4.7 Yıldız Ölümleri

Gaz yasalarından bildiğimiz gibi, bir kapalı hacim içindeki gazın sıcaklığı ya da yoğunluğu artarsa, kabın duvarlarına gazın uyguladığı basınç da artar. Örneğin; bir araba lâstiğini şişkin tutan içindeki gazın (havanın) basıncıdır. Yıldızlararası (gaz ve toz karışımı) bulut bir yolunu bulup kendi kütle çekimi altına girdikten sonra bütün yaşamı, kendini küçük bir hacime sıkıştırmaya çalışan özkütle çekimi ile ona karşı koymaya çalışan gaz basıncı arasındaki savaşla geçer. (Burada, öz kütle çekiminin gazın duvarı gibi davrandığını unutmayalım.) Buraya kadar, ön yıldız oluşumunu, yıldızların gençlik ve yetişkinlik (ana kol) dönemlerini inceleyip onları ölüm sınırına kadar getirdik. Şimdi de yıldızları ölüme götüren olayların sonuçlarını ve yıldız "cesetlerini" inceleyelim.

Gök bilimciler, yıldızların dört çeşit sonu olduğuna inanırlar; bırakılan kalıntıya göre bunlar şunlardır:

i. Hiç bir kalıntı yok (Kesim 4.7.1 sonuna bakınız)
ii. Beyaz cüceler
iii. Nötron yıldızları
iv. Karadelikler

Bir yıldızın bunlardan hangisi ile son bulacağını, ölüm aşamasına geldiği andaki kütlesi belirler. Bu kütle ana kol kütlesinden azdır, çünkü kırmızı dev ya da üstdev iken, gezegenimsi bulutsu aşamasında ya da süpernova patlaması sırasında aşırı kütle kaybı vardır. Kalıntı cesetlerin kütleleri ise şöyledir: Beyaz cüceler için M < 1.4 M_☉, nötron yıldızları için 1.4 M_☉ < M < 3 M_☉ ve karadelikler için M >3 M_☉. Bu sınırlar kuramsal sınırlardır ve çok kesin değildir. Örneğin kütlesi 1.4 güneş kütlesinden küçük gözlenen nötron yıldızları vardır.

4.7.1 Beyaz Cüceler

Kesim 4.6 da gördüğümüz gibi, beyaz cüceler, kırmızı devlerden oluşur; nasıl oluştuğu yıldızın kütlesine bağlıdır. Güneş gibi bir yıldızda, özekteki sıcaklık karbonu yakacak kadar yükselemez. Yükselen sıcaklık ancak kabuk yanmasını hızlandırır ve genişleyen tüm dış zarfı uzaya atılır, buna gezegenimsi bulutsu denir (Şekil 4.30). (Burada gezegenimsi” sözünün gezegenle ilgisi yoktur; 18. yüzyıl gözlemcileri çözünürlüğü düşük teleskopla bakınca bunları güneş sistemimizdeki gezegenlerin disklerine benzettikleri için bu ismi vermişler). Onbinlerce yıl sonra, bulut çevreye yayılınca ortadaki yıldız açığa çıkar, sıcak (beyaz) ve küçük olduğu için buna beyaz cüce denir. Beyaz cücelerin kütleleri 1.4 güneş kütlesinden küçük, yaklaşık Yer küremiz büyüklüğündedirler. Bu, ortalama yoğunluğun yaklaşık 10⁹ kg/m³ olması demektir; yani bir küp şeker boyutlarında beyaz cüce maddesi Yer yüzeyinde 1 ton (1000 kg) gelir! . Küçük bir yarıçapa sığan bu yoğunluktaki bir beyaz cüceyi özkütle çekimine karşı dengede tutan olağan gaz basıncı değildir. Beyaz cüce maddesi o kadar sıkışıktır ki elektronlar artık belli bir ortama bağlı değildir, daha fazla sıkıştırılamazlar ve yüksek hızlarla özgürce hareket ederler. Kütle çekimine karşı koyan bu yoz (dejenere) elektron gazının basıncıdır. Sıcak beyaz cüceler, enerji kaynakları olmadığı için, zamanla soğur ve kara cüce olarak "gözden kaybolurlar".

Daha küçük kütleli yıldızlar helyum beyaz cücesi olur, çünkü merkezinde sıcaklık helyumu yakıp karbona dönüştürecek kadar yükselemez. Bunlar kabuk atıp gezegenimsi bulutsu olmadan da, yıldız rüzgârı ile kütle kaybederek, beyaz cüce olabilirler.

Daha büyük kütleli yıldızlar, eğer çift yıldız bileşeni iseler, fazla kütleyi kırmızı dev evresinde komşusuna aktararak da beyaz cüce olabilirler. Gerçekten birçok beyaz cüce, çift yıldızlar içinde bulunur. İlk gözlenen beyaz cüce bir çift yıldız olan Akyıldız'ın (Sirius) bileşenidir. Bugüne kadar gözlenen çok sayıda beyaz cüce, yukarıda söylediğimiz özellikleri sağlarlar.