Onlar hakkında hepimizi ilgilendiren bir şey var. İnsanlığın dinlerinin çoğu bu göksel mumlara ibadet etmekle bağlanabilir. Mısırlılar için güneş, her gün geceyi yenen ve topraklara ışık ve sıcaklık getiren Tanrı Ra'yı temsil ediyordu. Yunanlılar için yanan arabasını gökyüzüne sürüp dünyayı aydınlatan Apollon'du. Hıristiyanlıkta bile, hikayesinin eski astrolojik inançlar ve figürlerle sahip olduğu çarpıcı özellikler göz önüne alındığında, İsa'nın güneşi temsil ettiği söylenebilir. Aslında, eski inançların birçoğu benzer bir yol izler, bunların hepsi kökenlerini güneş ve yıldızların ibadetine bağlar.
İnsanlık gece gökyüzünde yıldızlardan uzaklaştı, çünkü belirli yıldız oluşumlarının (takımyıldızlar olarak bilinir) yıllık döngüde belirli zamanları temsil ettiği modelde bir korelasyon fark ettiler. Bunlardan biri, yakında daha sıcak hale gelmesi anlamına geliyordu, bu da yiyecek ekmeye yol açtı. Diğer takımyıldızlar bir
böylece yiyecek depolamaya ve yakacak odun toplamaya başlayabilirsiniz. İnsanlığın yolculuğunda ilerleyen yıldızlar daha sonra bir gezinme yolu haline geldi. Yıldızların yanında yelken açmanın yoluydu ve erken keşifimizi takımyıldızları anlama konusuna borçluyuz. İnsan gözlerinin cennete doğru yukarı baktığı on binlerce yıl boyunca, nispeten yakın zamana kadar yıldızların gerçekte ne olduklarını, nereden geldiklerini ve nasıl yaşadıklarını ve öldüklerini tam olarak anlamaya başlamamıştık. Bu makalede tartışacağımız şey budur. Kozmosun derinliklerine girerken ve bir yıldızın nasıl doğduğunu, yaşadığını ve nihayetinde nasıl öldüğünü kapsadığım için fizik büyüklüğüne tanıklık ederken benimle gel.
Yolculuğumuza, özel bir şey bulmak için evrene çıkarak başlıyoruz. Hem doğru koşulların hem de bileşenlerin mevcut olduğu eşsiz bir yapı arıyoruz. Gökbilimcinin Karanlık Bulutsusu dediği şeyi arıyoruz. Eminim daha önce bulutsular duymuşsunuzdur ve onları hiç şüphesiz görmüşsünüzdür. Hubble Uzay Teleskobu'nun elde ettiği şaşırtıcı görüntülerin çoğu, milyarlarca yıldızın zemininde parlayan güzel gaz bulutlarından oluşuyor. Renkleri koyu kırmızılardan canlı mavilere ve hatta bazı ürkütücü yeşilliklere kadar değişir. Bu, aradığımız bulutsunun türü değil. İhtiyacımız olan bulutsu karanlık, opak ve çok, çok soğuk.
Kendinize merak ederek, “Yıldızlar parlak ve sıcakken neden karanlık ve soğuk bir şey arıyoruz?” Diye düşünebilirsiniz.
Gerçekten de, bu başlangıçta kafa karıştırıcı görünecek bir şey. Aşırı sıcak hale gelmeden önce neden bir şeyin soğuk olması gerekir? İlk olarak, Yıldızlararası Ortam (ISM) dediğimiz şey veya yıldızlar arasındaki boşluk hakkında temel bir şeyi kapsamalıyız. Uzay, adından da anlaşılacağı gibi boş değil. Alan hem gaz hem de toz içerir. Esas olarak bahsettiğimiz gaz, evrendeki en bol element olan Hidrojen'dir. Evren tek tip olmadığından (her metreküpte aynı gaz ve toz yoğunluğu), diğerlerinden daha fazla gaz ve toz içeren alan cepleri vardır. Bu, yerçekiminin bu cepleri bir araya getirmesine ve bulutsular olarak gördüğümüz şeyi oluşturmasına neden olur. Birçok şey bu farklı bulutsuların yapımına girer, ancak aradığımız Karanlık Bulutsusu çok özel özelliklere sahiptir. Şimdi, bu Karanlık Bulutsulardan birine dalalım ve neler olduğunu görelim.
Bu bulutsunun dış katmanlarından inerken, gaz ve toz sıcaklığının çok düşük olduğunu fark ediyoruz. Bazı bulutsularda sıcaklıklar çok sıcaktır. Dış ve iç radyasyonun emilmesi ve yayılması ile uyarılan daha fazla parçacık birbirine çarptıkça daha yüksek sıcaklıklar anlamına gelir. Fakat bu Karanlık Bulutsuda bunun tam tersi oluyor. Sıcaklıklar buluta daha da düşüyor. Bu Karanlık Bulutsular'ın harika bir yıldız fidanlığı oluşturmak için çalışan belirli özelliklere sahip olmasının nedeni, bulutsunun temel özellikleri ve bulutun içinde bulunduğu bölge tipiyle uğraşmak zorunda kalıyor, ki bu da tam olarak göstermeyeceğim bazı zor kavramlara sahip buraya. Nötr Hidrojen Bölgeleri olarak adlandırılan moleküler bulutların oluştuğu bölgeyi içerir ve bu bölgelerin özellikleri, adı geçen elektronları etkileyen manyetik alan etkileşimleriyle birlikte elektron spin değerleri ile uğraşmak zorundadır. Bu özel bulutsunun yıldız oluşumu için olgunlaşmasına izin vereceğim özellikler.
Bu bulutsuların oluşturulmasına yardımcı olan şeyin ardındaki karmaşık bilimi hariç tutarak, ısınmak için neden soğumamız gerektiğine dair ilk soruyu ele almaya başlayabiliriz. Cevap yer çekimine geliyor. Parçacıklar ısıtıldığında veya heyecanlandığında, daha hızlı hareket ederler. Yeterli enerjiye sahip bir bulut, her tür oluşumun meydana gelmesi için toz ve gaz parçacıklarının her biri arasında çok fazla momentum içerecektir. İçinde olduğu gibi, toz taneleri ve gaz atomları çok hızlı hareket ederse, birbirlerinden sıçrarlar veya sadece birbirlerini vururlar, asla herhangi bir bağ elde etmezler. Bu etkileşim olmadan asla bir yıldıza sahip olamazsınız. Ancak, sıcaklıklar yeterince soğuksa, gaz ve toz parçacıkları o kadar yavaş hareket eder ki, karşılıklı yerçekimleri birbirlerine “yapışmaya” başlayacaktır. Bir protostar oluşmaya başlayan bu süreçtir.
Genel olarak, bu moleküler bulutlarda parçacıkların daha hızlı hareket etmesini sağlamak için enerji sağlayan şey radyasyondur. Tabii ki, evrende her zaman her yönden gelen radyasyon vardır. Diğer bulutsularda gördüğümüz gibi, enerji ile parlıyorlar ve bu sıcak gaz bulutlarının ortasında yıldızlar doğmuyor. Diğer yıldızlardan gelen dış radyasyon ve kendi iç ısısından ısıtılırlar. Bu Karanlık Bulutsusu, dış radyasyonun buluttaki gazı ısıtmasını ve yer çekiminin tutulması için çok hızlı hareket etmesini nasıl önler? Burası
bu Karanlık Bulutsuların opak doğası devreye giriyor. Opaklık, bir nesnede ne kadar ışık hareket edebildiğinin ölçüsüdür. Nesnede ne kadar malzeme veya nesne ne kadar kalın olursa, ona o kadar az ışık girebilir. Daha yüksek frekanslı ışık (Gama Işınları, X-Işınları ve UV) ve görünür frekanslar bile kalın gaz ve toz ceplerinden daha fazla etkilenir. Sadece Kızılötesi, Mikrodalgalar ve Radyo Dalgaları dahil olmak üzere daha düşük frekanslı ışık türleri, bunlar gibi nüfuz eden gaz bulutlarına ulaşma konusunda herhangi bir başarıya sahiptir ve hatta biraz dağınıktır, bu nedenle genellikle bu tehlikeyi bozmaya başlamak için neredeyse yeterli enerji içermez yıldız oluşum süreci. Böylece, karanlık gaz bulutlarının iç kısımları, daha az opak bulutsuyu bozan dış radyasyondan etkili bir şekilde “korunur”. Bulutta ne kadar az radyasyon olursa, içindeki gaz ve toz sıcaklığı o kadar düşük olur. Daha soğuk sıcaklıklar bulut içinde daha az parçacık hareketi anlamına gelir, bu da bir sonraki tartışmamızın anahtarıdır.
Gerçekten de, bu karanlık moleküler bulutun çekirdeğine doğru indiğimizde, daha az görünür ışığın gözlerimize getirdiğini fark ediyoruz ve özel filtrelerle, bunun diğer ışık frekansları için doğru olduğunu görebiliriz. Sonuç olarak, bulutun sıcaklığı çok düşüktür. Yıldız oluşumu sürecinin çok uzun zaman aldığını ve sizi yüz binlerce yıl okumaya devam etmemek için, şimdi hızlı ileriye gideceğiz. Birkaç bin yıl içinde, yerçekimi çevreleyen moleküler buluttan oldukça fazla miktarda gaz ve toz çekerek, birlikte toplanmasına neden oldu. Hala dış radyasyondan korunan toz ve gaz parçacıkları doğal olarak bir araya gelmekte ve bu düşük sıcaklıklarda “yapışmakta” serbesttir. Sonunda ilginç bir şey olmaya başlar. Giderek büyüyen bu gaz ve toz topunun karşılıklı ağırlığı bir kartopu (veya yıldız topu) etkisi yaratır. Birlikte pıhtılaşan daha fazla gaz ve toz tabakası, bu protostarın iç kısmı daha yoğun hale gelir. Bu yoğunluk, protostar yakınındaki yerçekimi kuvvetini arttırır, böylece içine daha fazla malzeme çeker. Topladığı her toz tanesi ve hidrojen atomu ile, bu gaz topunun içindeki basınç artar.
Şimdiye kadar almış olduğunuz herhangi bir kimya dersinden bir şey hatırlarsanız, bir gazla uğraşırken basınç ve sıcaklık arasında çok özel bir ilişki olduğunu hatırlayabilirsiniz. PV = nRT, İdeal Gaz Yasası akla geliyor. Sabit skaler değeri 'n' ve gaz sabiti R ({8.314 J / mol x K}) hariç tutulur ve Sıcaklık (T) için çözülürse, T = PV elde edilir, bu da bir gaz bulutunun sıcaklığının doğrudan orantılı olduğu anlamına gelir. baskı kurmak. Basıncı artırırsanız, sıcaklığı artırırsınız. Bu Karanlık Bulutsunun içinde yer alan ve yakında bulunacak olan yıldızın çekirdeği yoğunlaşıyor ve baskı hızla artıyor. Az önce hesapladığımız şeye göre bu, sıcaklığın da arttığı anlamına geliyor.
Yine bir sonraki adım için bu bulutsuyu düşünüyoruz. Bu bulutsu büyük miktarda toz ve gaza sahiptir (bu nedenle opaktır), bu da protostarımızı beslemek için çok fazla malzemeye sahip olduğu anlamına gelir. Gaz ve tozu çevresinden çekmeye devam eder ve ısınmaya başlar. Bu nesnenin çekirdeğindeki hidrojen parçacıkları o kadar hızlı sıçradı ki yıldıza enerji veriyorlar. Protostar çok ısınmaya başlar ve şimdi radyasyonla parlıyor (genellikle Kızılötesi). Bu noktada, yerçekimi hala daha fazla gaz ve toz çekiyor ve bu da bu protostarın çekirdeğinin derinlerine uygulanan basınçlara katkıda bulunuyor. Karanlık Bulutsunun gazı, önemli bir şey olana kadar kendi içinde çökmeye devam edecektir. Yıldızın yakınında yüzeyine düşecek çok az şey kaldığında, enerji kaybetmeye başlar (ışık olarak yayıldığı için). Bu olduğunda, bu dış kuvvet azalır ve yerçekimi yıldızı daha hızlı büzmeye başlar. Bu, bu protostarın çekirdeğindeki basıncı büyük ölçüde artırır. Baskı büyüdükçe, çekirdekteki sıcaklık şahit olduğumuz süreç için çok önemli bir değere ulaşır. Protostarın çekirdeği o kadar yoğun ve sıcak hale geldi ki kabaca 10 milyon Kelvin'e ulaştı. Bunu perspektife sokmak için, bu sıcaklık kabaca güneşimizin yüzeyinden yaklaşık 1700x daha sıcaktır (5800K civarında). 10 milyon Kelvin neden bu kadar önemli? Çünkü bu sıcaklıkta, Hidrojenin termonükleer füzyonu meydana gelebilir ve bir kez füzyon başladıktan sonra, bu yeni doğan yıldız “yanar” ve canlanır, her yöne çok miktarda enerji gönderir.
Çekirdekte, hidrojenin proton çekirdeklerinin etrafına fışkıran elektronlar çıkarılır (iyonize edilir) ve sahip olduğunuz tek şey serbest hareket eden protonlardır. Sıcaklık yeterince sıcak değilse, bu pozitif uçan protonlar (pozitif yükleri vardır), birbirlerini gözden geçirecektir. Bununla birlikte, 10 Milyon Kelvin'de, protonlar o kadar hızlı hareket ediyorlar ki, Güçlü Nükleer Kuvvet'in devralmasına izin verecek kadar yakınlaşabiliyorlar ve Hidrojen protonları birbirine kaynaşmaya, güç oluşturmaya, Helyum atomları ve radyasyon şeklinde çok fazla enerji salar. 4 Protonun 1 Helyum atomu + enerjisi verdiği için özetlenebilen bir zincirleme reaksiyon. Bu füzyon, yıldızı ateşleyen ve onun “yanmasına” neden olan şeydir. Bu reaksiyonla açığa çıkan enerji, diğer Hidrojen protonlarının kaynaşmasına yardımcı olur ve ayrıca yıldızın kendi kendine çökmesini önlemek için enerji sağlar. Bu yıldızdan her yöne pompalanan enerjinin tamamı çekirdekten gelir ve bu genç yıldızın sonraki katmanları bu ısıyı kendi yollarıyla iletir (ne tür bir yıldızın doğduğuna bağlı olarak radyasyon ve konveksiyon yöntemlerini kullanarak) .
O soğuk Karanlık Bulutsusu'na girdiğimizde yolculuğumuzun başlangıcından bu yana tanık olduğumuz şey, genç, sıcak bir yıldızın doğuşu. Bulutsu, bu yıldızı, bu işlemi bozacak hatalı radyasyondan korurken, yerçekiminin büyüsünü tutması ve çalışması için gerekli olan soğuk ortamı sağladı. Protostar formuna tanık olduğumuz için, inanılmaz bir şey de görmüş olabiliriz. Bu bulutsunun içeriği doğruysa, yüksek miktarda ağır metal ve silikatlara (önceki, daha büyük yıldızların süpernovalarından kalan) sahip olmak gibi görmeye başlayabileceğimiz şey, toplanma diskinde gerçekleşen gezegen oluşumu olurdu. protostar çevresindeki malzeme.
Yeni yıldızımızın çevresinde kalan gaz ve toz, aynı mekanizma ile yoğun cepler oluşturmaya başlayacaktı.
yerçekimi, nihayetinde gaz veya silikatlar ve metalden (veya ikisinin bir kombinasyonundan) oluşacak protoplanetlere dönüşebilir. Bununla birlikte, gezegen oluşumu bizim için hala bir sırdır, çünkü henüz işte açıklayamadığımız şeyler var gibi görünüyor. Ancak bu yıldız sistemi oluşumu modeli iyi işliyor gibi görünüyor.
Yıldızın hayatı neredeyse doğumu veya ölümü kadar heyecan verici değildir. Saati hızlı ilerletmeye ve bu yıldız sisteminin geliştiğini izlemeye devam edeceğiz. Birkaç milyar yıl boyunca, Karanlık Bulutsusu'nun kalıntıları parçalandı ve tanık olduğumuz gibi başka yıldızlar da oluşturdu ve artık mevcut değil. Protostar büyüdükçe oluştuğunu gördüğümüz gezegenler, ana yıldızlarının etrafında milyar yıllık danslarına başlarlar. Belki de bu dünyalardan birinde, yıldızdan tam olarak uzakta bulunan bir dünya, sıvı su vardır. Bu su içinde proteinler için gerekli olan amino asitler (hepsi önceki yıldız patlamaları tarafından bırakılan elementlerden oluşur) içerir. Bu proteinler, RNA zincirlerini, daha sonra DNA zincirlerini oluşturmaya başlamak için birbirine bağlanabilir. Belki yıldız doğduktan birkaç milyar yıl sonra bir noktada, uzay gezen bir türün kendisini kozmosa fırlattığını görüyoruz, ya da belki de bunu asla çeşitli nedenlerle başaramıyorlar ve gezegene bağlı kalıyorlar. Tabii ki bu sadece bizim eğlence için spekülasyon. Ancak şimdi milyarlarca yıl önce başlayan yolculuğumuzun sonuna geldik. Yıldız ölmeye başlar.
Çekirdeğindeki Hidrojen, Hidrojeni zamanla tüketen Helyum'a kaynaştırılmaktadır; yıldızın gazı bitiyor. Yıllar sonra, hidrojen füzyon işlemi durmaya başlar ve yıldız gittikçe daha az enerji verir. Füzyon işleminden kaynaklanan bu dış baskı eksikliği, hidrostatik denge dediğimiz şeyi bozar ve yerçekiminin (her zaman yıldızı ezmeye çalışıyor) kazanmasına izin verir. Yıldız kendi ağırlığı altında hızla küçülmeye başlar. Ancak, daha önce tartıştığımız gibi, basınç arttıkça sıcaklık da artar. Geriye kalan tüm Helyum
milyarlarca yıl boyunca hidrojen füzyonu artık çekirdekte ısınmaya başlıyor. Helyum, Hidrojenden daha sıcak bir sıcaklıkta sigortalanır, bu da Helyum açısından zengin çekirdeğin yer çekimi ile kaynaştırmadan içeriye doğru bastırılabileceği anlamına gelir (henüz). Helyum çekirdeğinde füzyon meydana gelmediğinden, çekirdeğin çökmesini önlemek için dışa doğru hiçbir kuvvet yoktur (füzyon tarafından verilen). Bu madde, artık dejenere olarak etiketlediğimiz ve yoğun miktarda ısıyı (yerçekimi enerjisi termal enerji haline geliyor) dışarı iten çok daha yoğun hale geliyor. Bu, Helyum çekirdeğinin üzerindeki sonraki katmanlarda kalan Hidrojenin kaynaşmasına neden olur, bu da bu Hidrojen kabuğu kontrolden çıktığında yıldızın büyük ölçüde genişlemesine neden olur. Bu, yıldızı “geri seker” yapar ve hızla genişler; çekirdeğin dışındaki Hidrojen kabuklarından daha enerjik füzyon, yıldızın çapını büyük ölçüde genişletir. Yıldızımız şimdi kırmızı bir dev. Bazıları, forma tanık olduğumuz tüm iç gezegenler olmasa da, ilk önce onlara hayat veren yıldız tarafından yakılacak ve yutulacaktır. Eğer kendi dünyalarından ayrılmayı başaramayan gezegenlerden herhangi birinde hayat olsaydı, kesinlikle evrenden silinirdi, asla bilinmeyecekti.
Yıldızın yakıt biten bu işlemi (önce Hidrojen, sonra Helyum vb.) Bir süre daha devam edecektir. Sonunda, çekirdekteki Helyum belirli bir sıcaklığa ulaşacak ve yıldızın çökmesini (ve ölümünü) durduracak olan Karbon'a kaynaşmaya başlayacaktır. Şu anda canlı izlediğimiz ve öldüğümüz yıldız ortalama büyüklükteki bir Ana Dizi Yıldızıdır, bu yüzden Helyum'u
Karbon. Yıldız çok daha büyük olsaydı, bu füzyon işlemi Demir'e ulaşana kadar devam edecekti. Demir, füzyonun kendiliğinden gerçekleşmediği elementtir, yani füzyondan sonra kaynaşmaktan daha fazla enerji gerektirir. Bununla birlikte, yıldızımız asla çekirdeğinde Demir'e ulaşmayacak ve böylece Helyum rezervuarını tükettikten sonra öldü. Füzyon işlemi sonunda (gazdan) “kapandığında”, yıldız yavaşça soğumaya başlar ve yıldızın dış katmanları genişler ve uzaya atılır. Daha sonra yıldız malzemenin çıkarılması, gezegenimsi bir bulutsu dediğimiz şeyi yaratmaya devam eder ve ilkbaharda varlığını izlediğimiz bir kez parlak yıldızdan geriye kalan tek şey, şimdi sadece sonsuzluğun geri kalanı için soğumaya devam edecek yoğun bir karbon topudur. elmas haline kristalleşir.
Şu anda tanık olduğumuz ölüm, bir yıldızın ölmesinin tek yolu değil. Bir yıldız yeterince büyükse, ölümü çok daha şiddetlidir. Yıldız, evrendeki süpernova adı verilen en büyük patlamaya girecek. Birçok değişkene bağlı olarak, yıldızın kalıntısı bir nötron yıldızı, hatta bir kara delik olabilir. Ama ortalama büyüklükteki Ana Dizi Yıldızları dediğimiz şeylerin çoğunda, tanık olduğumuz ölüm onların kaderi olacak.
Yolculuğumuz, gözlemlediklerimizi düşünmemizle sona eriyor. Doğanın doğru koşullar verildiğinde neler yapabileceğini görmek ve çok soğuk bir gaz ve toz bulutunu izlemek, kozmosa hayatı soluma potansiyeli olan bir şeye dönüşür. Zihinlerimiz, bu gezegenlerden birinde gelişen türlere geri dönüyor. Bize benzer aşamalardan nasıl geçebileceklerini düşünüyorsunuz. Muhtemelen yıldızları binlerce yıl boyunca inançlarına rehberlik eden doğaüstü tanrılar olarak kullanarak, cehaletlerinin hüküm sürdüğü yerdeki cevapların yerini alır. Bu inançlar muhtemelen bu özel seçim ve muazzam düşünce kavramını kavrayarak dinlere dönüşebilir. Yıldızlar, evreni yıldızların bizim için yaptığı gibi anlama arzusunu besler mi? O zaman zihniniz, evrene bir sonraki adımı atmaya kalkışmazsak, kaderimizin ne olacağını düşünür. Yıldızımız ölümünde genişledikçe türümüzün kozmostan silinmesine izin verecek miyiz? Az önce Karanlık Bulutsunun kalbine yaptığınız bu yolculuk, insan zihninin neler yapabileceğini gerçekten örneklendiriyor ve hala güneş sistemimize bağlı olmamıza rağmen ne kadar ilerlediğimizi gösteriyor. Öğrendiğiniz şeyler sizin gibi başkaları tarafından basitçe olayların nasıl meydana geldiğini sorduktan sonra fizik bilgimizin tüm ağırlığını çıplak hale getirdi. Bu sürece devam edersek neler başarabileceğimizi hayal edin; yıldızlar arasındaki yerimize tam olarak ulaşabilmek.
