Evrendeki diğer her şey gibi yıldızlar da sürekli değişim halindedir. Her an milyarlarca yıldız doğar ve ölür. Yıldızların bu yaşam sürecine yıldız evrimi adı verilir. Buradaki evrim biyolojideki evrimden farklı olarak yıldızların yaşamları boyunca geçtiği aşamaları ifade eder. Bu süreç bazı yıldızlarda milyonlarca yıl sürebileceği gibi bazı yıldızlarda milyarlarca hatta trilyonlarca yıl sürebilir. Bu zaman dilimleri değil bir insanın ömrü, tüm insanlığın varoluşundan beri geçen süreyle bile kıyaslanamayacak kadar büyüktür. O halde yıldızların yaşam macerasını tümüyle nasıl gözlemleyebiliyoruz? Bunun açıklaması oldukça basittir. Evrende gözlemleyebileceğimiz o kadar çok yıldız vardır ki bunlar bulunduğumuz zaman içerisinde yıldız evriminin farklı evrelerinde yer alır. Bu farklı evrelerin incelenmesiyle birlikte yıldızlara dair bütün süreçleri aydınlatabiliriz. Bu yazı dizimizde yıldız evriminin aşamalarını açıklamaya çalışacağız.
Yıldız Nedir?
Evrendeki bütün etkileşimleri ortaya çıkaran 4 temel kuvvet vardır. Bunlardan güçlü nükleer ve zayıf nükleer kuvvetin menzili atomsal ölçektedir. Dolayısıyla makro evrendeki bütün etkileşimlerin sorumlusu olan kuvvetler elektromanyetik kuvvet ve kütle çekim kuvvetidir. Elektromanyetik kuvvet; itme ve çekme olarak çift yönlü işlerken, kütle çekimi adından da anlaşılabileceği gibi sadece tek yönlü olarak kütleli cisimleri birbirine doğru çeker. Eğer kütle çekimi tek yönlü işliyorsa kütleli cisimlerin kendi içine çökmesi beklenebilir. Ancak gezegenler ve uydular gibi görece küçük kütleli cisimlerde elektromanyetik kuvvet, atomların sahip olduğu aynı yüklerin birbirini itmesi sayesinde kütlenin kendi içine çökmesine engel olur ve bu kuvvet yarışı ile cisim dengeye gelir. Buna karşın çok büyük kütleli cisimlerde kütle çekim kuvveti cismin kütle merkezinde büyük bir basınç oluşturur, bununla birlikte aynı yerde sınırlı sayıda atom elektromanyetik kuvvetle birbirini itmeye çalışır. Elektromanyetik kuvvet belli bir büyüklükteki basıncın daha fazlasına karşı koyamaz ve kütle çekimi baskın gelir. Böylece merkezdeki atomların çekirdekleri kaynaşmaya başlar. Bu kaynaşma füzyon olarak adlandırılır. Bir yıldızı diğer gökcisimlerinden veya kendi bedeninizden ayıran şey de kütle çekimini elektromanyetik kuvvet ile değil, merkezinde gerçekleşen bu füzyon reaksiyonlarında ürettiği enerjiyle dengelemesidir.
Yıldız Oluşum Aşamaları
Yıldızların oluşum bölgeleri emisyon bulutsularıdır. Yıldızlar bu oluşum sırasında birkaç aşamadan geçer.
İlk olarak gaz ve toz bulutlarının kütle çekim etkisiyle çökmeye başlamasına yol açacak bir itki kuvveti gereklidir. Bu hareket yakın bir yıldızdaki şok dalgaları gibi bir etki tarafından tetiklenmiş olabilir. Gaz ve toz bulutları çökmeye başlar ve kütle çekimsel dengesizliklerden dolayı bu sırada parçalara ayrılır. Bu parçalar ayrı ayrı çöker, merkezindeki gaz sıkıştıkça ısınır. Parçacığın merkezinde yoğunluğun çok daha hızlı artmasından dolayı merkezin sıcaklığı 10.000 K sıcaklığa ulaşırken dış kısımlar bu sıcaklığa henüz ulaşmamıştır. Bu merkezde oluşan yoğun, opak bölge ön yıldız (protostar) olarak adlandırılır. Ön yıldızda sıcaklık ve yoğunluk yüksek olsa da füzyonu oluşturmak için henüz yeterli değildir. Bu aşamada cisim Güneş’ten daha parlak bir haldedir. Gaz ve toz bulutu küçüldükçe açısal momentumunu koruyabilmek için daha hızlı dönmeye başlar, böylece gaz ve toz bulutu düzleşerek disk şeklini alır. Bu disk daha sonra gezegen, uydu ve asteroid gibi cisimleri oluşturur. Merkez sıcaklığı 5.000.000 K sıcaklığa ulaştığında gaz tamamen iyonlaşmış olur ancak çekirdek hâlâ füzyon oluşturmak için çok soğuktur. Ön yıldızın ilk oluşumundan 10 milyon yıl sonra sonunda merkez sıcaklığı 10.000.000 Kelvine ulaşır ve çekirdekte nükleer füzyon başlar. Çoğunluğu hidrojen olan gaz ve toz bulutundan oluşan yıldız, merkezinde bu hidrojeni helyuma çevirmeye başlamıştır. Böylece yıldız doğar. Yıldız biraz daha küçülerek 15.000.000 K sıcaklığa ulaştığında basınç ve çekim kuvveti sonunda dengeye gelir. Bu aşamadaki yıldızlara ana kol yıldızı denir. Güneş’imiz de şu anda bu durumda bulunur. Ana kol evresine kadar saydığımız tüm olaylar yaklaşık 40-50 milyon yılda gerçekleşir. Ancak bu süre ömürleri yaklaşık 10 milyar yıl kadar olan Güneş gibi yıldızların ana kol yaşamının %1’inden az bir süreye karşılık gelir.
‘Başarısız Yıldızlar’
Bildiğiniz gibi evrende her cisim yıldız değildir. Yani merkezinde nükleer reaksiyon oluşturmaz. Bunun nedeni bazı cisimlerin nükleer reaksiyonları ateşleyecek sıcaklığa ulaştırabilecek kütle çekimine sahip olamamasıdır. Örneğin Jüpiter, merkezinde füzyonu başlatacak sıcaklığa erişemeden elektromanyetik kuvvet ile kuvvet dengesine ulaşmıştır. Eğer Jüpiter 80 kat daha kütleli olsaydı, nükleer füzyon başlayacak ve yeni bir yıldız daha olmuş olacaktı. Yani genel olarak söylemek gerekirse, bir cismin yıldız haline gelecek reaksiyonları başlatabilmesi için 0,08 Güneş kütlesinden daha kütleli olması gerekir.
Jüpiter’in kütlesinin 12 katından büyük olan ancak yine de merkezinde yıldız olması için gerekli reaksiyonları oluşturamayan gök cisimlerine ise kahverengi cüceler denir. Bu cisimler küçük, soluk ve soğukturlar. Yıldız olmadıkları gibi gezegen de değillerdir, çünkü merkezlerindeki füzyon tepkimesi ile helyum oluşumu gerçekleşmese de döteryum (1 proton 1 nötrondan oluşan hidrojen izotopu) oluşumu gerçekleşir.
Kahverengi cücelerin küçük ve soluk olduğunu söylemiştik. Öyleyse nasıl gözlemleriz? Kahverengi cüceler genelde çift yıldız sistemlerinin bir üyesidir, bu sistemlerin merkezinde bir yıldız ve bir kahverengi cüce bulunur. Diğer yıldızda oluşturduğu etkiye göre kahverengi cücenin kütlesi tahmin edilebilir. Çift yıldız sisteminde bulunmayan kahverengi cüceler ise çeşitli spektroskopik yöntemlerle tespit edilebilir. Örneğin metan, yıldızların ulaşabildiği yüksek sıcaklığa dayanamaz ve parçalanır, bu şekilde düşük sıcaklıklı cisimler ayırt edilebilir. Bir diğer örnek ise lityumdur. Nükleer füzyonun gerçekleştiği yıldızda lityum tükenir. Dolayısıyla lityumun bulunması düşük sıcaklıklı cisimleri tespit etmeye yarar. Bu gibi yöntemlerle kahverengi cüceler cismin sıcaklığından yola çıkılarak bulunabilir.
Yıldız Kümeleri
Bir gaz ve toz bulutundan benzer özelliklere sahip birden fazla yıldız oluşur. Bu yıldız gruplarına yıldız kümeleri denir. Yıldız kümelerindeki yıldızlar benzer bileşimlere ve yaşlara sahip olduğundan yıldız evriminde kütlenin etkisini gözlemlemek adına iyi bir seçenektir.
Yıldız kümeleri, dağınık ve düzensiz bir haldeyse buna açık küme denir. Örneğin Ülker, açık yıldız kümelerine örnektir. Açık yıldız kümeleri genellikle Samanyolu düzlemi üzerinde bulunur. Bulundurduğu yıldız sayısı birkaç yüzden birkaç on bine kadar çıkabilir. Genişliği ise birkaç ışık yılıdır. Bir diğer yıldız küme grubu ise küresel yıldız kümeleridir. Bu kümeler açık yıldız kümelerine göre çok daha yaşlıdır ve Samanyolu düzlemine uzak bölgelerde bulunur. Genelde yaklaşık 150 ışık yılına yayılmış ve yüz binlerce, bazen milyonlarca yıldızı barındırır haldelerdir.
Yıldız kümelerindeki büyük kütleli yıldızların ömürlerinin diğerlerinden kısa olması, bu kümelerdeki diğer yıldızları etkiler. Büyük yıldızlar küçüklerden gaz ve toz bulutu çalar ve ömürlerinin sonunda sönmeden önce sahip oldukları maddeyi gaz ve toz bulutu olarak saçar. Bu etkiler sonucunda yıldız kümesi dağılır ve kümedeki yıldızlar tek başlarına yaşamlarına devam eder.
Sonuç
Gördüğünüz gibi, gökyüzünde birer nokta olarak görünen yıldızlar aslında birçok aşamadan geçen sancılı bir doğum süreci sonunda oluşmaktadır. Bu süreç günlük yaşantımızda kullandığımız zaman ölçüsüne göre çok uzun olsa da bir yıldızın ömrünün küçük bir parçasını oluşturur. Yıldızlar ömürlerinin büyük bir kısmında kararlı halde bulunur ve ışıma yapar.
Yazı dizimizin bu ilk bölümünde bir yıldızın doğumundan bahsettik. Gelecek bölümlerde yıldız evriminin ilerleyen aşamalarından bahsedeceğiz.
Hazırlayan: Deniz Kaçan & Mustafa Demirer
İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri
Kaynak
- Chaisson, E., McMillan, S. (2008), Astronomy Today, San Francisco CA: Pearson Addison-Wesley.