Yıldızlar, ilk duyulduğunda herkes tarafından bilinen bir konu olarak görülüyor değil mi? Yıldızlar yalnızca geceleri gökyüzündeki parlayan noktalar değil. Yıldızlara gerçekte ne? Nasıl ışık yayıyorlar? İşte yıldızlar hakkında bilmedikleriniz...
Yıldızların kütle ve hacminin büyük bir kısmı hidrojen ve helyumdan oluşur. Karanlık uzayı aydınlatan, gökyüzünü süsleyen noktalar da diyebileceğimiz yıldızlar aslında plazma halinde kocaman kürelerdir. Gözlemlenebilir evreni, bir arada toplanan yıldızların oluşturduğu galaksiler kaplamaktadır. Yıldızların parlamasını meydana getiren olay füzyondur. Füzyon, gerekli basınç veya sıcaklıkta 2 elementin kaynaşmasına verilen isimdir. Örneğin hidrojen atomları kaynaşıp helyum atomlarını oluşturur, çekirdek yükü ve nükleon sayısı arttıkça kaynaşmak için daha fazla sıcaklık gerekir ancak füzyon olduğunda verilen enerjiyi misliyle karşılar. Nükleer fisyon'a göre nükleer füzyon hem daha sağlıklı hem de daha fazla enerji kazanılmasına neden olur.
Yıldızların çoğu 1 milyar ile 10 milyar yıl arasında yaşa sahiptir. Yıldızlar oluştuklarında kütlelerinin %71'i hidrojen, %27'si helyum ve kalan da metallerdir. Çekirdekte genişleme isteğine karşın dış katmanlarda da çökme isteği vardır ve bu şekilde yıldız kendini dengeler ancak içerisindeki maddeler füzyon ile birleştikçe denge bozulur ve yıldızın ömrünün sonuna gelinir.
Şimdi yıldızların yaşam döngüsünden yani evriminden bahsedeceğim. Yıldızlar yaşıyor mu diyebilirsiniz. Kısaca şöyle anlatayım: yıldızlar doğar yani oluşur, ölür yani enerji yaymayı keser. Size bu adımları detaylı olarak anlatacağım.
Yıldızların oluşmasındaki ilk adım, "nebula". Nebula ya da bulutsu uzayda bulunan ve geniş alanlara yayılmış olan kozmik toz, hidrojen, helyum ve diğer iyonize gazlardan oluşan bulutsu yapı. Uzay boşluğundaki toz ve gazlar küçük siyah bir leke olarak gözükmesine karşın içeride yoğun bir yıldız oluşumu vardır. Dışarıdan gelen ışınlar sayesinde enerji kazanan bölge enerjiyi dışarı vermez ve bu nedenle yıldızların oluşabileceği sıcaklığa ulaşılabilir. Bu bölge ortalama 10 ila 100 Güneş kütlesinde ve ortalama 30 kelvin (-243ºC) kadardır. Burada oluşan yıldızlar kütlelerine göre 2 başlıkta incelenir: Küçük kütleli ve büyük kütleli yıldızlar.
Küçük kütleli yıldızlar 0.6 ila 2 güneş kütlesindedirler. Bu yıldızların rengi genellikle kırmızı - sarı arasındadır. Küçük kütleli yıldızların yakıtı yani içindeki hidrojen bitmeye başladığında çekirdek ve dış katmanlar birbirini dengeleyememeye başlar ve çekirdek büzülmeye başlar, yıldızın hacmi yaklaşık olarak 100 kat genişler ve sıcaklığı binlerce kelvin düşer. Hacimce genişlemiş ve nispeten soğuk bu yıldıza alt dev denir. Dış katmanların sıcaklığı düşerken, çekirdeğin olduğu bölge çekirdeğin büzülmesinden dolayı sıcaklık kazanmaktadır. Yeterli sıcaklığa ulaşan çekirdek, hemen etrafındaki bölgenin hidrojeni yakabilecek (füzyon) düzeye gelir ve hidrojeni yakmaya başlar. Yıldızın bu haline kızıl dev denir. Hidrojen füzyon ile helyuma dönüştükçe çekirdeğin hemen dışındaki hidrojen yakma işlemi yapan bölgede helyum birikmeye başlar, bu yükün etkisiyle çekirdek daha da büzülür. Bu yüzden sıcaklık daha da artar. Enerji üretildiğinden yıldızın parlaklığı artmaya başlar. Çekirdek büzülmeye devam etmektedir ancak çekirdekteki basınçtan dolayı çekirdek, gaz yerine sıvı ve katı gibi davranmaya başlar. Normalde hidrojenin tepkime gerçekleştirmesi için 10 milyon kelvin sıcaklığında olması yeterlidir ancak büzülmeden dolayı çekirdekteki sıcaklık 100 milyon kelvindir. Bu sıcaklık helyumu bile tepkimeye sokabilecek derecededir, bu nedenle çekirdekte aniden bir parlamayla helyum da yanmaya başlar. Helyumun aniden tepkimeye girmesi çekirdeğin gaz haline girmesini de sağlar. Bu durumda çekirdek helyum, çekirdek dışı katmanlar da hidrojen yakmaktadır. Çekirdekteki helyum yaklaşık 100 saniyede tükendiğinde çekirdek yine büzülmeye, dış katmanlar hacimce genişlemeye başlar. Bu durumda çekirdek ile dış katman arasında çok hızlı bir element alışverişi başlar ve bu olay bir süre devam eder. Bu durumda kızıl dev halinden daha soğuk ancak daha parlaktır. Kabuklar çok hızlı yandığı için dış katmanlar hızlıca uzaya yayılır. Yıldızda sadece çok sıcak olan çekirdeği kalır ve dağılan katmanlar iyonize olur ve bulut gibi görünür. Bu iyonize olmuş bulutlara gezegenimsi bulutsu, kalan çekirdeğe de beyaz cüce denir. Beyaz cüce yüzlerce yıl içindeki enerjiyi tüketerek parlaklığını ve sıcaklığını kaybeder. Bu durumuna siyah cüce denir ve uzayın sonsuz karanlığında kaybolur...
Büyük kütleli yıldızlar 9 güneş kütlesinden daha ağır olmalıdır. Bu yıldızlar mavi - beyaz renklidir. Helyum yakmaya başladıkları zaman küçük kütleli yıldızların kızıl dev olması gibi kızıl süper dev olurlar. Çekirdekteki helyum yakıtı bittikten sonra daha ağır metalleri yakmaya başlar. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Ardından oksijen, neon, silikon ve kükürdün yakılmasına devam eder. Yıldız yaşamının sonuna doğru yıldızın katmanları en dıştan çekirdeğe doğru elementi ağırlaştırarak yakmaya devam edebilir. En son aşamaya yıldız demir üretmeye başladığında gelinir. Demir atom çekirdekleri diğer elementlerin çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığı için enerji ortaya çıkarmazlar, bu da yıldızdaki enerjinin azalmasına neden olur. Bu da çekirdekte büyük ve işlevsiz demir çekirdeğinin toplanmasına neden olur. Demir çekirdek 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam eder. Çekirdeğin içindeki elektronlara ve protonlara yönlendirilince beta çözünmesi veya elektron yakalanması ile patlayıp nötron ve nötrino oluşturup birdenbire içe çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanını süpernova olarak patlamasına neden olur. Süpernovalar o kadar parlaktır ki kısa süreli de olsa bulunduğu galaksiden daha parlak olurlar. Yıldız maddesinin çoğu süpernova patlamasıyla uzaya yayılır ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur. Geri kalan parçalar nötron yıldızı veya karadelik haline gelir. Nötron yıldızları akıl almaz derecede hızlıca dönerler ve kuark maddesi denen bir maddeden oluşurlar. Karadeliklerin oluştuğu maddenin hali henüz anlaşılamamıştır.
