YILDIZ.

 

 

Ay ışığının bulunmadığı bulutsuz bir gecede gökyüzünü, bazıları öbürlerinden daha parlak sayısız ışık noktası kaplar. Dünya kendi ekseni çevresinde döndükçe, bu noktalar da gökyüzünde kesintisiz biçimde hareket ediyormuş gibi görünür. Bu gördüklerimiz, kristalden yapılmış döner bir kubbenin iç yüzüne çakılmış altın çivi başları gibi ışıldayan yıldızlardır. Eski zamanlarda kim bilir kaç kişi yıldızları böyle düşünmüştür. Yerlerinden hiçbir zaman kımıldamayan yıldızlar, bu kişiler için Güneş, Ay ve gezegen hareketinin

Bir yıldızın yaşam çevrimiBir yıldızın gelişi’mi milyarlarca yıl sürer. Bütün yıldızlar gaz kütlelerinin yoğunlaşmasmdan oluşur. Gaz kütlesinin büyüklüğü yıldızın sonunda ne olacağını da belirlen …..
Hidrojen gazı kütleçeklminin etkisiyle bir •
araya toplanır. Merkezde sıcaklık yükselir.
Bulut merkezi nükleer tepkinnelerin başlayabileceği bir sıcaklığa ulaşır. Hidrojen helyuma . dönüşür ve yıldız ışır.
Yıldız • genleşerek bir kırmızı dev ya da üstdev ■ ! haline dönüşür. İçerdiği helyum daha ağır ‘ elementlere dönüşmeye ‘ başlar.Kütlesi
Güneş’inkinin 1,4 katı olan bir ..yıldız bir süpernova olarak patlar.
ûüneşgibi bir yıldız önr» genleşir, sonra da uzayda madde yitirerek hızla büzülür.
Geriye yoğun bir nötron yıldızı kalır. Bu .j bir kara deliğe dönüşebilir.

Bütünpnoriîcipi
yitiren yıldız küçülerek bir beyaz cüce haline gelir.
değişmeyen zeminini oluşturmaktaydı. Ama 19. yüzyılda yıldızlarm gerçek doğası ve inanılmaz uzakliğı ortaya çıkmaya başladı. Bugün bizim Dünya’mızın çevresinde dolanmakta olduğu Güneş’in de bir yıldız, hem de çok sıradan bir yıldız olduğunu biliyoruz.
Yıldızlar, derinliklerinde gerçekleşen nükleer tepkimelerden kaynaklanan çok büyük miktarlarda ısı, ışık ve başka elektromagnetik ışınım türleri yayan, son derece sıcak^ parlak, döner gaz küreleridir. Bildiğimiz yıldızlann çoğu gerçekte çiftyıldız denen ikili yıldız sistemlerinin ya da daha çok sayıda yıldızdan oluşan yıldız kümelerinin üyesidir. Bilinen hiçbir yoldaşı olmayan Güneş bu yalnız haliyle, oldukça seyrek rastlanan bir yıldızdır.
Bu’maddede, çeşitli yıldız tiplerinin yaşam çevrimleri üzerinde durulmakta, yıldızları sınıflandırmanın yollan tartışılmakta ve yıldız kümelerine ilişkin bazı bilgiler verilmektedir.
Yıldızların Doğumu ve Ölümü
Yıldızlar, Samanyolu Gökadası’nın sarmal kollarını kaplayan dev gaz ve toz bulutlarının içinde doğar. Temel olarak hidrojen gazından oluşan bu bulutlar kütleçekiminin etkisiyle kendi üzerlerine çökerek büzülürler ve madde kümeleri bir araya toplanır. Süreç içinde
her kümenin ortasındaki sıcaklık yükselir; ama ortaya çıkan ısı bu kümelerin durmadan artan yoğunluğu nedeniyle dışarı kaçamaz. Sonunda sıcakhk, dışarı doğru etkiyen ısı basıncının içeri doğru ı etkiyen kütleçekimi basıncına karşı koyabileceği bir düzeye yükse^ Hr. Çökme sona erer. Bu aşamada, başlangıçtaki gaz ve toz bulutu, ilkel yıldız olarak bilinen çok sayıda^ kararlı bölge içerir.
Bundan sonra ne’ olacağı ilkel yıldızın kütlesine, yani “ağırlığı”na bağhdır. Kütlesi Güneş’inki kadar olan ilkel yıldızların orta . kesiminde sıcak bölgeler oluşur. Buralarda sıcaklık zamanla artarak 10 milyon kelvin dolayına ulaşır. (Kelvin sıcakhk ölçeği, —273°G’ye eşit olâri mutlak sıfıri temel alır; kelvin sıcakhğı “K” simgesiyle gösterilir {bak. Lord Kelvin). Bu noktada nükleer tepkimeler başlar. • Kütlenin merkezindeki hidrojen, ^çekirdek kaynaşması sonucunda helyuma dönüşür Açığa çıkan enerji kütlenin yüzeyinden ışık ve ısı hâlinde dışarı yayılır. ■ . ■ ;‘Güneş’le yaklaşık olarak’ aynı kütledeki yıldızlann ortalama ömrü, yani çekirdek kaynaşması yoluyla sürekli enerji üretme süreleri 10 milyar yıl kadardır; Daha sonra bu yıldızların hidrojen yakıtları tükenir ve ömürlerinin

son evresine girerler. Güneş 5 milyar yıldır; bu biçirhde’ etkinliğini sürdürmektedir vö’ bir’5 milyar yıl kadar daha bunu böyle sürdüre
Kütleleri Güneş’inkinden daha büyükjolan yıldızlar hidrojenlerini daha hızli’tüketirlerV bu yüzden bunların ömürleri de Çok daha kısadır. Kütlesi Güneş’inkihih beş ya da altı katı olan bir yıldız yakıtını yalnızca birkaç 10 milyon yıl içinde bitirebilir.
Başlangıçtaki’kütlesi ne’olursa olsun, her yıldız sonunda hidrojen yakıtnii tüketir. Hid- ‘ rojen çekirdeklerinin birleşmesi yoluyla helyum üretiminin son aşamalarına ulaşılırken ortadaki bölge de giderek genleşir. Sonunda hidrojen tamamen tükenir ye dışa doğru’ etkiyen ısıl basıncı yaratan nükleer tepkimeler ortadan kalkar. O zaman çekirdek kendi üzerine çöker ve iç sıcaklığı ile biasıncı artar. Bu noktada bir başka nükleer tepkime dönemi’başlar ve helyum karbona dönüşür. Yeni oluşan çekirdek basıncı yıldızın dış katmanlarını tekrar genleşmeye zorlar ve yıldız başlangıçtaki halinden kat kat büyük bir kırmızı dev haline gelir. Güneş, günümüzden 5 milyar yıl kadar sonra bu aşamaya’ulaşacak ve bu sırada iç gezegenler genleşen Güneş tarafından yutulacaktır.
•Astronomlar evrende küresel gaz kabuklarıyla çevrili çok sayıda sıcak yıldızın bulunduğunu bilmektedirler. Gezegence bulutsular olarak adlandırılan bu yıldızlar, kırmızı dev yıldızlar nükleer tepkimelerinin son aşamasından geçerken oluşur. Bu aşamada, içten gelen ışınım basıncı yıldızın dış katmanlarını dışarı doğru püskürterek bir kabuk oluşturmalarına neden olur; bu da alttaki daha sıcak bölgelerin sırayla’açığa çıkmasına yol açar. Yeni açığa çıkan bölgelerin sıcaklığı 100.000 K dolayında olabilir.
Milyonlarca yıl sürse de, sonunda yıldızın nükleer yakıtı tamamen biter ve nükleer tepkimeler sona erer;’ Dışa doğru etkiyen isi basıncı bu noktada işlevini bütünüyle yitirir ve yıldız kendi kütleçekiminin etkisiyle kendi üstüne Çöker. Hint asılh astronom Subrah-manyan Ghandrasekhar 1930’da gerçekleştirdiği bir araştırma sonucunda, kütlesi Güneş’ inkinin 1,4 katından daha küçük olan bir yıldızm çökerek kararlı bir beyaz cüce oluştu-
racağını ortaya çıkardı.; İçe doğrü’etkiyen kütleçşkim kuvveti; çökrhe sii-asında’yiildizin İÇ kesimleriiideki atömlann, parçalanmasına neden olacak kadar büyüktür. Yıldız böylece iyice sıkışarak aişin .yoğun bir çişim’ haline ‘j- gelir. Bu yıldız başlangıçta’ Güneş’iriki kadar çok maddeyi içeırrniş öİsa -bilej çökıpenin getirdiği sıkışma sonunda çapı yalnızca birkaç
– bin kilometre olan bir küre biçimini ialaİiilir. Merkezlinde hiçbir nükleer tepkinıevyoktuı^^^ ama çökme sırasında açığa çıkan erterji İsıya dönüşür ve beyaz cüce soluk bir’, biçimde , ışımayı sürdürür. Bu enerji yâvaş yavaş uzaya dağılır, yıldız soğuk ve görünnıeyen bir
sında olan yıldızlarda kütleçekiminin neden
olduğu çökme beyaz cüce aşamaşıridarı öteye geçer, Bu tür yıldızlann çökmesi sıraşmtla proton ve elektronlanri birlikte ezilmeleri sonucunda nötronlar oluşur^ Böylece ortaya çıkan cisme, nötron yıldızı denir; Nötron yıldızları inanılmayacak kadar yoğundur; nitekim nötron yıldızını oluşturan maddenin bir santimetre küpü yaklaşık 1 ‘ milyon ton gehr. Eğer Güneş’teki madde bir nötron yıldızı ölçeğinde yoğunlaştırılabilse, oluşacak cismin çapı yalnızca 30 km olurdu.
1960’ların snlarına kadar nötron yıldızları yalnızca kuramsal bir kavramdı. 1967’de rad-yoastronomlar gökyüzünün görünürde, boş olan bir bölgesinden son derece şiddetli radyo dalgalarının yayıldığını belirlediler. Bu sinyaller son derece düzenli bir biçimde gönderilmekteydi ve astronomlar başlangıçta bunların radyo vuruları salan bir yıldızdan gelmekte olduğunu düşündüler. Böylece bu cisimlere, “vuru” anlamına gelen İngilizce sözcükten türetilen pulsar adı verildi. Daha sonra ortaya çıkarılan pulsarlardan biri de, Boğa takımyıldızındaki Yengeç bulutsusunun tam ortasında yer alır.