Güneş’in Oluşumu, Yıldız Fiziği ve Güneş’in Ölümü Hakkında Bilgi

Güneş, tüm dünyamızın, güneş sistemimizin inşa edildiği merkezidir. Zamanın ötesinde, insan medeniyetinin başlangıcından beri, Güneş haklı olarak bir enerji, yaşam ve umut kaynağı olarak ibadet edilmiştir. Kırmızı güneşin güzelliğine, şafakta yükselen, tüm ihtişamıyla kıyaslanabilecek bir görüş yok.

Yükselen Güneş’in görüşü, içimizde bu görkemli ateşin nasıl yaratıldığına dair ilkel bir saygı ve merak uyandırıyor.

Güneş’in kendisi aslında bir yıldızdır. Peki ebeveyn yıldızımız nasıl oluştu? Zamanın başlangıcından beri orada mıydı? Sınırsız enerjisinin kaynağı nedir? Bu makale, bu sorulara cevap vermeye ve yüzyıllardır süren yoğun araştırma ve gözlem yoluyla, Güneş hakkında astronomi alanında keşfedilen bazı bilgileri sizlerle paylaşacağız.

Yıldız Fiziğinin Temelleri

Bir Yıldızın Hayatı: Yerçekimi ve Termal Basınç

Güneş temelde bir yıldızdır. Bu tıpkı gökyüzünde geceleri gördüğümüz küçük elmaslar gibidir. Yerçekimi her zaman iş başındadır, çünkü galaksiler ve yıldızlar gibi evrenin yapısını biçimlendirir.

Bir yıldız, çoğunlukla Hidrojen ve Helyumdan oluşan bir plazma olan (Bu, yüklü iyonlardan oluşan bir gazdır) bir toptur. Bir yıldızın hayatı, nükleer füzyon yoluyla üretilen termal basınca karşı, bu gaz topunu ezmeye çalışan yerçekimi basıncı arasında sabit bir kavgadır.

Şişirilmiş bir balon düşünün. Bir balon şişirmeye çalışan harici hava basıncı ile şişirilmiş halde tutan iç hava basıncı arasındaki denge nedeniyle şişirilir. Benzer şekilde, nükleer füzyon tarafından üretilen termal basınç, onu ezmeye çalışan yerçekimi kuvveti ile dengelendiğinde bir yıldız stabil hale gelir. Bu denge bozulduğunda, bir yıldız formunu değiştirir.

Yıldızlar Doğal Füzyon Reaktörleridir

Bir gazı ısıtmak ve termal basınç oluşturmak için bir yıldızın enerjiye ihtiyacı vardır. Nereden geliyor? Bu problem Hans Bethe ve yardımcıları tarafından çözüldü. Bir yıldıza güç veren müthiş enerji miktarı, nükleer füzyon yoluyla üretilir. Hidrojen gibi daha açık çekirdeklerin, 7 milyon Kelvin’i aşan sıcaklıklar altında daha ağır elementler oluşturmak için birbirine kaynaştığı bir süreçtir.

Kaynaşmış çekirdeklerin kütlesi, birleştirici çekirdeklerin kombine kütlesinden daha azdır. Yani, füzyon sürecinde bir miktar kütle kaybedilir ve saf enerjiye dönüştürülür. Bu enerji, Albert Einstein’ın ‘E = mc 2 ‘ ünlü formülü kullanılarak hesaplanabilir. Bu süreç yıldızları doğal füzyon reaktörlerine dönüştürür. Karbon ve Azot gibi ağır elementlerin sentezlendiği evrenin doğal fırınlarıdır.

Daha Büyük Olanlar Daha Hızlı Ölür

Bir yıldızın başlangıç ​​kütlesi, gelecekteki evrimine karar veren en önemli faktördür. Aşağıdaki resimde, farklı başlangıç kütlesine sahip yıldızların farklı kaderlerini görebilirsiniz.

Yukarıdaki resimde görebileceğiniz gibi, bir yıldızın ne kadar süre kalacağını belirlemenize yardımcı olan kütle ile yaş arasında basit bir ilişki vardır. Yıldız evrim teorisi, başlangıç ​​kütlesi göz önüne alındığında, bir yıldızın ömrünü tahmin etmek için yeterince gelişmiştir. Bir yıldız ne kadar büyük olursa, yerçekimi ile o kadar sıkılır ve kıvrılır. Bir yıldız yerçekimi tarafından ezilir, daha sıcak olur ve çekirdek sıcaklığı yükselir. Çekirdek sıcaklığı yükseldikçe, çekirdeğindeki hidrojen yakıtı daha hızlı kaynaşacaktır. Bu sadece çok hızlı yakıt kullanan yüksek güçlü bir spor motosikleti gibidir. Yani, her şeyi özetlemek gerekirse, daha büyük bir yıldız, erime yakıtını tüketip ölür.

Güneş Nasıl Oluştu?

Aşama 1: Yerçekimi Altında Yıldızlararası Gaz Çöküntüleri

Evrende şimdiye kadar yaratılmış tüm büyük yapılar yerçekimi ile modellenmiştir. Yaklaşık 6 milyar yıl önce, geçmişten gelen ölü yıldız kalıntılarını içeren devasa ultra soğuk bir Hidrojen bulutu, yerçekimi altında çökmeye başladı. Önceki yıldızların kalıntıları, bu gaz bulutunda, Güneş’in selefleri olarak adlandırılabilecek yıldızlarda sentezlenen ağır elementler şeklinde yer aldı. Evren her zaman bir şeyleri geri dönüştürmeye devam ediyor.

Böylece, bu gaz bulutu ve yıldızlararası toz, yerçekimi altında çökmeye başladı. Bu çöküş, yakındaki bir süpernova patlaması veya yüksek enerji çıkışı olan başka bir olay tarafından tetiklenmiş olabilir. Bu ağır elementler zengin gazın çökmeye başlamasından dolayı, yerçekimi potansiyeli enerjisi ısıl enerjiye dönüştü ve gaz ısındı.

Aşama 2: Protostar Oluşturuldu

Zamanla gaz çökerken, daha yoğun ve daha sıcak oldu. Zamanla, yıldızın geri kalanından daha sıcak olan küresel bir iç çekirdek oluşmaya başladı. Buna Bebek Güneş ya da Protostar denilir. Bu protostar henüz yeterince sıcak değildir, çünkü çekirdeğindeki hidrojen kaynaşmaya yeni başladı. Ancak yer çekimi ile oluşan termal basınç, yerçekimine karşı kendini göstermeye başlamıştı. Eğer bu erken Güneş’in kütlesi, onunkinden biraz daha az olsaydı, kütleçekimsel çöküş orada ısınarak dengelenmiş olurdu. Güneşimizin sonu olurdu, bir yıldız olmanın kısa bir süreliğine. Birçok protostar, bir tür hala ‘doğuştan’ geçer, asla bir yıldızın statüsüne ulaşmaz.

Ancak, neyse ki, Güneş, yerçekimi çöküşünün devam etmesi için yeterince büyüktü. Protostellar gaz blobunun bu sıkıştırılması, sıcaklıkta sürekli bir artışa neden olmuştur.

Aşama 3: Hidrojen Füzyonunun Başlaması

Bir noktada, proto-Güneş’in sıcaklığı, 7 milyon Kelvin’in bariyerini ve şu ana kadar zıplayan hidrojen çekirdeklerini geçerken, Helyum’la kaynaşmaya başladı. Bu, Güneş’in füzyon fırınının ateşli enerjisinin kaynağı olan ateşlemedir.

Protostarın, nükleer füzyon tarafından üretilen bir yıldız ve termal basınç haline geldiği, yerçekimi basıncını etkin bir şekilde nötralize ettiği ve hidrostatik dengeye ulaştığı nokta budur. Bir yıldızın hayatındaki bu aşamaya “Ana Sekans” denir ve bir yıldız hayatının büyük bir bölümünü bu aşamada geçirir. O zamandan beri, Güneş Hidrojen yakıtını 4,5 milyar yıl boyunca istikrarlı bir şekilde Helyum’a kaynaştırıyor. Bu durum milyonlarca yıl sürüyor.

İşte bu yüzden Güneşimiz bir önceki yıldızın küllerinden yaratıldı. Bildiğimiz kadarıyla bu erken Güneş, sonunda güneş sistemimizin içine yoğunlaşmış madde etrafında o dönen bir disk haline geldi.

Güneş’in Kaderi Ne Olacak?

Çekirdekdeki Hidrojen yakıtı bittiğinde ne olur? Sevgili güneşimizin geleceği nedir?

Neyse ki, yıldız evrim teorisi de bu soruyu cevaplayacak kadar gelişti. Güneş çekirdeğinde Hidrojen tükendiğinde bildiğimiz bu, Güneş ve Güneş Sistemimizin sonunun başlangıcı olacaktır.

Nükleer füzyon, durgun yerçekimsel çöküşü durduracak, güneş çekirdeği çökeçek ve tekrar ısınmaya başlayacaktır. Çekirdek, yerçekimi tarafından tekrar sıkıştırılıp ezildiğinden, Güneş’in dış tabakaları genişlemeye başlar. Güneşimizin yüzey sıcaklığı, genişledikçe düşecek ve Orion takımyıldızındaki ‘Betelgeuse’ yıldızı gibi bir ‘Kızıl Dev’e dönüşecek.

Güneş genişledikçe Merkür ve Venüs yutulacak. Dünyadaki sıcaklık büyük ölçüde artacaktır. O zamana kadar, insanlık (eğer kendini kendi kendine yok etmeyi başaramadıysa), Dünya dışında bir yer bulmalıdır. Bildiğimiz gezegenlerin yörüngesi de değişecektir.

Bu kırmızı dev Güneş’in çekirdeği, Helyum’u Karbon’a kaynaştıracak kadar ısınana dek sıkışmaya devam edecektir. Daha sonra milyonlarca yıl gelecek, çekirdekteki helyum yakıtı da harcanacaktır. Çekirdek yerçekimi altında tekrar çöktükçe, daha ağır elementleri kaynaştıracak kadar ısınmayacaktır. Yerçekimi çökmesi ‘Elektron dejenerasyonu’ olarak bilinen bir şey tarafından durdurulacak. Kuantum fiziğinin (Pauli dışlama ilkesi olarak adlandırılır) temel prensiplerinden birine göre, elektronlar bir noktanın ötesinde sıkıştırılamaz, çünkü hepsi aynı kuantum duruma sahip olamaz.

Böylece, elektronlar bir noktanın ötesinde sıkıştırılamayacağından, yerçekimi sıkışması durur, Güneş’in dış katmanları çıkarılır ve çekirdek beyaz bir cüce olarak kalacaktır. Onun enerjisi yavaş yavaş sonsuza doğru yayılacak ve soğuk bir ölümle sonuçlanacaktır.