Yıldızların Yaşamı

Yıldızlar hidrojen ve helyumdan oluşan ve ışınım yayan gaz küreleridir. Çekirdeklerinde var olan tüm maddenin yapı taşlarını barındırırlar. Amerikalı gökbilimci Carl Sagan’ın bir zamanlar söylediği gibi, “Hepimiz yıldızlardan geldik”.

Bir yıldızın izlediği yol, boyutuna, dolayısıyla da kütleçekimsel gücüne bağlıdır. Maddeler yeni oluşan yıldızın çekirdeğine doğru ilerler; ısı ve basınç yükselir. Isı, nükleer reaksiyon başlatacak kadar yükseldiğinde ise bir yıldız doğar. Yeni yıldızlar, çökmelerine neden olabilecek amansız kütleçekimini savuşturabildikleri sürece hayatta kalırlar.

Güneşimiz gibi yıldızlar enerjilerini, hidrojeni helyuma dönüştüren proton-proton zincir reaksiyonuyla üretirler. Bir helyum çekirdeğinin kütlesi, onu oluşturmak için gerekli dört hidrojen çekirdeğinden yaklaşık yüzde 0.7 daha azdır. Reaksiyon bu kütle farkını enerjiye dönüştürür. Güneş her saniye, aşağı yukarı 700 milyon ton hidrojeni, 695 milyon ton helyuma çevirir. Geriye kalan 5 milyon ton madde doğrudan enerjiye dönüşür ve çekirdekten dışarı doğru ışıyarak, yıldızın kütleçekimsel çöküşüne karşı koyar. Bu kütleçekimi-ışınım basınç dengesine “hidrostatik denge” denir.

Çekirdeğindeki hidrojenin tamamını helyuma dönüştüren yıldızın ateşi söner. Nükleer reaksiyon olmadığında, dışa yönelik ışınım basıncı da ortadan kalkar ve kütleçekimi yıldızı çökertmeye başlar. Bunun üzerine yıldızın çekirdeği büzüşür ve ısınmaya başlar. Çekirdeğin dışındaki taze hidrojen reaksiyona girerek, hidrojen yakan bir kabuk oluşturur. Bu arada yıldız büzüşmeyi sürdürür ve kabuğu ısınarak daha fazla enerji üretir. Yaşamının bu evresinde ışınım basıncı, kütleçekiminin neden olduğu çöküşe üstün gelir ve yıldız genişleyerek bir “kırmızı dev”e, hatta “süperdev”e dönüşür. Bundan sonraki birkaç milyon yıl boyunca çekirdeği yavaş yavaş çöken ve ısınan yıldızın hidrojen-kabuğu yanmaya devam eder. Isısı 100 milyon kelvine (su 373 kelvinde kaynar) ulaşan bir yıldızın çekirdeğinin derinliklerinde “helyum parlaması” denen bir patlama meydana gelir ve üç helyum çekirdeği birleşerek bir karbon çekirdeğini oluşturur.

Sonunda helyum tüketilir, çekirdek bir kez daha söner ve karbon çekirdeğin etrafını bu kez helyum yakan bir kabuk sarar. Bu evrede yıldızın durumu biraz kararsızdır. Yıldız nabız atışı gibi atmaya başlar ve dışarıya gaz içeren maddeler püskürtür. Bu maddeler sıcak çekirdeğin etrafında bir halka, yani gezegen nebulası meydana getirir. Güneş çapındaki yıldızlar için bu son evredir. Çekirdek yavaş yavaş karbondan bir “beyaz cüce”ye dönüşür. Milyonlarca yıl sonra da beyaz cüce soğuyarak “siyah cüce” halini alır.

Kütlesi güneşin en az 20 katı olan bir yıldız ise, çekirdeğindeki tüm helyumu karbona dönüştürdükten sonra büzüşmeye başlar. Çekirdek ısısı 600 milyon kelvine ulaştığında karbon yakma işlemi, yıldızı paramparça edebilen bir patlamaya başlar. Bu devasa süpernova patlamasını takiben yıldızın dış katmanları uzaya saçılır, çekirdeği ise sıkışarak “nötron yıldızı”na dönüşür. Yıldızın kütlesi daha da büyükse, çekirdek bir karadelik oluşturabilir.