Her canlı gibi, yıldızlar da doğal bir döngüden geçer. Bu doğumla başlar, değişim ve büyüme ile karakterize edilen bir ömür boyunca uzanır ve ölümle biter. Tabii ki, burada yıldızlar hakkında konuşuyoruz ve onların doğma, yaşama ve ölme şekli, bildiğimiz herhangi bir yaşam formundan tamamen farklı.
Birincisi, zaman çizelgeleri milyarlarca yıl süren tamamen farklıdır. Ayrıca, ömürleri boyunca geçirdikleri değişiklikler de tamamen farklıdır. Ve öldüklerinde, sonuçlar çok daha görünür mü? Yıldızların yaşam döngüsüne bir göz atalım.
Moleküler Bulutlar:
Yıldızlar geniş soğuk moleküler gaz bulutları olarak başlar. Gaz bulutu milyonlarca yıldır bir galakside yüzüyor olabilir, ancak daha sonra bazı olaylar kendi yerçekimi altında çökmeye başlamasına neden olur. Örneğin galaksiler çarpıştığında, soğuk gaz bölgelerine çökmeye başlamak için ihtiyaç duydukları vuruş verilir. Yakındaki bir süpernova şok dalgası bir bölgeden geçtiğinde de olabilir.
Çöktükçe, yıldızlararası bulut daha küçük ve daha küçük parçalara ayrılır ve bunların her biri kendi içinde içe doğru çöker. Bu parçaların her biri bir yıldız olacak. Bulut çöktükçe, yerçekimi enerjisi ısınmasına neden olur ve momentumun tüm ayrı parçacıklardan korunması, dönmesine neden olur.
Protostar:
Yıldız malzeme daha sıkı ve sıkı bir şekilde bir araya geldikçe, daha fazla yerçekimi çökmesine karşı iterek ısınır. Bu noktada, nesne bir protostar olarak bilinir. Protostarın etrafını çevreleyen ilave malzeme bir disktir. Bunlardan bazıları içeriye doğru sarılmaya devam eder ve yıldıza ek kütle katlar. Gerisi yerinde kalacak ve sonunda bir gezegen sistemi oluşturacaktır.
Yıldız kütlesine bağlı olarak, yıldız evriminin protostar aşaması, genel ömrüne göre kısa olacaktır. Bir Güneş Kütlesi olanlar (yani Güneşimizle aynı kütle) olanlar için, yaklaşık 1000.000 yıl sürer.
T Tauri Yıldızı:
Bir T Tauri yıldızı, malzeme protostarın üzerine düşmeyi bıraktığında başlar ve muazzam miktarda enerji açığa çıkarır. Güneş evriminin bu aşamasını araştırmak için kullanılan prototip yıldız nedeniyle adlandırılırlar - Dünya'dan yaklaşık 600 ışıkyılı uzaklıkta, Hyades kümesi yönünde bulunan değişken bir yıldız olan T Tauri.
Bir T Tauri yıldızı parlak olabilir, ancak bunların hepsi yerçekimi enerjisini çöken malzemeden alır. Bir T Tauri yıldızının merkezi sıcaklığı, özünde füzyonu desteklemek için yeterli değildir. Yine de, T Tauri yıldızları ana dizi yıldızları kadar parlak görünebilir. T Tauri aşaması yaklaşık 100 milyon yıl sürer, bundan sonra yıldız gelişiminin en uzun aşamasına (Ana Sıra aşaması) girer.
Ana sıra:
Sonunda, bir yıldızın çekirdek sıcaklığı, çekirdeğinin füzyonunun başlayabileceği noktaya ulaşacaktır. Bu, tüm yıldızların hidrojen protonlarını birkaç aşamadan helyum atomlarına dönüştürdükleri süreçtir. Bu reaksiyon ekzotermiktir; gerekenden daha fazla ısı yayar ve böylece bir ana dizi yıldızının çekirdeği muazzam miktarda enerji açığa çıkarır.
Bu enerji, yıldızın çekirdeğinde gama ışınları olarak başlar, ancak yıldızdan uzun ve yavaş bir yolculuk sürerken, dalga boyunda düşer. Bütün bu ışık yıldızı dışarı doğru iter ve onu içeri çeken çekim kuvvetine karşı koyar. Yaşamın bu aşamasında bir yıldız, hidrojen yakıt kaynakları sürdüğü sürece dengede tutulur.
Ve ne kadar sürer? Yıldızın kütlesine bağlıdır. Güneş kütlesinin yarısına sahip kırmızı cüceler gibi en az kütleli yıldızlar, yüz milyarlarca hatta trilyonlarca yıl yakıtlarını yudumlayabilirler. Güneşimiz gibi daha büyük yıldızlar tipik olarak 10-15 milyar yıl boyunca ana dizi safhasında oturacaklardır. En büyük yıldızlar en kısa ömürlere sahiptir ve birkaç milyar hatta birkaç milyon yıl sürebilir.
Kırmızı dev:
Yaşamı boyunca bir yıldız, hidrojeni çekirdeğindeki helyuma dönüştürüyor. Bu helyum birikir ve hidrojen yakıtı biter. Bir yıldız hidrojen yakıtı özünde tükettiğinde, iç nükleer reaksiyonları durur. Bu hafif baskı olmadan, yıldız yerçekimi yoluyla içe doğru kasılmaya başlar.
Bu işlem, çekirdek etrafında bir hidrojen kabuğunu ısıtır ve bu da füzyonda tutuşur ve yıldızın 1.000-10.000 faktör kadar yeniden parlamasına neden olur. Bu, yıldızın dış katmanlarının dışarı doğru genişlemesine ve yıldızın boyutunu birçok kez arttırmasına neden olur. Kendi Güneşimizin, Dünya yörüngesine kadar uzanan bir küreye şişmesi bekleniyor.
Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ve basınç, sonunda helyumun karbona kaynaşabileceği noktaya ulaşacaktır. Bir yıldız bu noktaya ulaştığında, kasılır ve artık kırmızı bir dev değildir. Bu süreçte Güneş'imizden çok daha büyük yıldızlar devam edebilir, daha ağır ve daha ağır atomlar yaratan elementler tablosunu yukarı taşırlar.
Beyaz cüce:
Güneşimizin kütlesine sahip bir yıldızın karbonu kaynaştırmak için yerçekimi baskısı yoktur, bu yüzden özünde helyum bittiği zaman etkili bir şekilde ölür. Yıldız dış katmanlarını uzaya fırlatacak ve sonra daralacak ve sonunda beyaz bir cüce olacak. Bu yıldız kalıntısı sıcak başlayabilir, ancak artık içinde füzyon reaksiyonları yoktur. Yüz milyarlarca yıl boyunca soğuyacak ve sonunda Evrenin arka plan sıcaklığı olacak.
Space Magazine'de yıldızların canlı döngüsü hakkında birçok makale yazdık. İşte Güneş'in Yaşam Döngüsü Nedir ?, Kırmızı Dev Nedir ?, Güneş Kırmızı Dev Olduğunda Dünya Hayatta Kalacak mı?, Güneşimizin Geleceği Nedir?
Yıldızlar hakkında daha fazla bilgi ister misiniz? İşte Hubblesite’nin Yıldızlarla İlgili Haber Bültenleri ve NASA’dan daha fazla bilgi Evreni hayal edin.
Yıldızlarla ilgili birkaç Astronomi Oyuncusu bölümü kaydettik. Yararlı bulabileceğiniz iki şey: Bölüm 12: Bebek Yıldızlar Nereden Geliyor ?, Bölüm 13: Yıldızlar Öldüğünde Nereye Gidiyor? Ve Bölüm 108: Güneşin Hayatı.
Kaynaklar:
- NASA: Yıldızlar Nasıl Oluşur ve Gelişir?
- NASA: Yıldızların Yaşamı ve Ölümü
