşam süresi tamamen büyüklüğüne bağlıdır. Büyük yıldızlar, hidrojen yakıtlarını çabuk tüketirler çünkü çekirdeklerindeki sıcaklığı korumak için daha fazlasına ihtiyaçları vardır. Küçük yıldızlar için durum tersidir. Bu nedenle büyük yıldızların yaşam süreleri 10-100 milyonken küçük yıldızların birkaç milyar yıldır.
Yıldızlar Nasıl Ölür?
Yıldızlar, çekirdeklerindeki hidrojen yakıtlarını tükettiklerinde, yani nükleer füzyonu devam ettiremediklerinde ölürler. Yıldız bu evreye girdiğinde kütleçekimden ötürü içine çökmeye başlar. Evrendeki çoğu yıldız bu şekilde sessizce beyaz cüceye dönüşür. Ancak ölen yıldız Güneş’in 8-15 katı kütleye sahipse merkeze çöken malzemeler basınca dayanamaz ve ortaya çıkan enerji birikiminden dolayı büyük bir patlama (süpernova) gerçekleşir. Patlayan yıldızın kütlesi 20-60 Güneş kütlesine sahipse ölümüyle bir kara delik, 8 ve üstü ise nötron yıldızı ortaya çıkarabilir.
Yıldızların Yapısı
Yıldızların bir soğan gibi çeşitli katmanları bulunur. Güneş dahil bütün yıldızlar 5 farklı katmandan oluşur:
Çekirdek
Yıldızın türüne göre 10 - 100 milyon derece sıcaklıkta olabilen, nükleer füzyonun gerçekleştiği bölgedir.
Işınım bölgesi
Enerjiyi (fotonları) taşıyan ve çekirdeği sarmalayan bölgedir.
Konveksiyon bölgesi
Enerjiyi ışıma bölgesinden yüzeye çıkararak ışık ve diğer enerjinin açığa çıkmasını sağlayan bölge. Patlamaları ve lekeleri yaratan bölgedir.
Fotosfer
Yıldızın yüzeyine verilen isimdir. Ayrıca lekeler bu kısımda görülür.
Atmosfer
Yıldızın en dışında bulunan, çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşmuş kompozisyon.
Evrende Kaç Tane Yıldız Var?
Evrende ortalama 200 sekstilyon (200.000.000.000.000.000.000.000) yıldız vardır. Karşılaştırmanız için, Dünya’daki tüm kum tanelerini saysak ortalama 7,5 sekstilyon ediyor. Yani evrenin hiç yorulmadan yıldız “doğurduğunu” söyleyebiliriz!
Yıldızlar Ne Kadar Büyük Veya Küçük Olabilir?
En küçük yıldızların Güneş’in en az %8,7 kadar genişliğinde ve %0,00125 parlaklığında olması gerekiyor. En büyük yıldızlar ise teorik olarak ortalama en fazla 300 milyon Güneş kütlesinde olabilir.
Yıldızlar Dünya’dan Ne Kadar Büyüktür?
Ortalama boyutlu bir yıldız olan Güneş, Dünya’ya kıyasla çap olarak 109 kat daha geniş ve kütle olarak 330.000 kat daha büyüktür. Güneş’in çapı 1.391.000 kilometreyken Dünya’nın çapı sadece 12.742 kilometredir. Güneş’in kütlesi 1.989 × 10^30 kg iken Dünya’nın kütlesi 5.972×10^24 kg’dır.
En Küçük Yıldız Dünya’dan Ne Kadar Büyüktür?
Şimdiye kadar keşfedilmiş en küçük yıldız olarak kabul edilen EBLM J0555-57Ab, 59.000 km çapı ile Dünya’dan 4,6 kat, 1.611×10^29 kütlesiyle Dünya’dan sadece 2.7×10^4 daha büyüktür. Kütlesi ortalama 85 Jüpiter’e eşdeğer olan EBLM J0555-57Ab’nin bebek yıldız olduğu düşünüldüğü için diğer yıldızlara kıyasla çok küçüktür.
Yıldızlar Nasıl Sınıflandırılır?
Yıldızlar, spektral tiplerine, yani sıcaklıklarına ve spektrumlarındaki çizgilerine göre sınıflandırılırlar. Bu sınıflandırmaya Morgan-Keenan (MK) adı verilir. Temel yıldız sınıflandırması sıcaktan soğuğa olarak O, B, A, F, G, K, M harfleriyle yapılır ancak L, T, C, R, N, Y, S, D, P ve Q sınıfları da bulunur.
Görsel kaynak: Wikipedia
Yıldızların Sınıflandırılması
O Sınıfı: Evrendeki en sıcak ve parlak yıldızlardır. Renkleri mavi tonlarındadır. Ender bulunurlar ve kısa yaşarlar.
B Sınıfı: Parlak mavi yıldızlardır. Kısa yaşarlar. Helyum ve hidrojen hatları bulunur.
A Sınıfı: Beyaz ve mavimsi tonlarda yıldızlardır. Güçlü hidrojen hatları bulunur.
F Sınıfı: Beyaz yıldızlardır. Hidrojen hatları zayıftır ve iyonize metal hatları vardır.
G Sınıfı: Beyaz ve sarımsı yıldızlardır ve Güneş en iyi örnektir.
K Sınıfı: Turuncumsu yıldızlardır. Zayıf hidrojen hatları vardır.
M Sınıfı: En yaygın yıldız sınıfıdır ve parlaklıkları düşüktür. Metallere ait hatları vardır, hidrojen hatları çoğunlukla bulunmaz.
L Sınıfı: Koyu kırmızı yıldızlardır. M sınıfı yıldızlardan daha soğukturlar.
T Sınıfı: Soğuk kahverengi cücelerdir.
Y Sınıfı: T sınıfından daha soğuk olan kahverengi cücelerdir.
C-R-N Sınıfı: Yaşamlarının sonlarına gelmiş karbon yıldızlardır.
S Sınıfı: M sınıfı ve karbon yıldızların arasındaki yıldızlardır.
D Sınıfı: Nükleer füzyonu durmuş beyaz cücelerdir.
Q Sınıfı: Teorik olarak tipik bir nötron yıldızının kütlesini geçmiş yıldız.
Ayrıca yıldızlar türüne göre ekstra harf alabilir. Örneğin mavi cüceler O sınıfındayken mavi süperdev yıldızlar OB sınıfına koyulur.
Yıldızların Parlaklıklarına Göre Sınıflandırılması
Yıldızlar, dışarıya verdikleri parlaklıklarına göre de sınıflandırılır. Bu sınıflandırma, Yerkes Tayf Sınıflandırması olarak olarak karşımıza çıkar:
D veya VII: Beyaz cüceler
sd veya VI: Alt cüceler
V: Anakol yıldızları (cüceler)
IV: Altdevler
III: Devler
II: Parlak devler
Ib: Az aydınlık üstdevler
Iab: Orta aydınlık üstdevler
Ia: Aydınlık üstdevler
0 veya la+: Üstdevler veya parlak üstdevler
Görsel kaynak: Prof. Dr. Bilsen Beşergil
Yaşayan Yıldızlar
Çekirdeklerinde hidrojen yakıtı bitmemiş ve nükleer füzyonu devam eden yıldızları yaşayan yıldız olarak kabul ederiz. Bu yıldızları kendi aralarında kütle, sıcaklık ve parlaklıklarına göre ayırırız. Bilmeniz gereken bütün yaşayan yıldız türleri:
Kahverengi Cüceler
Anakol Yıldızlar
Sarı Cüceler
Turuncu Cüceler
Kırmızı Cüceler
Mavi Devler
Mavi Süperdevler
Kırmızı Devler
Kırmızı Süperdevler
Galaksilerarası Yıldızlar
Kahverengi Cüceler
T ve Y sınıfı yıldızlardır. Kahverengi cüceler aslında bir yıldız değil çünkü çekirdeklerindeki kütleçekimi nükleer füzyon başlatabilecek kadar yüksek değil. Bu nedenle “başarız yıldızlar” olarak da bilinirler.
Anakol Yıldızlar
Anakol yıldızlar, hidrojeni helyuma dönüştüren yıdızlara verilen genel bir isimdir ve evrendeki yıldızların %90’ını kapsar. Güneş’in de aralarında bulunduğu bu tür yıldızlar, 200 Güneş kütlesine kadar olabilirler. Renkleri beyazdan kırmızıya kadar uzanır: O, B, A, F, G, K ve M yıldız sınıflarını kapsar.
Sarı Cüceler
G sınıfı yıldızlardır. Güneş kütleleri 0,8 ila 1,2 arasında olur ve 5.000-5700°C sıcaklığına sahiptirler. Sarı cüceler öldüklerinde sessizce solarak bir beyaz cüceye dönüşürler çünkü kütleleri bir patlama oluşturacak kadar büyük değildir. Güneş, en bilinen G sınıfı bir yıldızdır.
Turuncu Cüceler
K sınıfı yıldızlardır. Boyutları M ve G sınıfı yıldızlarının arasında, kütleleri ise Güneş’ten 0,6 ila 0,9 kat daha fazladır. Sıcaklıkları 3.600-4900°C arasındadır. Bu yıldızların özellikle karasal gezegenlerde yaşam için uygun ortam oluşturabileceği düşünülür.
Kırmızı Cüceler
K veya M sınıfı yıldızlardır. Evrendeki çoğu yıldız kırmızı cücedir ve Güneş’in yarısından daha az kütleleri bulunur. Sıcaklıkları ise 3.200°C’den düşüktür ve yaydıkları ışık düşüktür. Bazılarının ışığı Güneş’in 10.000’de 1’i kadardır. Boyutları küçük olduğu için kırmızı cücelerin yaşam süreleri onlarca milyar yıldan trilyonlarca yıla kadar uzanabilir.
Mavi/Beyaz Devler
O, A ve B sınıfı yıldızlardır. Çok parlak oldukları için gece Dünya’dan görülen çoğu yıldızlar mavi devlerdir. O tipi yıldızlar ortalama 35.000°C, A tipi yıldızlar 10.000°C, B tipi yıldızlar ise 25.000°C sıcaklığına sahiptir. O sınıfı yıldızların yaklaşık 15 ila 90, A sınıfı yıldızların 1,4 ila 2,1, B sınıfı yıldızların ise 2 ila 16 Güneş kütlesi bulunur.
Kütlelerine göre O sınıfı yıldızlar öldüklerinde ya kara delik ya da bir nötron yıldızına, A sınıfı yıldızlar beyaz cücelere, B sınıfı yıldızlar ise kütlelerine ya bir nötron yıldızına ya da beyaz cüceye dönüşürler.
Mavi Süperdevler
OB sınıfı yıldızlardır. Güneş’ten 10 ila 20 kat daha büyük bir kütleye sahiptirler ve 9.700-50.000°C sıcaklıkları vardır. Aydınlatma güçleri ise Güneş’e kıyasla 10.000 veya bir milyon kat daha fazladır. Öldüklerinde büyük bir süpernova patlaması gerçekleşir.
Kırmızı Devler
K, M, S, C, R ve N sınıfı yıldızlardır. Kırmızı devlerin kütlesi 0,3 ila 8 Güneş kütlesi olabilir. Sıcaklıkları ise 2.200 ila 4.700°C olabilir. Kırmızı devler genellikle ömrünün sonlarına gelmiş yıldızları kapsar. Sıcaklıkları Güneş’ten daha düşük olsa da dev boyutları nedeniyle Güneş’ten daha parlaktırlar.
Bu kadar büyük olmalarının sebebi çekirdeklerindeki nükleer füzyonun durması ve kütleçekim nedeniyle çekirdeğin büzüşmesi. Kütleçekim nedeniyle sıcaklığı artan çekirdek, onu çevreleyen kabuktaki hidrojeni yakarak genişlemesine neden olur. Bu genişleme o kadar dramatiktir ki, yıldızın orijinal boyutunu birkaç yüz kat artırır.
Kırmızı Süperdevler
K ve M sınıfındaki yıldızlardır. Evrendeki en büyük yıldız sınıfıdır. O kadar büyüktürler ki, çoğu kırmızı devin yarıçapı Güneş’in 200 ila 800 katı (278.58 milyon km ila 1.114 milyar km), bilinen en büyük dört kırmızı süperdevin yarıçapı ise Güneş’in 1500 katıdır (2 milyar km). Ancak bu kadar büyük olmaları nedeniyle yüzey sıcaklıkları 3.800°C’den daha azdır. Kütleleri ise 10 ila 40 Güneş kütlesi kadardır. Öldüklerinde bir süpernova yaşanır ve çekirdekleri nötron yıldızına dönüşebilir. Kütleleri yeterince büyükse patlamadan sonra kara delik de olabilirler.
Galaksilerarası Yıldızlar
Galaksilerarası yıldızlar, evrenin serseri yıldızlarıdır. Herhangi bir galaksinin merkezi bağlı olmadan evrende gezerler. Bu hale gelmelerinin sebepleri olarak farklı galaksilerin birbirleriyle etkileşimleri ve birleşimleri olduğu düşünülüyor. Yakın karşılaşmaların yıldızları kendi galaksilerinden koparıp uzaya fırlatmaları ve herhangi bir galaksinin kütleçekim etkisinden kurtularak sürüklenmeye başladıkları tahmin ediliyor.
Galaksilerarası yıldızlar ilk olarak 1997’de Hubble Uzay Teleskobu tarafından Başak Kümesi’nde keşfedilmiştir. Dünya’dan 60 milyon ışık yılı uzak olan Başak Kümesi’nin yaklaşık %10’u yalnız yıldızlardan oluşur.
Ölü Yıldızlar
Ölü yıldızlar, nükleer füzyonları bitmiş ve artık “yanmayan” yıldızlara denir. Bilinen üç tane ölü yıldız vardır:
Beyaz Cüceler
Nötron Yıldızları
Kara Delikler
Beyaz Cüceler
D sınıfı yıldızlardır. Beyaz cüceler, kırmızı devlerin ölümünden geriye kalan, nükleer füzyonu bitmiş ölü yıldızlardır. Beyaz cücelerin çekirdeklerinde nükleer füzyon yaşanmadığı için normalde kendi kütleçekimlerine karşı gelememeleri ve patlamaları gerekir ama dejenere elektron basıncı sayesinde çökmezler. Dejenere elektron basıncı, elektronların çevrelerindeki enerji alanının değişimi sonucunda oluşur ve maddenin daha küçük hacimlere sıkışmasını engeller. Bu nedenle beyaz cüceler oldukça yoğundur.
Beyazlar cüceler 0,17 ila 1,33 Güneş kütlesi arasında olabilir. Çekirdeğin içine çökmesi sonucu oluştukları için ilk başta sıcaklıkları 100.000°C ve üstüne çıkar ancak 8.000 ila 40.000°C’ye iner. Beyaz cücelerin tamamen soğuması için onlarca hatta yüzlerce milyar yılın geçmesi gerekir. Soğumaya başladıklarında kristalleşmeye başlarlar ve parlaklıklarını tamamen kaybederek bir kara cüceye dönüşürler.
Nötron Yıldızları
Nötron yıldızları, nötronlardan oluşan ve eser miktarla elektron ile proton da içeren, yaşayan yıldızların alabileceği son formdan biridir. Nötronlar kararsızdır ve ışıma yaparak proton ve elektronlara ayrışırlar. Ancak kütleçekimi nedeniyle yıldızdaki proton ve elektronlar sürekli birleşerek nötrona dönüşür.
Nötron yıldızları 1,18 ila 3 Güneş kütlesinde olabilir ancak çap olarak yaklaşık 20 km oldukları için açısal momentumdan etkilenirler. Bu kurala göre bir yıldızın hacmi ne kadar küçük olursa o kadar hızlı dönmesi gerekir. Kendi etraflarında saniyede yaklaşık 600-700 kere dönebilirler. Yaklaşık 1.000.000°C sıcaklığa sahiplerdir. Teorik olarak sonsuza kadar yaşayabilirler.
Kara Delikler
Kara delikler, devasa kütleli yıldızların patlaması sonunda çekirdeğin kendi içine çökmesiyle oluşur. Kara delikler, uzayın vakumlarıdır ve en az 3, en fazla 50 milyar Güneş kütlesinde olabilirler. Işığın dahi kaçamadığı olay ufku, gazları çekerken milyonlarca derecede olabilirken merkezleri -273°C veya daha soğuktur. Kara deliklerin merkezleri aslında patlamış yıldızın çekirdeğidir ve tekillik olarak bilinirler. Kara delikler hawking ışıması nedeniyle zamanla küçülüp yok olabilirler.
Teorik Yıldızlar
Teorik yıldızlar, oluşması mümkün ancak henüz gözlemlenemedikleri için teorik olarak kabul edilen yıldızlardır. Bu yıldızların bazıları tamamen varsayımlara dayanırken bazıları evrenin yeterince yaşlı olmamasından bulunamazlar. Evrendeki teorik yıldızlar:
Mavi Cüceler
Kara Cüceler
Kara Yıldızlar
Kara Enerji Yıldızları
Kara Madde Yıldızları
Blitzarlar
Elektrozayıf Yıldızlar
Donmuş Yıldızlar
Demir Yıldızlar
Planck Yıldızları
Nemesis
Mavi Cüceler
Mavi cüce yıldızlar, kırmızı bir cücenin bütün yakıtını tükettikten sonra dönüştüğü tahmin edilen teorik bir yıldızdır. Teorik olmalarının nedeni, evrenin mavi cüce bulundurması için yeterince yaşlı olmamasından kaynaklanıyor. Ancak elimizdeki gözlem ve bilgilere dayanarak mavi cücelerin gelecekte oluşması çok yüksek ihtimal.
Kara Cüceler
Kara cüceler, bir yıldızın nükleer füzyonu bittikten sonra beyaz cüceye dönüşmesi ve o beyaz cücenin de tamamen soğuduktan sonra dönüşeceği yıldızlar bilinir. Ancak bunun yaşanması için o yıldızın milyarlarca zamana ihtiyacı vardır ve Big Bang’in 13,8 milyar yıl önce gerçekleştiğini bildiğimiz için kara cüceler henüz evrende bulunmazlar.
Kara Yıldızlar
Kara delikler ile çökmüş bir yıldızın çekirdeği arasında bir noktada bulunduğu varsayılan, kara delikler için alternatif teorik gök cisimleridir. Olay ufukları yoktur ama kütleçekim kuvvetleri çok yüksek olacağı için ölü merkez tekilliğe benzeyecektir. Bu nedenle ışık kaçamayacak ve hawking ışıması bile yaşanacaktır. Çünkü bu denli bir kütleçekimden bahsediliyorsa merkeze yakalanan parçacıklar sanal olarak ikiye bölünüp biri kaçabilirken diğer hapsolabilir.
Kara Enerji Yıldızları
Kara enerji yıldızları, kara deliklere düşen enerjinin vakum veya kara enerjinin olay ufkuna düşmesini esas alır. Düşen maddelerin orada birikmesine ve kütleçekimine karşı gelmesine dayanır.
Kara Madde Yıldızları
Karanlık yıldızlar modern yıldızlar gibi çoğunlukla normal maddeden oluşur. Ancak içlerinde bulunan yüksek yoğunluktaki nötralino karanlık madde, karanlık madde parçacıkları arasındaki yok olma reaksiyonları yoluyla ısı üretir. Isı, bu tür yıldızların modern yıldızların nispeten kompakt ve yoğun boyutlarına çökmesini engeller ve dolayısıyla “normal” madde atomları arasında nükleer füzyonun başlamasını önler.
Bu teoriye göre kara madde yıldızları 1 ila 960 astronomik birim arasındadır. Yaydığı radyasyon yüzünden gözlemlenemeyecek kadar düşük bir sıcaklık ile yüzeye sahip olan devasa hidrojen ve helyum bulutları olduğu düşünülür.
Blitzarlar
Blitzarların nötron yıldızı olarak serüvenlerine başlayıp yeterince hızlı dönmedikleri için kara deliklere dönüşen yıldızlar olduğu düşünülür. Nötron yıldızlarının dönüşleri normalde merkezkaç kuvveti ile kütleçekimine meydan okur. Yavaşlayan veya yavaş dönen bir nötron yıldızının merkezkaç kuvveti de tipik olarak düşük olacağı için yer çekimine karşı koyamaz ve çökerek kara deliğe dönüşür.
Elektrozayıf Yıldızlar
Elektrozayıf yıldızlar, yıldızın çökmesinin radyasyon basıncıyla engellendiği durumlarda oluşabileceği düşünülen teorik bir yıldızdır. Olay, yıldızın çekirdeğinde, Dünya’nın 2 katı kütlesinde elma kadar büyük bir alanda, 10^15°C(1.000.000.000.000.000°C) sıcaklıkta gerçekleşir.
Donmuş Yıldızlar
Uzak gelecekte oluşabilecek, yüzey sıcaklığı sadece 26°C civarında olan çok düşük kütleli teorik yıldızlar.
Demir Yıldızlar
Demir yıldızlar, evrende 10^1500 yıl sonra oluşabilen varsayımsal bir yıldız türüdür. Varsayıma göre kuantum tünelleme yüzünden gelen soğuk füzyon atom çekirdeklerini demir-56'ya dönüştürür. Füzyon ve alfa bozunumu ağır çekirdeklerin de demire bozunmasına neden olur. Bunun sonucunda yıldız soğuk, demir bir küreye dönüşür.
Planck Yıldızları
Planck yıldızları, kara deliğin olay ufkunda oluşan yıldızlara denir. Çöken yıldızların olay ufkunda enerji yoğunluklarının Planck enerji birimine vardığında oluştukları düşünülür. Bu koşullar altında, kütleçekim ve uzayzamanın da sınırlı değerlere sahip oldur ve “itici” bir kuvvet ortaya çıkar. Yıldızın içinde birikmiş kütle ve enerji artık çökemez çünkü uzayzamanın belirsizlik ilkesini aşmış olur.
Nemesis
Nemesis, 1,5 ışık yılı uzaklığında, Oort Bulutunun da ötesinde Güneş’in etrafında döndüğü düşünülen bir kırmızı dev veya kahverengi cücedir. 1980’lerde Kızılötesi Astronomik Uydu (IRAS), Nemesis’i bulmayı başaramadı. 1986’da California Üniversitesinin Leuschner Gözlemevi de aynı şekilde başarısız oldu. Nemesis özellikle kızılötesi teleskoplar kullanılarak arandı çünkü daha soğuk yıldızlar kızılötesi ışıkta nispeten daha parlaktır.
Two Micron All-Sky Survey (2MASS), 1997’den 2001’e kadar yaptığı gözlemlerde Güneş Sistemi’nde herhangi bir yıldız veya kahverengi cüce bulamadı. 2017’de Sarah Sadavoy ve Steven Stahler, Güneş’in aslında ikili bir sistemden oluştuğunu ve 4 milyar önce Nemesis’in Güneş’ten uzaklaştığını ortaya attı. Ancak elimizde bir kanıt olmadığı için Nemesis’in gerçekten var olup olmadığı bilinmiyor.
Yıldız Sistemleri
Bir yıldız sistemi, birbirlerinin yörüngesinde dönen, kütleçekimine bağlı az sayıda yıldızdır. Yer çekimiyle bağlı büyük bir yıldız grubuna genellikle yıldız kümesi veya galaksi denir, ancak genel olarak onlar da yıldız sistemleridir. Yıldız sistemleri, gezegenleri ve benzer cisimleri içeren gezegen sistemleri ile karıştırılmamalıdır. Yıldızların oluşturabileceği sistemler:
İkili Yıldız Sistemi: İki yıldızın birbiri etrafında dönmesiyle oluşan sistem.
Üçlü Yıldız Sistemi: Birbirinin etrafında dönen iki yıldızın etrafında dönen üçüncü bir yıldızla oluşan sistem.
Çoğul Sistemler: Üçten daha fazla yıldızdan oluşan sistemler. Dört ila dokuz yıldızdan oluşmuş sistemleri kapsar.
Yıldızlar Nasıl Gözlemlenir
Dünya’dan yıldızları gözlemlemek için pek çok teknik ve gereç kullanılır:
Teleskoplar: Optik, radyo ve uzay teleskopları ile yıldızların özellikleri hakkında bilgi sağlanabilir.
Spektroskopi: Yıldızların yaydığı ışığı renklere ayırmak için kullanılan teknik.
Fotometri: Yıldızların parlaklıklarını ölçmek için kullanılan teknik.
Uzay Sondaları ve Uydular: Uzayı direkt gözlemlemek için Dünya’nın atmosferi gözlemleyen araçlar.
İnterferometri: Bir gök cismine farklı konumlardan gözlemleyerek daha ayrıntılı ve kaliteli sonuçlar çıkarmak.
Astrosismoloji: Yıldızların içindeki doğal salınımı gözlemleyerek yıldızın iç yapısını, bileşimlerini ve yaşını bulmak için kullanılan teknik.
Nötrino Dedektörleri: Yıldızlarda nükleer reaksiyonlarda üretilen nötrinoları tespit etmek ve enerji üretimini anlamak için kullanılan araçlar.
Yıldızların Uzaklıkları Nasıl Ölçülür?
Yıldızların Dünya’ya olan uzaklığını ölçmek için birden fazla teknik vardır:
Paralaks Yöntemi: Yakındaki yıldızların uzaklığını ölçmek için en temel tekniktir. Dünya'nın yörüngesinin farklı noktalarından gözlemlendiğinde bir yıldızın konumundaki görünür kaymaya dayanır. Açısal kaymanın miktarı yıldızın uzaklığını hesaplamak için kullanılır.
Yıldız Lümeni ve Görünür Parlaklık: Bir yıldızın içsel parlaklığını biliniyorsa ve Dünya'dan görünen parlaklığı ölçülebiliyorsa, uzaklığı hesaplamak için ters kare yasasını kullanılır.
Ana Dizi Uydurma: Bir yıldızın görünür parlaklığını, sınıfını ve parlaklığını kullanarak mutlak parlaklığını belirlemek için kullanılır. Mutlak parlaklık bilindiğinde, ters kare yasasını kullanarak uzaklığı hesaplanabilir.
Cepheid Değişken Yıldızlar: Belirgin bir periyotla titreyen parlak yıldızlardır. Cepheidlerin periyot-parlaklık ilişkisi, astronomlara mutlak parlaklıkların belirlenmesinde yardımcı olur, bu da uzaklıklarını hesaplamalarına olanak tanır.
Süpernova Lümeni: Tip Ia süpernovası olarak bilinenlerin bilinen bir zirve parlaklığı olduğunu bilmek, bu tür bir süpernovanın ev sahibi galaksiye olan uzaklığını tahmin etmeye yardımcı olur.
Hertzsprung-Russell Diyagramı: Bir yıldızı Hertzsprung-Russell diyagramına yerleştirerek ve mutlak parlaklığını spektral tipi ile karşılaştırarak yıldızın uzaklığını hesaplayabilirsiniz. Bu yöntem genellikle kümeler ve galaksiler içindeki yıldızlar için kullanılır.
Spektroskopik Paralaks: Bu teknik, bir yıldızın spektrumunu analiz ederek lüminositesini belirlemenizi ve sonra parlaklığı ile karşılaştırarak uzaklığı tahmin etmenizi içerir.
Kırmızıya Kayma: Son derece uzak galaksiler ve kuasarlarda, astronomlar evrenin genişlemesini hesaplamak ve yıldızların uzaklıklarını tahmin etmek için bu galaksilerin kırmızıya kaymasını kullanırlar.
Tully-Fisher İlişkisi: Dönme hızı ve toplam parlaklıklarına dayanarak, spiral galaksilere olan uzaklığı belirlemek için kullanılır. Galaksi ne kadar parlak ve kütleliyse, o kadar hızlı döner.
Dünya’ya En Yakın Yıldız Nedir?
Görsel kaynak: Wikipedia
Elbette Dünya’ya en yakın yıldız 149,14 milyon km ile Güneş’tir. Ancak Güneş’i saymazsak, Güneş’e ve Dünya’ya en yakın yıldız 1915’te Robert Innes tarafından keşfedilmiş 4,24 ışık yılı uzaklığındaki kırmızı cüce Proxima Centauri yıldızıdır.
Evrendeki En Büyük Yıldız Nedir?
Görsel kaynak: Wikipedia
Evrendeki en büyük yıldız, Amerikan astronom Charles Bruce Stephenson tarafında 1990’da derin kızılötesi gözlemler tarafından bulunan Stephenson 2 kümesindeki Stephenson 2-18 kırmızı süperdev yıldızıdır. Çapı 2.9915 milyar km olan bu dev yıldızın içine 8 milyon Güneş sığabilir. Stephenson’un kütlesi henüz bilinmiyor ama 440 bin Güneş’e eş değer bir parlaklığıyla evrendeki en parlak yıldız ünvanını da sahibi. Stephenson 2-18 ayrıca Dünya’dan 19.570 ışık yılı uzakta.
Evrendeki En Küçük Yıldız Nedir?
Evrendeki en küçük yıldız, Dünya’dan 670 milyon ışık yılı uzaklığında bulunan EBLM J0555-57Ab’dir. 59.000 km çapı ile Satürn’den daha küçük, 1.611×10^29 kütlesi ile Satürn’den 250 kat daha fazladır. Bu kadar düşük kütlesi ve çapı nedeniyle bilim insanları bu yıldızın hala proto yıldız evresinde olduğunu düşünüyorlar.
Evrendeki En Soğuk Yıldız Nedir?
Evrendeki en soğuk yıldızık 25°C ile insan vücudundan daha soğuk Y sınıfı bir kahverengi cücedir. Ağustos 2011'de keşfedilen WISE 1828+2650 isimli bu kahverengi cüce, Lyra takımyıldızında yer alıyor ve Dünya'dan 32,5 ışık yılı uzaklığında. WISE 1828 keşfedilmeden önce 97°C ile evrenin en soğuk yıldızı CFBDSIR 1458+10B'ydi.
Evrendeki En Sıcak Yıldız Nedir?
Evrendeki en sıcak yıldız, Wolf-Rayet yıldızları arasından 209.727°C yüzey sıcaklığı ile WR 102'dir. Güneş'ten 20 kat daha sıcak ve aynı zamanda 300.000 kat daha parlak olan bu yıldız Dünya'dan 8.480 ışık yılı uzaklıkta, Yay takımyıldızında bulunuyor. WR 102'nin bu kadar sıcak olmasının sebebi patlamaya yakın olması. Yıldızlar hidrojen yakıtlarını bitirdikten sonra daha ağır elementleri yakmaya başlarlar. Bu sıcaklık WR 102'de öyle yüksektir ki çevresindeki yıldızlararası malzemeleri iyonize eder ve etrafını saran bir Wolf-Rayet nebulası oluşturur.
Evrendeki En Eski Yıldız Nedir?
Görsel kaynak: Wikipedia
Evrendeki en eski yıldız, 14 milyar yaşıyla evrenden bile eski olduğu düşünülen Methuselah yıldızıdır. Methuselah'ın yaşı ilk olarak 16 milyar olarak hesaplanmıştır ancak 2014'te yeniden yapılan hesaplamalarla yıldızın 14,27 +- 0,8 milyar yaşında olduğu bulunmuştur.
Bir Yıldız Evrenden Daha Yaşlı Olabilir Mi?
Hayır, olamazlar. 14,27 +- 8 milyar yaşında ölçülen Muthuselah veya 13,8 +- 4 milyar yaşındaki BD+17°3248 yıldızlarının evrenden yaşlı olduğu ve Big Bang'i çürüttüğü düşünülür. Ancak gelişen teknikler ve gözlem yaklaşımları evrendeki en eski yıldızların 12-13 milyar yaşında olduğunu ve gözlemlenebilir evrende hiçbir şeyin Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'ndan daha yaşlı olamayacağını kanıtladı.
Evrendeki En Genç Yıldız Nedir?
(Pembe olan) Görsel kaynak: Wikipedia
Evrendeki en genç yıldız, 240 ila 500 yaşında olduğu tahmin edilen Swift J1818.0-1607 isimli nötron yıldızıdır. Swift, 12 Mart 2020'de bir X ışını patlaması sayesinde NASA tarafından keşfedilmiştir.
Gökyüzünde Yıldızlar Neden Küçük Gözükür?
Gökyüzündeki yıldızların küçük gözükmesinin tek sebebi Dünya'ya olan uzaklıklarından kaynaklanır. Örneğin dışarı çıktığımızda bizi kolayca yakabilen Güneş aslında bize 149,14 milyon kilometre uzaklıktadır. Ve ona rağmen Güneş bize bir pet şişe kapağı kadar büyük görünür.
Ve bu blogumuzun da sonuna gelmiş bulunmaktayız. Yıldız nedir sorusuna en detaylı şekilde cevap verdiğimize ve yıldızlar hakkında bilgiler öğrendiğimize göre artık ortamlarda arkadaşlarınıza hava atabilirsiniz. Ayrıca günlük hayatta çok stres yapmamaya çalışın da patlayarak kara deliğe dönüşmeyin! Galaksi Gezgini olarak hepinize sevgilerimi gönderiyorum.
