Güncel saat:0:00Toplam süre:11:30

Video açıklaması

Son videomuzda, elimizdeki hidrojen atomlarından oluşan büyük bulut, nihayetinde yoğunlaşarak yüksek basınçlı ve yüksek kütleli, hidrojen topuna dönüşüyordu ve basınç ile sıcaklık yeterince yükseldiğinde, geçtiğimiz videoda şu şekli gördüyorduk. Hidrojen protonlarını, ya da hidrojen çekirdeklerini birbirine yeterince yaklaştırdığımızda şiddetli çekirdek kuvveti işi devralır ve füzyon ortaya çıkarak enerji salmaya başlar. Ardından da bu enerji kütleçekim kuvvetini dengelemeye başlar. Böylece tüm bu yıldız -bu artık bir yıldızdır- kendi içine çökmez. İşte bu noktada bir yıldızla ilgili ana safhaya gelmiş oluyoruz. Bu videoda yapmak istediğim, konuyu bu başlangıç noktasından alıp, bir yıldızda bir sonraki aşamada neler olabileceği üzerine düşünmek. Ana safhada, yıldızın çekirdeğini ele alıyoruz. İşte bu bir yıldızın çekirdeğ. Burada hidrojen füzyon ile helyuma dönüşüyor ve bu sırada çok büyük miktarda enerji salıyor. Bu enerji çekirdeğin içine çökmesini engelliyor, çünkü bir çeşit dışa doğru kuvvet ve bütün maddeyi içe çökertmek isteyen kütleçekim kuvvetini dengeliyor. Güneş'te de olduğu gibi, bir yıldızın çekirdeği var bahsettiğimiz enerji çekirdeğin etrafındaki tüm gazı ısıtıyor ve ortaya bizim yıldızları gördüğümüz gibi, çok parlak bir cisim çıkıyor. Bu bizim bakış açımızla Güneş'ten başka bir şey değil! Şimdi, bu hidrojen füzyon ile helyuma dönüşürken, çekirdeğin içine sürekli helyum toplandığını düşünebilirsiniz. Burada helyumu yeşil çizeceğim. Yani sürekli daha fazla helyum özellikle çekirdekte toplanacaktır. Merkeze yaklaştıkça, basınç artacak ve bu füzyon, yani bu ateşleme hızlanacaktır. Hatta yıldızın kütlesi arttıkça, basınç ve dolayısıyla füzyon hızı da artar. Yani burada hidrojen füzyon ile dönüştükçe çekirdeğin içine toplanan helyum var. O zaman burada ne olacak? Helyum daha yoğun bir atomdur. Dolayısıyla daha küçük bir alana daha fazla kütle topluyor, yani daha fazla hidrojen helyuma dönüştükçe karşılaşacağımız şey, çekirdeğin hacminin küçülmesi olacaktır. Buraya daha küçük bir çekirdek çizeyim. Yani çekirdeğin hacmi küçülecek ve bu durumda içinde daha da fazla helyum olacak. Şimdi burada dikkat çekici noktaya bakalım. Bütün helyumun toplandığı bu yer, çok daha yoğun. Buradaki kürede bulunan kütlenin tamamı artık daha yoğun, helyumdan bir kürede. Dolayısıyla buradaki çekim, yani kütleçekim aynı olacak fakat içindeki şeyler birbirine daha bile yakın olacak. Üstelik biliyoruz ki kütleler yakınlaştıkça kütleçekimin etkisi de artar. Bu yüzden yalnızca çekirdekteki hidrojen füzyonu yerine, artık çekirdeğin etrafında hidrojen füzyonlayan bir kabuğunuz da olacak. Buraya yazalım. Çekirdek etrafında hidrojen füzyonlayan bir kabuk. Anlaşılır olmak gerekirse, bu aniden gerçekleşen bir şey değil ilerleyen bir süreçtir. Çekirdekteki helyumumuz giderek arttıkça çekirdek yoğunluğu daha da artar ve bu çekirdek yakınındaki basınç daha da artar, çünkü artık yoğunluğu iyice artmış büyük bir çekirdeğin daha da yakınına gelebilirsiniz. Ardından çekirdek yakınındaki basınç da iyice artar ve füzyon reaksiyonu daha da hızlı gerçekleşmeye başlar. Sonunda da bu noktaya ulaşırsınız. Tekrar üzerinden geçeyim, helyumdan bir çekirdeğiniz var, çekirdekteki hidrojenin tamamı kullanıldı ardından çekirdeğin hemen dışındaki hidrojen de büyük oranda basınca maruz kaldı hatta bu basınç çekirdek yalnızca hidrojenden oluşurkenki basınçtan da yüksek çünkü burada içeri doğru çeken veya kütleçekim uygulayan veya daha da fazla yoğun bir helyum çekirdeğine ulaşmaya çalışan, çok fazla seviyede kütle mevcut. Bunun sebebi de, her şeyin daha da yaklaşabilmesi ve dolayısıyla füzyon daha da hızlanabiliyor Ayrıca etki alanının çapı daha da artıyor, yani bu daha hızlı füzyon daha geniş bir çapta işliyor ve bu füzyonun çapı genişlediği için yaydığı enerji, yıldızın diğer katmanlarındaki kuvvetleri de geçer hale geliyor. Yani bu bütün, hidrojenin helyuma dönüşmesi veya füzyon ile helyum olarak çekirdeğe dolması süreci, çekirdeğin hemen dışındaki hidrojenin daha da hızlı yanmasına -yanma değil de- daha da hızlı füzyona girmesine ve bunun daha da geniş çapta gerçekleşmesine sebep oluyor. Burada anlaşılamayacak nokta ise; füzyon daha da geniş bir çapta daha da hızlı gerçekleşiyor ve bunun sebebi elinizde daha da yoğun bir çekirdeğe sahip olmanız ve bunun daha da fazla kütleçekim yaratması. İşte bu gerçekleşirken, yıldız da parlaklaşır ve aynı zamanda, füzyon reaksiyonları daha etkili bir biçimde ve daha geniş bir çapta gerçekleştiği için, yıldızın tüm maddesini de etkileyecektir. Böylece, yıldızın kendi çapı da büyümeye başlayacaktır. Yani, eğer bu yıldız böyle görünseydi -beyazla çizersem daha iyi olacak- eğer bu yıldız böyle görünseydi -bu beyaz değil- -ne oldu bu renklere yahu? Şimdi oldu. Eğer buradaki yıldız böyle görünüyor olsaydı burada daha hızlı füzyonun daha geniş bir çapta gerçekleştiği bu yıldız çok daha büyük görünür hale gelecekti. Tam oranıyla çizmiyorum. Bu durumda Güneş, bu noktaya vardığında çapı 100 katına çıkmış olacak ve artık bir "kırmızı dev" olarak anılacak. Bunun renginin bu taraftakinden daha kırmızı olmasının sebebi ise, füzyon daha azgın bir şekilde gerçekleşse de salınan enerjinin daha geniş bir yüzeye yayılmasıdır. Bu yüzden bu kırmızı devin yüzey sıcaklığı gerçekte d aha düşük olur. Dolayısıyla da daha yüksek dalgaboyunda buradakinden daha yüksek dalgaboyunda ışık yayar. Buradaki çekirdek, buradakine oranla daha azgınca yanmasa da salınan enerji daha dar bir alana yayılacağından yüzey sıcaklığı daha yüksek olur. Buradakinin ise, helyum çekirdeği artık yanmayı bırakır helyum içinde bırikmeye devam ederken iyice yoğunlaşır. Diğer taraftan hidrojen füzyonu daha etkili gerçekleşir ve daha yüksek sıcaklıklar ortaya çıkar, ancak yüzey sıcaklığı daha düşüktür çünkü yıldız büyüyüp, sıcaklığın yayıldığı yüzey genişlediği için bu sıcaklığın etkisi hafifler. Şimdi, eğer bu olay tekrar tekrar gerçekleşirse, üretilen helyumdan dolayı basınç şiddetlenmeye devam ederse, çekirdek içine çökmeye devam ederse ve buradaki sıcaklık artmaya devam ederse ne olur? Daha önce dedik ki, ilk parlamada, yani füzyon ilk başladığında sıcaklık 10 milyon derece civarında olur. Bu şey ise 100 milyon dereceye dek ısınmaya devam eder! Üstelik burada bahsettiğim Güneş kadar devasa bir yıldız. Bazı yıldızlar çekirdeği yoğunlaşıp 100 milyon derecelere kadar çıkacak büyüklükte değildir, ancak burada çıkabilenlerden konuşalım. Yani sonunda geldiğimiz noktada, halen kırmızı dev evresindeyiz. Buradaki dev yıldızız ve bu helyum dolu çekirdeğimiz var. Bu helyum çekirdeği giderek yoğunlaştı ve etrafında hidrojen kabuğu belirdi. Bu kabuk çekirdek etrafında füzyon ile helyum üretmeye devam etti. İşte hidrojen kabuğumuz bu. Hidrojen füzyonu buradaki sarı kabuğun içinde oluyor ve bu yıldızın çapının giderek genişlemesine sebep oluyor. Fakat sıcaklık yeteri kadar arttığında burada evrendeki elementlerin ne kadar ağır biçimlere girdiğini ve sizi oluşturan veya gördüğünüz ağır elementlerin bile genellikle bu biçimde -hidrojenden- oluştuğunu düşündüğünüzde işte bu yeteri sıcaklığa, yani 100 milyon dereceye ve muazzam basınç seviyelerine ulaştığında bu sefer helyumun füzyonu başlar. Yani buradaki çekirdeğimizde helyumun kendisi füzyonlanmaya başlar ve burada bahsettiğimiz gibi bir durumda ortaya helyum, hidrojen ve birçok kombinasyon ortaya çıkar, ancak burada helyumun genel anlamda dönüştüğü karbon, oksijen ve bazı diğer maddeler olacaktır. Buraya yazalım karbon, oksijen ve diğerleri İş burada çok karışıklaşıyor ve detaylara fazla girmek istemiyorum. Size periyodik tabloyu göstereyim. Geçen sefer bu elimde yoktu, bilmediğim bir nedenden kaybetmiştim. Hidrojenin bir protonu vardır ve aslında hiç nötronu yoktur. Ana safhada füzyon ile helyuma dönüşüyordu. 2 proton, 2 nötron. Şunlardan birini elde etmek istiyorsak bunların dördüne de ihtiyacımız var. Çünkü bunun atom kütlesi dört -eğer helyum 4'ten bahsediyorsak tabii. Ardından 100 milyon dereceye ulaştığınızda helyumun füzyonu başlar. Eğer bunlardan yaklaşık üç tanesini alırsanız karbona ulaşabilirsiniz. Eğer dördünü alırsanız, başlangıç için dört tanesini ham madde olarak elde ederseniz, oksijene ulaşabilirsiniz. Daha da ağır elementleri füzyonlamaya başlarsak burada olacak olan helyumun füzyonla karbon ve oksijene dönüşmesi ve karbon ile oksijenden oluşan bir çekirdek elde etmemizdir. Bu konuyu burada bırakıyorum, farkettim ki kendim için belirlediğim 10 dakikalık süreyi de geçmişim. Sizden istediğim burada bundan sonra ne olabileceği üzerine düşünmeniz. Eğer bu yıldız asla bu karbon ve oksijeni füzyonlamaya yetecek kütleye sahip olamazsa ne olur? Eğer bu kütleye sahipse, eğer bu bir süperkütleli yıldızsa 600 milyon dereceye ulaştığında bu karbon ve oksijeni bile tüketmeye ve onları daha bile ağır elementlere füzyonlamaya başlayacaktır. Ancak eğer Güneş gibi, hiç karbon ve oksikeni füzyonbilecek seviyede kütleye ve basınca sahip olamayan cisimlerde ne olacağı üzerine düşünelim. İşte bu bir sonraki videonun konusu olacak.