Yıldızların Doğumu ve Ölümü

Yıldızlar en çok tanınan astronomik cisimler olmakla birlikte galaksilerin en temel yapı taşlarını oluştururlar. Bir galaksideki yıldızların yaşı, dağılımı ve bileşimi, bu galaksinin tarihini, dinamiklerini ve evrimini yansıtır. Yıldızlar; karbon, azot ve oksijen gibi ağır elementlerin üretilmesinden ve dağıtılmasından sorumludur ayrıca karakteristikleri, kendileriyle birleşebilecek gezegen sistemlerinin özelliklerine sıkı sıkıya bağlıdır. Yıldızlar, milyarlarca yıldır tıpkı insanlar gibi doğar, yaşar ve ölürler.

Bir galaksi sadece milyarlarca yıldız değil, aynı zamanda büyük miktarda gaz ve toz içerir. Galaksideki bu gaz ve toz bölgeleri yıldızlar arasındaki boşluktadır. Şöyle düşünebiliriz, eğer ki galaksi bir cadde olsaydı, evler yıldız, gaz ve toz bölgeleri de evler arasındaki bahçeler olurdu. Yıldızlar arasında bulunan yıldızlararası madde “gaz ve tozdan “oluşur. Samanyolu galaksimizdeki kütlenin sadece yüzde 10’u yıldızlararası maddeden oluştuğu biliniyor. Bu madde, ağır yer çekimi kuvveti uygular ve sonuç olarak kendini bir araya getirmeye başlar. Bu süreçte, kütle arttıkça ve atomların arasındaki uzaklık azaldıkça gücü de artar. Sonunda bu yıldızlararası madde tamamen kendi üzerine çöker. Merkezindeki malzeme dışarıdan gelen madde tarafından sıkıştırılır ve merkeze ulaşmak için aşağı doğru itilir. Bu sıkıştırma, çökmekte olan bulutun merkezini ısıtır. Galaksimizde ve bizimki gibi diğer galaksilerde gaz bulutları yaygındır. Bu bulutlar, bulutsu yani “Nebula” olarak bilinir. Bulutsuların çoğu yıldızlararası ortamda yüzen farklı gaz ve kozmik toz bulutları olmakla birlikte yıldızlar ve galaksiler arasındaki boşlukta bulunan gaz ve tozun daha yoğun kısımlarıdır. Nebulalar ya orijinal büyük patlamadan kalan madde kalıntıları ya da yıldızların çökmesi ya da süpernovaya sonucu ortaya çıkarlar. Bulutsularda ki gazın çoğunluğu hidrojen ve helyum moleküllerinden oluşur ancak çoğu bulutsu ayrıca diğer elementlerin atomlarını ve şaşırtıcı derecede karmaşık organik molekülleri içerir. Bu daha ağır atomlar, süpernova dediğimiz bir olayda patlayan yaşlı yıldızların kalıntılarıdır.

Yıldızın Doğumu

Bir yıldız, başta hidrojen ve helyum oluşan büyük bir sıcak gaz topudur. Sıcaklık, çekirdeğinde o kadar yüksektir ki nükleer füzyon meydana gelir ve enerji üretir. Füzyonla ısıtılan gazın dış basıncı yer çekiminin içe doğru çekilmesi ile dengelenir ve yıldızı hidrostatik dengede bırakır.Gazın yoğunluğundaki düzensizlikler, gaz moleküllerini birbirine yaklaştıran net bir yer çekimi kuvvetine neden olur. Gazlar toplandıkça potansiyel enerjiyi kaybederler bu sıcaklıkta bir artışa neden olur ayrıca çökme devam ettiği sürece sıcaklıkta artar. Kendi içerisine çöken bulut, her biri sonunda birer yıldız haline gelebilecek daha küçük bulutlara ayrılır. Bulutun çekirdeği dış kısımlardan daha hızlı çöker ve bulut açısal momentumu korumak için daha hızlı dönmeye başlar. Çekirdek yaklaşık 2.000 Kelvin (1727 °C) sıcaklığa ulaştığında,hidrojen gazı molekülleri hidrojen atomlarına ayrılır. Sonunda çekirdek 10.000 Kelvin (9727 °C ) sıcaklığına ulaşır ve füzyon reaksiyonları başladığında bir yıldız gibi görünmeye başlar. Çekirdekteki basınç ve sıcaklık nükleer füzyonu sürdürecek kadar büyük olduğunda, dış basınç yer çekimi kuvvetine karşı hareket eder.Yıldızı çevreleyen toz çeperi sınırı ve spektrumun kızılötesi kısmında parlak bir şekilde parlar. Sonunda, yıldızdan gelen radyasyon basıncı çeperi havaya uçurur ve yeni yıldız evrimine başlar. Yeni yıldızın özellikleri ve ömrü, sıkışıp kalan gaz miktarına bağlıdır.Örneğin,Güneşimizin büyüklüğündeki bir yıldız, çöküşün başlangıcından yetişkinliğe kadar yaklaşık 50 milyon yıl olgunlaşmayı sürdürür.

Yıldızın Ölümü

Yıldızlar ,nükleer yakıtlarını bitirdiklerinde yaşamlarının sonuna gelirler. Bir yıldızın ömrünün sonundaki olaylar kütlesine bağlıdır. Genel olarak, büyük yıldızlar hidrojen yakıtlarını hızlı bir şekilde tükettiklerinden dolayı yıldız ne kadar büyükse , ömrü o kadar kısalır. Bir yıldız çekirdeğindeki tüm hidrojeni harcadığında, nükleer reaksiyonlar durur. Onu desteklemek için gereken enerji üretiminden yoksun olan çekirdek, kendi içine çökmeye başlar ve çok daha sıcak hale gelir. Çekirdek milyarlarca dereceye kadar ısınır ve patlar “süpernova”, böylece uzaya büyük miktarda enerji ve madde yayılır. Süpernovadan gelen şok dalgası, diğer yıldızlararası bulutlarda yıldız oluşumunu başlatabilir. Çekirdeğin kalıntıları, orijinal yıldızın kütlesine bağlı olarak bir nötron yıldızı veya bir kara delik oluşturabilir ya da giderek daha sıcak olan çekirdek, yıldızın dış katmanlarını dışarı doğru iterek, genişlemesine ve soğumasına neden olur ve yıldızı kırmızı bir dev haline dönüştürür.