Bir yıldızın yaşam döngüsü, bir bulutsuda başlar ve karadeliğin içinde biter. Bir yıldızın ömrü, kütlesine bağlıdır. Bir yıldızın oluşumunda kütlesi ne kadar fazlaysa, o kadar kısa yaşıyor. Bu ‘uzun’ ve ‘kısa’ ancak milyonlarca ve milyarlarca yıldır! Artık bir yıldızın yaşam döngüsünün ne kadar uzun olduğunu biliyorsunuz!

Yıldızlar doğar, yıldızlar yaşlanır, yıldızlar ölür. Bir yıldızın yaşam döngüsü, gerçekte çekim gücü ve iç basınçla savaşmak için ‘yaşam mücadelesi’ dir. Bir yıldızın yaşamının büyük çoğunluğu ana sekans aşamasında geçirilir. Çoğu yıldız, özellikle Güneşimiz, hidrojeni helyuma ve helyumu, karbon ve oksijen gibi daha ağır elementlere, hatta demir ve nikele kadar kaynaştırır.

Yıldızlar bu süreç boyunca enerjilerini tüketirler. Yıldızlar, ömürleri boyunca bir dizi değişiklikten geçer. Süreç, yapıları, bileşimleri ve görünümlerinin de değişmesi nedeniyle yıldız evrimi olarak bilinir. Çok büyük kütleler birkaç milyon yıl boyunca yaşarken, daha az kütleye sahip olanlar trilyonlarca yıldır yaşıyor.

Bir yıldızın cızırdayan bir gaz kütlesi olduğunu söylemek yanlış olmaz. Füzyon işleminin gerçekleştiği iç katman ve bir dış gaz kabuğundan oluşur. Çekirdek, bir yıldızın çekim merkezi olarak hareket eden sıcak ve yoğundur. Hidrojen ve helyumdan yapılmış dış kabuk, ısının yıldızın çekirdeğinden yüzeyine aktarılmasını kolaylaştırır. Işık ve ısı enerjisi yıldızın yüzeyinden uzaya yayılır. İşte bir yıldızın yaşam döngüsündeki aşamaları.

Nebula (Bulutsu)

Yıldızlar bulutsuda doğarlar. Nebulada bulunan madde, yıldızın kütlesini belirler. Bulutsular uzayda gaz ve toz bulutlarıdır. Parçacıklar kendi çekim kuvvetleri nedeniyle birlikte kalırlar.

Yerçekimsel çöküş, bir cismin kendi yerçekimi altındaki iç düşmesine işaret eder. Bazı nebulalar süpernovadan oluşur. Burada, patlama sırasında atılan parçacıklar iyonize olur ve bir araya gelirler, bir bulutsu oluştururlar. Toz ve gaz bulutları (büyük ölçüde hidrojen) parçacıkların birbirine yaklaşmasına neden olan bir yıldız tarafından karıştırılabilir.

Bu, nebuladaki maddenin, yeni yıldızın kütlesinin merkezi haline gelen tek bir merkezi noktaya dönüşmesine olmasına neden olur. Maddenin miktarına bağlı olarak, bir cüce veya yeni bir yıldız oluşur. Yeni bir yıldızın oluşumu için kritik kütle, Jüpiter‘in kütlesinin 80 katı kadardır.

Nebulalar, farklı tiptedir. Emisyon bulutsuları ışık yayar (hidrojen atomlarından gelen elektronlar, protonlarla birleşir ve süreç içerisinde kırmızı ışık verir). Yansıma bulutsu ışıltıları (içlerindeki toz parçacıkları yıldızlardan gelen ışığı) yansıtır. Birçoğu yıllardır uzayda asılı kalırken, diğerleri yeni bir yıldızın doğuşunu görebilir!

Protostar

Yerçekimi kuvvetleri parçacıkları nebula içinde dönmesine neden olur. Hızlandıkça, parçacıkların bir araya gelerek bulut benzeri bir yapı oluşturmasına neden olur. Bir ‘protostar’ doğduğu zaman budur. Büyük engebeli yapılar küçük bulutlara girerse, bir protostar kümesi oluşturulabilir. Parçacıklardaki yerçekimi kuvvetleri, yıldızın büzülmesine ve ısıtılmasına neden olur.

Fizikçi Viktor Ambartsumian, ilk kez bir protostarın varlığını söyleyen kişiydi. ISM’deki (Yıldızlar arası ortam) dev moleküler bulutların gazından kasılmanın sonucu olarak bir protostar oluşur. Bir protostar, kütle yığılmasına başlar ki bu da atomların merkezine eklenmesi anlamına gelir. Eklenme nedeniyle, bir protostar dengeyi sağlayamaz. Süreç, bir T Tauri yıldızının oluşumuyla sona ermektedir. Bir protostar yaşam döngüsünde ana sekans aşamasına ulaşmak için 100.000 yıl sürebilir.

Ana Sekans Aşaması

Ana sekans aşamasında, bir yıldız yaklaşık 15.000.000 ° C’lik bir sıcaklığa ulaşır.

Yıldız içindeki gaz basıncı yerçekimine eşit olduğunda, yıldız stabil bir duruma ulaşır ve ana sekans fazına girmeye başlar. Nükleer füzyon gerçekleşir ve parlamaya başlar. Yıldız stabil ve istikrarlı. Şimdi ana sekans yıldızı veya kararlı yıldız denir.

Denge, merkezden dışarı itilen kuvvet, atomları içeri doğru çeken yerçekimi kuvvetine eşit olduğunda elde edilir. Yıldızlar küçüldükçe, merkezdeki sıcaklık, yoğunluk ve basınç artmaya devam ediyor. Yaşam süresinin büyük bir kısmı için, bir yıldız ana sekans aşamasında kalır. Hidrojenin helyuma dönüşümü, bu aşamada bir yıldızın yaşam döngüsünde gerçekleşir.

Kırmızı Dev Aşaması

Kırmızı dev aşamasında sıcaklık ve basınç o kadar yüksek ki helyum karbonla kaynaşabiliyor. Bu helyum yakımı olarak adlandırılabilir.

Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık yavaşça yükselir çünkü yıldız enerji yayar. Nükleer füzyon süreci ile hidrojen helyuma dönüşür. Çekirdekdeki hidrojen tükendiğinde, çekirdek dengeyi kaybeder. Sıcaklık ve basınç yükselmeye devam eder. Yıldız daha sonra kırmızı yanmaya başlar, böylece kırmızı dev faza girer.

Çok büyük kırmızı dev yıldızlar Süper Dev olarak bilinir. Onlar boyut bakımından olağanüstü boyutlardadır (Güneş’in yaklaşık 1000 katıdır) ve çok yüksek parlaklığa sahiptirler. Bir yıldızın bu aşamadan sonra aldığı yol, kütlesine bağlıdır. Nötron yıldızı, beyaz cüce, kara cüce ya da kara delik olacak.

Beyaz Cüce

Beyaz cüceler küçük ve yoğundurlar. Astronom Willem Jacob Luyten onlara bu ismi verdi.

Daha küçük bir kütleye sahip yıldızlar beyaz cüceler haline gelir. Çekirdekleri, dış tabakaları gezegensel bulutsu iken beyaz cüceye dönüşür. Beyaz cüce yıldız elektronu dejenere olan maddelerden oluşur. Genellikle karbon ve oksijenden oluşurlar. Sıcaklık karbonu neon ile kaynaştıysa, bir oksijen-neon-magnezyumlu beyaz cüce oluşur.

Elektron dejenerasyonu baskısı beyaz cücelerin yoğunlaşmasına neden olur. Herhangi bir enerji kaynağından yoksun oldukları için, başlangıçtaki tüm sıcak yıldızlar, tüm enerjilerini yaydıkları için soğur. Beyaz cüceler Güneş’inkiyle karşılaştırılabilir bir kütleye ve Dünya’nınkiyle karşılaştırılabilir hacime sahiptir. Tüm enerjisinin tükenmesinden sonra, beyaz bir cüce “karanlık cüce” aşamasına girer.

Süpernova

Bazen, bir süpernova tarafından yayılan ışık bütün bir galaksinin dışına çıkabilir!

Süpernova, radyasyon ve ışık emisyonunun eşlik ettiği bir yıldız patlamasıdır. İki temel süpernova türü vardır. Birincisi, bir karbon-oksijen beyaz cücenin kritik bir yoğunluk değerine ulaşması, kontrolsüz karbon ve oksijen füzyonuna yol açması ve bunun da patlamaya yol açmasıdır. İkinci tip süpernova, devasa bir yıldızın yaşam döngüsünün sonuna doğru şekillenir. Bir yıldızdaki tüm yakıt tükendiğinde, demir çekirdek, süpernovayı oluşturan bir patlama ile çöker.

Nötron Yıldızı

Bir nötron yıldızı esas olarak nötronlardan oluşur ve çok sıcak ve aşırı derecede yoğundur.

Kırmızı dev fazdaki bir yıldız farklı bir yaşam döngüsü yoluna girer. Füzyon, helyum atomlarının karbon atomları oluşturmasına neden olur. Daha fazla oksijen, azot ve son olarak demir atomlarının oluşumu ile sonuçlanan yerçekimi nedeniyle birlikte çekilirler. Demir, patlamaya yol açan enerjiyi emmeye başlar. Bir yıldızın yaşam döngüsünde bu aşamada, nötron yıldızı olarak bilinir.

Büyük yıldızların çekirdeği, proton-elektron çiftlerini nötronlara dönüştürür. Bir nötron yıldızı, ışık ve X-ışınları yayarak hızla dönebilir. Yüksek mıknatıslanmış eğirme yıldızı nabız gibi görünüyor ve ‘Pulsar’ adıyla biliniyor. Bu yıldızlar şaşırtıcı düzenlilikle titreşiyor.

Kara Delik

Çok büyük yıldızlar kara delikler haline gelir. Nükleer füzyon yoktur, yıldız çekirdeği bir noktaya çekilir ve yıldız kendi yerçekimi tarafından yutulur, böylece karadelik haline gelir. Bildiğiniz gibi bir kara delik, hiçbir şeyin geçemeyeceği bir bölgedir. Yolunda gelen her şeyi yutar ve olağanüstü büyüklükte olur. Kara delikler, ağır yıldızların ömürlerinin sonunda bir süpernovada çöktüğü zaman oluşur.

Oluşan kara delikler, çevreleyen kütleyi emerek, diğer yıldızları yutup diğer kara deliklerle birleşerek büyür. Bu, süper büyük kara deliklerin yaratılmasına yol açar. İşte bir yıldızın yaşam döngüsü burada sona eriyor.