Güncel saat:0:00Toplam süre:6:41

Video açıklaması

Yıldızların yaşam döngüleri üzerine zaten konuştuk ancak konuştuğumuz yıldızlar, aşağı yukarı Güneş boyutundakilerdi. Bu videoda yapmak istediğim, daha büyük, devasa yıldızlar üzerine konuşmak. Devasa yıldızlar derken kastettiğim, Güneş'ten dokuz kat daha fazla kütlesi olan yıldızlar. Aslına bakarsanız, süreç genelde aynı. Başlangıcı yine dev hidrojen bulutlarından yapıyorsunuz ama bu seferki bulut Güneş ve benzeri boyda yıldızların yoğunlaştığı bulutlardan daha büyük. Bu noktadan başladıktan sonra göreceğiz ki kütleçekim bunları merkeze doğru çekecek bu yüzden de çekirdek ısınıp yoğunlaşarak hidrojen füzyonlamaya hazır hale gelecek. İşte füzyon başladı. Hidrojen füzyonu. Şimdi ortada gördüğümüz hidrojen füzyonunun etrafında çok yüksek sıcaklıklardan dolayı normal atom formlarından çıkmış ve sağa sola saçılmış elektronlar ile çekirdeklerden oluşan bir çorba kıvamındaki kıvamındaki hidrojen plazması var. Bu hidrojen füzyonu, daha önce de anlattığım gibi, 10 milyon derece civarında gerçekleşiyor. Daha açık olmak gerekirse burada devasa yıldızlardan bahsettiğimiz için henüz bu safhada bile aşırı kütleçekim basıncı olacaktır. Yani yıldızın ana safhasında bile yıldız çok daha büyük olduğundan bu daha hızlı ve yüksek sıcaklıkta yanacaktır. Buraya yazalım. Daha hızlı ve yüksek sıcaklıkta. Yani bu, Güneş'in kütlesine göre birkaç kat daha hızlı ve sıcak olacak. Bundan dolayı da, bu safha bizim Güneşimiz ve benzeri kütleli yıldızlara göre çok daha kısa sürecek. Güneş'in tüm ömrü yaklaşık 10-11 milyar yıl civarında olacak. Burada bahsettiğimiz şey ise birkaç on "milyon" yıl civarında yani burada çarpan 1000 kez azalıyor. Neyse, sürece odaklanalım şuan. Şimdiye dek gördüğümüz kadarıyla, süreç daha hızlı işliyor, çünkü daha yüksek basınç, kütleçekim ve sıcaklık var ancak sürecin işleyişi Güneş benzeri kütleli yıldızlarda gördüğümüz biçimle hemen hemen aynı En nihayetinde bu hidrojen füzyon ile bir helyum çekirdeğine dönüşecek ve çekirdeğin etrafında hidrojen füzyonuna devam eden bir kabuk oluşacak. Bunun etrafında da yıldızın geri kalanı olacak. Buraya adlarını yazalım. Buradaki helyum çekirdeğimiz. Etrafındaki kabukta hidrojen füzyonlanmaya devam ettikçe burada giderek daha da fazla helyum birikecek ve bu yaklaşık olarak Güneş kütlesindeki bir yıldız. İşte burada bu yıldız kırmızı deve dönüşmeye başlayacak çünkü çekirdek yoğunlaştıkça ve üretilen helyum miktarı arttıkça ve burası iyice yoğunlaştıkça burada füzyonun halen devam ettiği hidrojen çekirdeği üzerindeki kütleçekim basıncı iyice artacak ve bu da dışa daha fazla enerji salarak yıldızın tamamının genişlemesine yol açacak. Bunu biraz ileri saracak olursak, genel süreç şöyle işliyor yıldız giderek kütle kazandıkça çekirdekte daha ağır elementler oluşturmaya başlıyor. Yıldız da iyice yoğunlaştığı için, bu ağır elementler eninde sonunda çekirdeği besleyecek şekilde füzyon geçirmeye başlarlar. Ancak çekirdeğin kendisi de iyice yoğunlaştığı için dışarı itilen madde ve itici enerji de artar. Fakat yıldız yeterince büyük olduğu için Güneş ve benzerleri gibi kırmızı dev safhalarında gördüğümüz şekilde maddenin etrafa saçıldığı bir hale gelmez. Biz sürecin nasıl ilerleyeceğine dair düşünelim. Bu noktadan itibaren bu helyum yeterince yoğunlaştıktan sonra ateşlenecek ve füzyon ile karbona dönüşmeye başlayacak bu da karbondan bir çekirdeğin oluşmasına yol açacak. İşte bu karbon çekirdek. Etrafında da helyum çekirdek var. Bu helyum çekirdeğin merkezi yakınlarında ise füzyon ile karbona dönüşen ve karbon çekirdeği daha yoğun ve sıcak hale getiren helyum kabuğu var. Bunun etrafında da hidrojen füzyonu var bunun da etrafında da yıldızın geri kalanı var. İşte bu süreç böyle devam ediyor. Devamında da karbon füzyon geçirmeye başlıyor bu sefer. Dolayısıyla süreç boyunca ağırlaşan elementler oluşuyor. Burada oldukça olgun bir yıldıza dair Vikipedya'dan alınmış bir görsel var. İşte bu kabuklar ve çekirdekler giderek daha da ağır elementler ortaya çıkmasına devam eder, ta ki demire kadar. Burada özellikle bahsettiğimiz demir 56 yani atom kütlesi 56 olan demir. Buradaki periyodik tabloda, atom numarası 26 ve bu kaç protonu olduğunu gösterir. 56, proton ve nötronların toplamı demektir ancak bu kesin bir ifade değil tabii. Fakat burada, bu noktada durmamızın sebebi, demirin füzyonundan enerji elde edememeniz. Demirin füzyon ile daha ağır elementlere dönüşmesi, tam tersi, enerji ister. Dolayısıyla bu bir endotermik süreç olur.. Yani demiri füzyonlamak çekirdeğe faydalı olmaz Uzun lafın kısası; ağır elementlerin nasıl oluştuğunun açıklaması budur. Önce hidrojen ile başladık. Hidrojen füzyon ile helyum oldu helyum füzyon ile karbon oldu ve bunun ardından da birçok element çeşitli kombinasyonlarla ortaya çıktı. Burada daha fazla detaya girmeyeceğim. Ortaya çıkan ağır elementler şunlar: Neon, oksijen ve bu tarafta gördüğünüz silisyum. Tabii ortaya çıkan elementler sadece bunlar değil ama bunlar çekirdekte yüksek oranda oluşan elementler. Bu süreçte lityum, berilyum, bor ve bunlar gibi birçok element de ortaya çıkar. Yani, demir 56'ya kadar elementler bu şekilde ortaya çıkmaya devam eder. Ayrıca "nikel 56'da diyebiliriz. Ortaya bir miktar nikel 56 da çıkacaktır. Demir 56 ile aynı kütleye sahiptir. Yalnızca iki nötron eksiği, iki proton fazlası vardır. Yani nikel 56 da ortaya çıkar ve bir nikel-demir çekirdek oluşabilir ancak bu, yıldızın büyüklüğünden bağımsız olmak kaydıyla bir yıldızın geleneksel füzyon ile gelebileceği son noktadır. Konuyu burada bırakmak istiyorum ki, bu yıldıza, füzyon durduktan sonraki safhada ne olabileceğini düşünebilesiniz. Bundan sonra göreceğimiz şey ise, yıldızın başından geçecek süpernova patlaması.