Güneş ve Dünyamızın Akibeti

Bir an için şöyle düşünelim: yaşadığımız İstanbul şehri Dünya’daki birçok şehirden bir tanesidir. Dünya ise 9 gezegenden biri olup, Güneş sistemimizin bir üyesidir. Güneş ise Galaksimizde, Orion kolunda Galaksi’mizin merkezinden yaklaşık olarak 27.000 ışık yılı uzakta milyarlarca yıldızdan sadece bir tanesidir. Buradan da anlaşıldığı gibi, insanoğlu yüzyıllardır düşünme etkinliğini kullanarak, bir takım kavramlar geliştirerek kendini deyim yerinde ise uçsuz bucaksız Evren’de, bir yere konumlandırma becerisini göstermiştir. Bizler, kendimizi Evrende bu şekilde konumlandırdık, 

 

Galaksi’mizin merkezinde dolanan milyarlarca yıldızdan bir tanesi olan Güneş ve üzerinde yaşamın bulunduğu Dünya üzerinde, Güneş’ten ısı ve ışık alarak yaşamını sürdürebilmektedir. İçinde yaşadığımız gezegenimizde, etrafımıza baktığımızda yaşamlarının farklı aşamalarında insanların olduğunu görüyoruz: Yeni doğan bebekler, genç insanlar, yaşlı insanlar ve ölmüş insanlar. Gökyüzündeki yıldızlar da tıpkı insanlar gibi yaşamlarının farklı aşmalarında bulunmaktadırlar: Yeni doğan yıldızlar, genç yıldızlar, dev yıldızlar, süper dev yıldızlar, süpernovalar, ve bunların ölmüş biçimlerinin belirtileri olan beyaz cüceler, nötron yıldızları ve kara delikler. 

Bize hayat veren Güneş, bu zincirde genç bir yıldızdır. Doğal olarak, evrim geçirerek bir sona gelecek, dolayısıyla da içinde yaşadığımız Dünya’yı da aynı sona götürecektir. Böyle bir süreç içersinde sürekli çoğalarak neslimizi devam ettirdiğimiz biz insanlara ne olacak, bir başka ifadeyle Güneş ve Dünya’mızın akıbeti ne olacak? Başka yıldızlara gidebilecek miyiz? Bu sorulara şu şekilde yanıt bulmaya çalışalım.

Güneş Nasıl Oluştu?


Alman filozofu Kant (1755)’a göre; başlangıçta dağınık olan maddenin ötekilere göre daha yoğun bulunduğu bölgelerde toplaşması sonucunda Güneş oluştu. Laplace (1796)’a göre, başlangıçta dağınık ve tek bir bulutsu yavaş bir şekilde büzülmekteydi. Giderek bu bulutsu daha hızlı dönmeye başladı. Hızlı dönmeyle yaratılan merkezkaç kuvvet, bu bulutsudan bazı parçaları koparıp, uzaklara attı. Kopan bu parçalar ise gezegenleri oluşturdu. Kant’la başlayan ve Laplace’ta şekillenen Güneş ve sisteminin oluşumu, sonraları daha ayrıntılı bir şekilde irdelenerek başka hallere çevrilmiştir.

Acaba Güneş’in oluşumu türbülans teorileriyle açıklanabilir mi?


Türbülans, farklı uzunluklarda bir arada olan girdaplardır. Dönen ve türbülans halinde olan gazın çökmesi ile Güneş oluştu. Daha sonra, gaz içersindeki küçük girdaplar dağılıma uğrayarak yoğun bölgeleri oluşturdu. Bu yoğun bölgelerin (yoğunlaşmış çekirdeklerin) gezegenleri oluşturduğu ileri sürülmüştür. Türbülansı hareket ettiren şey nedir? Halihazırda bu soru tatmin edici bir şekilde yanıtlanamamıştır. Sonuçta türbülans teorisi reddedilmiştir. 

Yoksa Gelgit ve NebulaTeorileri mi?


Başka bir yıldız, ilkel Güneş’e yaklaştığında gelgit etkisi yaratarak Güneş’ten çok büyük ve çok sıcak materyal kopardı. Kopan bu büyük gaz parçaları soğuyarak ayrı ayrı parçalara yoğunlaştı ve gezegenleri oluşturdu. Halbuki, gelgit etkisi ile koparılan parçalar çok sıcak ise, bu parçalar genişler ve dağılıma uğrarlar ve gezegen oluşamaz. Bu nedenden dolayı, gelgit teorisinden vazgeçilmiştir.

Nebula Teorileri


İlkel Güneş nebula’sı, başlangıçta dağılıma uğramış yavaşça dönen bir gaz bulutu idi. Gaz bulutu tedrici bir şekilde kendi çekimi altında büzüldükçe, ekvatordaki merkezkaç kuvvetler bu yapıdan halkalı maddenin atılmasına neden oldu. Burada, tek başına merkezkaç kuvvet rol oynamış olsa idi, büzülen gaz, halkalar geliştirmekten ziyade yassılaşmış olurdu. Nebula Teorisi sonraları değiştirilmiştir. Yapılan hesaplar şunu göstermiştir; gezegenleri oluşturmak için sürekli bir disk formunda yeteri kadar madde atılmasına, Güneş sisteminin gözlenen açısal momentumu kafi gelmez. Bununla birlikte, dolanan partikül halkalarından itibaren gezegen ve uydu oluşumunu açıklamaya çalışmak çekici gelmektedir.

Galiba Yığışma Teorisi


Güneş sistemi’nin oluşumuna ait modern görüşe göre, başlangıçta civarındaki ortam ile bir basınç dengesini koruyan yavaşça dönen bir gaz bulutu vardı. Nebula olarakta adlandırılan bu gaz bulutu on milyonlarca yıldır sıradan bir bulut olarak duruyordu. Belki de, spiral bir yoğunluk dalgasının geçişi ile sıkışma sonucunda, bu civarda büyük kütleli bir yıldız doğdu ve bu büyük kütleli yıldız bir süpernova patlaması geçirip öldü. Süpernova patlaması ile üretilen şok dalgaları sözünü ettiğimiz buluta çarparak çökmesine neden oldu. Böyle bir ivme ile bulut çökmeye ve dönmeye başladı. Bulut hızlı bir şekilde döndükçe manyetik kuvvet çizgileri ile sarıldı. Manyetik alan kuvvet çizgileri merkezdeki korun dönme hızını yavaşlatırken, en dış halkada kalan maddeyi daha hızlı döndürdü. Bu yüzden açısal momentumun çoğu, ilkel güneş nebulasının en dışındaki maddede kaldı. Yapılan hesaplar Güneş’in bugün gözlediğimizden çok daha hızlı bir şekilde dönmesi gerektiğini göstermektedir. Fakat, bugün Güneş 2 km/sn lik bir hız ile yavaş dönmektedir. Bunun nedeni de, Güneş’in ömrünün ilk bir kaç milyar yıl süresinde, rüzgarlar ile kütle kaybederek, açısal momentum kaybetmiş olmasındandır.

Hızlı bir şekilde çöken bulut yavaşça dönen yoğun bir kor geliştirdi ve Güneş’i oluşturmak için ayrılarak, dönen bir gaz bulutu ile kuşatıldı. Bu gaz bulutu proto nebula (ilkel güneş bulutu) olarak adlandırılır . Bu ilkel Güneş bulutu pek çok toz partikülleri ile gaz atomlarını içermektedir. Dönen bu ilkel Güneş bulutundaki gaz ivmelenerek, bulut içersine düşmekten kurtuldu. İlkel Güneş’in başlangıçtaki büzülmesi sırasında, gaz o kadar sıcaktı ki (2000 oK), bu sıcaklık daha önce den mevcut olan toz grenlerini (zerrecikleri) eritmiş olmalıydı. İlkel Güneş’in dışarısındaki gaz soğudukça, yeni toz zerrecikleri çoğunluğu kar taneleri formunda yoğunlaştılar. İlk önce metalik ve erimeyen toz zerrecikleri oluştu. Sıcaklık düştükçe buharlaşabilen buzlu toz zerrecikleri oluştu. İlkel Güneş bulutundaki, katı toz partikülleri soğuyarak, ilkel Güneş’in ekvator düzlemindeki gazın bulunduğu son derece ince bir disk içersine doğru düştüler. Toz partikülleri, tek tek gaz atomların-dan daha ağır olmasına rağmen, toz bir disk içersine çöktükçe, gaz küçük bir direnç gösterdi. Soğuk tozdan ibaret ince disk çekimsel olarak kararsız kaldı. Toz zerrecikleri, basınç kuvvetleri tarafından engellenemediler ve daha yoğun bölgelere doğru düştüler. Sonuç olarak, toz zerrecikleri, etrafındaki toz grenleri ile etkileşerek küçük yığınlar şeklinde biçimlenmeye başladı. Toz greninin kendi çekimi, kendi basıncına üstün gelerek yığınlar oluştu. Bu yığınlar, bugünkü gezegenler arasında bulunan asteroidler şeklindedir. Bu yığınlar, planetesimaller olarak adlandırılmaktadır. Bugün gözlediğimiz asteroidler ve kuyruklu yıldızların çekirdekleri planetesimallerin kalıntılarıdır.

 

Soğuk toz grenlerinin bir araya gelerek yığınlar oluşturması azda olsa bir muammadır. Bunun için şöyle bir senaryo düşünülmektedir: Bir olasılıkla, toz grenlerinde buz hakimdi ve bu toz grenleri tüy gibi yumuşak idiler. Böylelikle de kolaylıkla birbirleri ile birleştiler. Tıpkı kar tanelerinin bir kartopu şekline sıkıştırılmaları örneğinde olduğu gibi. Oluşmakta olan Güneş’in etrafında yörüngede dolanan Planetesimallerin biri, diğeriyle etkileştiler. Küçük kaya parçaları şeklinde olan bu Planetesimaller, büyük olanlarla çarpıştılar ve kırıldılar. Daha çok etkileşmeler meydana geldikçe kalıntılar bir araya toplanarak, katı kaya içersine sıkıştırıldılar. Sonunda bu yapılar, gezegen boyutlarına kadar geldiler. Planetesimallerin çoğu 100 milyon yıl içersinde, gezegen ve uydulara dönüştüler. Diğerleri büyük cisimler ile etkileşerek harcandılar. Oluşan gezegen, kalıntılarını kendi yörüngesinde topladı. Bugün için, Ay, Merkür ve Mars üzerindeki krater çalışmaları şunu göstermektedir; 4.5 milyar yıl önce krater oluşum hızında şimdiki ile karşılaştırıldığında bin kat bir artış vardı. Bu kraterler ancak, 100 km veya daha fazla çapa sahip asteroid boyutundaki planetesimallerin çarpmasıyle meydana gelmiş olabilir.

Bu arada genç Güneş parlamaya başladı. Güneş ışınları, etrafındaki toz örtüsüne nüfus ettikçe, enerji girişi oluşan gezegenlerin özelliklerini etkiledi. Güneş’in yakınında ısı çok yüksekti, ve buzları buharlaştırdı. Sadece erimeyen kaya benzeri ve metalik partiküller kalabildi. Bu yüzden Güneş’e yakın olan ve iç gezegenlerde yoğun kaya maddeleri oluştu. Bu gezegenler nispeten küçük kütleye sahip olduklarından çok fazla miktarda hidrojen ve helyum tutamadılar. Güneş sisteminin dış bölgelerinde, sıcaklıklar buzları eritemeyecek kadar düşüktü. Daha büyük kütleli gezegenler buralarda oluştular ve büyük kütlelerinden dolayı hidrojen ve helyumu tutabildiler. Bu suretle, en dıştaki dev gezegenler daha büyük kütleli fakat nispeten düşük yoğunluğa sahiptirler. Çoğunlukla hidrojen ve helyum’dan ibarettirler. Jüpiter ve Satürn sıvı metalik hidrojen korlarına sahiptirler, bu gezegenlerin merkezlerinde daha ağır elementler kaya benzeri bir çekirdek oluşturur. Hidrojen öyle bir basınç altındadır ki elektronlarını kaybetmiş ve bir metal gibi davranır. Hızlı dönmelerinin bir sonucu olarak, gezegenler çok kuvvetli manyetik alanlar üretirler. Bu manyetik alanlar, Jüpiter’in etrafındaki radyasyon kuşaklarındaki elektronları ivmelendirerek ve radyo emisyon patlamalarını harekete geçirerek kendilerini gösterirler. Dış gezegenlerin uyduları, buzlardan meydana gelen hafif elementleri tutabilmişlerdir. 

Bu modern yığışma teorisine göre, çoğu gezegenler, ilkel Güneş’in etrafında yassılaşmış bir disk içersinde dolanan pek çok küçük cismin bir araya toplanarak yığılmasından oluştular. Bu teori gezegenlerin bir merkez etrafında ve kendi ekseni etrafındaki dönmelerini açıklamaktadır. Uranüs istisnadır. O zaman Uranüs, birkaç yada iki cismin birleşmesinden oluştu. Bu onun dönme ekseninin rastgele yönlenmesi ile sonuçlandı ve ekliptiğe olan 90 derecelik eğimini açıklayabildi. 

Buraya kadar, ilkel Güneş ve gezgenlerin oluşumu açıklanmaya çalışıldı. Peki bu ilkel Güneş, anakol’a gelip parlamaya başlaması nasıl oldu.

 

Yaklaşık 4.5 milyar yıl önce, bir yumru süpernova patlaması ile uzaya atılan ağır elementler ile zenginleşen yıldızlararası gaz ve tozu kendine doğru çekti ve çekimsel olarak büzülmeye başladı. İçeriye doğru çöken trilyonlarca gazın ağırlığı altında kalan kor büzüldü. Kor, çekimsel ve kinetik enerjisini ısı enerjisine dönüştürdükce, sıcaklığını 30 oK den yaklaşık 180.000 oK e kadar artırdı. Bu aşamada üretilen kordaki ısı, çekimsel enerjiyi dengeleyerek dış tabakaların içeriye doğru çökmesini engelledi. Böylelikle, ilkel Güneş bir denge durumuna geldi. İlkel Güneş sürekli hareket halinde bulunan sıcak ve soğuk gaz kürecikleri halindeydi. Sıcak kordan çıkan ısı hızlı bir şekilde yüzeye doğru yükseldikçe, üst taraflardaki soğuk halde bulunan gaz sıcak madde ile yer değiştirerek merkeze doğru düştü. Bu şekilde ilkel Güneş’te, ilk defa enerji taşıma prosesi meydana geldi. Bu proses konveksiyon olarak bilinir. Konveksiyonun devreye girmesiyle korun basınç ve sıcaklığı düştü. Bununla birlikte, ısı kordan yüzeye doğru taşınmasıyla, en dış tabakalardaki soğuk ve büyük kütle, merkeze doğru düşerek koru sıkıştırdı ve yoğunluğunun artmasına, sıcaklığının da 4 milyon oK’e yükselmesine neden oldu. İşte bu sıcaklık, kordaki hidrojeni helyuma dönüştürerek nükleer reaksiyonları başlattı. Bu şekilde Güneş, yıldızlararası bulutun şok dalgaları ile sıkıştırılmasından itibaren oluşan ilkel Güneş bulutundan anakola 30 milyon yıl gibi bir süre içersinde gelip ışıma yapmaya başladı

 

Güneş’in anakoldaki ömrünü şu şekilde hesaplayabiliriz. Güneş’in yüzeyinden saniyede yayınlanan enerjisi,

Lo= 4 p R2 s T4


Bu bağıntıda, R: Güneş’in yarıçapı, T : Güneş’in etkin sıcaklığı, s
: Stefan-Boltzman sabiti dir.

Lo = 4 x 3.14 x (700.000 km)2 x 7.56 x 10-15 x (5780)4 = 3.8 x 1033 erg/sn

Güneş’in korunda, hidrojen çekirdeklerinin, helyuma dönüşmesinden ileri gelen kütle eksilmesi 0.007 kadardır. Güneş’in koru, toplam kütlenin %10’unu içerir. O zaman Güneş’in toplam nükleer rezervi, c: ışığın hızı , M: Güneş’in kütlesi olmak üzere,


Eo = 0.007 x M x c2 = 0.007 x 0.1 x 2 1033 x (3 1010)2 = 1.26 x 1051 erg

T = (1.26 x 1051) / (3.8 x 1033) ~ 10 milyar yıl

Bu hesaba göre, Güneş’in ömrü 10 milyar yıldır. Yapılan hesaplar Güneş’in bugünkü yaşını 4.5 milyar yıl olarak vermektedir. Demek ki, Güneş’in geriye 5.5 milyar yıllık bir ömrü kalmaktadır. Güneş şimdi 4.5 milyar yıl yaşında , anakolda bulunmakta ve bize ışınım göndermektedir. Acaba bu ışınımın geldiği Güneş’in içersinde ne olup bitmekte buna bir bakalım.

Bugünkü Güneş

Güneş’in merkezinde, dört tane hidrojen çekirdeği, bir helyum çekirdeği oluşturmak için birleştikleri zaman aradaki kütle miktarı enerjiye dönüşür. Helyum çekirdeği, dört tane hidrojen atomundan bir miktar daha az kütleye sahip olduğu için aradaki bu kütle farkı enerjiye dönüşür. İşte bu olaylar Güneş ışığının orijini olmaktadır. 

 

Güneş’in merkezinde sıcaklık 15 milyon oK, yoğunluk ise katı kurşunun yoğunluğunun 12 misli kadardır. Enerji, Güneş’in merkezinden dışarıya nasıl çıkar? Güneş’in yapısı bir dizi kabuk veya tabakalara göre tarif edilebilir . Nükleer reaksiyonlarla, dört hidrojen atomu bir helyum atomunu oluşturduğunda kaybedilen kütlenin açığa çıkardığı fotonlar bildiğimiz Gamma ışınlarıdır. Bu Gamma ışını şeklindeki foton, Güneş’in korundan yüzeyine düz bir çizgide hareket etse idi Güneş’in yüzeyine 2.5 sn de gelirdi. Bizim gözümüze de 8.5 dakikada ulaşırdı. Gerçekte ortalama olarak foton, 10 milyon yılda Güneş’in korundan yüzeyine gelir. Bu fotonlar yolları üzerinde yüklü partiküller ile çarpıştıklarında enerji X ışınları şeklinde yayınlanır. Korda nükleer reaksiyonlar ile oluşan Gamma enerjisinin Güneş’in içersinden dışarıya doğru hareket etmeye başlaması X ışınları şeklinde ve herhangi bir doğrultuda ve rastgele muhtemelen geriye doğru yayınlanabilir. Foton sonuçta düzensiz zig-zag bir yol izler. Güneş’in radyasyon bölgesi 1 milyon km. ye kadar uzanmaktadır. Bu bölgenin dışında plazma soğumaya ve seyrelmeye başlar. Yoğunluk Güneş’in merkezinden yüzeyine olan uzaklığın yarısında suyun yoğunluğu ile eşit değerdedir. Radyosyon bölgesinin dış kenarında sıcaklık, 500.000 oK dir.

 

Bu şartlar altında gaz atomlarının absorbladıkları enerji, atomların ısınmasına neden olur. Gaz atomları, konveksiyon bölgesi olarak bilinen kabuğun altında boşalan enerji ile kaynatılırlar. Alttan ısıtılan konveksiyon bölgesindeki materyal, tıpkı bir sobanın üzerindeki bir tavada bulunan bir su örneğine benzetilebilir. Sıcak materyal bu bölge içersinde yukarıya doğru yükselir, sonra enerji kaybetmiş olan ve foton yayınlayarak soğumuş olan yüzeydeki materyalle yer değiştirir. Konveksiyon bölgesinin üstü, Güneş’in görülebilir parlak yüzeyine tekabül eder. Fotosfer olarak isimlendirilen bu seyrek bölgenin sıcaklığı 5800 oK dir. Basıncı, Dünya atmosfer basıncının 1/6’sından daha düşüktür.


Yoğunluk ise suyun yoğunluğunun milyonda birinden daha az bir değerdedir. Gördüğümüz ışık bu tabakadan gelir. Bu tabakaya bu nedenle Işık küre adı verilir. Bu tabaka 500 km kalınlığındadır. Güneş lekeleri bu bölgede gözlenir.

Enerji milyonlarca yıl zig-zag hareketi ile konveksiyon bölgesine gelir. 90 gün içersinde konveksiyon bölgesinin içersine taşınır. Daha sonra 150 milyon km. uzaklıktaki dünyaya 8.5 dakikada ulaşır. Fotosferin üzerindeki Güneş atmosferi seyrelmiş gaz halindedir. Fotosferin üzerinde 10.000 km ye kadar uzanan bir renk küre olarak bilinen kromosfer tabakası vardır. Kromosfer’in sıcaklığı 20.000 oK’e varır. Kromosfer tam güneş tutulmaları sırasında görülebilir. Kromosfer’in üzerinde binlerce hatta milyonlarca km. ye uzanan, korona (Taç küre) olarak adlandırılan bir tabaka vardır. Güneş’in koru hidrojen yanması süresince 15 ila 20 milyon oK bir sıcaklığa sahip iken bu sıcaklık fotosferde 5780 oK’e kadar azalırken kromosferde 10.000 ila 20.000 oK’e kadar çıkar. Koronada ise bu değer 2 milyon oK’e kadar varır. Fotosferin tam altındaki konvektif bölgede, sürekli türbülans ve yükselen ve alçalan gaz kolonları son derece gürültülüdür. Neticede ses dalgaları şeklinde yaratılan enerji, kromosferdeki ve koronadaki yoğun ısının sebebidir.

Güneş’in Akibeti

Güneş gibi bir yıldızın ömründeki ilk durak ve en uzun yol anakoldur. Güneş bu anakolda 5.5 milyar daha kalacağa benziyor. Anakolda Güneş’in korunda, termonükleer reaksiyonlar sonucunda ortaya çıkan enerji o kadar yüksek olur ki oluşan iç basınç, korun çekimsel olarak büzülmesini dengeler ve Güneş uzun süre kararlı kalır.

Güneş’in korunda, hidrojenin helyuma dönüşmesi ile korda hidrojen miktarı azalır ve bir süre sonra içteki basınç artık çekim kuvvetine karşı koyamayarak, hızlı bir şekilde büzülmeye başlar. Korda hidrojenin azalıp helyum’un hakim olmaya başlaması ile, helyuma dönüşmemiş korun etrafındaki hidrojen dış tarafa doğru itilir. Kor halen çökmeye devam etmektedir. Güneş’in koru içeriye doğru çöktükçe, korun dış kısımlarında ince bir tabakada bulunan hidrojen, yeterli bir sıcaklığa (10 milyon oK) ulaşarak hidrojeni ateşler. Fakat, burada üretilen enerji çökmekte olan Güneş’i dengede tutamaz. Güneş’in bu ince tabakasında üretilen enerji bu sefer dış zarfa kinetik enerji vererek, Güneş’in genişlemesine neden olur. Bu durumda kor çökmesini sürdürmekte, hidrojenin yandığı tabakanın üstündeki dış zarf genişlemektedir. Güneş bu durumda genişlerken (yarıçapını %75 arttırırken) yüzey sıcaklığını düşürür. Sonuçta Güneş, sabit bir ışıma gücüne sahip olur. Güneş’in bu durumdaki parlaklığı, bugünkünden iki kat daha parlak olur. Bu durumda Güneş’in yaşı 10.6 milyar yıldır.

 

Bu değişiklikler, Dünya’daki yaşamı nasıl etkileyebilir? Güneş’in parlaklığının artmasıyla ilk etki, okyanusların yoğun bir şekilde buharlaşması olacak. Bu buharlaşma atmosfer tarafından tutularak sera etkisi ile yoğunluk artacak. Bu durum, bugünkü Venüs gezegenindeki şartlara benzeyecek. Güneş’in morötesinde yayınladığı radyosyonu, atmosferde bulunan su moleküllerini parçalayarak, hidrojenin uzaya kaçmasına neden olacak. 

Halen Güneş’in koru çökmekte ve dış zarf genişlemektedir. Güneş Hetzsprung-Russell (HR) diyagramında kırmızı dev kolunun en üst noktasına gelirken, manzara şu şekildedir: Güneş çapını 0.5 A.B (1 A.B = 150.000.000 km) artırarak, yüzey sıcaklığı 3500 oK olan gökyüzünde M spektrel tipinde bir dev yıldız olarak parlayacaktır. Güneş’in bu M spektel tipinden dev haline Dünya’dan bakıldığında bugünkü halinden 100 kat daha büyük görülecektir.

 

Güneş kırmızı dev kolunun en üst kısmına geldiğinde, Güneş’in koru 100 milyon oK e ulaşır. Ve korda hakim olan helyum bir anda parlar. Bu olay helyum parlaması (flash) olarak adlandırılır. Güneş, bugünkü parlaklığının 1000 katı kadar bir parlaklığa ulaşır. 

Kordaki helyum parlamasıyla helyum düzenli bir şekilde yanmaz. Bu olayın neticesinde, Güneş’in iç yapısında büyük ölçüde değişimler meydana gelir. Helyum parlaması ile Güneş’in koru genişlemeye ve Güneş’in dış zarfı küçülmeye başlar. Helyum parlaması Güneş’in iç yapısı ile ilgilidir. Bu olay gözlemlerle doğrudan gözlenemez. Kor halen genişlemekte, dış zarf büzülmektedir. Güneş bu şekilde yarıçapını küçültüp, yüzey sıcaklığını artırarak HR diyagramında kırmızı dev koluna paralel bir şekilde inerek yığılma yeri olarak bilinen yere gelir. Gökyüzünde bugün için gözlediğimiz birer K devi olan Aldebaran ve Arcturus yıldızları HR diyagramının bu bölgesinde bulunur. Burada, belirli bir süre sonra helyum düzenli bir şekilde yanmaya başlar. Güneş’in korunda helyumun yanması ile hangi elementler meydana gelir?

Güneş’in korunda helyum, 100 milyon oK sıcaklığında yanarak karbon elementine dönüşür. Bu aşama 3a reaksiyonları olarak adlandırılır. Güneş’in korunda bulunan 3 tane helyum atomu birleşerek karbon atomunu oluşturur. Zaman ile Güneş’in korunda karbon hakim olmaya başlar, helyum ise korun dış tarflarına doğru itilir. En içte karbondan ibaret bir kor ve etrafında iki tane kabuk. İçteki kabukta helyum, dıştaki kabukta ise hidrojen yanmaktadır. Güneş’in korunda karbon hakim olmaya başladıkça nükleer reaksiyonlar çekim kuvvetini dengeleyemeyerek Güneş’in koru ve etrafındaki tabakaları ile çökerken, dış tabakalarda bulunan helyum ve hidrojen çekim etkisiyle yanmaya başlar. Çift kabukta bu şekilde yanmayla Güneş’in dış zarfları genişler buna karşın Güneş’in korunda yeterli enerji üretilemediğinden Güneş’in koru çöker. 

 

Bu durumda Güneş, Hertzprung-Russell diyagramında asimptotik dev kolu boyunca hareket ederek ışıma gücünü artırarak en üst noktaya gelir. Bu aşamada Güneş’in, Dünya’nın yörüngesine kadar şişmesi bekleniyor. Dünya’nın yörüngesi, bu şişmiş zarfın içersine girdiğinde gazlarla sürtünerek yörüngesel enerjisini kaybedecek ve iç tarafa doğru spiral çizerek yutulacak. Isı, Mars gezegeninde ise bahar şartlarını başlatacak.

Asimptotik dev kolunda, Güneş parlamaya başladığı zaman zarfı kararsız kalır ve puls (titreşim) yapmaya başlar. Bu aşamada Güneş artık gökyüzünde uzun peryotlu değişken Mira tipi bir yıldızdır. Mira tipi değişken yıldızların spektrumları incelendiğinde, bu tip yıldızların şiddetli pulsasyon (titreşim) mekanizması ile şok dalgaları ürettikleri görülmüştür. Asimptotik dev kolunda, Güneş, çok yüksek bir hızda kütle kaybeder. Burada Güneş’te üretilen şok dalgaları, Güneş’in yüzeyinden gazı yıldızlararası ortama atar. Gazın bir kısmı toz olarak isimlendirilen birbirlerine gevşek şekilde bağlanmış katı toz zerrecikleri haline yoğunlaşır. Güneş’ten gelen radyasyon tozu iter. Toz da saniyede onlarca kilometreye varan bir hız ile gazı sürükler. Sonuç olarak Güneş, yılda 10-5 güneş kütlesi gibi bir miktarı, rüzgar ile yıldızlararası ortama atar.  

Dev kolu ile asimtotik dev kolu arasında Güneş, kütlesinin yarısını kaybeder. Güneş’in kütle kaybetmesi, Dünyanın kurtuluşu olabilir. Güneş’in çekimi azaldıkça, dünyanın yörüngesi yavaş bir şekilde büyür ve genişleyen Güneş bize ulaşamayabilir. Asimtotik dev kolunda evrimleşen Güneş’in ışıma gücünün çok büyük olması, Neptün gezegeninin ötesinde bulunan kuyruklu yıldızların çoğunu eritebilir. 

Güneş’in etrafındaki tabakalar Güneş’ten ayrıldıkça, Güneş’in evrimi süresince oluşan helyum, nitrojen, karbon, ve başka elementler bu kabukla yıldızlararası ortama atılır. Atılan bu elementler yıldızlararası gazın büyük ölçekte zenginleşmesine yardımcı olur ve buralarda yeni yıldızlar oluşur. 

 

Güneş asimtotik dev kolunun en üst noktasına vardığında, Güneş’in etrafında artık yaygın bir bulut vardır. Yaygın bulut zaman ile geçirgen bir hale gelerek merkezde Güneş’in beyaz cüce olmuş koru ortaya çıkar. Dünya ise beyaz cücenin etrafında soğuk ve ölmüş bir gezegen olarak kalacaktır. Beyaz cücenin etrafındaki yaygın bulut gezegenimsi bulutsu olarak adlandırılır. Gezegenimsi bulutsunun merkezindeki beyaz cücenin, iç kısımda karbon-oksijen, bunun etrafında helyum yanan kabuk, onun etrafında da hidrojen yanan kabuk bulunur.

 

Hidrojen yanan kabukta üretilen radyasyon, yaygın ve geçirgen hale gelmiş buluta etkide bulunarak kuvvetli bir Güneş rüzgarı oluşturur. Hızlı rüzgar, Güneş korunun etrafındaki yaygın bulutu sıkıştırarak, daha uzağa sürükler. Bu esnada beyaz cücenin yüzey sıcaklığı 30.000 oK’e ulaştığında, yeteri kadar ultraviyole ışığı üreterek etrafındaki bulutu iyonlaştırır ve bulutsuyu parlatır. Bu bulut 50.000 yıl daha parlayarak gözden kaybolacak. Peki beyaz cüceye ne olacak?

Güneş’in en son hali olan beyaz cüce, Dünya boyutlarında Güneş’in kütlesinin yarısına sahip olan böyle bir yapı, santimetre kübünde binlerce tonluk bir yoğunluğa sahiptir. Zaman ile bu beyaz cüce, soğuyarak iyice gözden kaybolacaktır. Fakat bu soğuma, milyarlarca yıl sürecektir. Ve beyaz cücenin en son hali siyah cüce olacak ve çevresine çok az bir ışınım verecektir.

kaynak:

Dr. Yüksel Karataş

Selçuk Bilir

İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü

Kaynak: 1) Popüler Bilim (1998) 50, 25-30

              2) Popüler Bilim (1998) 51, 25-31

Reklamlar

One Response to Güneş ve Dünyamızın Akibeti

  1. ALİ AYGÜNEŞ dedi ki:

    GÜNEŞİN KENDİ EKSENİ ETRAFINDA DÖNMESİ HANGİ TARİHTE ÖĞRENİLMİŞTİR..Lütfen cevabınızı bekliyorum.TEŞEKKÜR EDERİM

Bir Cevap Yazın

Please log in using one of these methods to post your comment:

WordPress.com Logosu

WordPress.com hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Çıkış  Yap / Değiştir )

Twitter resmi

Twitter hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Çıkış  Yap / Değiştir )

Facebook fotoğrafı

Facebook hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Çıkış  Yap / Değiştir )

Google+ fotoğrafı

Google+ hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Çıkış  Yap / Değiştir )

Connecting to %s

%d blogcu bunu beğendi: