Yıldız nasıl oluşur? Yıldızlar uzun süre yaşar ama sonunda ölürler. Şu ana kadar çalıştığımız en büyük nesnelerden bazıları olan yıldızları oluşturan enerji atomların bireysel etkileşiminden geliyor. Bu yüzden evrendeki bu en büyük ve en güçlü nesneleri anlamak için en temele inmemiz gerek. Bazı temel prensipler ölen bir yıldıza ne olacağını bilmemizi sağlıyor. Gökbilimciler yıldızların çeşitli yönlerini inceleyerek, özelliklerini ve kaç yaşında olduğunu anlar. Bu da yıldızın yaşam ve ölüm süreçlerini anlamaya yardımcı olur. Aşağıda yıldızların doğumu ve ölümü hakkında bilgiler bulacaksınız.
Yıldızın oluşumu
Yıldızların oluşumu uzun zaman alıyor, çünkü evrende sürüklenen gazların yerçekimi kuvvetiyle doğarlar. Gazın bir kısmı başka elementler olabilir ancak çoğunlukla hidrojendir, çünkü evrendeki en temel ve bol element. Bu gazın yeteri kadarı yerçekimiyle bir araya geldiğinde her bir atom diğer atomu kendine çeker.
Bu çekim kuvveti atomları birbirleriyle çarpışmaya zorlamak için yeterlidir, bu çarpışma ısı üretir. Atomlar birbirleriyle çarpışırken daha titrektirler ve daha hızlı hareket ederler (buna atomik hareket deniyor). Sonunda o kadar sıcak olurlar ki taşıdıkları yüksek kinetik enerjiyle başka bir atoma çarptıklarında (o atom da çok fazla kinetik enerjiye sahiptir) geri sıçramazlar.
Yeterli enerjiye gelen iki atom çarpıştığında atomların çekirdeği kaynaşır. Hatırlatalım, bu çoğunlukla hidrojendir, yani her atom sadece bir protonu olan bir çekirdek içeriyor. Bu çekirdekler birbirine kaynaşınca (nükleer füzyon olarak bilinen işlem) ortaya çıkan çekirdek iki protona sahip olur. Yani oluşan yeni atom helyumdur. Helyum gibi daha ağır atomların birleşimiyle daha büyük atom çekirdekli yıldızlar da oluşabilir. Bu sürece nükleosentez deniliyor ve evrendeki elementlerin çoğunu oluşturduğuna inanılıyor (Tıpkı tuz gibi).
Yıldızın yanması
Yıldızın içindeki atomların (genelde hidrojen elementi) çarpışmaya devam etmesiyle nükleer füzyon gerçekleşir. Füzyon ısı, elektromanyetik radyasyon (görünür ışık dahil) ve yüksek enerjili parçacıklar gibi farklı formlarda enerjiler üretilir. Bu atomik yanma dönemi, yıldızın "hayatta olduğu" (ışık saçtığı) o dönemdir. Gökyüzüne baktığımızda gördüğümüz şey budur.
Bu ısı basınç oluşturuyor — bir balonun içindeki havanın ısınmasının balon yüzeyinde basınç oluşturması gibi — bu da atomları birbirinden uzaklaştırıyor. Fakat unutmayın ki yerçekimi onları bir yandan bir araya getirmeye çalışır. Yıldız sonunda yerçekimi ile itme basıncının dengelendiği bir noktaya ulaşır ve bu süreçte yıldız kararlı bir şekilde yanar.
Ta ki yakıtı bitene kadar.
Soğuması
Yıldızdaki hidrojen yakıtı helyuma ve bazı ağır elementlere dönüşürken nükleer füzyon ile ısı üretiyor. Yıldızın kütlesi yakıtının ne kadar uzun süre yanacağını belirler. Daha büyük kütleli yıldızlar yakıtlarını daha hızlı kullanıyor, çünkü daha büyük yerçekimi kuvvetine karşı koymak için daha fazla enerji harcıyor (ya da başka bir ifadeyle, daha büyük yerçekimi kuvveti atomların daha hızlı şekilde çarpışmasına neden oluyor). Güneş'in yaklaşık 5 milyar yıl daha yakıtı olsa da, daha büyük yıldızların 100 milyon yıl gibi çok daha küçük ömürleri var.
Yıldızın yakıtı bitmeye başladığında, daha az ısı üretmeye başlar. Yerçekimi etkisini engelleyecek ısı olmadığından yıldız büzülmeye başlar.
Ancak tümden kaybolmaz! Bu atomların protonlardan, nötronlardan ve elektronlardan oluştuğunu unutmayın, yani fermiyonlardan. Fermiyonlar ilginçtir. Kurala göre iki fermiyon aynı durumda olamaz. Buna Pauli Dışarlama İlkesi deniyor (Foton tabanlı lazerlerin çalışmasını etkileyen bu soruna bozonlarda rastlanmaz).
Yine Pauli Dışarlama İlkesi'ne göre elektronlar arasında oluşan hafif itici güç yıldızın tamamen çökmesini engelleyerek onu beyaz bir cüceye dönüştürüyor. Bu fenomen 1928'de Hintli fizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar tarafından keşfedildi.
Başka bir yıldız türü olan nötron yıldızı ise yıldız çökmeye başladığında ancak nötron-nötron itişi yerçekimsel çöküşü engellediğinde oluşur.
Ancak tüm yıldızlar beyaz cüce yıldız veya nötron yıldızı haline gelmiyor. Chandrasekhar, bazı yıldızların çok farklı sonlara sahip olacağını fark etmiştir.
Yıldızın ölümü
Chandrasekhar, Güneş'in 1,4 katından büyük olan (Chandrasekhar sınırı olarak adlandırılan kütle) herhangi bir yıldızın kendi yerçekimine karşı koyamayacağını ve Beyaz Cüce olacağını bulmuştur. Güneş'in yaklaşık 3 katına çıkan yıldızlar ise nötron yıldızı oluyor.
Bununla birlikte bir yıldızın kütlesi, dışarlama ilkesiyle yerçekimsel çöküşe karşı koymasına yetmeyebilir. Böyle dev yıldızlar süpernova olur. Patlayarak tüm kütlesini evrene saçar ve küllerinden yine başka yıldızlar doğar… peki ya patlamazsa ne olur?
Bu durumda kütlesi çekim kuvveti altında çökmeye devam eder ve sonunda bir kara delik olur. Kütle çekim kuvvetinin etkisi altındaki yıldız, kara deliğe dönüşene dek çökmeye devam eder. Ve işte buna yıldızın ölümü denir.