10¹⁰ yıldan daha uzun bir süre birlikte kalan yıldız grupları ya da 10⁸ yıldan daha kısa bir süre birlikte kalan yıldız gruplarıdır.   

Bir gökada, yıldızlar, bulutsular ve yıldızlararası malzemeden oluşan dev bir kütledir. En küçük gökada yaklaşık 100.000 yıldız içerirken, en büyüğünün içerdiği yıldız sayısı 3x10¹² ye varmaktadır. Gökadalar biçimlerine göre 3 temel tipte sınıflanırlar:

Zaman zaman gökadaların biçimleri bir diğer gökada ile çarpışmaları sonucunda değişirler. Quasarların gökada çekirdekleri oldukları düşünülüyorsa da o kadar uzaktadırlar ki gerçek doğaları tam olarak anlaşılamamaktadır. Bunlar, bilinen Evren'in dış sınırlarında yer alan çok parlak cisimlerdir. Bilinen ne uzak "sıradan gökadalar" 10x10⁹ IY uzaktalarken, bilinen en uzak quasarların Güneş Sistemi'ne uzaklığı 15x10⁹ IY nı bulmaktadır. Seyfert gökadaları gibi aktif gökadalar ve radyo gökadalar yoğun bir ışıma yayıyorlar. Seyfert gökadalarında ışımanın kaynağı gökada çekirdeğidir. Radyo gökadalarda ışıma, gökadanın herhangi bir noktasındaki kütleden kaynaklanmaktadır. Aktif gökadalar ve quasarların ışımalarına karadeliklerin yol açtıkları düşünülmektedir.

       Toz şeridi

 

Kızgın, iyonlaşmış hidrojen kırmızı ışık yayıyor

Toz, genç yıldızlardan gelen mavi ışığı yansıtıyor

Görece genç yıldızları içeren bir kol

Sarmal kolda parıldayan bir bulutsu

NGC 2997'nin Optik Görüntüsü (Sarmal)

Yıldızların Evrimi-3

• Galaksimizin diskinde yer alırlar.
• Genç yıldızlardır (Populasyon I)
• Her bir kümede ~50 ile 10.000 yıldız bulunur.
• ~10 pc çapındadır
• Yıldız yoğunluğu ~0.1-10 yıldız/pc³ arasındadır.
• Düzensiz biçimlidir.
• Galaksimizde ~1.000 tane var.
• Örnek: Pleiades (Ülker), Hyades, Praesepe

• Galaksimizin halosunda bulunur.
• Yaşlı yıldızlardır (Populasyon II)
• Her bir kümede ~10⁴ ile 10⁶ yıldız bulunur.
• ~20-100 pc çapa iyedir.
• Yıldız yoğunluğu ~0.5-10³ yıldız/pc³ arasındadır.
• Küresel bir şekle iyedir.
• Galaksimizde ~150 tane var.
• Örnek: M3, M13 (Hercules), M15

• Metal bolluğu yüksektir.
• Yıldızlararası gaz ve toz bulunabilr.
• Galaksimizin spiral kollarında bulunurlar.
• Genç yıldızlardan oluşur (Populasyon I)
• Her kümede ~100-1.000 arası yıldız bulunur.
• ~100-200 pc çapında olup biçimi düzensizdir.
• Yıldız yoğunluğu ~0.01 yıldız/pc³ kadardır.
• Galaksimizde ~80 tane var.
• Örnek: Orion O-B Öbeği

• Kümelerde bulunan yıldızlarının tümünün aynı zamanda oluştuğu düşünülür.
• Büyük kütleli yıldızlar Anakolu daha önce terkederler.
• Bir kümenin yaşını o kümede bulunan en büyük kütleli yıldızın yaşına bakarak söylemek olanaklıdır.

Kümenin Doğumu

Yaş = 8x10⁶ yıl

Yıldızların Evrimi- 5

Yıldızlar son evrelerinde, T_çekirdek ~10⁸ K sıcaklığına ulaştığında He atomu yanmaya başlayarak -yıldızın kütlesi yeterince büyük ise- bu durumda nükleosentez olayı daha ağır elementlerin oluşmasını sağlar. H ve He dışında tm elementler yıldızlarda üretilirler. Yani vücudumuzu oluşturan maddeler yıldızlar tarafından oluşturulmuştur!

Nükleosentez,

Dev ve Süperdev yıldızların çekirdeklerinde ağır elementler H ve He'un çok yüksek sıcaklık ve yoğunluklarında oluşur.

25M_Güneş Kütlesindeki Bir Yıldızın Füzyon zamanı: H -> 7x10⁶ yıl, He -> 5x10⁵ yıl, C -> 600 yıl, O -> 6 ay ve Si -> 1 gündür.

En kararlı element olan demir (₂₆Fe⁵⁶) parçalamak ya da birleştirmek için enerjiye gereksinim vardır. Demirden daha hafif elementler için füzyon (4H¹=>He⁴+enerji), daha ağır elementler için fizyon (U²³⁵+n=>Ba¹⁴¹+Kr⁹²+3n+enerji) enerji üretir. Evrimlermiş bir yıldızın çekirdeği bir element fabrikasıdır.

=> Bir yıldızın dış katmanlarını fırlatması

Patlamaların Sonucu: Patlamalar yeni jenarasyon yıldızların oluşabilmesi için yıldızlararası ortama yıldız maddesini geri bırakır. Bir Süpernovada nötronlar çekirdeği bombardımana tutarak çok ağır elementlerin oluşumunu sağlarlar.

Beyaz Cüce

M_Çekirdek < 1.4M_Güneş için çekirdek kararlı durumdadır. Bir beyaz cüce oluşur. Dünya'nın boyutunda olup kütlesi Güneş'ten biraz büyüktür! Yıldız soğumayı sürdürürken yıldızın gittikçe küçüleceği beklense de bu böyle olmaz. Pauli Prensibine göre; iki e^- aynı anda aynı yerde ve aynı enerjiye sahip olarak bulunamazlar...

Elektronun dejenerasyon basıncı M_Çekirdek < 1.4M_Güneş olduğunda çekimi dengelemakte, M_Çekirdek > 1.4M_Güneş olduğunda çökme e- çekirdeğe kadar girip bir Nötron Yıldızı oluşturana dek sürer gider. M_Çekirdek >~ 4M_Güneş olduğunda nükleer basınç bile bu çökmeyi durduramayıp çekimgücü bir Karadelik oluşturur.

Yıldızların Ölümü

Yıldızların Evrimi- 6

Hareket yönü doğrultusunda kısalma oluşur.

• L₀=durgun uzunluk,
• L=gözlenen uzunluk

v=c => L=0 olur.

Özel Görelilik Kuramına göre; hız ışık hızına yaklaştıkça zamanın gecikme etmeni ile uzunluğun kısalma etmeni azalır buna bağlı olarak kütle artım faktörü artar.

Çiftlik Paradoksu: İkiz kardeşlerden birinin uzun süreliğine yüksek bir hızla yolculuğa çıktığını varsayalım. Bu kardeş gezegene geri döndüğünde kendini kardeşinden çok daha genç olduğunu görecektir! (İkizlerin ikisi de saatlerinin yavaşladığını düşüneceklerdir)

Bu duruma roketten bakalım: İkizlerden birinin bir roket ile Vega'ya (26 IY) doğru %99 hızla yolculuk yaptığını düşünelim:

Bu kişi görelilik yasalarına göre mesafenin kısaldığını görecektir ve geri dönme süresini 2 x ( 3.67 IY / 0,99 ) = 7,41 yıl olarak hesaplayacaktır.

Dünya'dan bakacak olursak; Dünya'da kalan ikiz, Vega yıldızına olan uzaklığın hala 26 IY olduğunu görecek ve bu gidiş gelişi: 2x26 IY/0,99=52,52 yıl olarak hesaplaycak ve yaşının 52,52 yıl olması durumunda kardeşinin yaşının sadece 7,41 yıl olduğu görülecektir!

m₀ = durgun kütle, m=gözlenen kütle ise,

v = c (ışık hızı) olduğunda kütle sonsuz olur!

Yıldızların Evrimi- 7

Büyük kütleli yıldızlar yaşamlarının sonunda şiddetli bir şekilde patlarlar!

• M_core > birkaç M_Güneş için oluşur.
• Kırmızı dev evresi sırasında çekirdekte demir üretimi gerçekleşir.
• Demirin yakılamaması nedeniyle çekirdek kısmı çöker.
• Bu durumda sıcaklık milyarlarca dereceye yükselir.
• Eğer demir çekirdek çok yoğun bir   durum alırsa bu durumda elektronlar çok yüksek enerjilere ulaşarak atomik çekirdeğin içine girmeye çalışır.

p⁺ + e^- ---> n + v

Proton ve elektronlar birlikte "Nötron Drip" adı verilen süreçle nötron ve nötrinoları oluştururlar. Böylece elektronlar kaybolur (elektron dejenerasyon basıncı artık bulunmaz). Çekirdek şiddetli bir biçimde çökerek (büzülerek) nötrinolar da kaçarak enerjiyi dışarıya taşırlar. Nötrinolar merkeze doğru ~0.1 - 0.2 c hızlarına ulaşarak düşerler. Bu çökme ~1 saniyeden biraz daha fazla zamanda gerçekleşir. Pauli İlkesi nötronlar için etkin olmaya başlar ve düşen madde o anda durur. Bunun sonucunda nötrinoların bir kısmı bilardo topu gibi dışarıya doğru dağılarak ve birlikteliğinde madde de taşıyarak muhteşem bir patlamayı gerçekleştirirler. Artık bir süpernova doğmuştur.

Bir an içinde çok büyük bir enerji salınmıştır. Yıldız, çok hızlı bir şekilde parlaklığını arttıracaktır (bir galaksi parlaklığının tümü kadar!)

Süpernovadan Geriye Kalan

Çekirdek son derece yoğun bir cisim durumuna gelir. Ayrıca:

• Nötron Yıldızı : M_çekirdek < birkaç M_Güneş
• Karadelik      : M_çekirdek > birkaç M_Güneş

Yıldızın geriye kalan kısmı uzaya atılarak bir Süpernova Artığı durumuna gelir.

Süpernova Türleri

Beyaz Cüce Bileşeni Üzerine Madde Akması

Yıldızların Evrimi- 8

Mv = -19 parlaklığındaki bir süpernova için:

Bizden 0,25 pc (0,815 IY) uzaklıkta iken Güneş kadar parlak görünecek. Bizden 160 pc (521,6 IY) uzaklıkta iken Ay'ın dolunay evresindeki kadar parlak görülecektir.

Bir Süpernova Oluşum Oranı:

~1 SN / Galaksi / 50 yıl kadardır. Ancak, 390 yıldır Galaksimizde süper-nova olayı görülmemiştir.

Son Bin Yıl İçinde Görülebilen Süpernovalar:

İsmini de patladığı yıldan alan bu süpernova, Büyük Magellan Bulutu'nda (50 Kpc uzaklıkta) ~400 yıldır gözlenen en yakın süpernova (SN)'dır.  İlk anlarda salınan enerjinin %0,1 inin görünür bölgede yayınlanmıştır. Aynı anda 10⁴⁶W enerjili nötrinolar salınmıştır ki gözleyebildiğimiz galaksilerdeki tüm yıldızların gücünden daha büyük olduğu ve ~10⁵⁸ nötrinonun salındığı hesaplanmıştır. Yine ~5x10¹⁴ kadarı Dünya'nın her metrekaresinden geçmiştir. 13sn süresinde Japonlar 11, Amerikalılar 8 nötrino olayı gözleyebilmişlerdir.

Süpernova Önce Evresi:

Süpernova patlaması ile geriye artık madde (SNR=>Supernovae Remnants) atılır. Başlangıçta çok hızlı genişler ve çevresindeki maddeyi birlikte sürükler Sinkrotron ışınımı (yüksek enerjili elektronlar SNR'nin manyetik alanı nedeniyle sarmallar çizer. Bu sırada çok sayıda radyo frekanslarında foton yayarlar) nedeniyle radyo bölgede çok parlak duruma gelir.

Yıldızların Evrimi - 9

Son derece yoğun nötron denizinden oluşan dev atomik çekirdektir. Çapı ~10 Km olan bu yıldızın kütlesi 1.4M_Güneş ile ~3M_Güneş arasında olup yoğunluğu ~3x10¹⁴ g/cm³'tür. Hızlı dönüşleri ve yoğun manyetik alanlarıyla dikkati çekerler.

Nötron yıldızları çok hızlı dönerler. (kütlexhızxyarıçap=sabit) Eğer Güneş'i 10 Km boyutunda sıkıştırıldığında dönme dönemi (25 gün) 1sn.'den daha kısa olacaktır!

Dönen nötron yıldızlarıdır. Dönme süresi ~0.001 sn ile 10 sn arasındadır. Manyetik alanları ise ~10¹² Gauss kadardır.

İlk kez bu denli düzenli radyo sinyalini İngiltere'de Jordel Bank'da lisansüstü öğrencisi Joselyn Bell bulgulamıştır (1967).

Yıldızların Evrimi-10

Milisaniye Atarcaları (Atomaltı Dünyanın Sırları İçin Kozmik Laboratuvar)
 

Gezegen

Yine bizden 3.8 Kpc (12.400 IY) uzakta bulunan PSR 1620-26 pulsarının çevresinde dolanan en az bir tane gezegeni bulunduğu bulgulanmıştır.

Gezegen

Kütle (M_Jüpiter)

Karadul tipi Pulsarlar bileşenini yutarlar. X-ışın çiftleri ise bileşeninden SN üzerine kütle düşmesi sonucu X-ışını yayılmaktadır.

• Genel Görelilik, uzay ve zaman kavramıını değiştirmiştir (Çekim ile geometri birbirine bağlanmıştır).

• Einstein artık çekimin bir kuvvet değil, uzay-zamanın bir eğriliği olarak düşünmektedir.

• Uzay, büyük kütleli cisimlerin neden olduğu ve cisimlerin üzerine düştüğü bir yapıdır.

Boş uzay "düz" bir uzay-zamandır.
Madde bulunan uzay "eğrisel" bir uzay-zamandır.

Yıldızların Evrimi -11

Büyük kütleli bir cismin yakınından geçen bir ışık o cismin çekimi nedeniyle yön
Genel Görelilikten Güneş'in, ışığı 1.74" kadar eğdiği ortaya çıkmıştır.
Güneş Tutulmaları sırasında ölçülen yıldızların bu değeri %1 doğrulukla gerçekleştiğini göstermiştir.

• Büyük kütleye iye cisimlerin yakınlığında Genel Görelilik sonucu ışığın eğrisel uzay-zaman nedeniyle daha uzun yolculuk yaptığı ortaya çıkmıştır.

• Bu sonuç, Güneş'i geçerken Viking uzay aracının gönderdiği zamanlama sinyalleri ile kanıtlanmıştır.

R.Hulse & J. Taylor (UMass) 1974 yılında bir çift yıldız pulsarı bulgulmışlardır. Bu çalışma, Arecibo Gözlemevi 'nde yapılmıştır. Yörünge dönemi » 8 saat olup yörünge hızı ise 0.1c ! kadardır. Bu pulsarlar Genel Göreliliğin testi için kullanılmıştır. Yörünge üzerindeki devinimin duyarlılığının belirlenmesi ve Çekimsel Işınım (yeni bir ışınım türü !) nedeni ile yörüngenin sönümlenmesi belirlenmiştir.

Büyük kütleli bir cismin yüzeyinden çıkan ışınım kırmızıya kaymış olacaktır. (Bir kırmızıya kayma daha büyük kütleli ve/ya da daha sıkışık cisimler için daha büyük olacaktır.)

Hidrojen maserleri  (biri uzayda biri yerde olmak üzere) sayesinde Çekimsel Kırmızıya Kayma %0.01 duyarlılıkla doğrulanmıştır.

Yıldızların Evrimi-12

(Karadelikler)

KARADELİKLER - Evrenin Giz Dolu Gökcisimcikleri

Güneş'ten çok daha büyük kütleli ve kaçma hızı ışığın hızından daha büyük olan bu tür cisimlere KARADELİK adı verilmektedir. Bu terimi ilk kez Princeton fizikçilerinden John Wheeler tarafından 196'de yayımladığı "Evrenimiz, Bilinenler ve Bilinmeyenler" isimli makalede kullanılmıştır.

Kütleleri büyük olan yıldızlar, termonükleer evrimlerinin sonlarına doğru kırmızı ya da mavi süper devler durumuna gelirler. Nükleer yakıtları tükendiğinde, süpernovalar durumunda patlarlar. Patlamaların kalıntısı bir nötron yıldızı (pulsar) olabilir ya da süpernova çekirdeğinin kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık üç katına ulaşıyorsa, bir karadelik olabilir. Kütlesi küçük olan yıldızlar ise bir gezegen bulutsusu oluşturarak gömleklerinin bir bölümünü yitirir. Bunlar, Dünya'nın boyutlarına yakın boyutlarda beyaz cüceler olarak evrimlerini tamamlarlar.

PE = GMm / R

KE = mv² / 2

KE_çarpma = PE_başlangıç

mv² / 2 = GMm / R  Ş  v = Ö2GM /R

Yıldızların Evrimi-13

(Karadelikler)

Bir cismin KARADELİK olabilmesi için gerekli olan yarıçaptır (Rs).

R_s = 3xM_Güneş R_s Km  biriminde verilir.

{Karl Schwarzchild tarafında ortaya konmuştur.}

Karadeliklerin Boyutları

r = M / V = 3M / 4pRs³

M = M_Güneş için           : r = 2x10¹⁶ g/cm³

Olay Ufku

Olay ufku, R uzaklığında bulunur.

Olay ufkunun içindeki herhangi bir şey görünmekten sonsuza kadar çıkarlar (hiçbir şey kaçamaz)

Bir dağın tepesinde bulunan saat, deniz düzeyindeki bir saatten daha yavaş işler. Uzaydan bakıldığında olay ufkuna yaklaşan bir saat yavaşlayacak ve olay ufkunda ise duracaktır !

• Çekimsel kırmızıya kayma, cisim olay ufkuna yaklaştıkça büyüyecektir.
• Olay ufkuna ulaşıldığında bu kırmızıya kayma sonsuz olacaktır !

Karadelik ·

• B saati daha hızlı çalışmaktadır

• B 'deki kişiden ve geriye kalan, evrenden gelen fotonların maviye kaydığını görecektir.

A Å saat

• Görünür bölgedeki fotonlar X-ışın ve g-ışınlarına dönüşür.

• Çekimsel güçler ve yüksek enerjili fotonların sağanağı nedeniyle karadelik üzerine düşen bir kişi için son derece kötüdür.

B Å saat

Yıldızların Evrimi-14

(Karadelikler)

• A' dan gelen fotonlar kırmızıya kaymıştır.

• A saati yavaşlıyacaktır.

• A kişisi uzayacak ve çekim gücü nedeniyle parçalanacaktır.

Bir cisim boyunca çekimsel güçlerin

Karadelik'ten olan

Çekim

farklılıklarından gelgitli güçler ortaya 

uzaklık (Km)

Kuvveti (g)

çıkarlar. Bir Karadelik yakınlığında

çekimsel güçlerin değişimi uzaklığa göre

1.000

20

çok hızlı olmaktadır.

100

20

(Nötron Yıldızlarında da benzer şekilde)

20

20

Gelgitler bir cismi çekerek yıldız yönünde cismin uzamasına neden olurlar.

Karadeliğin çekincesi; yalnız bir Karadeliğe çok yaklaştığımızda bir sorun ortaya çıkar. Güneşimiz yerine 1M_Güneş kütlesinde bir Karadelik yerleştirseydik, bu durumda gezegenlerin yörüngelerinde bir değişiklik olmayacaktı. Ancak, ısınma sorunumuz ortaya çıkacaktı!...

Bir Karadelik'ten kurtulabilmek için ışık hızının üzerinde bir kaçma hızı olması gerekmektedir. Bir Karadelik çevresindeki uzay zamanı önemli ölçüde eğer; bu uzay-zaman, artık Evren'in başka noktalarındaki uzay-zaman değildir. Uzaklıklar birdenbire kısalmıştır, zamansa uzamıştır.

GRS 1915+105

Bu gökcismi Dünya'dan 40.750 IY uzaklıkta olup 1992'de Rus uydusu Granat üzerine yerleştirilmiş olan Fransız teleskopu Sigma tarafından bulunmuştur. F. Mirabel, S. Chaty & J. Marti'den oluşan Fransız ekibinin yaptıkları iki gözlemden birincisi; Karadeliğin uydusu olan yıldızdan kütleçekim kuvvetiyle kopardığı madde, önce Karadelik çevresinde bir akresyon ( bir yıldızın, çevresinden çektiği maddelerle kütlesini arttırışı ) diski durumunda birikmekte ve sonra "pıhtılar" durumunda gözden yitmektedir. İkinci gözlemse; bu diskteki maddeninancak bir bölümünün Karadelik içine çekilmesi, bir diğer bölümününse birbirine karşıt kutupplardan uzaya püskürtülmesiydi. Karadelik, neden maddenin tamamını yutmuyor? Maddenin yüzde kaçı karadeliğin yamyamlığından yakasını sıyırabiliyor? Bu gözlemlerden doğan bu yeni sorular, astrofizikçileri Evren üzerinde yeni çalışmalar yapmaya çağırmaktadır.

GRS 1915+105 karadeliğinde, olay ufku küresinin çapı 14 Km.'dir. Karadelik çevresinde dolanan yıldız sayesinde CEA (Fransa Saclay Atom Enerji Komiserliği) astrofizikçileri, olay ufkunun 20-80 Km. arasında neler geçtiğini gözlemleyebildiler. Ancak, bu karadeliği gözlemlemek çok zordur. Çünkü; Samanyolu ekvatorunun yalnızca 0.4⁰ üzerindedir. Buradaki tozlar yüzünden parlaklığını en az 26,5 Kadir azaltır. Fransız astronomlar, söz konusu karadelik çevresinde dolanan yıldızı, tozlar tarafından daha az emilen enfraruj ışınları aracılığıyla görebilmişlerdir.

Yıldızların Evrimi-15

(Karadelikler)

Astrofizikçiler bu çizgilere bakarak şu sonuca varmışlardır; Bu çok parlak ve kütlesi çok büyük bir yıldızdır: Bir mavi dev. Ayrıca, yaklaşık ayda bir kez, GRS 1915-105'den gelen enfraruj ışınlarında bir artma gözlenmiştir. Bu parlama, yıldızın karadeliğin daha yakınından geçmesine bağlanmıştır. O halde bu yıldız, herhalde güneş sistemindeki kuyruklu yıldızlar gibi çok eliptik bir yörünge çizmektedir. Ancak bu henüz kesinleşmemiştir.

Yıldız karadeliğin yakınından geçerken görülmeye değer bir olay oluşur: Yıldızın dış katmanları, Karadelik tarafından öyle bir çekilir ki yıldızdan kopar; yıldızdan ayrılan gazlar Karadelik çevresine sarılıp bir "akresyon diski" oluşturur. S. Chaty şöyle demektedir: "Bu gazlardan oluşan diskin iç bölümü, olay ufkunun 80 Km. yukarısında dönüp durur ve o kadar ısınır ki, X-ışınları vermeye başlar."

Karadelik Teorisine Destek