43) Yıldızların Evrimi

Gökbilimde birbirlerine çok uzak konumlarda bulunan gökcisimlerinin yapısal benzerliklerinden yola çıkarak gökcisimlerinin evrimi araştırılır. Bu birbirleriyle ilişkisi olmayan kişilere ait bebeklik, çocukluk, gençlik, yetişkinlik ve ihtiyarlık fotoğraflarına bakarak yaşlanmanın tüm insanlarda nasıl gerçekleştiğini anlamaya benzer. Teleskoplarla gözlemlenen gökcisimleri yapılarına göre sınıflandırılır ve hangi gökcisminin ne tür bir süreçten geçerek bir başka gökcismine dönüşüyor olduğu araştırılır. Böylece gökcisimlerinin milyonlarca yıl içerisinde geçirdikleri değişimi birkaç on yılla kısıtlı ömürlerimizde anlamaya çalışırız.
 

43.1. Yıldızların kütlelerine göre geçirdikleri evrim [1].

 

Gökada bulutsuları (galactic nebulae) doğacak yeni bir yıldızı müjdeler. Uzay boşluğunda serbest bulunan bu toz ve gaz bulutları birbirlerine uyguladıkları çekim kuvveti sebebiyle bir noktada yoğunlaşır ve ısınırlar. Nihayet önce etrafı sıkışmakta olan toz ve gaz bulutlarıyla sarılı bir ön-yıldız (protostar) sonra da yığışmış olan bu moleküllerin miktarına göre bir yıldız oluşur (43.1). Bir yıldızın ömrünün ne kadar süreceği ve nasıl bir dönüşüm geçireceği başlangıçtaki bu kütle miktarına bağlıdır. Yıldızlar, önce hidrojen sonra da helyum olmak üzere çeşitli kimyasal yakıtlarını tüketerek parlarlar. Bu enerji kaynağı değişimleri sırasında çeşitli evrelerden geçerler. Yüzey sıcaklığı değişimine bağlı olarak renkleri, zamana bağlı enerji kaybına göre de parlaklıkları ve boyutları değişir. Genelde yıldızlar ömürlerinin son aşamasında içerdikleri malzemenin büyük bir bölümünü uzay boşluğuna saçarlar. Kütlesi az olan yıldızlar bu saçınım sonucu bir gezegenimsi bulutsunun (planetary nebulae) oluşmasına sebep olurken kütlesi büyük yıldızlar patlayarak bir süpernova oluştururlar [2].

 

43.2. Samanyolu Gökadasının merkezi [3].

 

Eğer çökmekte olan bir yıldızın çekirdeği içindeki yoz madde basıncının (degenerative matter pressure) karşılayabileceğinden çok daha büyük bir kütleye sahipse yıldız çökmeye devam eder. Yıldızın çekim alanı büyür ve çekirdeğindeki basınç artar. Genel görelilik kuramına göre bu basınç arttıkça çekim alanı büyümeye devam eder. Bu sebeple yıldızın çöküş süreci bir kısır döngüye girer ve çökme hızı durmaksızın artar! Sonunda çekim alanı öyle bir seviyeye gelir ki ışık bile bu çekim alanından kaçamaz [4]. Bu nesne ışık yaymadığı ve yansıtmadığı için görülemez ve kara delik olarak adlandırılır. Büyük kütleli tek bir yıldız ömrünü kara delik olarak tamamlayabilir. Fakat ayrıca yüzbinlerce yıldızdan oluşan gökada sistemlerinin de merkezlerinde dev-kütleli kara deliklerin (super massive blackhole) bulunduğu günümüzde bilinmektir. Spitzer Uzay Teleskopu tarafından Güneş sistemimizin de içinde bulunduğu Samanyolu Gökadasının merkezinin bir fotoğrafı çekilmiştir (43.2). Bu fotoğrafta merkezde görünen parlak beyaz nokta sayısız yıldızın ve gökcisminin bir noktada yoğunlaştığını, bizim gökadamızın merkezinde de dev-kütleli bir kara delik bulunduğunu göstermektedir.

 

KAYNAKÇA

[1] "Stellar Evolution", Chandra X-Ray Observatory, NASA, 2008.

 

[2] Chaisson, E., Epic of Evolution: Seven Ages of the Cosmos, Columbia University Press, USA, 2005.

 

[3] "Spitzer View of the Center of the Milky Way", NASA/JPL-Caltech/S. Stolovy (Spitzer Science Center/Caltech), 2006.

 

[4] Ryan, S.G., Norton, A.J., Stellar Evolution and Nucleosynthesis, Cambridge University Press, UK, 2010.