Yıldızlar nasıl oluşur ?

Yıldızların büyük çoğunluğu, evrenin ilk dönemlerinde, günümüzden 10 milyar yıldan fazla zaman önce oluştu.

Ancak bu demek değildir ki, artık yeni yıldızlar oluşmuyor. Evrenin temel sistematiği olan değişim ve yenilenme, yıldızlar için de geçerli. Yaşlı yıldızlar ölür, yeni yıldızlar ise doğmaya devam eder.

Bir yıldızın ortaya çıkışı, ağırlıklı olarak hidrojenden oluşan bir gaz bulutuyla filizlenir. Kendi yerçekimi etkisi altında, gaz bulutu içe doğru çökmeye başlar. Bu olayı, yeni oluşmuş yıldızların ışın basıncı, süpernova patlamaları ya da manyetik basınç dalgaları tetikleyebilir ¹.

Daha da yoğunlaşarak gaz bulutundan globüller² meydana getirir. Bir globülden tek bir yıldız çıkabileceği gibi, çift yıldızlar ya da çoklu sistemler de oluşabilir. Tek yıldız olarak kalması daha seyrek gerçekleşir. Genellikle yıldız grupları şeklinde, çoklu oluşumlar çıkar ortaya.

Güzel bir örnek, boğa takımyıldızı bölgesinin kuzeydoğusunda kalan çeyreğinde, en bilinen açık kümelerden olan ve çıplak gözle kolayca seçilebilen Pleiades kümesidir. Bu yüzden Yedi kız kardeşler ve yalnızca Türkçe' de Yedi Kandilli Süreyya olarak da bilinir. Oysa amatör bir teleskopla dahi bu kümenin yediden çok daha fazla yıldızı olduğu görülebilir.

Bart damlacığından tek yıldızlar oluşabildiği gibi, genelde ise çift ya da çoklu sistemler meydana gelir. Ancak tek oluşan yıldızlar da, birbirlerinin çekim etkisiyle çiftli sistemlere dönüşebilirler.

Genelde on- on beş milyon yıl süren bu topaklanma ve yoğuşma süreleri içinde, aynı anda yüzlerce yıldız birden doğuma hazır hale gelir. Bart damlacığının dönme impuls’undan dolayı büzüşen gaz bulutunun çevresinde bir disk oluşur ve embriyo yıldız bu diskten madde emerek (İnkresyon) büyümeye devam eder. Bu diskten, başka yıldızlar ve gezegenler de yararlanabilir.

Belli bir büyüklüğün üstünde yıldız oluşumu, bu inkresyon mekanizmasıyla mümkün değilmiş gibi gözükmektedir. Çünkü emeceği kütleden fazlasını, yıldız rüzgârı olarak atması gerekir.

Toz bulutu, yer çekimi etkisiyle kendi içine çökmeye devam eder ve yoğunlaşır. Ta ki, hidrojen yanmasını başlatacak ısı ve basınca ulaşıncaya kadar ³.

VE YILDIZ DOĞAR...

Isının oluşturduğu basınçla yerçekiminin neden olduğu içe çökmenin hidrostatik olarak dengelendiği bir andır bu ve bir yıldız doğmuştur artık.

Yıldız oluştuğunda, kütlesi artık yıldızın kaderini belirlemiştir bir bakıma. Büyük kütleli yıldızların oluşumu küçük kütleli yıldızların oluşumuna göre daha seyrektir. Yeni yıldızların neredeyse üçte ikisinin çift yıldızlar ya da çoklu sistemler olduğu tahmin edilmektedir. Yıldızların içinde oluşabilecek termonükleer tepkimeler ise yıldızın kütlesine bağlıdır.

Ortaya çıkan yerçekimi etkisi altında madde, merkeze doğru çökerek yüksek ısı ve basınç oluşturur. Önce Hidrojen yanarak Helyum'a dönüşür. Buna Hidrojen yanması denir. Helyumu oluşturan 4 tane Hidrojenin kütlesi helyumun kütlesinden birazcık daha küçüktür. İşte bu fark Einstein’ ın o ünlü E = mc 2 formülünün gösterdiği gibi enerjiye dönüşür ve içe doğru çökmeyi önleyecek kadar basınç yaratır ve sistem bir dengeye oturur.

Bu arada Helyum çekirdeğinin 4 Hidrojen atomundan daha az hacim kapladığını ve tepkime sonucunda bir vakum oluşturduğunu da belirtelim.

Yerçekiminden dolayı içe doğru çökmeyi önleyecek kadar ısı ve basınç oluşturacak kadar tepkimeyi gerçekleştirecek yakıtı (Hidrojen) kalmayan yıldız içe doğru çökmeye devam eder. Ta ki, helyumu yakıt olarak kullanmaya yetecek kadar ısı ve basınç yaratana kadar. Buna da Helyum yanması denir.

Güneşin 8 katından daha büyük kütleli ve sıcak yıldızlar, büyük kütlenin sebep olduğu yerçekiminden dolayı görece olarak daha çabuk kendi içlerine çökerler. Yıldızın merkezinde oluşan termonükleer tepkimeler sonucu ışın basıncı o kadar güçlüdür ki, çevresindeki globülü hızla iter ve inkresyonla daha fazla madde emerek büyümesi durur.

3 ila 8 Güneş kütlesinde olan yıldızlar, Herbig-AE/Be yıldızları⁴ olarak adlandırılır. Bu aşamada yıldız ana dizine⁵ girmiştir, ancak kısa bir süre daha inkresyonla madde emmeye devam eder.

Kütlesi 0.07 ila 3 güneş kütlesi arasında olan yıldızlar ise termonükleer tepkimenin başlamasında sonra, bir süre daha globül’ün içinde kalarak inkresyonla madde emmeyi sürdürürler. Bu süreçte sadece kızıl altı tayfta tanınabilir durumdadırlar. Ana dizine⁷ yaklaşırken T-Tauri tipi yıldızlar⁶ olarak tanımlanırlar.

13 ila 75 Jupiter (Ya da 0.07 Güneş kütlesi) büyüklüğündeki oluşumlarda da, termonükleer bir tepkime meydana getirir. Ancak bu, Hidrojeni yakmaya yeterli ısı ve basıncı yaratacak bir büyüklükte değildir. Sadece Lityum ve döteryum çekirdekleri tepkimeye girebilir. Bu enerji de, içe çökmeyi engelleyecek basıncı üretmeye yetmez.

Bu oluşumlar substellar (Sub: alt; Stella: Yıldız) yani yıldızaltı nesneler olarak sınıflandırılır ve kahverengi cüceler olarak adlandırılırlar.

YILDIZ NESİLLERİ...

Evrenin erken dönemlerinde sadece Hidrojen ve Helyum vardı. Bu dönemde doğan yıldızlar, büyük kütleli, kısa ömürlüydüler ve geriye dönük olarak üçüncü nesil yıldızlar olarak adlandırılırlar. Üçüncü nesil yıldızların artıklarından oluşanlar ise ikinci nesil yıldızlardır. Daha sonra, bunların da artıklarından ortaya çıkan yıldızlar vardır ki, onlar da birinci nesil yıldızlar olarak tanımlanırlar.

Bunlar meydana gelirken, artık baştan beri özellikle süpernovaların oluşturduğu ağır kimyasal elementleri de barındırırlar. Samanyolu galaksisini oluşturan diskteki yıldızların büyük çoğunluğu, işte bu birinci nesil yıldızların devamıdır.

Kozmolojide periyodik cetvele göre, Hidrojen ve Helyumdan sonrası alıştığımız kimya terimleri ile benzerlik göstermez ve metal olarak tanımlanır. Yıldızın metalliğinden bahsedilir. Yıldızların, kaçıncı kuşak olduklarına bağlı olarak, dolayısı ile evrenin yaşıyla birlikte, metallik oranları da artar.

Açıklamalar:

¹ - Yıldız oluşumunun ön koşulu, hidrojen atomlarından meydana gelen ve yerçekimi etkisiyle topaklanıp kendi içine doğru çöken bir toz bulutudur. (Jeans - kriterinin yerine gelmesi, James Jean)

² - Bart Bok’ un 1947'de önerdiği gibi globül olarak anılan, Türkçe de ‘Bart damlacığı ‘ olarak bilinen bu alanlar, toz bulutlarından yıldızların oluştuğu bölgelerdir.

³ - Renk-parlaklık diyagramında Hayashi-çizgisine sağdan yaklaşarak çizgi üzerinde durur. Bu çizginin sağında yıldız oluşumu olası değildir. CHushiro Havashi (1920-2010) 1961'de kendi adıyla anılan çizginin sağında yıldızların olamayacağını göstermiştir.

⁴ - Herbig Ae/Be yıldızları, genç, A ve B tayfsal türü yıldızlardır. Hâlâ gaz-toz bulutu içerisinde yer alırlar, ve tayfalarında Hidrojen ile kalsiyum çizgileri bulunur. 2 ile 8 güneş kütlesine sahiptirler. Hertzsprung-Russel diyagramında bu yıldızlar, ana dizinin sağında yer alırlar. Adlarını, onları ilk olarak 1960 yılında diğer yıldızlardan ayıran ABD'li astronom George Herbig’'den almışlardır.

⁵ - Hertzsprung-Russel diyagramının ana kolu, çoğu yıldızı üzerinde bulunduran bir eğridir. Bu eğri üzerindeki yıldızlar, ana kol yıldızları veya cüce yıldızlar olarak bilinmektedirler.

⁶ - T -Tauri yıldızları ilk kez Taurus-Auriga Karanlık Bulutsusu'nda, Joy tarafından 1942 yılında gözlenmiştir. Genelde geç tayf türünden yıldızlardır. Tayflarında,Güneşin tayfında gözlenen kromosferik salma çizgilerine benzer yapılar izlenmektedir. Joy, bu yıldızlara, grubun en parlak üyesi olan T-Tauri’ nin ismini vermiştir. T-Tauri yıldızlarının fiziksel doğasını ilk kez 1947 yılında Ambartsumian açıklamış ve bu yıldızların henüz ana kola erişmemiş, oldukça genç yıldızlar olduğunu söylemiştir

⁷ - Hertzsprung-Russel diagramı’nın ana kolu ya da ana dizin: Yıldızların bu eğride toplanmasının nedeni, tayfsal tür ile aydınlatma gücünün Hidrojen kaynaşması sürdüğü sürece yıldızın kütlesine bağıntılı olmasıdır. Neredeyse tüm yıldızlar, yaşamlarının önemli bir bölümünü bu biçimde geçirmektedirler.