Bir Yıldızın Doğuşu

 

“Yıldızlar, tüm uzayı dolduran seyrek gazlarda doğarlar. Bu gaz, az sayıda helyum atomlarıyla hidrojen atomlarından oluşur. Bazı yerlerde bu gaz, oldukça yoğun yıldızlar arası gaz bulutları ile birlikte bulunur. Gravitasyonel teoriye göre gaz bulutunun kendi çekimi, bulutu kendine çeker. Bu, bulutu daha büyük yoğunluklara sıkıştırarak kendi üzerine çekmeli ve bulutun merkezi çok sıkışık bir bölge olmalıdır. Bir gaz sıkıştırıldığında ısınır. Bu yüzden her bir gaz küresinin merkezindeki sıcaklık 10 milyon ˚C ‘ye yükselir (nükleer reaksiyonların başlamasına yetecek bir sıcaklık). Bu reaksiyonlar hidrojeni helyuma dönüştürür ve çok büyük enerji açığa çıkarırlar. Sonuç olarak yıldız parlamaya başlar… ve bir yıldız doğar.”

 

Evet, özet olarak bir yıldızın doğumu böyle anlatılıyor. Evren, büyük patlamayla ortaya çıktığında, çok büyük oranda hidrojen ve az miktarda helyumdan oluşuyordu. Bizi ve çevremizdeki tüm cisimleri oluşturan daha ağır elementler, “yıldız” dediğimiz dev nükleer fırınlarda ve büyük kütleli yıldızların süper nova olarak patlamasıyla oluştu. Yani bir başka ifadeyle, varlığımızı yıldızlara borçlu olduğumuzu söylemek hiç de yanlış olmayacaktır. Şimdi gelin hep birlikte Hubble’ın görüntüleri ile bir yıldızın doğuşuna tanıklık edelim…

 

 

1- Bulutun tepesi, fotoğraf çevresinin dışında kalan bir bölgedeki yüz kadar sıcak yıldızdan gelen morötesi ışınım fırtınaları tarafından aydınlatılıyor. Bu ışınım hidrojen gazı bulutunu ısıtıyor, iyonlarına ayrıştırıp buharlaşmasına yol açıyor.

 

 

2- Bu süreçte ışınıma uğrayan buluttan, yoğun gazlardan oluşmuş bir top ayrılıyor. İşte bu, bir yıldız oluşumunun başlangıcı. Bu, örneğin, çölde kum fırtınasının kumu savurarak taş ve kaya parçacıklarını ortaya çıkarması sürecine çok benziyor.

 

 

3- Yıldız “yumurtası” artık görünür hale gelmiş. Yumurtanın orta bölümünde henüz soğrulmamış gaz kütlesi var.

 

 

4- Yumurta ana buluttan ayrılıyor. İyonlara ayrılma ve buharlaşma devam ederken ortaya çıkan parlaklık yıldız oluşumuna işaret ediyor.

 

 

Bir yıldız, doğduğunda hidrojenden oluşan sıcak bir gaz topudur ve merkezindeki reaksiyonlar hidrojeni helyuma dönüştürdüğü için parlamaktadır. Bu safhaya kadar bütün yeni doğmuş yıldızlarda durum aynıdır. Bir yıldızı diğerinden ayıran ana faktör, yıldızın kütlesidir (ihtiva ettiği madde miktarı). Bir yıldızın kütlesi, doğumunda sabittir ve bu hem yıldızın ömrünü, hem de akıbetini belirler.

 

Nükleer reaksiyonlar ağır kütleli yıldızlarda çok daha hızlı meydana gelir; çünkü merkezleri daha sıcak ve daha yoğundur. Bu yüzden ağır kütleli yıldızlar, sıcak yüzeyleri ile daha parlak yıldızlardır. Bu yıldızları belirli bir sırada, ana kol yıldızları olarak sıralayabiliriz : Anakolun alt ucunda Güneş’ten çok daha sönük ve 3000 ˚C yüzey sıcaklığına sahip hafif kütleli yıldızlar, orta yerde 6000 ˚C yüzey sıcaklığına sahip Güneş tipi yıldızlar ve daha fazla Güneş sıcaklığına sahip 100 000 Güneş kütlesi kadar parlak olan ağır kütleli yıldızlar bulunur.

 

Peki evrende kaç yıldız var? Avustralyalı gök bilimci Simon Driver, belirli bir gökyüzü bölgesindeki toplam ışıktan yola çıkarak, görünen evrende en az 70 milyar kere trilyon yıldız olması gerektiğini hesaplamış. Bu tutar, Dünyamızın tüm kumsallarındaki kum taneciklerinden daha fazla. Ancak Driver, gerçek yıldız sayısının çok daha fazla olabileceğini, çünkü evrenin en uzak yerlerinden ışığın henüz bize ulaşmadığını söylüyor.

 

Diğer yıldızlara baktığımızda, Güneşin %5’i kadar kütleden başlayıp, 100 güneş kütlesine kadar değişen kütleler görmekteyiz. Daha küçük kütlelere sahip yıldızlar yoktur; çünkü bu kütlelerde, yıldızın çekirdeği nükleer tepkimeleri başlatacak kadar ısınamaz. Kütlesi çok büyük olan bir yıldız ise o kadar ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattığı basınç yıldızı patlatır.

 

Peki bir yıldızın parçalarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet, kütle çekimidir. Yıldızlar, genellikle durağan bir yapıya sahip olduklarına göre, kütle çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden kaynaklanan bir basınç kaynağına ihtiyaç vardır. Bir yıldızı oluşturacak gaz bulutu çökmeye başladıkça, basıncının artmasıyla birlikte, sıcaklığı da artar. Gaz bulutu belirli bir sıcaklığa ulaştığında, merkezindeki sıcaklık, yeterli basıncı yaratarak çökmeyi durdurabilir. Ancak, sıcak gazın oluşturduğu bu yıldız, enerjinin korunumu ilkesine göre, yaydığı ışınımdan dolayı enerji kaybedecektir ve bu nedenle zamanla soğuyacaktır. Çökmeyi durduran basınç kaynağını kaybeden yıldız ise çökmeye başlayacaktır.

 

Kırmızı Dev

 

Yıldızlar ilk aşamada enerjilerini, hidrojeni helyuma dönüştürerek üretirler. Bir yakıtı tüketen yıldız, bir diğerini yakmaya başlar. Çekirdekteki hidrojenin tükenmesiyle, helyum atomları birbirleriyle tepkimeye girer ve karbon atomları oluşur. Helyumun yanmasıyla birlikte, yıldızın merkezindeki sıcaklık, çok daha yüksek bir düzeye ulaşır ve çekirdeğin etrafındaki hidrojenin de yanmasını sağlar; bu da, içerideki basıncın daha da artarak yıldızın genişlemesine yol açar. Yıldız bu aşamada, ömrünün büyük bir dönemini geçirdiği ana koldan ayrılır. Böylece, yıldız bir kırmızı dev haline gelir.

 

Helyum füzyonunda, toplam olarak hidrojen füzyonundan daha fazla enerji ortaya çıkar. Bu nedenle helyumun yanıp tükenmesi, hidrojenin tükenmesinden daha az sürede olur. Helyum füzyonu sonunda ortaya çıkan ürünler, daha başka füzyon işlemlerine yol açar; ancak helyum füzyonunda ortaya çıkan enerji, hidrojen füzyonundakinin yaklaşık yirmide biri kadardır. Buna karşın kırmızı dev, çok büyük miktarda enerji yaymayı sürdürür. Bir yıldızın yaşam süresi açısından bu, kırmızı dev formuna geçiş aşamasının çok uzun olmaması anlamına gelir. Bu nedenle gökyüzünde görülebilen kırmızı devlerin sayısı çok azdır. gök adadaki yıldızlardan yalnızca yüzde 1’i kırmızı devdir

 

Büyük kütleli bir yıldız, çekirdeğindeki nükleer tepkimelerde, sırasıyla şu maddeleri yakar: Hidrojen, helyum, karbon, neon, oksijen, silisyum. Yakıtın sınırlı oluşunun yanında, tepkimeler, en düşük ve kararlı enerjiye sahip olan demir oluşana kadar devam eder. Bu aşamada, çekirdekteki tepkimeler sona ererek yıldız evriminin “çekirdek yanması” kısmı sona erer. Artık basıncı dengeleyecek bir kuvvet kalmadığı için, kütle çekimi galip gelir. Dengelenemeyen kütle çekimi, yıldızın çökmeye başlamasına yol açar. Farklı yakıtların yakıldığı her aşamada biraz daha yüksek sıcaklıklar ortaya çıkar. Bu nedenle, yakıt daha çabuk tükenir; yani her evre, bir öncekinden daha hızlı geçer. Son evrelerde, artık bu bir patlama şeklinde gerçekleşir ve ortada yalnızca demirden bir çekirdek kalır. Bu aşama yıldızın “ölümü” olarak kabul edilir. Artakalan maddenin kütlesine bağlı olarak oluşacak cisimler ise üç gruba ayrılır. Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve kara delikler.

 

Beyaz Cüce

 

Bulunmaları zor olmakla birlikte (bu yıldız kalıntıları, sönük olduklarından kolay kolay görülemiyorlar), gök bilimciler bu ilginç yapılı ölü yıldızlara fazlaca ilgi gösteriyorlar. Bunda da haksız sayılmazlar. Çünkü, yıldızların %98’i evrimlerin son aşamasında beyaz cüceye dönüşüyorlar. Bu da neredeyse evrendeki tüm yıldızların ortak sonunun bir beyaz cüce olacağı anlamına geliyor.

 

Beyaz cüceler çok yoğun gök cisimleridir. Yıldızın artakalanının kütle çekimi, gaz basıncına baskın gelecek kadar güçlüdür. Yıldızın daha fazla çökmesini önleyen, elektronların “Pauli dışlama ilkesi” denen özelliğidir. Buna göre, iki elektron aynı kuantum durumunu paylaşamaz. Bir başka deyişle, bir beyaz cücenin kütle çekimi elektron basıncı nedeniyle maddenin daha fazla sıkışmasını engeller. Bu basınçta beyaz cücenin içindeki madde denge durumuna ulaşır. Bu, hiç de küçümsenecek bir basınç değildir. Bir beyaz cücenin yoğunluğu, suyun yoğunluğunun yaklaşık bir milyon katıdır. Yeryüzündeki hiçbir madde bu kadar yoğun olamaz. Bir karşılaştırma yaparsak, yeryüzündeki en ağır element olan saf iridyumun yoğunluğu suyunkinin sadece 22,65’idir. Altınınki yaklaşık 19,3 ; demirinkiyse 7,9’dur.

 

Bundan yaklaşık 6 milyar yıl sonra, bir yaz günü gökyüzüne bakan biri, Güneşi şimdi gördüğümüzden çok daha farklı görecek. Parlak ve göz alıcı Güneş’in yerinde, sönük ve eskisi gibi ısıtmayan bir beyaz cüce olacak. Doğal olarak Dünya’dan böyle bir olayı izlemek hayal olsa gerek; çünkü, bundan yaklaşık bir milyar yıl önce Güneş, yeryüzündeki tüm yaşamın silinmesine yol açacak olan kırmızı dev aşamasından geçecek.

 

Kaynaklar:

 

Bilim ve Teknik Dergisi / Kasım 1994

Bilim ve Teknik Dergisi / Mart 1996

Bilim ve Teknik Dergisi / Mart 2001

Bilim ve Teknik Dergisi / Mart 2004