Güneş enerjisini nerden alıyor??

quote:

Orijinalden alıntı: BrutaL41

4 (H) 􀃆----> 4 He + 2 e + 2 nötrino+ enerji
Yayınlanan enerji= 25 MeV
= 4 x 10 -12Joule
= 1 x 10 -15Kalori
Fakat Güneş’te bu işlem saniyede 1038 defa gerçekleşir !
Güneş’in yakabileceği yaklaşık 10^56 H atomu vardır!

şeklinde Hidrojenler helyuma dönüşerek enerji açığa çıkmış oluyor.

quote:

Orijinalden alıntı: abdullahors84

O zaman ben farklı bir noktadan değineyim enerjisini nereden aldığı ile beraber enerjisi ne oluyor.

Şöyleki;

madem güneş ısı enerjisi veriyor ve madem bu ısı enerjisi ile bir hareket enerjiside harcanıyor ve madem bir denge mevcut enerjinin korunumu ile sonuçlanıyor. Bu korunan enerji bu dengenin bir parçası ise güneşi ve sistemi hareket ettiren enerjiye katkısı nedir acaba. Güneşte bir sistemin parçası ise bu sistemin enerjisini elinde tutan ana merkez neresi veya merkezler yokmu herşey birbirine atomların düzenindeki gibimi etkileşim içinde. Aslında konu çok güzel ama enerjiyi sadece başlıktaki gibimi ele almalıyız.

Azda olsa bilgilerime göre güneş radyoaktiftir ve bu durum yüzeyinde gerçekleşmek zorunda değildir.

@batural41

“Kuantum mekaniği konusunda çok çalışmak gerekir. Ama, içimden bir ses bana bunun her şeyin çözümü olmadığını söylüyor. Bu teoriyle birçok şey açıklanıyor; ama hala O'nun sırrını çözebilmiş değiliz. Ben yine de, O'nun zar atıp kumar oynadığını, hiç mi hiç zannetmiyorum.”A.Einstein

söz güzel ve bunu düşünmende

Benim asıl merak ettiğim enerjisi biten bir sistemin ne olacağı acaba birşeyler tersinemi döner.

quote:

Orijinalden alıntı: abdullahors84

@speedy_

ne yalan söyleyeyim şimdi Speddy_ olsa deiyordum. tamda yerinde oldu sanırım.

Enerjinin dönüşümü ne şekilde olur peki. dengece tutan nedir bu sistemi. Enerji denge noktasında nasıl kullanılır...

quote:

YILDIZLARIN EVRİMİ VE OLUŞUMU

Bir Yıldızın Doğuşu

Galaksimizde bir yerde binlerce ışık yılı uzaklıktaki ıssız bir bölgede bir yıldızlar arası gaz ve toz bulutu sessizce sürüklenmektedir. Bu gaz ve toz bulutu inanılmaz miktarda madde içerir. Çoğu hidrojen ve helyumdan oluşan bu bulut, güneşimize benzeyen yüzlerce yıldız oluşturabilecek ölçüde maddeye sahiptir.

Çok büyük kütlesine karşın bulutun boyutları o denli büyüktür ki atomlar bu dev hacmin içinde henüz çok seyrektir. Dikkatli bir deney sonucu santimetreküpte on atom olduğunu görebiliriz.( bir santimetreküp yaklaşık bir kesme şekerin hacmidir.) Buna karşılık soluduğumuz havanın bir santimetre küpünde 30 milyar kere milyar atom bulunur. Bu çok ilginç bir durumdur.

Bu bulut soğuktur. Mutlak sıfırın 100 derece (=-1730C) olan bu sıcaklıkta atomlar çok yavaş hareket ederler ve hemen hiç çarpışmazlar. İşte yıldızı doğuracak kozmik rahim böyle bir yerdir.

Kendi ekseni etrafında dönen dev bir gaz ve toz yığını ile birlikte milyarlarca yıldızdan oluşan sarmal bir galakside yaşıyoruz. Yıldızımız güneş, galaksimizin kenarına yakın ve iki sarmal kol arasındadır. Bu sarmal kollar galaksinin çekirdeği etrafında dönerken yıldızlar arası bulutu sıkıştıran şok dalgaları yaratırlar. Bu sıkıştırma yeni yıldızların doğum sürecini başlatır.

Bu sıkıştırma nedeni ile birbirinden çok uzakta olan atomlar birden bire sıkıştırılırlar. Eskiden şeffaf olan bu bulut artık ışığa karşı geçirgenliği yitirecek bir karanlık bulutsuya dönüşür.

Bulut ışığa geçirgen olmadığından; yıldızların ışıkları bulutun içine girip gazları ısıtamaz. Sıcaklık yavaş yavaş mutlak sıfıra doğru düşer. Atomların hareketleri de gittikçe yavaşlar ve atomlar arasındaki zayıf çekim kuvveti bulutsunun iç yapısına egemen olmaya başlar. Ayrıca bu karanlık bulutsu homojen olmadığı için atomlar her yerde aynı sayı ve enerjide bulunmazlar. Peki bu nasılı bir sonuç doğurur ?

Bilindiği üzere tüm maddeler çekim kuvveti uygularlar. Herhangi bir yerde biraz fazla madde olması demek o noktada çekim alanının daha kuvvetli olması demektir. Sonuç olarak karanlık bulutsunun kimi noktalarında fazla sayıda atom dolayısı ile daha fazla çekim alanı vardır. Böyle noktalar çevrelerinde yavaş hareket eden atomları kolayca çekerler. Bu durum karanlık bulutsunun içerisinde kümelenmelere sebep olur. Bu kümelenmelerin yarı çapları milyarlarca kilometre ve kütleleri ise güneş kütlesinin bir kaç katı olabilir.

Kararsız olan bu kümeler kendi ağırlıklarını taşıyamazlar ve her yandan içeriye doğru basınç yapan trilyonlarca ton gaz nedeniyle küme çökmeye başlar. Kendi çekim kuvvetinin etkisinde küme gittikçe küçülür ve merkezdeki gazlar çok yüksek basınç ve yoğunluklara ulaşır.

Artan basınç nedeni ile çöken kümenin çekirdeğindeki gazların sıcaklığının da artmasına neden olur. Bu sıcaklık sayesinde kümenin içindeki gazlar parlamaya başlar. Çöken gaz kümesinden dışarı radyasyon süzülmeye koyulur. Küme artık karanlık olmayıp bir yıldız taslağı haline gelmiştir.

Ne var ki yıldız taslağı da karasızdır. Çekim kuvvetine karşı koyamayan bu gaz kümesi de büzülmeyi durduramaz, merkezindeki büzülmeden kaynaklanan basınç dolayısı ile sıcaklık artışını engelleyemez.

Sonunda, yıldız taslağının merkezindeki sıcaklık 10 milyon dereceye ulaşınca hidrojen yanması başlar. Dikkat edilirse bu çok büüyk sıcaklıkta atomların hareketsiz kalması düşünülemez. Atom çekirdekleri öylesine büyük hızlarla hereket ederler ki çarpıştıkları zaman birbirleriyle kaynaşırlar. Bu önemli aşama hidrojenin, helyuma dönüşüm aşamasının başlangıcıdır. Kaynaşan her hidrojen çekirdeğine karşılık bir helyum oluşur. Bu olay sonucu çok yüksek değerler de saf enerji açığa çıkar. Bu enerji dönüşümünü Alber Einstein tarafından 20. Yüzyıl başlarında açıklanmıştır.

Bu korkunç enerji yıldız taslağındaki büzülmeyi durduracak, böylelikle yıldız taslağı kendi ağırlığını taşıyabilecektir. Artık bir yıldız doğmuştur.

Yıldızların Evrimi


Burda bahsedilen " hidrojenin yanması " denilen olay mumun alevi yada şöminedeki kütükler gibi yanan bir durum değildir. Termonükleer tepkime olarak da bilinen bu durum dayanılmaz sıcaklık ve basınç altında hafif elementlerin, ağır elementlere dönüşmesidir.

Güneş de bir yıldız olduğuna göre, onunda çekirdeğinde hidrojen yanması cereyan etmektedir. Bu durum milyarlarca yıl böyle süre gelmektedir. Hidrojen yakıt, helyum ise artıktır. Sonunda her yıldızın yaşamında hidrojenin bittiği kritik bir evre gelir ki, yıldızın milyarlarca yıl önce doğarken geçirdiği mutasyondan çok daha farklı değişmeler başlar.

Yıldızın merkezindeki tüm hidrojen bittiğinde, hidrojen yanması durur. Dışarıya doğru akan bir enerji olmayınca da yıldız kendi çekim etkisinde dayanamaz. Kendi ağırlığını taşıyamayan helyumca zengin çekirdek çökmeye başlar. Bu çökmenin etkisi ile gittikçe sıkışan çekirdekte sıcaklık çok yüksek değerlere ulaşır. Her ne kadar merkez de hidrojen tükenmişse de çekirdekle yıldızın yüzeyi arasında bol miktarda hidrojen yakıtı vardır. Sonunda sıcaklık o kadar artar ki, çekirdeğin çevresinde bir katmanda hidrojen yanmaya başlar. Kabuk hidrojenin yanmaya başlamasıyla yıldız yeni bir enerji kaynağı ve bol miktarda yakıt bulmuştur. Yanan bir hidrojen tabakası ile kaplı çekirdek çökmeyi sürdürdükçe yıldızın dış katmanları dışarıya doğru itilir.

Merkezde devam eden çökme sonucu sıcaklık 100 milyon dereceye varınca helyum çekirdeklerinin haraketi artar, çarpışmaları kaynaşmalar takip eder ve bunun sonucunda karbon ve oksijen çekirdekleri oluşur. Yıldızın tarihinde ilk kez meydana gelen bu olay " Helyum'un Yanması " olayıdır.

Helyumun yanması dışarı doğru yeni bir enerji akımı yaratır ve çökme durur. Şimdi çekirdeğin derinliklerinde iki tür termonükleer tepkime vardır.

1) Merkezde Helyum 2) Çevrede bir katmanda hidrojen yanması.

Bu tepkimeler sayesinde yıldızın boyutları giderek artar. Buna bağlı olarak dış katmanlara doğru yoğunluk ve basınç dolayısı ile sıcaklığın azalması kaçınılmazdır. Sıcaklığı dış katmanlara doğru giderek azalan bu yıldız " kırmızı dev " adını alır. Neden kırmızı dev deniyor ?

Evet nasıl helyum hidrojen yanmasının artığı ise, karbon ve oksijende helyum yanmasının artığıdır. Beklenebileceği gibi kırmızı dev devresinden bir kaç milyar yıl sonra yıldızın çekirdeğindeki helyumda tükenir. Bu nedenle helyum yanması durur ve yıldız tekrar çökmeye başlar. Bu çökme sonucu sıcaklık bir önceki dudumlara nazaran çok yüksek bir değere ulaşınca dış katmanlarda ki helyum yanmaya başlar. Bu evrede yıldızın içinde iki katmanada termonükleer tepkime vardır. İçte helyum yakan katman dışta hidrojen yakan katman.


Bu gelişmler güneşe benzeyen bir yıldızın yaşamındaki son evredir. Güneş tipi yıldızların kütleleri daha ileri düzeyde karbon ve oksijen tepkimelerini başlatacak denli büyük değildir. Yıldızların dış katmanlarının ağırlığı merkezde karbon ve oksijen termonükleer tepkimleerini başlatacak derecede büyük sıcaklık ve basınçlar oluşturamazlar. Hidrojen ve helyum yanmarı yıldızın dış katmanlarına doğru yayılır ama merkezde ki karbon ve oksijen tepkimeye girmeden kalır.

Yıldız bu yapısını sürdüremez. Kararsız hale geldiğinden büzülüp genleşmeye başlar. Her genleşme de yıldızın içi hafifçe soğur ve termonükleer tepkimelerin hızı yavaşlar. Enerji üretemi azalan yılıdız büzülür ve artan basınç tepkimeleri hızlandırır. Enerji üretimi artan yıldız genleşir ve çevrim yeniden başlar.

Sıcaklığa bağlı olan bu genleşip büzülmelerin (atmaların) her biri binlerce yıl sürer. Sonunda atmalar o denli şiddetlenir ki yıldızın dış katmanları yanmış çekir değinden tamamen ayrılır. Bu dış katmanlar zamnala ardında bir yıldız kalıntısı bırakacak şekilde yavaşçe uzaya yayılır. Bu son evreye " gezegenimsi bulutsu " denir.

Gezegenimsi bulutsular evrenin kısa ömürlü olgularıdır. Daha ileri termonükleeer tepkimeleri başlatamayan bu yıldız yavaş yavaş büzülmeden dolayı küçülür; yer yüzünün boyutlarına gelince yıldız artık " beyaz cüce " olmuştur.

Güneşimizin sonuda böyle olacaktır. Fakat güneşten çok büyük olan yıldızlar (50-60 kat büyük) vardır ki; bunlar daha ileri düzeyde termonükleer tepkimeleri başlatacak, sıcaklık milyarlarca dereceye yükselecek ve bu cehennemlerde daha ağır elementler tepkimeye girecektir. Büyük kütleli yıldızlar için gezegenimsi bulutsunun oluşumu fazla yumuşaktır. Bunun yerine büyük kütleli yıldızlar yaşamlarını evrenin en şiddetli olayı ile bitirirler. SÜPER NOVA PATLAMASI. Bir kaç gün içinde yıldızın parlaklığı bir kaç milyon kat artar ve yıldız patlayarak dağılır. Bu büyük kütleli yıldızın içinde oluşmuş olan tüm ağır elementler uzayın derinliklerine yayılır.

Yıldızların Ölümü ve Beyaz cüceler


İlk bölümde öğrendiğimiz gibi bir galaksinin sarmal kolu yıldızlar arası gaz ve toz yığınlarının içinden geçerken, yıldızların oluşması için uygun ortam hazırlanmış olur. Sarmal kol geçip gittiğinde bulutsular gözden kaybolacak, arkalarında binlerce ve binlerce genç yıldız bırakacak.

Not: Boyutları kütleleri ve kimyasal bileşimlerine bakıldığınada genç yıldızlardan çoğunluğu güneşe benzer. Bu nedenle milyarlarca ve milyarlarca ton ile uğraşmak yerine yıldızların kütlesini güneş kütlesi cinsinden tanımlayabiliriz. Bu tanımdan yola çıkarak güneşin kütlesini 1güneş kütlesi alabiliriz. Benzer biçimde güneş kütlesinin iki katı kadar madde içeren bir yıldıza 2 güneş kütleli yıldız adı verilebilir.

Yine birinci bölümde, küçük kütleli yıldızların yaşamlarıının sonunda arkalarında gezegenimsi bulutsular bıraktıklarını belirtmiştik. Daha sonra da büzülme ve genleşmelerden dolayı yıldızın, kütlesinin önemli bir bölümünü uzaya atar.

Acaba gezegenimsi bulutsunun dağılıp kaybolmasından sonra arta kalan yakıtını yakıp tüketmiş yıldızın yapısı nedir?

Termonükleer tepkimelerin yıldızın kararlı bir yapıya sahip olmasında yaşamsal bir önemi olduğunu görmekteyiz. Örneğin hidrojen yanmasının başlaması, yıldız taslağının çöküşünü durdurur. Termonükleer tepkimlerle üretilen ve dışarıya akan enerjide yıldızın dış katmanlarının ağırlığının taşınabilmesi için gerekli koşulları sağlar.

Daha fazla nükleer yakıt kalmayınca da gezegenimsi bulutsunun merkezindeki ölü yıldız büzülmeye başlar. Her yönden basınç yapan milyarkarca ton ağırlığındaki gaz da, yıldızı çok küçük boyutlara değin sıkıştırır. Gazlar o denli küçük hacimlere sıkışır ki atomlar parçalanmaya başlar.

Ölmekte olan küçük kütleli bir yıldızın derinliklerinde atomlar öylesine büyük bir kuvvetle sıkıştırılırlar ki, elektronlar atom çekirdeklerinden ayrılır. Bu aşamada yıldızın içi elektron denizinde yüzen atom çekirdeklerinden oluşur. Sonunda yıldız yerküremizin boyutlarına değin küçüldüğünde elektronlar uygulanan basınca daha fazla dayanamazlar. Elektronlar birbirlerine öylesine yakındır ki , biraz daha sıkıştırma iki elektronun uzayda aynı yerede bulunması anlamına gelir. Daha doğrusu bu durum iki elktronun aynı " kuantum mekaniksel durumda " bulunması demektir. Bu ise Pauli Dışarlama İlkesi adı verilen doğa yasasınca olanaksızıdır. Bu nedenle süreç sonunda ortaya çıkan basınç YOZ ELEKTRON BASINCI adını alır ve yıldızın daha çok büzülmesini önler.

Yoz elektron basıncı, kütlesi göneşinkinin 1,4 katı kadar olan ölü yıldızların basıncını dengeleyebilir. Bu ölü yıldızların çapı yaklaşık 10.000 km kadardır. Yıldızın içindeki maddenin yoğunluğu öylesine yüksektir ki, birkaç santimetre küpünün ağırılığı 1000 ton gelir !...

Yıldız büzüldüğünde sıcaklık hafifçe düşer. Başta yüzey sıcaklığı 100.000 derecesinin üzerinde olan bu yıldız, dünyamızın baoyutlarına değin küçüldüğünde yüzey sıcaklığı 40.000-50.000 derece kadardır. Bu akkor halindeki yıldızlar göz kamaştırıcı mavimsi beyaz bir ışıkla parılıdarlar. Boyutlarının küçüklüğünden dolayı bu yıldızlara " BAYAZ CÜCE " adı verilir.

Beyaz cüceler galaksimizde en çok bulunan yıldız türlerindendir. Güneş dahil tüm küçük kütleli yıldızlar, yaşamlarının sonunda beyaz cüce olamaya mahkumdurlar.

Beyaz cüceler genellikle uzayda parlak yıldızlarla beraber bir çift oluştururlar. Bu yıldızlar mesela SİRİUS gibi ortak bir kütle merkezi etrafında dönen çift yıldızlardır. Öyle yakın çift yıldızlar vardır ki, ortak kütle merkezi etrafında dönerken yıldızların yüzeyi birbirine değer! Bu "Yakın Çiftlerde" eşlerden birinin evrimi diğerini önemli ölçüde etkiler. Örneğin yıldızların birinden diğerine büyük miktarda gaz akım olabilir. Bu durum sanki bir KÜTLE TRANSFERİ olarak kabul edilebilir.

Beyaz cüce çok küçük olduğundan yüzey çekimi çok fazladır (Tüm güneş sisteminin kütlesinin dünyamıza sığdırıldığını düşünelim) Bu nedenle kütle transferi nedeniyle beyaz cücenin yüzeyine gelen gaz kümesi bitrikitkçe sıcaklık ve basınç yükselir. En sonunda yıldızın yüzeyinde patlamalı bir hidrojen termonükleer tepkimesi başlar. Tepkime tüm yüzeye yayılınca beyaz cücenin parlaklığı 10.000 kat artar. Beyaz cüce artık bir " NOVA " olmuştur.

Çok şiddetli bir olay olan nova patlaması, yakın çift yıldızlardaki beyaz cücelerin başına gelen çok sayıda olaydan yalnızca biridir..

Beyaz cücelerin anlaşılması ilk kez 1930'larda yoz elektron basıncının ölü bir yıldızın ağırlığını taşıyabileceğini gösteren Hintli (Şimdi Amerikalı) fizikçi Chandrasekhar ile başlar. Chandrasekhar'ın hesapları, beyaz cücenin içinde sıkışık bir biçimde duran elektronların daha fazla sıkışmaya şiddetli bir tepki gösterdiğini ortaya koydu. Bu tepki sayesinde yıldız yanıp bitmiş milyarlarca ton ağırlığındaki gazların ağırlığına karşı koyabiliyordu.

Ama gaz elektron basıncı da sonsuzca güçlü değildir ve dengeleyebileceği madde ağırlığının bir üst sınırı vardır. Güneş kütlesinin 1,4 katı olan bu önemli sınıra Chandrasekhar sınırı denir. Tüm beyaz cücelerin kütlesini güneş kütlesinin 1,4 katından küçük olamak zorundadır.

Süper Novalar ve Nötron Yıldızları

Geçen bölümde güneş kütlesinin 1.4 katı kadar olan yıldızların yaşam evrelerinin sonunun nasıl olduğunu öğrendik. Acaba güneş kütlesinin 2 yada 3 katı kadar kütlesi olan büyük kütleli yıldızlara ne oluyor? Bu yıldızların sonunu öğrenebilmek için öncelikle büyük kütleli yıldızların şiddetli ölümüne bir bakalım.
Geceleri gökyüzünde gördüğümüz yıldızların çoğu güneşe benzer. Kütleleri aşağı yukarı güneşinki kadar olan bu yıldızların enerjilerini bu yıldızların çekirdeklerinde yanan hidrojen sağlar. Günümüzden milyarlarca yıl sonra kırmızı dev haline geldiklerinde dış tabakalarını uazaya atacakalar ve yanıp bitmiş çekirdekleri büzülerek beyaz cüce oluşturacaklardır. Göreceli olarak küçük kütleye sahip tüm yıldızların sonu budur, böyle yıldızlar helyum yanmasından ötedeki termonükleer tepkimeleri başlatmaya yetecek ölçüde kütleye sahip değillerdir. Gezegenimsi bulutsu evresini geçirdikten sonrada kütleleri Chandrasekhar sınırının epeyce altında kalır.

Tıpkı küçük kütleli olanlar gibi büyük kütleli yıldlzlarda kırmızı dev evresine geldiklerinde merkezlerinde hidrojen ve helyum yakmaktadırlar. Ama büyük kütleleri nedeniyle daha yüksek düzeyde ki tepkimeleri başlatabilirler. Anımsayacak olursak küçük kütleli bir yıldızın çekirdeğindeki karbon ve oksijence zengin yakıt, sıcaklığın düşük olması nedeni ile ateşlenemiyordu. Oysa büyük kütleli bir yıldızın korkunç basıncı, merkezdeki sıcaklığı 700 milyon derceye değin yükseltir. Ve karbon yanması başlar. Daha sonra sıcaklık 1milyar dereceye ulaştığında oksijen ateşlenir. Her iki durumda da tepkimeler çekirdekte hidrojen ve helyum bitinceye kadar sürer. Bu anda tepkimeler bir anda durur ve çekim etkisi altında çekirdek büzülmeye başlar. Kısa bir süre içinde sıcaklık öylesine yükselir ki bu kez aynı tepkimeler çekirdek etrafındaki ince katmanda kendini gösterir.

Oksijen yanmasının artığı SİLİKON' dur. Oksijen tepkimeleri ince bir katman halinde yıldızın merkezinden dışa doğru yayılıdıkça geride bol miltarda silikon bırakır. Daha fazla basınç merkezde ki sıcaklığı 3 milyar derecye yükselttiğinde silikon yanmaya başlar.

Silkon yanmasının artığı ise DEMİR' dir. Ama demir, merkezdeki sıcaklık ve basınç ne oulrsa olsun termonükleer tepkimeye girmez. Bu nedenle yaşamının sonuna doğru böyle büyük kütleli bir yıldız şekilde görüldüğü üzere demirce zengin bir çekirdek etrafında çeşitli termonükleer tepkimelerin sürüp gittiği ince katmanlardan oluşur. Çekirdeğe yaklaştıkça katmanlarda sıklaşır. Örneğin 15 güneş kütlesine sahip bir yıldız da tüm termonükleer yanma katmanları en içteki 5 güneş kütleli bölüme sıkışmıştır. Yıldızın kütlesinin geri kalan üçte ikilik bölümü geniş yüzeyin altında dağılmış bulunmaktadır.


En içte bulunan, yanmayı tamamlamış demirce zengin çekirdek, yıldızın yaklaşan ölümünün habercisidir. Yaşam sürecinin bu aşamasındaki bir yıldız eğer kütlesi yeretli ise patlayıp parçalanarak bir süpernova haline gelmek üzeredir.

Çekirdekte demirin birikmesi yıldızın şiddetli ölümünün ilk habercisidir. Doğal olarak merkezdeki demir atomlarının çekirdekleri ve elektronları birbirinden tümüyle ayrı durumdadır. Bir yıldızın merkezindeki sıcaklık ve basınç koşullarında hiçbir atom normal varlığını sürdüremez. Bu nedenle yıldızın içi tümüyle elektron denizinde yüzmekte olan demir çekirdeklerinden oluşur. Silikon yanması merkezden dışarılara doğru yayılıdıkça ardında giderek daha çok demir çekirdeği ve elektron bırakır. Sonunda merkezdeki ölü bölge yıldızın basıncını taşıyamaz duruma gelir. Bu demir çekirdeğin kütlesi bir buçuk katına ulaştığında oluşan basınçlar öylesine büyüktür ki bu basınç altında elektronlar demir atomu çekirdeklerinin içine itilirler. Eksi yüklü elektronlarla artı yüklü protonlar birleşerek nötron oluştururlar. Nötronlar ise kendilerini meydana getiren proton ve elektronlardan çok daha az yer kaplarlar. Sonuçta yılıdız şiddtle çöker. Bu çökme çok ani olur ve açığa çıkan enerji, yıldızın doğumundan o ana kadar yaydığı toplam enerji kadardır. Milyarlarca yıldız ışığı biçiminde azar azar yayılan enerji bir kaç saat gibi kısa bir sürede yıldızın içini doldurur. Çöken çekirdekten yayılan şok dalgası dışarı doğru yayılırken yıldız tümüyle parçalanır. Yıldız bir " Supernova " olmuştur.

Süpernova patlaması sırasında yıldızın parlaklığı yüz milyon kat artar. Bir kaç gün içinde yılıdızın parlaklığı içinde bulunduğu galaksinin parlaklığını gölgeleyebilir.

Süpernovanın büyük bir nova olmadığını bilmek gerekir. İkiside değişik nedenlerle ve değişik yıldızlarda oluşurlar. Örneğin nova patlaması uzaya az miktarda madde püskürtür. Öte yandan Süpernova patlaması çok büyük milktarda madde ses üstü hızlarla uzaya atılır püskürtülen bu gazlar yıldızlar arası ortamla etkileştiğinde flüoresans olayına benzer bir şekilde ışıkla parıldar. Hatta bu çarpışmalar öyle şiddetli olur ki X-ısınları dahi oluşabilir.

Küçük kütleli bir yıldızın yanıp bitmiş bir çekirdeğinin, çevresindeki gezegenimsi hulutsu gözden kaybolunca nasıl büyüyüp soğuyarak beyaz cüceye dönüştüğünü biliyoruz. Aynı biçimde büyük kütleli bir yıldızın nötronca zengin çekirdeğinde bir yıldız artığı oluşturulur. Ama bu artık beyaz cüceye dönüşemez. Kütlesi genellikle Chandrasckhar sınırının biraz üzerinde olduğundan yoz elektron basıncı yılıdızın ağırlığını taşıyamaz.

Anımsayacak olursak yoz elektron basıncı iki eletronun aynı anda aynı yerde bulunamayacaklarını söyleyen Pauli dışarlama ilkesi nedeniyle oluşuyordu. Beyaz cüceler kararlıdır ve daha fazla çökemezler, çünkü daha fazla basınç iki elektronu aynı anda aynı yere hapsetmek demektir ki, bu yasaktır.

Elektronlar gibi nötronlarda Pauli dışarlama ilkesine uyarlar. İki nötron aynı anda aynı yere sıkıştırılamaz. Sonuç olarak büyük kütleli bir yıldızın notronca zengin çekirdeği küçük bir hacme kadar sıkıştırıldığında " yoz nötron basıncı " oluşur. Bu kuvvetli basınç büzülmeye engel olur. Ölü yıldız bir Nötron Yıldızına dönüşmüştür.

Bir çokbakımdan nötron yıldızları beyaz cücelerin biraz abartılmış kopyaları gibidir. Beyaz cüceler küçük ve yoğundur. Nötron yıldızları ise çok daha küçük ve daha yoğundur. Nötron yıldızları beyaz cücelere nazaran daha hareketlidir.Tüm beyaz cücelerin kütleleri güneşin kütlesinin 1.4 katından daha azdır. Yoz elektron basıncının daha büyük kütlelerin basıncını dengeleyemeyeceğini biliyoruz.


Kara Delikler

Nötron yıldızlarının kütleleri konusunda da bir üst sınır vardır. Yoz nötron basıncı kütleleri güneşin kütlesinin 2,5 katından çok olan yıldızların basıncını dengeleyenmez. Bu yüzden tüm nötron yıldızlarının kütleleri. Bir sınır değerinden küçük olmalıdır.

Peki şimdi bir yıldız düşünelim ki; yaşamının son evresinden geriye güneş kütlesinin 2,5 katından daha fazla bir kalıntı bırakıyor. Bu durmda naıl bir olay gerçekleşecek acaba? Beyaz cüce olamaz. Çünkü yoz elektron baıncı bu ağırlıktaki kütleyi dengeleyemez. Yine bundan dolayı patlamalı bir süpernovaya dönüşemez.

1960'lı yılların en önemli kuramsal buluşlarından biride büyük kütleli yılıdızkların (güneş kütlesinin 2,5 katından büyük) ölümleri sırasında çok büyük ölçülerde çekimdssel çökmeye uğrayacaklarının anlaşılması idi.

DOĞADA, GÜNEŞİN KÜTLESİNİN 2,5 KATINDAN FAZLA KÜTLELERİN BASINCINI DENGELEYEBİLECEK HİÇBİR KUVVET YOKTUR.

Bu nedenle ölmekte olan büyük kütleli bir yıldızın kendisinin dev, affetmeyen basıncı altında çöker, büzülür. Her yönden basınç yapan bin milyarlarca ton ağırlığındaki yanıp bitmiş yıldız maddesi yıldızın gittikçe küçülmesine neden olur. Gerçekte tüm yıldız tek bir noktada varlığını yitirir. Bu çökme sırasında yıldızın çevresindeki çekim alanı öylesine güçlüdür ki, uzayın ve zamanın dokusu kendi üzerine katlanır ve yıldız tam anlamı ile evrenden yok olur.

Geriye kalan bir *KARA DELİK* tir.

Yazı çok hoşuma gitti ve paylaşmak istedim.