Çocuklar İçin Astronomi: Yıldızların Yaşam Döngüsü

İnsan ömrüne benzer biçimde yıldızlar da doğar, yaşar ve ölürler. Nasıl ki insan ömrünün uzunluğunu sağlıklı beslenme ve sağlıklı alışkanlık gibi unsurlar belirliyorsa, yıldızların ne kadar yaşayacağı da kütleleri tarafından belirlenir.

Bir yıldız ne kadar yüksek kütleye sahipse, ömrü de ne yazık ki o kadar kısadır. Çünkü büyük kütleli yıldızlar, küçük kütleli yıldızlara göre yakıtlarını daha hızlı tüketirler. Kısa ömürlü dediğimize bakmayın, birkaç bin yıl yaşındaki bir yıldız bile insan ömrüne kıyasla henüz bebek sayılır. Bir yıldızın kütlesini ise yıldızların doğduğu gaz ve tozdan oluşan bulutsuların içindeki madde miktarı belirler.

Zamanla, kütle çekiminin etkisiyle çekilen hidrojen gazı bulutsuyla birlikte dönmeye başlar. Dönme gittikçe hızlanır, ısı artar ve önyıldız ya da ilkel yıldız olarak da bildiğimiz bebek yıldız oluşur. Dönme ile sıcaklık nihayetinde 15.000.000 santigrat dereceye kadar ulaşır ve bulutun çekirdeğinde iki ağır elementin bir araya gelerek daha ağır bir elementi oluşturduğu nükleer füzyon ya da bir diğer adıyla çekirdek tepkimesi meydana gelir. Bu aşamada önyıldızların, yıldız statüsünü koruyabilmek için sabit bir dengeye ulaşabilmeleri gereklidir. Bu denge, yıldızı sürekli kendi merkezine çekip, çökmeye zorlayan kütle çekim kuvveti ile ısı ve ışığı merkezden uzağa iten gaz basıncı arasındadır. Bu iki inatçı güç arasındaki dengeyi kurabilen ve binlerce, milyonlarca, belki de milyarlarca yıl yaşamak üzere nükleer tepkimelerle açığa çıkan devasa enerjilerle ışıldamaya başlayan yıldızlar, anakol adını verdiğimiz genç ve sağlıklı evrelerine ulaşırlar.

Anakol evresindeki yıldız parladığında aslında çekirdekteki hidrojen, helyuma dönüştürülür. Çekirdekteki hidrojen kaynağı tükendikçe, çekirdek kararsız hale gelir ve daralmaya başlar. Yıldızın çoğunlukla hidrojenden oluşan dış kabuğu ise genişler ve yıldız artık kırmızı renkte parlar. Kırmızı dev adını verdiğimiz evreye ulaşan yıldızın kırmızı renkte olmasının sebebi anakol evresine kıyasla daha düşük sıcaklığa sahip olmasıyken, dev dememizin sebebi ise dış kabuğunun dışa doğru genişlemiş olmasıdır. Bu evreden sonra ne olacağına ise yıldızın kütlesi karar verir.

Güneş gibi orta kütleli yıldızların ölümü, yüksek kütleli yıldızlara kıyasla daha sakin gerçekleşir. Kırmızı cüce yıldızlar haricindeki tüm yıldızlar kırmızı dev aşamasına girerler (gökyüzünde çıplak gözle görülebilen yıldızların hiçbiri kırmızı cüce değildir. Kırmızı cüce yıldızları iyi bir dürbün veya teleskopla görebilirsiniz). Kırmızı dev evresindeyken dış kabuktaki hidrojen gazı ve çekirdekteki ısı artmaya devam eder.

O kadar yüksek miktarda enerji açığa çıkar ki yıldız dış katmanlarını, yıldız rüzgârlarıyla uzaya savurur. Geriye ise genişlemekte olan iyonlaşmış bir gaz bulutuyla çevrelenmiş karbon çekirdek kalır. Bu gaz bulutuna “gezegenimsi bulutsu” adı verilir. Kütle çekimi, yıldızda kalan son maddelerin içe doğru çökmesine ve sıkışmasına neden olur. Çekirdek artık son kalan gazlarını da uzaya üfler. Bu aşama “beyaz cüce” aşamasıdır. Bu aşamadan sonra tüm enerjisi tükenen ve artık soğuyup ısı ve ışık yayamayacak ve katrilyonlarca yıl böyle kalacak olan yıldız kalıntılarına ise “kara cüce” denir.

Öte yandan, büyük kütleli yıldızlarda süreç çok farklı şekillenir. Kütle çekiminin ve yüksek sıcaklığın etkisiyle karbon atomları yıldızın çekirdeğinde birikmeye başlarlar ve bu sürecin ardından sırasıyla oksijen, neon, magnezyum, silisyum ve nihayetinde demir gibi giderek ağırlaşan element atomları oluşur. Evrendeki en kararlı element olması nedeniyle yüksek sıcaklığa ve kütle çekimine rağmen demir atomları birleşemezler. Bu nedenle sıkışmanın devamı halinde “süpernova” olarak adlandırılan yüksek enerjili bir patlama meydana gelir. Dünyamız da bir süpernova patlaması sonucunda oluşmuştur.  Eğer yıldız çekirdeğinin kütlesi Güneş’ten biraz daha büyükse patlamanın ardından toz bulutlarının gerisinde neredeyse tüm kütlesinin nötronlardan oluşan “nötron yıldızı” kalır. Aşırı sıcak ve manyetiklerdir. Tipik bir nötron yıldızının kütlesi Güneş’in yaklaşık olarak 2 katıdır. Eğer ölmekte olan yıldızın kütlesi Güneş’in 8 katından daha büyükse kendi kütle çekimi tarafından yutulur. Yıldız bu noktada sonsuz kütle çekimine sahip bir “kara delik” formuna kavuşmuştur.

Nötron yıldızları zamanla yavaşlar ve milyarlarca yıl sonra sönüp giderken, kara delikler ise buharlaşırlar. Ancak tüm bunların gerçekleşmesi ise tahmini olarak evrenimizin yaşının birkaç katı kadar uzun bir zaman dilimi içinde gerçekleşir.

Özetlemek ve yıldızların yaşam döngüsünü insan ömrü ile kıyaslamak gerekirse; önyıldız; fetüs dönemi, nükleer füzyon ve anakol; bebeklik ve yetişkinlik öncesi dönem, kırmızı dev; orta yaş dönemi, beyaz cüce ve kara delik dönemi için ise yaşlılık ve ölüm diyebiliriz.

Yazan: Gizem Yıldız Çetin
Düzenleyen: Kemal Cihat Toprakçı

Kaynak ve Referanslar:

1. Dr. Laura A. Whitlock NASA/GSFC/USRA Greenbelt, MD & Ms. Kara C. Granger Buck Lodge Middle School Adelphi, MD, Imagine the Universe: The Life Cycles of Stars, National Aeronautics and Space Administration (NASA)
2. Life Cycle of a Star https://www.schoolsobservatory.org/learn/astro/stars/cycle
3. Yıldızların Ölümü 3: Nötron Yıldızı Ve Kara Delik https://kozmikanafor.com/yildizlarin-olumu-3-notron-yildizi-ve-karadelik/