Yıldızlar canlı değildir, ancak onların kökenlerini ve sonlarını “doğum ve ölüm” olarak adlandırılmaktadır. Bu adlandırma, bir yıldızdaki madde ve enerji arasındaki ilişkiyi tanımlamanın hayali bir yoludur. Yıldız kalıntılarını incelemek, bir yıldızın ömrü boyunca ne kadar gaz ve kozmik toz püskürttüğünün bulunmasını sağlar. Bu da birbirini izleyen yıldızların ve gezegenlerin nasıl oluştuğunun anlaşılmasına yardımcı olur. Geçmişte yıldızların ürettiği elementler Güneş Sistemi’mizi oluşturdu bunun sonucunda molekül bakımından zengin ve yaşamla dolu gezegenler oluştu. Bir yıldızın yaşam döngüsü kütlesine bağlıdır; daha büyük kütleli yıldızlar Güneş’imiz gibi yıldızlardan daha hızlı yaşar ve daha genç ölür.
Yıldız Türleri
Farklı yıldız türleri, ne kadar madde içerdiklerine ve kardeş yıldızlarıyla birlikte doğup doğmadıklarına bağlı olarak farklı şekillerde yaşarlar ve ölürler. Yıldızın rengi sıcaklığının bir göstergesidir. Daha soğuk yıldızlar kahverengiden koyu kırmızıya göre değişmektedir. Daha sıcak yıldızlar göz kamaştırıcı mavi ve beyaz renklerde bulunur.
İnceleyebileceğimiz en yakın yıldız Güneş’tir. Güneş ortalama bir yıldızdır bu da Evrendeki galaksilerin Güneş’den daha küçük, daha büyük, daha parlak, daha sönük, daha sıcak ve daha soğuk yıldızlar içerebileceği anlamına gelir. Güneş ve Evrendeki yıldızların büyük bir kısmı cüce yıldızlar olarak adlandırılır. Bu yıldızların boyutları, Güneş’in kütlesinin yaklaşık %8’ine kadar büyüyen kahverengi cücelerden ve Güneş’in kütlesinin yaklaşık %120’sine kadar büyüyen sarı cücelere kadar değişir. Daha nadir bulunan dev yıldızlar ise Güneş’in kütlesinin 100 katına kadar olabilmektedir.
Kahverengi Cüce Yıldızların Yaşamı ve Ölümü
Kahverengi cüceler zor bulunan yıldızlardır çünkü çekirdeklerinde nadir bulunan döteryum elementini helyuma sıkıştırırken, yalnızca yaklaşık on milyon yıl boyunca parlarlar. Döteryumları yok olduktan sonra, kahverengi cüceler milyarlarca yıl boyunca kızılötesi dalgaların görünmez ışığında parlarlar. İç kısımları ağırlıkları altında yavaşça çökerken, dışarı çıkan ısının köpürmesiyle çalkalanır ve ısınırlar. Kahverengi cüce yıldızlar sonunda soğur ve soğuk gazın karanlık topları haline dönüşürler.
Optik teleskoplarda görünmemelerine rağmen şimdiye kadar 1.600’den fazla kahverengi cüce bulundu. Gökbilimciler gaz devi gezegenlerini buldukları gibi kahverengi cücelerde bulutları ve hava durumunu tespit ettiler. Ancak ilginç olan ise kahverengi cüceler, X-ışınlarında parlak olarak görünürler ve güçlü radyo dalgası parlamaları yayarlar bu da onların hafif pulsarlar (atarcalar) gibi görünmelerine neden olur. Kahverengi cüceler gaz devi gezegenler (Güneş Sistemi’mizdeki Jüpiter ve Satürn) ve yıldızlar arasında önemli bir bağlantıdır ve devam eden çalışmalar hem Galaksimizdeki hem de ötesindeki oluşumları daha iyi anlamamıza yardımcı olur.
Cüce Yıldızların Yaşamı ve Ölümü
Kırmızı, turuncu ve sarı cüce yıldızların dışarıya doğru parlayan kaynaşmış çekirdekleri ile içe doğru uygulanan yerçekimi kuvvetleri dengededir. İç kısımları yuvarlanarak etraflarında güçlü manyetik alanlar oluşturur.
Manyetik alanlar oldukça iyi radyo yayıcılarıdır çünkü manyetik alanlara hapsolmuş parçacıklar radyo dalgalarını spiral olarak yayarlar. Radyo teleskopları, cüce yıldızların güneş lekeleri ve işaret fişekleriyle dolu mükemmel derecede aktif yüzeylere sahip olduğunu öğrenmemizi sağladı. Bu püskürmeler sayesinde manyetik olarak yüklü dış atmosfer sabit bir parçacık akışı ile beslenir.
Güneşin yüzeyi daha küçük yıldızların yüzeyi kadar aktif değildir ve manyetik alanı, algılayabileceğimiz radyo dalgalarını dış atmosfere yaymaya yetecek kadar enerjiyi zorlukla üretir. Tüm cüce yıldızlar süreç içinde değişir ancak bunu yapmaları milyarlarca yıl alır. Bir cüce yıldızı çekirdeğinin parlaması için ihtiyaç duyduğu hidrojen yakıtını tükettiğinde, dış atmosferi kendi ağırlığı altında çökmeye başlar. Sıcak çekirdek sıkıştıkça ezilmiş hidrojenin ince tabakası helyuma dönüşür. Füzyon, enerjiyi yüzeye pompalar ve yıldızın atmosferini kaynatır. Kaynayan gaz genişledikçe soğur ve şişen yıldız daha kırmızı bir renge bürünür. Asıl boyutunun binlerce katı olan şişen ve genişleyen cüce yıldız kırmızı bir dev haline gelir. Güneş, kırmızı bir dev olduğunda, Dünya’yı yutacak kadar şişecektir. Kırmızı dev fazın sıcak çekirdeği iki milyar yıl boyunca yanarak katmanları helyum külleri ile kaplar. Güneş kütlesinde veya daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar, helyumun karbona dönüşmesine yetecek sıcaklığa ulaşana kadar çekirdek sıcaklığını arttırır.
Karbonla yanan kırmızı dev yıldız, bir cüce yıldız olarak verdiği enerjinin yaklaşık 10 katını yayar. Kızıl dev yalnızca birkaç yüz milyon yıl içinde helyumunu yakıp yeniden çöker. Bu, daha sıcak olan karbon çekirdeğin üzerinde bir helyum tabakasını birleştirir ve yıldızın dış gazlarını bu kadar şiddetli bir şekilde kaynatmak için yeterli ısı yaratır ve böylece kendini tutma yeteneğinin ötesine genişler. Bununla birlikte cüce yıldız, karbon çekirdeğini daha ağır elementler halinde ezmek için yeterli kütleye sahip değildir ve çekirdek kaynaşmasını durdurur.
Beyaz Cüce Yıldızların Yaşamı ve Ölümü
Sıcak bir karbon atomunun çekirdeği, yerçekimi sayesinde bir arada tutulur ancak atomların içindeki boşluklar sayesinde atom kendi kendini ezmez. Bu hassas dengeleme hareketi ile beyaz cüce oluşur. Genişleyen dış gazlar sonunda uçup gider ve açıkta kalan beyaz cüceyi yavaş yavaş siyah bir cüceye dönüşür. Bununla birlikte, bir beyaz cüce yalnız değilse ve başka bir yıldızla yakın bir eşleşme içindeyse beyaz cücenin radyo teleskopları ile fark edilmesi mümkündür.
Beyaz cüce, Güneş kütlesinin 1,4 katından fazla olmadığı sürece Chandrasekhar limiti denen bir değerde bulunur. Bununla birlikte beyaz cüceye eşlik eden yıldız dev fazından geçerken hidrojeni beyaz cücenin üzerine yayılacak kadar şişer. Bu durum beyaz cücenin dengesini bozar. Denge kütlesini devirmeye yetecek kadar gaz kazanırsa beyaz cüce patlar ve geride yalnızca patlayan yıldızın sürekli genişleyen havai fişek gösterisi kalır.
Dev Yıldızların Yaşamı ve Ölümü
Dev yıldızlar, Güneş kütlesinin yaklaşık 3 katı ile 100 katı arasında olabilen hipergantlardır. Dev yıldızların çekirdeği kendi ağırlığından dolayı aşırı ve sürekli bir baskıya maruz kalır. Atomlar ağır gaz yükünü kaldırmak için gereken büyük miktardaki enerjiyi açığa çıkarmak için kaynar. Dev yıldızlar şiddetle parlar mavi ve beyaz renkte ve büyük rüzgarlarda parçacıklar saçar. Bu parçacıklar radyo dalgaları yayar ve radyo teleskopları galaksimizde bulunan dev yıldızların sinyallerini toplar.Dev bir yıldızın aşırı dengeleme eylemi uzun sürmez. Çekirdek mevcut hidrojeni yaklaşık 100.000 yıl içinde helyuma dönüştürür. Sırasıyla karbon, demir, oksijen ve silikon yüzyıllar içerisinde dönüşür
Bu füzyon enerjisi ile dev yıldız kırmızı süper dev yıldıza dönüşür. Kırmızı süper devler, yanma aşamaları arasında dengeleme hareketlerini azaltırken parlayarak titrerler. Sonunda demir, süperdev bir yıldız çekirdeğinde bir parazit haline gelir çünkü demir daha ağır elementlere dönüştüğünde enerji açığa çıkarmak yerine enerjiye ihtiyaç duyar. Dev bir yıldızın dengeleme hareketi, demir kaynaşmasının sağlayacağı çekirdek enerjisinden daha fazladır. Atmosferinin ağırlığı yeterince artınca erimeyen demir çekirdeğe çarparak atomlarındaki boşlukları sıkıştırır. Elektronlar protonlara çarpar ve nötronları oluştururken büyük miktarda enerji açığa çıkarır. Ani bir enerji akışı ile yıldız gazlarını uzaya sonsuz bir genişleme ile fırlatır. Patlama sonucunda galaksideki tüm yıldızların toplamından daha çok parlama olur ve buna süpernova denir.
Nötron Yıldızların Yaşamı ve Ölümü
Geride kalan sıkıştırılmış nötron küresi, nötron yıldızı olarak bilinir. Nötron yıldızları oldukça yoğundur sadece birkaç mil genişliğinde olsalar da güneşten daha fazla kütle içerirler. Radyo teleskopları pulsarlar olarak bilinen, hızla dönen binlerce nötron yıldızını keşfeder ve takip eder. Pulsarlar dev yıldız ölümü hakkında bilgi verir. Ayrıca, uzaydaki olayları ve yapıları ölçmek için pulsarların hassas vuruşları saat ve şamandıra olarak kullanmaktadır.
Kara delikler
Güneş kütlesinin sekiz katından fazla olan büyük kütleli yıldızların çekirdeklerindeki atomlar nötron yıldızlarının yanından geçerken çökmüş madde durumuna dönüştürürler. Çöken nesne o kadar yoğundur ki, yüzeyine yakın yerçekimi kuvveti ışık hızından daha güçlüdür. Işık yüzeyden parlamazsa onu doğrudan göremeyiz ve böyle boşluklara kara delik denilmektedir.
Hazırlayan: Rabiye Baştürk
