oluşana kadar sürer. Yoğunluğu çok yüksek bir nötron yıldızı kalıntısı ancak bir süpernova patlaması sonucunda oluşur. Kütlesi daha az yıldızlarda ürün yoğun bir beyaz cüce kalıntısıdır. Bu, yıldız yüzeyinden dışarı doğru hafif bir kütle akışı ile belirlenen bir evrimin sonucudur.
Yıldızlararası maddenin büzülmesi sonucu yoğun bir ilk yıldıza ve oradan kalıntı bir nötron yıldızına yönelik olan evrimi sonunda yoğunluğun şiddeti kırk katı mertebesinde artar. Bu, maddenin fiziğinde esaslı değişikliklerin ortaya çıkacağı anlamına gelir. Bu durumda, kuramsal astrofiziğin hesaplarına bir girdi olarak, eleman- ter fiziğin temel bilgilerini çok değişik bir açıdan ele almanın gerektiği açıktır.
Yıldız maddesinin yukarda bazı ayrıntıları açıklanmış olan evrimsel büzülmesine, hidrojen çekirdeklerinin helyumdan demire kadar, daha ağır çekirdeklere dönüşmesi işlemi eşlik eder. Dönüşmüş olan maddenin bir bölümü yıldızlar- arası uzaya geri döner. Bu, galaksideki yıldızlar- arası maddenin daha ağır elementler cinsinden asırlarca süren bir zenginleşmesine sebep olur. Diğer bir deyimle, yıldızlararası maddeden çok sayıda yıldız oluşturan ve bunları geliştirerek zenginleşmiş maddeler halinde yeniden yıldızlar- arası uzaya geri gönderen büyük bir mekanizma çalışmaktadır. Bunun bir sonucu olarak daha genç kuşaktan olan ve zenginleşmiş maddeden oluşan yıldızlar, büyük ölçüde daha ağır elementleri kapsayacaklardır. Bu soruya beşinci bölümde, galaksimizin evrimi problemlerini göz önüne alırken yeniden döneceğiz.
Yukarıda açıklanmış olan yıldızların evrimine ilişkin araştırmaların sonuçlarına dayanarak galaksi maddesini zenginleştiren büyük mekanizmanın bazı önemli özelliklerini tanımlamaya çalışacağız.
Herşeyden önce, yıldızlararası maddeden yıldız oluşumu aracılığı ile yıldızlara geçen kütlenin oldukça büyük bir kısmının, galaksimizin yaşam süresi boyunca zenginleşmesine katkıda bulunmadıkları açıktır. Zira, kütlesi güneşinkinin
0, 7 katından küçük yıldızlar o kadar yavaş bir gelişim gösterirler ki bunlar, söz konusu 10 – 15 milyar yıl süresince, asal-dizi aşamasının dışına çıkamazlar.
Bundan sonra kütlesi güneşinkinin 0,7 – 4 katı olan ve evrim sonu ürünü beyaz cüce şeklinde ortaya çıkan yıldızları ele alalım. Burada durum öyledir ki daha ağır elementlere dönüşen hemen hemen tüm madde bir beyaz cüce içinde kilitlenir, öte yandan yıldız maddesinin yıldızlararası uzaya akan kısmı zenginleşmemiş ya da çok düşük oranda zenginleşmiştir. Böylece bu kütle aralığında oluşan yıldızlar zenginleşmeye pek katkıda bulunmazlar.
Kütlesi güneşinkinin 4 – 8 katı olan yıldızlar için de durum büyük ölçüde aynıdır. Görmüş olduğumuz gibi, burada ürünün bir nötron yıldızı kalıntısı olması mümkündür. Durum bu ise o zaman daha ağır elementleri içeren işlenmiş maddenin büyük bir kısmı gene bir kalıntıda kilitlenir ve böylece yıldızlararası maddenin zenginleşmesine katkı düşük bir düzeyde kalır.
Ancak, kütlesi güneşinkinin 8 katından daha fazla olan yıldızlar için durum farklıdır. Yukarıda sözü edilen ve kütlesi güneşinkinin 20 katı olan yıldızı ele alalım. Burada evrim süresince daha ağır elementlere dönüşen ve kütlesi güneşinkinin 8 katı olan helyum çekirdeğindeki maddenin ancak görece küçük bir bölümü bir nötron yıldızı kalıntısında kilitlenir, bu yıldızın kütlesi ise güne- şinkinin ancak 1 – 2 katı kadardır. Süpernova patlaması süresince zenginleşmiş maddenin çok büyük bir bölümü çevredeki uzaya saçılır ve sonunda, varolan yıldızlararası madde ile karışır.
Zenginleşme sürecine yalnızca, kütlesi fazla olan yıldızlar katkıda bulunduklarından bu sürecin verimi oldukça düşüktür. Yıldızlara büzülen yıldızlararası maddenin, her güneş kütlesi başına yaklaşık 0,4 – 0,5 güneş kütleli bir kısım hiçbir işleme tabi tutulmaksızın geriye dağılır, öte yandan diğer bir 0,4 – 0,5 güneş kütleli kısım hâlâ asal-dizide, beyaz cüce ya da nötron yıldızı aşamalarında bulunan küçük kütleli yıldızlarda kilitlidir. Kütlesi fazla olan yıldızlarda üretilen ve yıl- dızlararası uzaya geri dönen ağır element maddesinin miktarı belki 0,02 güneş kütlesi kadardır. Buna karşı gelen yaklaşık verim böylece 0,04 olur.
Galaksimizin şimdiki evrimi aşamasında başlangıçta varolan seyreltik maddenin büyük bir kısmı yıldızlara dönüşmüştür. Yukarıda sözü edilmiş olan yaklaşık verim tahmini, şimdi bulunduğumuz aşamada, galaksimizdeki ağır element miktarının sadece yüzde birkaçı olduğu gözlemsel sonucu ile uyuşmaktadır. Bu soruya 5. bölümde tekrar döneceğiz.
Galaksimizde etken olan büyük zenginleşme mekanizması üzerinde son bir yorum olarak, mekanizmanın veriminin, zenginleşmeye katkıda bulunan fazla kütleli yıldızların, yıldızlararası maddeden oluşan kütle içerisindeki payı ile orantılı olduğunun üzerinde durmamız gerekir. Sözünü etmiş olduğumuz payın galaksimizin daha önceki evrim dönemlerinde şimdiki değerinden farklı olması oldukça akla yakındır.
Yıldız yapısı ve yıldız evrimi alanında 1958-78 döneminde elde edilen önemli sonuçları incelemiş olduğumuza göre sözü edilen problemlerle ilişkili olan güneş fiziği sorunlarına kısaca değineceğiz. Yarıçapla karşılaştırılınca küçük olan yüzey ayrıntılarının incelenmesinin mümkün olduğu tek yıldız güneştir. Güneş konusunda bu tür çalışmalar doğrudan doğruya görülebilen dış tabakaların belirgin özelliklerinin yaygın bir şekilde bilinmesine yol açmıştır. Bu dış tabakalar danelenmiş ışıkküresi, güneş lekeleri, renkküre, ani alev fışkırmaları, çıkıntılar (güneş diskinin kenarından görülen alevden çıkıntılar) ve taçdır.
Daha 1950’lerde, uzak mor-ötesi konusunda füzelerin yardımı ile yürütülen güneş araştırmaları yapılmış ve 1958-78 yıllarında uydulardan yapılan gözlemler uzak mor-ötesi ve X ışınları alanlarında önemli sonuçlara
