BİR YILDIZIN DOĞUŞU

Evrende milyarlarca galakside olduğu gibi, Samanyolumuzda da zamanımızda bile yıldızlar doğmaktadır. Bir yıldızın da belirli bir ömrü vardır; gençlik evresini geçiren bir yıldız, yaşlanır ve sonun da ölür. Yıldızlar, galaksilerin gaz ve toz bulutlarının yoğunlaştığı kısımlarda meydana gelirler. Kendi galaksimizde de gaz ve tozlar, galaksi merkezinden dışarıya doğru uzanan spiral kollarda yoğunlaşmıştır. Galaksiler etrafında hareket eden şok dalgaları yıldızlararası maddenin, büyük bulut ve küreler halinde yoğunlaşmasına neden olurlar. Bunlar, uzayın çeşitli kısımlarında yıldızları gizleyen siyah lekeler veya yakınlarındaki yıldızların enerjisiyle uyarılmış ışıldayan nebulalar halinde görülebilirler.

PLETANARY NEBULA M97
Kitt Peak National Observatory deki 4 mlik teleskop tarafından çekilmiş olan bu fotğrafta, nebula içinde oluşan yıldızlar görülmektedir.

Bir kere bir araya gelen maddeler yoğunlaştıkça daha fazla iç içe girerler. Yıldızların ilk meydana gelişlerinde yoğunlaşan bulutlar , yerçekimine neden olmayacak kadar incedir. Bu nedenle, gaz ve toz bulutlarının, nasıl olup da bir araya gelebildiği ve yoğunlaştığı henüz tam olarak açıklanamamıştır.

Çöken bir bulutun, bir yıldız haline gelebilmesi için milyonlarca yıl gerekir. Yoğunlaşma ilerledikçe bulut ısınmaya başlar ve atomlar sıkıştırıldıkça, artan bir şiddetle birbirlerine çarpmaya başlarlar. Böylece bulut ışıldamaya başlar. İlk önce kızıl ötesi ve radyo dalgaları gibi ışınlar saçılır.Normal teleskoplar,yıldızlar arası gaz bulutlarında doğan yıldızları göstermezler. Çünkü uzaydaki gazlar ve sigara dumanındaki tanecik boyutları mertebesindeki toz bulutları, buluttan geçen ışığı emerler.Bu yüzden bulutları yıldız zemininde koyu silüetler olarak görürüz. Yıldızların doğuşu, ancak kızıl ötesi teleskoplarla incelenebilmektedir.Geliştirilmiş bir kızıl ötesi teleskop, ilk defa 1983 de yörüngeye oturtulan bir uyduya yerleştirilmişti. Bu teleskop, yıldızlar arası bulutların derinliklerinde saklı binlerce genç yıldız tesbit etmişti. Yıldız doğarken, gaz kütlesinin dış kısmının çok yavaş bir şekilde çökmesine karşılık, merkez kısımlarının hızlı bir şekilde çöktüğü tesbit edilmiştir. Bulut yoğunlaştıkça, daha fazla ışık saçmaya başlar;sonunda, kendisini saran karanlık bir toz örtüsü içinde parıldamaya başlar. Meydana gelen gaz küresinin merkezindeki sıcaklık 10 milyon dereceyi bulur. Bu sıcaklık nükleer reaksiyonların başlamasına yetecek kadar büyüktür. Yıldız bir kez parlamaya başladıktan sonra, yeni doğan yıldızın etrafında bir disk oluşur.Bu diskin alt ve üstünde, zıt yönlerde dışarıya doğru çıkan kuvvetli sıcak gazlar, kuvvetli bir rüzgar oluşturur.. Bu rüzgar, yıldızın görünmesini engelleyen orijinal gaz bulutunun çoğunu alıp götürür. Bu durumdaki bir yıldız, artık normal teleskoplarla görülebilir. Bir yıldızın iyice çöküp, yeteri kadar ısınması ve ışığının binlerce ışık yılı mesafeden görülebilecek kadar parlak olabilmesi için, milyonlarca yıl geçmesi gerekir. Yıldız böylece ortaya çıktıktan ve belli bir yaşa ulaştıktan sonra, daha fazla çökmeye devam etmez. Çünkü merkezinde üretilen enerji, yıldızın daha fazla çökmesini engeller.Bu enerji , madde çöküşünü durdurmak için, yeterli basıncı sağlamaya ve dışarı çıkmaya çalışır. Böylece yıldız artık denge halinde bulunmaktadır. Bu haliyle çok uzun sürecek olan hayatına başlamıştır.

Yoğunlaşan gaz bulutu, yeterince büyük değilse , bu defa çöküş sonucunda yıldız değil, gezegen meydana gelir. Bu nedenle, yıldızların çevrelerinde bulunan gaz bulutlarının bölgesel çöküşleri, yıldız doğarken, bağımsız olarak devam edeceğinden, bir yıldızın gezegenleri de bu sırada meydana geliyor olmalıdır.

Güneş büyüklüğünde bir yıldız, saniyede kütlesinin dört milyon tonunu harcamaktadır. Bu miktar, orta büyüklükteki bir akarsuyun akıttığı su miktarının on bin katıdır. Hafif element çekirdeklerinin füzyonla daha ağırlarını oluşturmasından, çok küçük bir madde kaybıyla enerji üretilmiş olur. Füzyon reaksiyonları çoğunlukla, hidrojeni helyuma dönüştürür ve çok büyük bir enerji açığa çıkar. Bir yıldız doğduğunda, hidrojenden oluşan sıcak bir gaz topudur. Bir yıldızı diğerinden ayıran en önemli faktör yıldızın kütlesidir. Yıldızın kütlesi, onun hem ömrünü, hem de akibetini belirler. Yıldızın başlangıçta sahip olduğu yüksek orandaki hidrojen, füzyon reaksiyonları sonucunda helyum, oksijen, karbon, azot ve daha ağır elementleri meydana getirir. Her bir aşamada füzyon, yıldızın yeterli bir miktarı demire dönüşünceye kadar, enerji üretmeye devam eder. Yıldızın önemli bir miktarı demire dönüşünce, artık, yıldızın enerji üretimi azalmaya başlar.Çünkü demirden daha ağır elementlerin oluşması, enerji üretmekten çok, enerji isteyen bir süreçtir.

Güneşimiz de tipik bir yıldız olup, henüz oldukça genç sayılır. Diğer yıldızların büyüklüğü genellikle Güneşle mukayese edilerek boyutlandırılır. Bu ölçeğe göre yeni doğmuş yıldızlar 0,07-100 güneş kütlesi gibi geniş bir aralıkta bulunurlar. Kütlesi fazla olan yıldızlarda, nükleer reaksiyonlar, çok daha hızlı meydana gelmektedir. Çünkü, bu yıldızların merkezleri daha yoğun ve daha sıcaktır. Bu yüzden bunların yüzeyleri de daha parlak olur. Yıldızlar, güneşe göre mukayese edildiğinde, alt uçta Güneşten daha sönük ve yüzey sıcaklığı 3000o C olan yıldızlar, ortada, Güneş benzeri, yüzey sıcaklığı 6000oC olan yıldızlar, üst uçta ise 30000oC ve daha fazla yüzey sıcaklığına sahip çok büyük kütleli yıldızlar yer alır.

Kütlesi fazla olan bir yıldız, nükleer yakıtını hızlı kullanarak, hidrojenini çabuk olarak tüketir. Kütlesi az olan bir yıldız ise, çok az bir yakıta sahip olmasına rağmen, bunu azar azar kullanır ve daha uzun bir süre yaşar. Teorik olarak Güneş ve Güneş kütlesine sahip yıldızların ömrü 10 milyar yıl civarındadır.Çok büyük kütleli yıldızların ömrü, Güneş ömrünün 1/1000 i kadar; çok az kütleli yıldızların ömrü ise Güneş ömrünün 100 katı daha fazladır.

 <<<Geri    İleri>>>