Yıldızların yanan dev gaz topları olduğu bilinen bir gerçektir. Yıldızlar aslında hidrojen gazını helyuma dönüştürürken açığa çıkan ısı ve ışığı etraflarına yayarlar. Nükleer füzyon reaksiyonu denilen bu işlem sırasında 4 hidrojen atomundan 1 helyum atomu oluşur. Bu işlem hidrojenin oksijenle birleşip su oluşturduğu reaksiyondan 10 milyon kat daha fazla enerji açığa çıkmasına sebep olur.
Bu enerji aynı zamanda ısıyı, dolayısıyla termonükleer basıncı arttırarak yıldızın çekirdeğindeki yüksek kütle çekimine karşı dengeli bir durum oluşmasına sebep olur. Bu dengeli durum yıldızın ömrünün en uzun evresidir.
Yıldızın ömrünün ne kadar uzun olacağını kütlesi belirler. Büyük kütleli yıldızlar, çok büyük olan kendi kütleçekimlerine karşı dengeli durumlarını koruyabilmek için daha fazla ve daha hızlı yanmak zorundadırlar. Dolayısıyla hidrojenlerini daha çabuk bitirirler. Küçük kütleli yıldızlar ise büyük kütleli yıldızlara kıyasla daha soğuk ve yavaş yanarlar, ömürleri daha uzundur.
Kızıl Devler
Bir yıldızın hidrojeni azalmaya başladığında yıldız, kütle çekimini dengelemek için termonükleer basıncı daha fazla arttıramaz. Yıldızın çekirdeği sıkışmaya başlar, bu da sıcaklığı ve basıncı daha da arttırarak yıldızın şişmesine sebep olur.
Kütleleri Güneşin kütlesinin 0.8 ila 8 katı olan görece küçük kütleli yıldızlar, orjinal boyutlarının 400 katı kadar büyürler ve kızıl dev olduklarında hacimleri Güneşin 20 ila 100 katı kadar daha büyük olsa da, kütleleri hala Güneşin 0.25 ila 8 katı kadardır.
Kızıl devlerin yüzey sıcaklıkları, devasa bir büyüme yaşadıkları için çarpıcı bir düşüş yaşamıştır. Yıldızın rengi beyazdan sarıya, sonra kırmızıya döner. Bu aşamada yıldız bir kızıl deve dönüşmüş olur.
Çekirdekleri tekrar bir füzyon reaksiyonu oluşturacak kadar basınca ve ısıya sahip olunca, helyum atomları karbona ve oksijene dönüşür. Yıldız helyum yaktıkça büzülmeye ve ısınmaya başlar, rengi maviye döner. Ancak bu mavi aşama 1 milyon yıl gibi kısa bir zaman alır. Helyum hızla tükenir ve yıldız tekrar genişleyip soğur. Burada 2. kızıl dev aşamasına geçilmiş olur.
Kızıl devler genişledikçe yörüngelerindeki gezegenleri yutabilirler. Güneşin yaklaşık 5 milyar yıl sonra Dünyayı yutması beklenmektedir.
Gezegenimsi Nebulalar
Zamanla kızıl devler kararsızlaşıp titremeye başlarlar ve atmosferlerinin dış katmanlarını uzaya saçtıkları, güneş rüzgarları oluştururlar. Atmosferlerini dışarı savurdukları zaman geriye kalan çekirdek bir beyaz cücedir. Beyaz cüceden yayılan elektromanyetik radyasyon, yayılan atmosferin oluşturduğu çok sıcak gaz bulutunu parlatmaya başlar. bu yapıya gezegenimsi nebula denir. (Gezegenle bir alakaları yoktur, yıllar önceki bir yanlış anlaşılmadan dolayı bu isim verilmiştir.)
Gezegenimsi nebulaların ömürleri birkaç onbin yıl kadar kısa bir süredir ve zamanla yeni yıldızlar oluşturacak gaz kütlelerine dönüşürler.
Beyaz Cüceler
Yıldızın çekirdeği artık füzyon yapacak maddesi kalmadığı için, kütleçekimine karşı koyamaz ve atomlar kendi üzerlerine çöker. Öyle sıkışırlar ki elektronlar birbirine çarpacak olur. Ancak Pauli Dışarlama İlkesi uyarınca aynı spine sahip 2 özdeş elektronun aynı enerji yörüngesinde olması mümkün olmadığı için, 1 enerji yörüngesinde en fazla 2, zıt spinli elektron yer alabilir. Aynı spine sahip elektronlar birbirini iterler. Böylece atomlar birleşemez. Çekirdek, füzyonun değil kuantum mekaniğinin kuralları sayesinde dengede kalır.
Çekirdekte bu denli sıkışmış maddeye sahip olmaları beyaz cüceleri çok yoğun yapar. Öyle ki, Güneşin kütlesindeki bir beyaz cüce, Dünyayla eş hacime sahiptir.
Beyaz cüceler kendileri ısı ve ışık üretmedikleri halde yıldızlar arasında en yüksek yüzey sıcaklığına sahip yapılardır. Bu ısı, bir önceki evrimsel aşamaları olan kızıl dev formlarından kalma ısıdır. Adeta sönmüş bir fırından yayılan sıcaklık gibi kalıntı ısı yayarlar. Beyaz cüceler ayrıca çok sönüktürler. Tipik bir beyaz cüce Güneşin parlaklığının yaklaşık %0.1 – %1’ine sahiptir. Dünyaya en yakın beyaz cüce Sirius B, optik teleskopla bile gözlemlenemez.
Siyah Cüceler
Beyaz cüceler zamanla çok yavaş bir şekilde soğuduklarında siyah cüceye dönüşmeleri beklenir. Bir beyaz cüce o kadar yavaş soğur ki, bir siyah cücenin oluşması için gereken süre evrenin yaşından fazladır. Yani siyah cüceler teorik varlıklardır, henüz hiç gözlemlenmemişlerdir.
Kırmızı Süper Devler
Kırmızı süper devler de kızıl devlere benzer şekilde oluşurlar: ancak orjinal yıldızın, Güneşin yaklaşık 8 ila 40 katı olması gerekir. Kütlelerinin devasa büyüklüğü onları çok daha farklı bir evrime sürükler.
Kırmızı süper devlerin parlaklığı Güneşin on binlerce katına ulaşabilir.
Kırmızı süper devler helyumlarını 1 veya 2 milyon yıl içinde tüketir ve çekirdekleri karbon yakmaya başlar. Yıldız genişleyip soğur.
Büyük kütleli yıldızlarda bu noktada füzyon daha da ileri gider; karbon sırasıyla oksijen, neon, magnezyum, silisyum gibi daha ağır elementlere dönüşür. Bu dönüşüm gittikçe daha kısa sürer. Element katmanları soğan benzeri bir yapı oluşturur. İçeri doğru ağırlaşacak şekilde sıralanırlar. Sadece birkaç günde çekirdek silisyumdan demire dönüşür. Çekirdeğin kütlesinin Güneş kütlesinin yaklaşık 1.44 katını geçmesiyle füzyon durur ve süpernova patlaması başlar.
Demir, tüm elementler arasında en kararlı olanlardan biridir. Bu yüzden çekirdekte füzyonun devam etmesi dışarıya enerji vermez, aksine enerji almayı gerektirir. Bu noktada, kütle çekimine karşı termodinamik basınç oluşması durduğundan dolayı, çekirdek kendi içine çökmeye başlar.
Tip 2 Süpernova
Çekirdek yaklaşık 1 saniye gibi kısa bir sürede çöker ve sıcaklığı 1 milyon dereceye ulaşır. Çekirdeğin yoğunluğu kritik bir noktaya ulaştığında itici nükleer kuvvet baskın hale gelir ve içten dışa doğru bir basınç patlaması olur.
Bu esnada yıldızın dış katmanları içe doğru çökerek çekirdeğe ulaşır. Yoğun demir çekirdeğin yüzeyinden saniyede yaklaşık 30.000 kilometre hızla yansırlar. Bu da yıldızın çekirdeğinden dışarı doğru şok dalgalanmalarına sebep olur. Şok dalgaları, yıldızın süpernova olarak patlamasına yol açar.
Şok, yıldızın atmosferindeki yeni elementlerde karşılaştığında radyoaktif elementler ve izotoplar oluşur. Yaygın elementlerin çoğu yıldızların çekirdeklerinde nükleer füzyonla oluşurken, daha ağır elementlerin çoğunun oluşumu süpernova patlamasının dengesiz koşullarında gerçekleşir. Şok dalgası bu maddeyi uzaya fırlatır. Bunlara süpernova kalıntısı denir. En sonunda dev bir gaz ve toz bulutunun parçası olup, yeni yıldızların oluşmasına sebep olacaklardır.
Nötron Yıldızları
Süpernova patlamasından sonra yıldızdan geriye yıldızın çekirdeği kalır. Bu çekirdek Güneşin kütlesinin yaklaşık 3 katından küçük bir kütleye sahipse, demir atomlarının sıkışması devam eder. Proton ve elektronların birleşerek nötronlara dönüşmesine sebep olur.
Nötron yıldızları evrende kara deliklerden sonraki en yoğun yapılardır. 1 Güneş kütlesine sahip bir nötron yıldızının çapı ancak 20 kilometredir.
Pulsarlar
Çok büyük hızlarda kendi ekseninde dönen nötron yıldızlarına pulsar denir.
Bilinen en hızlı pulsar olan PSR J1748-2446ad, dakikada 43.000 kez döner. Bu, tipik bir ev tipi blender’ın iki katıdır.
Tüm gök cisimleri gibi nötron yıldızları da güçlü manyetik alanlara sahiptir. Nötron yıldızları aslında %100 nötronlardan oluşmaz. %5 oranında elektron, proton, pozitron ya da foton gibi çeşitli küçük parçacıklar da barındırırlar. Bu parçacıklar, manyetik alanın etkisiyle, yıldızın manyetik kutuplarından dışarı fırlatılırlar. Çok büyük hızlarda hareket eden bu parçacıklara jet denir. Jetler, çok güçlü ışık hüzmeleri üretirler.
Ancak manyetik alanının kutupları nötron yıldızının dönme ekseniyle aynı hizada olmayabilir. Tıpkı Dünyanın manyetik kuzeyiyle gerçek kuzeyin aynı hizada olmaması gibi. Bu yüzden nötron yıldızının manyetik kuzey ve güney kutuplarından yaydığı ışık, tıpkı bir deniz feneri lambasının kendi etrafında dönerken sadece baktığı tarafa ışık yayması gibi ışık yayar. Bu yüzden ışık, dünyadan periyodik olarak gözlemlenebilir.
Magnetarlar
Bilinen tüm nötron yıldızları, Dünya’nınkinden milyarlarca ve trilyonlarca kat daha güçlü manyetik alanlara sahipken, magnetar olarak bilinen bir nötron yıldızı türü, trilyonlarca kat daha güçlü bir manyetik alana sahip olabilir. Bu yoğun manyetik kuvvetler, bir magnetarın yüzeyinde yıldız depremlerine neden olarak yıldızın kabuğunu parçalayabilir ve Samanyolu galaksisinde binlerce ışık yılı boyunca yayıldığı bilinen o kadar güçlü parlak gama ışını patlamaları üretebilir ki, Dünya’nın üst atmosferinde ölçülebilir değişikliklere neden olabilir.
Kara delikler
Eğer bir yıldızın kütlesi Güneşten en az 20 kat daha fazlaysa, ömrünün sonunda bir kara deliğe dönüşür.
Yıldız süpernova geçirdiği zaman, itici nükleer kuvvet devasa kütledeki yıldızın kütleçekim etkisine baskın gelemez ve yıldız kendi içine çökmeye devam eder. o kadar güçlü bir kütle çekimsel alan oluşur ki oradan ışık bile kaçamaz, böylece bir kara delik oluşmuş olur. İçeriden dışarıya herhangi bir formda bilgi çıkamayacağı için; merkezdeki “tekillik” denilen ve uzay-zamanın öngörülemez biçimde kırıldığı, sonsuz küçük ve sonsuz yoğun nokta hakkında bir bilgiye sahip değiliz.
Bir kara deliğin tekilliğinin sınırına olay ufku denir. Olay ufkundan kaçabilmek için gereken hız ışık hızıdır.
Bir kara deliğe yaklaşan yıldızlar veya çeşitli gök cisimleri, kara deliğin yörüngesindeki birikim diski denilen bölgede yüksek hızlarda dönmeye başlarlar. Parçacıklar birikim diskinin dışından içeri doğru ilerleyip olay ufkundan içeri düşer ve tekilliğe ulaşırlar. Birikim diski aynı zamanda kara deliğin ışık kaynağıdır ve Doppler Etkisi ve olay ufkuna doğru olan kütle çekimsel kuvvetler nedeniyle tuhaf bir görüntüye sahiptir.
Kara deliklerin doğası ve tekillik hakkında bilinenler halen çok sınırlı. Fizikçiler nihai amaçlarına ulaşıp görelilik teorisini kuantumla birleştirebildikleri bir evren modeli tasarladıklarında; belki de kara delik tekillikleri, evrenin başlangıcı ve ötesine bir kapı aralayabilir.
Özetle yıldızların yaşamsal süreçleri oldukça farklı biçimlere evrilir. Bu yolları araştırmak, evrenin genel işleyişi ve tarihi hakkında bilgi sahibi olmak açısından oldukça önemli.
Yazar: Betül Önal
Kaynaklar: science.nasa.gov , wikipedia.org , esahubble.org , space.com