Büyük kütleli yıldızlar, gökadaların evriminde temel rol oynar. Yaşamlarının sonunda bunlar, dev gömleklerinin büyük bir bölümünü uzaya fırlatır, ardından patlayarak yok olur (süpernovalar). Bu patlama gökadaların kimyasal elementler açısından zenginleşmesinin kaynağını oluşturur ve bu zenginlik yıldızların oluşum sürecine yansır. Çok şiddetli ışımaları, bu yıldızlardan kaynaklanan güçlü rüzgarlar ve nihayet patlamaları, yıldızlar arası gazın durumunu, büyük ölçüde koşullandırır.
Büyük kütleli yıldızların evrimi, kütlelerine göre artan ölçüde karmaşıklaşan ve zenginleşen bir senaryo uyarınca gelişir. Güneş’ten daha büyük kütleye sahip yıldızlar, yaşamları boyunca iç yapılarını derinden etkileyen birçok kararsızlık evresinden geçer. Maddenin kendi içinde sıcaklık ve yoğunluk arttıkça aşamalı olarak açığa çıkan birtakım nükleer enerji rezervleri vardır. Ancak büyük kütleli yıldızlar, çekirdeklerinde termonükleer sentez tepkimelerinin başlaması için gereken yüksek sıcaklıkları doğurabilir. Ama yozlaşmış bir plazma içinde, karbonun ve oksijenin yansıması, patlamaya yol açar: Yıldız, bir I tipi süpernova özellikleri göstererek yok olur. En büyük kütleli yıldızlarda, termonükleer evreler, demirin senteziyle doruk noktasına ulaşır. Bu yıldızlar, daha ağır atom çekirdeklerinin sentezinden enerji sağlayamaz. Bunların çekirdeği kendi üstüne çöker ve gömlekleri patlar. Bu yıldızlar, II tipi süpernovalar’dır ve kalıntıları çok yüksek yoğunlukta bir nötron yıldızı veya bir kar delik doğurur.
Büyük Kütleli Yıldızların Evrimi Nasıldır
Termonükleer Tırmanma
Büyük Kütleli Yıldızlar, kısa yaşamları sırasında çekirdek tepkimelerinin ve çekimin etkisiyle, gittikçe karmaşıklaşan elementler üretir.
Yaşamları sırasında büyük kütleli yıldızlar gittikçe daha ağır elementlerin sentezi sağlar; her termonükleer kaynaşma çevrimi, yeni termonükleer kaynaşma evrelerine yakıt görevi yapan ürünler verir. Ancak bu zincirin sürmesi için sıcaklığın bir evreden diğerine önemli ölçüde artması gerekir. Sıcaklık artışını sağlayan kaynaşma tepkimeleri değildir, çünkü bunların açığa çıkardığı enerji, ışıma ve konveksiyonla, yıldızın yüzeyine iletilir. Ancak, yıldız çekirdeğinin çekim gücü yüzünden büzülmesi her zaman, seyreltik gömlekte bir genleşmeye yol açar; ayrıca hem ışıma sağlar, hem de yıldız çekirdeğinin sıcaklığını artırır. Bu büzülme, etkin termonükleer enerji kaynağı tükenmeye başlar başlamaz devreye girer. Büyük kütleli yıldızların tarihi boyunca, kaynaşma tepkimeleri ve termonükleer potanın ısınmasına yol açan çekimsel büzülme dönemleri birbirini izler.
Kütlesi, Güneş kütlesinin iki katından büyük olan yıldızları ele alarak başlayalım; bu yıldızların tümü helyumun yansımasının flaşa yol açmadan gerçekleşmesi için yeterince sıcak bir çekirdeğe sahiptir. Bunlar, şu anda kırmızı devleri oluşturur. Ama helyumun kaynaşması sonucunda açığa çıkarak önce konveksiyonla, sonra ışımayla yüzeye ulaşan enerji yüzünden yıldızın yüzey sıcaklığı yavaş yavaş artar. Dev formunu koruyan yıldız, sarı bir renk alır. Bu evrenin belirgin özelliği, yüzeysel katmanların opaklığının yoğunluk ve sıcaklık değişimlerine karşı gösterdiği büyük duyarlılık nedeniyle, yıldız gömleğinin düzenli vurular (pülsasyon) yapmasıdır. Bu vurular enerji birikimi ile açığa çıkmasının birbirini izlediği bir çevrime yol açar. Söz konusu değişken yıldızlar, Sefeitler kategorisine girer. Çevrimin dönemi, yıldızın ışıldama gücüyle orantılıdır.
Kütlesi Güneş kütlesinin beş katın eşit bir yıldız söz konusu olduğunda, çekirdekteki helyum 20-30 milyon yıl içinde tükenir. Bu durumda yıldızın gömleği yeniden yayılırken, karbon ve oksijenden oluşan çekirdeği büzülmeye başlar. Çekirdeğin çevresinde, helyum, oldukça kalın bir katman içinde yanmayı sürdürür ve bu katman üstünde ise, daha ince bir hidrojen katmanı yanar. Yıldızın ışıldama gücü artmaya devam eder. Bununla birlikte, bu tür çift yanma süreci, sorunsuz bir şekilde seyretmez. Karbonun kaynaşması sonucunda açığa çıkan enerji debisinin düzenliliği, üstündeki helyum kaynaşma katmanı tarafından engellenir. Yozlaşmamış bu bölge içinde tutulan enerji, gazın basıncını yerel olarak yükseltir ve yanma katmanları genleşerek soğur. Geçici olarak, nükleer enerji üretimi, yıldızın yüzeyinde ışıyan enerjiyi dengeleyemez hale gelir. Yıldız, birkaç bin yıl içinde yeniden büzülerek tepki gösterir. Yıldız, bir ısıl vuru (termik pülsasyon) evrimine girer. Bu evrim binlerce yıl sürebilir. Daha sonraki evrim pek iyi bilinmemektedir. Çekirdek büzülerek yozlaşır, ama yeni bir termonükleer yanma evresine girmesi için gereken sıcaklığa ulaşamaz. Yıldızın ölümü, daha çok, şiddetli kararsızlıkların etkisinde kalan yüzeyinden kaynaklanır ve bu olgu, yıldızı, Mira tipi değişken yıldızlar kategorisine sokar. Bu dönemler sırasında, çekirdek içine kadar ulaşan, konveksiyon hareketleri sayesinde karbon bakımından zenginleşen gömleğin büyük bir bölümü, yıldızlararası uzaya fırlatılır. Bir gezegen bulutsusu haline gelen yıldız, nihayet Dünya’nın boyutları düzeyine ininceye kadar büzülmeye devam eder. Yozlaşmış bir plazma topağı olan bu beyaz cüce 100 000 K’lik bir yüzey sıcaklığına erişir, sonra tamamen soğur ve gözlenmez duruma gelir. Yoğunlaşan kütleyi örneklendirecek olursak yoğunlaşan kütleden alacağımız bir çay kaşığı kadarlık parça dünyada tonlarca ağırlığa denk gelmektedir.
İlginizi Çekebilir: Yıldızlar Nasıl Ölür