ASTROFİZİKTE SON GELİŞMELER Bengt STRÖMGREN

(Yazı serisinin sonu)

on olarak, kütlesi güneşinkinin 8 – 50 katı olan çok yoğun yıldızları gözönüne alalım. Bunlar, kütleleri güneşinkinin 4 – 8 katı olan yıldızlarda açıklandığı gibi, merkez bölgesindeki hidrojenini yakarlar ve çok hızlı bir şekilde kır­mızı dev dönemine yönelirler. Bundan sonra, ısı bakımından kararlı olan, bir helyum yanması aşamasından geçerek, merkez bölgesindeki sı­caklığın çok fazla (700 milyon derece) olduğu ve karbonun yandığı bir başka döneme erişirler. Bu kütle sınırları içinde bulunan yıldızlarda çok önemli bir fark ortaya çıkar: bu olay başladığında yoğunluk oldukça düşüktür (10⁵gr. cm³ mertebe­sinde) ve bu, elektron gazının yozlaşmadığı ve bir ısı kaçağının bulunmadığı anlamına gelir. Diğer bir deyimle, karbonun yanma dönemi bir patlama ortaya çıkmaksızın devam eder ve yıldız evrimini sürdürür.

Evrimin bundan sonraki dönemi, astrofizik­çiler için son derece ilginçtir ve bu konudaki buluşlarda son birkaç yılda önemli ilerlemeler sağlanmıştır. Bu dönem süresince yıldızın mer­kez bölgelerindeki sıcaklık ve yoğunluk artmaya devam eder ve sonuç olarak, ortaya çıkan çok sayıda nükleer reaksiyonlar önem kazanmaya başlar. Evrimi ayrıntıları ile izlemek çok geniş ölçüde hesap bilgisini gerektirir. Evrimsel deği­şikliklerin belirli genel özellikleri ortaya çıkar. Aşağıda, onların en önemlilerinden birisi açıkla­nacaktır.

Tipik ve önemli bir örnek olmak üzere, kütlesi güneşinkinin 20 katı olan bir yıldızın evrimini ele alalım. Evrimin ilk dönemlerinde, kütlesi güneşininkinin 8 katı bir helyum çekirdeği gelişir ve bu çekirdekte helyum yanarak karbona (ve bir dereceye kadar da oksijene) dönüşür. Sıcaklık 400 milyon dereceye erişince karbon, daha ağır çekirdekler oluşturmak üzere, yanmaya başlar. Bu işlem, yukarıda da önemle üzerinde durulduğu gibi, yeteri kadar düşük bir yoğunlukta (yaklaşık 10⁵ gr cm³) sürdürüldüğünden bir ısı kaçağı ortaya çıkmaz, böylece evrim kararlı bir karbon yanması sürecinde gelişimini sürdürür.

Çekirdeğin yoğunluğu, yıldızın ortalama yoğunluğunu artık öylesine aşmıştır ki, çekirde­ğin evriminin dış örtü içerisindeki evrimsel deği­şikliklere olan bağlılığı gittikçe zayıflar yani, çekirdek yaşamım tek başına sürdürmeye başlar. Bu, evrimsel değişikliklerin sayısal hesaplarını kolaylaştırır.

Merkez kesiminde karbon yakıtı tükenince karbon yanışı ve enerji üretimi dış tabakalara doğr+ı genişler. Dış karbon tabakaları peşpeşe yanarak tükenince bir neon çekirdeği oluşur ve bu büyümeye başlar. Neon çekirdeği irileştikçe merkez bölgesinin sıcaklığı, ve neon yanışı sonunda daha ağır elementlerin çekirdekleri oluştuğundan, yoğunluğu artar. Bu olay çekirdek yakıtının tüketilmesi, dış tabakaların yakılması, merkezdeki sıcaklık ve yoğunluğun artması ile birlikte çekirdeğin büyümesi ve son olarak yeni ve daha ağır çekirdeklerin tutuşması ile sürer gider. Elementler silisyumdan başlayarak demir ve nikel haline gelene kadar değişirler. Bununla birlikte, çok öncedenberi bilindiği gibi, bu nok­tada artık enerji üretimi ile birlikte çekirdek büyümesi de durur, bundan sonra önemli ölçüde nükleer enerji üretimi olanaksız hale gelir.

Kütlesi güneşinkinin 20 katı olan bir yıldızın çekirdeğini, merkez sıcaklığı 8 x 10* derece ve yoğunluğu4 x 10* gr cm³ olana dek izledik. Baş­langıç kütlesi güneşinkinin 8 katı olan bir helyum çekirdeği, kütlesi güneşinkinin 1,4 katı olan bir demir çekirdeğini oluşturur, bunun çevresinde de peşpeşe esas olarak silisyum, oksijen, neon ve karbondan oluşan kabuklar meydana gelir. Bu noktada koşullarda son derece belirgin bir deği­şiklik ortaya çıkar.

Bu değişiklik, çekirdekler tarafından —bunlar sözü edilen çok yüksek yoğunluğa sah iptir— elektronların çok büyük bir hızla yakalanması işlemiyle başlatılır. Bu durumda plazmanın etkin adyabatik (ısıya karşı etkisiz) sabiti kritik 4/3 değerinin altına kadar düşer, bunun sonucunda da demir çekirdeği dinamik olarak kararsız bir konuma girer ve dehşetle büzülür.

Çekirdeğin merkez kısmının şiddetle büzül­mesi veya çökmesi yukarda sözü edilen merkez

yoğunluğunun artmasına yol açar, bu artış 4 x 10⁹ gr cm³‘den 1,5 X 10’³ gr cm³ değerine kadar devam eder, aynı anda merkez sıcaklığı 1 X 10” dereceye yükselir. Fiziksel parametrelerdeki bu değişikliğin sonucu olarak nükleer bileşim de büyük ölçüde farklılaşır. Demir çekirdekleri fot6_: iyonizasyon yolu ile önce a partiküllerine sonra da protonlar ve nötronlar oluşturacak şekilde parçalanır. Elektronlar çok yüksek bir hızla yaka­landığından sonuç rıötronizasyondur. 1,5 x 10′³ yoğunluğundaki maddenin ağırlığının yarıdan fazlası nötronlardan oluşur, a partikülleri ağırlı­ğın üçte birinden daha azını ve daha ağır çekir­dekler ise altıda birinden daha azını oluşturur.

Bütün bunlar, yaklaşık, bir saniye içerisinde tamamlanır Her nekadar çökme çok şiddetli ise de büzülme hızı, merkeze doğru olan serbest düşmeye göre hâlâ bir büyüklük mertebesinden de daha küçüktür. Diğer bir deyimle zıt yöndeki basınçta bir artış ortaya çıkar. Bütün bu süreç uygun hidrodinamik denklemlerin bilgisayar yardımı ile çözülmesi yoluyla izlenmiştir.