Yıldızlarda Hidrostatik Denge: Akışkanların Gizli Gücü

Yıldızlar ve gezegenler, şu anki oluşumlarını ve hayatlarının bir kısmını hidrostatik dengeye borçludur. Bulutsular, bir araya gelerek düşük derecede kütle çekimi yaratır. Oluşturdukları kütle çekimi sayesinde zincirleme hâlinde, doğru orantılı bir şekilde yeterli gaz ve toz yoğunluğuna gelene kadar daha fazla gaz ve toz bulutu toplamaya devam eder. Aynı anda kütle çekimi sayesinde gaz ve tozlar, kendi üzerlerine çökerek yoğunlaşır. Ancak sıkışma nedeniyle gaz basıncı artacağı için belirli bir noktaya gelince artık çökme durur ve denge durumu meydana gelir. Bu durumda yoğun bulutsu ne çöker ne de dışarıya doğru genişler. Kütle çekimi ve sıkışmanın yarattığı basınç, kararlı bir cisim oluşturmuştur. Bu cismin bulunduğu hale “Hidrostatik denge” denir. ^[1]

Hidrostatik dengenin gök cisimleri açısından önemi

Eğer hidrostatik denge durumu nispeten erken veya geç gerçekleşse yıldız, gezegen vb. gök cisimlerinin kendilerine ve oluşumlarına nasıl katkıda bulunur? 

Giriş bölümünde “Yoğun bulutsu” kavramı vurgulanmıştır. Bu kavramın kullanılmasının sebebi eğer herhangi bir gök cismi oluşmadan -hidrostatik dengeye girmeden hemen önceki evre- yoğun bulutsu evresinde sıcaklık nükleer füzyonu başlatacak seviyeye gelmeden hidrostatik denge kurulursa yıldız oluşamaz. O yoğun bulutsu artık bir gök taşına, gezegene veya “Kahverengi cüce”ye (Başarısız yıldıza) dönüşür. Ancak füzyonu başlatacak seviyede sıcaklığa ulaşılırsa ve o zamandan sonra hidrostatik denge gerçekleşirse yıldız oluşabilir. Hidrostatik denge, gök cisimlerin küresel yapılarını korumalarını da sağlamaktadır. Örneğin, Dünya atmosferi gibi bir gaz tabakasının Dünya yüzeyine yapışmasını önleyen şey hidrostatik dengedir. Kütleçekim etkisiyle çöken gaz, sıkışan gazın basıncı sayesinde dengede durur ve bu sayede atmosfer ayakta kalır. ^[2]

Hidrostatik denge denklemi ve uygulamaları

Hidrostatik denge bazen bozulma gösterebilmektedir. Mesela, yıldızların iç kısımlarında meydana gelen birtakım bozukluklar sebebi ile bu kuvvet dengesi bozulur ve yıldız arada sırada şişip büzülebilir. Bu tür yıldızlara “Zonklayan yıldızlar” denir. Öte yandan yıldızların yüksek dönme hızlarına bağlı olarak merkezkaç kuvveti sebebiyle ekvatordan dışa doğru şişmeleri, küresel yapılarında bozulmalara sebep olabilir. Bu kısım hidrostatik denge denkleminde hesaba katılmaktadır. Örnek verilecek olursa Güneşimiz; kendi etrafında 2 km/s hızında dönen, yavaş bir yıldızdır. Bu durum genellikle Güneş için ihmal edilir; ancak bazen hesaba katılması gerekir. Ancak “VTFS 102” gibi bazı yıldızlar, saniyede 500 km/s hızla döner ve hızlıdırlar. Sözü edilen durum, yıldızın güçlü bir merkezkaç kuvvetine sahip olduğu anlamına geleceğinden bu tür yıldızlar, ekvatorun dışına doğru şiş olabilir.

Burada $dP$ basınç, $dr$ kalınlık, $G$ kütleçekim sabiti, $M$ hacim elemanının içinde kalan yıldız kütlesi, $P$ yoğunluk, $r$ ise yarıçaptır.

Denklem çözümü, kütle çekimi sabitinin hacim elemanının içinde kalan yıldız kütlesi ve yoğunlukla çarpımının yıldız yarıçapının karesine bölümün negatif ifadelisidir. ^[3]

Kaynaklar