Yıldızlar da canlı türlere ayrılır. Yıldız türleri, oluşum sırasındaki kütlelerinden yaşam sürelerindeki değişikliklere kadar bir dizi faktör tarafından belirlenir.
Bu yazıda, evrende görebileceğimiz belirli yıldız türlerine ve temel yapılarına bakacağız.
Yıldızların “sağlıklı bir hayat” yaşadığı bir dönem vardır. Gökbilimciler, yıldızların dengeli ve sağlıklı yaşamının bu bölümünü “ana aşama” olarak tanımlarlar . Bu süre zarfında yıldız, çekirdeğindeki çok yoğun maddenin çoğunu oluşturan hidrojeni helyuma dönüştürerek enerji üretir.
Ana faz yıldızları kütlelerine göre (Güneş’in kütlesini “1” alırız), en ağırdan en hafifine doğru sınıflandırıldığında sembolik olarak O, B, A, F, G, K harfleriyle adlandırılırlar. ve M. Bu harfler yıldızın kütlesini ve ayrıca tayfın türünü gösterir.
Bu şekilde, OB spektrum tipindeki bir yıldız mavi, KM spektrum tipindeki başka bir yıldız turuncu renkte parlar.
Ana aşamanın süresi yıldızın doğum anındaki kütlesine göre değişmekle birlikte gençliğinin sonunda biten yıldızımız değişmeye başlar ve farklı bir tür haline geleceği bir aşamaya girer. Genel ilke, bir yıldızın kütlesi ne kadar küçükse, o kadar uzun yaşayacağıdır. Şimdi belirli yıldız türlerine tek tek bakalım.
1. Proxima Erboğa Tipi Kırmızı Cüce Yıldızlar (M Spektrum Sınıfı)
Güneş’in% 7,5-60’ını oluşturan M sınıfı kırmızı cüce yıldızların kütlesi, ana aşamada harcadıkları kütleye bağlı olarak 70 milyar yıldan birkaç trilyon yıla kadar değişir. En büyük kütleli olanlar hayatlarının sonunda ölür ve beyaz cücelere dönüşür. Cüce cüceler yavaş yavaş siyah cücelere dönüşecek. 13,8 milyar yıllık evrende hiçbir kırmızı cüce yıldızı ana sahneden çıkıp siyah cüceye dönüşmedi.
Kırmızı cüce yıldızlar, evrendeki en büyüğüdür ve tüm yıldızların% 80’ini oluşturur.
2. “Epsilon Eridani” Tipi Turuncu Cüce Yıldızlar (K Spektrum Sınıfı)
Güneş’in% 60-85’lik bir kütlesine sahip olan K sınıfı turuncu cüce yıldızlar, kütlelerine bağlı olarak 20-50 milyar yılını ana aşamada geçirirler. Bu dönemin sonunda kırmızı dev bir yıldıza, sonra da beyaz bir cüceye dönüşerek bir gezegenimsi bulutsu oluşturup ölüyorlar. Evrende hiçbir K sınıfı ana sahne yıldızı, kırmızı bir deve dönüşecek kadar yaşlanmadı veya ölmedi.
Turuncu cüce yıldızlar, evrendeki yıldızların yaklaşık% 8’ini oluşturur.
3. “Güneş” Tipi Sarı Yıldızlar (G Spektrum Sınıfı)
Güneş’in% 85-110’u kadar bir kütleye sahip olan G sınıfı sarı cüce yıldızlar, kütlelerine bağlı olarak 8-15 milyar yıl ana sahnede kalır ve ardından kırmızı devlere dönüşürler. Sonunda, bir gezegenimsi bulutsu oluştururlar ve beyaz cücelere dönüşerek hayatlarını sona erdirirler. Güneş gibi evrendeki yıldızların yaklaşık yarısı ya kırmızı devlere dönüştü ya da beyaz cücelere dönüştü.
Sarı yıldızlar, evrendeki yıldızların yaklaşık% 3,5’ini oluşturur.
4. Sirius Tipi Beyaz Yıldızlar (A ve F Spektrum Sınıfı)
Güneş’in 1,5-2,5 katı kütleye sahip olan A ve F sınıfı yıldızlar, kütlelerine bağlı olarak yaklaşık 300 milyon yıldan 4 milyar yıla kadar bir süreyi kapsar. Bu sürenin sonunda yıldız kırmızı bir deve dönüşür. Sonra, önce bir gezegenimsi bulutsusuna dönüşür ve sonunda beyaz bir cüceye dönüşür ve ölür. Bugün var olan kırmızı dev yıldızların ve beyaz cücelerin büyük çoğunluğu, A ve F Sınıfı yıldızların yaşlanmasının ve ölümünün bir sonucudur.
Bugün evrendeki ana yıldızların% 0,7’si A sınıfı ve% 2’si F sınıfı yıldızlardır.
5. “Eta Karina” Tipi Mavi-Beyaz Dev Yıldızlar (O ve B Spektrum Sınıfı)
Güneş’in 3,5-120 katı kütleye sahip olan O ve B Sınıfı dev yıldızların ana aşaması, kütlelerine bağlı olarak 1-150 milyon yıldır. Bu sürenin sonunda yıldız hızla kırmızı bir deve, daha sonra da bir süpernova patlaması sonucu en büyüğü bir nötron yıldızına veya kara deliğe dönüşür. Kırmızı dev aşamadan sonra alt kütleler bir gezegenimsi bulutsu oluşturur ve beyaz cüceler gibi ölür.
Bu yıldızlar evrendeki en küçük yıldız türüdür ve tüm yıldızların yalnızca% 0,1’i B sınıfıdır ve% 0,00001’i O sınıfıdır.
6. “Betelgeuse” Tipi Kırmızı Dev Yıldızlar
Ana aşamanın sonunda, yaşlanan yıldızın çekirdeğindeki hidrojen azaldığında, yıldızın doğumundan itibaren yerçekimi kuvvetinin içe doğru çökmesini engelleyen radyasyon basıncı azalır ve yıldızın hidrostatik dengesi bozulur. Bozulan denge nedeniyle, yerçekimi öncelik kazanır ve yıldız oluşturan madde kendi ağırlığı altında çökmeye ve sıkışmaya başlar.
Yıldız çökerken, hapsolmuş nükleer bölgedeki basınç ve ısı artar. Çekirdekte basınç ve sıkıştırmanın yarattığı ısı 100 milyon santigrat dereceye ulaştığında, çekirdekte biriken helyum atomları birleşerek karbon atomları oluşturmaya başlar.
Aynı zamanda, çekirdek çevresinde hareketsiz kalan tüm hidrojen reaksiyona girer. Bu ani ve büyük enerji yıldızın çökmesini engellediği gibi başka bir fenomene de neden olur: Yıldız genişlemeye başlar. Bu genişleyen yıldızlara “kırmızı devler” diyoruz.
Tipik bir kırmızı dev yıldız, başlangıç kütlesine göre ana aşamanın çapının 100 veya hatta birkaç bin katına ulaşabilir.
7. Ölü Yıldızlar
Bu yazıda ele aldığımız bazı yıldız türleri, “yıldızların enerji ürettiği ve parlamaya devam ettiği” dönemde görülmektedir. Nötron yıldızları ve Beyaz Cüce yıldızlar, enerji üretme yeteneklerini zaten kaybetmiş ölü yıldızlardır ve onları yıldız türleri olarak sınıflandırmak yanlış olur.
Ayrıca bazen yanlışlıkla yıldız olarak tanımlanan “Kahverengi Cüceler” olarak adlandırılan gök cisimleri yıldız değildir.