Yıldız Astrofiziği: Tuhaf Yıldızlar - Karbon Yıldızları

Yıldızın yaşamının temeli olan nükleer tepkimelerden bazıları diğerlerine oranla daha yavaş gerçekleşir. Hidrojenden helyuma, helyumdan karbona, karbondan azota, azottan oksijene… Şeklinde ilerleyen tepkime zincirinin her basamağı, elbette farklı koşulların da etkisiyle, farklı hızlarda gerçekleşeceği için bu durum bir takım sonuçlar doğurur.

Örneğin CNO çevriminde azot bir proton ile etkileşime girerek oksijen ve gama ışıması ortaya çıkarır. Fakat bu etkileşim oldukça yavaş gerçekleştiğinden bir süre sonra karbon harcandığında ortamda fazlaca azot birikmiş olur. Çünkü azotun oksijene geçişi bu tepkimeden yaklaşık 100 kat daha yavaştır. Bu demektir ki, normal bir durumda çekirdekteki azot bolluğu, karbon bolluğundan 100 kat daha fazla olmalıdır.

Fakat ilginç bir şekilde bazı kırmızı dev yıldızlarda karbon çizgileri daha fazla görünür. Biz bu yıldızlara bu sebepten ötürü karbon yıldızları diyoruz. Neden karbon gördüğümüzün sebebi ise yıldızın evriminin hangi safhasında olduğunda gizli. Bunu daha anlamak için hangi koşullarda karbon gördüğümüzü bilmemiz gerekiyor.

Eğer yıldızın atmosferindeki oksijen miktarı karbondan fazla ise, bu soğuk yıldızların dış katmanında oksijen karbon ile birleşerek karbonmonoksit oluştururken geriye kalan oksijenler, oksijen çizgisinin görünmesine sebep olur. Eğer karbon fazla ise bu durumda yine karbonmonoksit oluşur, fakat yanında karbon çizgileri de gözlenir. Yani karbon görmemizi sağlayan şey, karbonun oksijenden fazla olması gereksinimine dayanır. (Elbette ki bu durum atmosferinde gerçekleşiyor, çünkü yıldızın çekirdeğini göremiyoruz.)

İlk başta bahsettiğimiz gibi azotun oksijene dönüşmesi yavaş bir süreçtir. Bu sebeple anakol yıldızlarının çekirdeklerinde azot bolluğu karbon bolluğundan yaklaşık 100 kat daha fazladır. Yıldız anakol evresini terk edip bir kırmızı dev yıldıza dönüşmeye başladığı zaman ise, dış katmanlarda karbon ve azot bolluğu başlangıç seviyelerindedir. Yıldız kırmızı devler bölgesine yaklaşırken, dış kısımlarında büyüyen konvektif zarf sıcak derin katmanlara kadar ilerleyerek karbon ile hidrojenin karışıp azota dönüşmesine sebep olur. Bu sebeple kırmızı devler bölgesindeki yıldızlarda karbon çizgisi görünmez.

Kırmızı devler bölgesine ilk kez gelen bir yıldızda helyum yakmanın kararsız olması, helyum yakan kabuk ile hidrojen yakan kabuk arasında geçici bir konvektif hareket oluşmasına sebep olur. Yani burada geçici olarak bir karışma gerçekleşir. Bu işlem sonucunda merkezde bulunan karbon konveksiyon aracılığıyla yüzeye taşınır. Bu işlem tırmıklama (dredge up) olarak adlandırılır. Böylelikle karbon yüzeye taşınarak karbon çizgilerinin görünmesine sebep olur. Fakat bu işlem tekrar tekrar gerçekleştikçe karbon zamanla azota dönüşerek kaybolur. Bu sebeple karbon yıldızları kırmızı devler bölgesine ilk kez gelen yıldızlardır. Zamanla bu özelliklerini kaybederler.

Baryum yıldızları ise yavaş nötron tepkimeleri (s tepkimeleri) sırasında üretilen baryum gibi elementlerin bolluğunu gösteren yıldızlardır. Baryum yıldızlarının çift yıldız sistemlerinin madde aktarımı sonucunda olabileceği düşünülmektedir.

Ögetay Kayalı

Referanslar
1. K.S. De Boer & W. Seggewiss, Stars and Stellar Evolution
2. Mutlu Yıldız, Astrofiziğe Giriş ders notları

Ögetay Kayalı

Astronom. Özel ilgi alanı teorik kozmoloji, özellikle Einstein'ın görelilik kuramının modifiye edilmesi (modified gravity) üzerine uğraşıyor. Bunların yanında ender bulduğu zaman aralıklarında kafasına esince programlama, 3B modelleme, makineler, tasarım, fotoğrafçılık, resim ve satranç ile de ilgileniyor.

Ögetay Kayalı 120 makale yazdıÖgetay Kayalı tarafından yazılan tüm makaleleri gör