Yıldız Nedir? Yıldızların Yapısı, Şekli ve Büyüklüğü

Yıldızlar

Yıldızlar, geniş tanımıyla astronomik nesneler olarak tanımlanırlar ve galaksinin temel yapı taşlarını oluştururlar. Yaşı, dağılımı ve bileşenleri evrenin tarihi, dinamiklerini ve değişimini belirlemek için eşsiz kanıtlar sunar. Üstelik, yıldızlar evrende bulunan karbon, nitrojen ve oksijen gibi ağır elementlerin nasıl dağıtılacağından sorumludurlar. Sonuç olarak, yıldızların doğumu, yaşamı ve ölümü astronomi biliminin temel çalışma alanıdır.

Yıldızlar, çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşan, merkezindeki nükleer reaksiyonlar sonucu oluşan enerjiyi ve ışığı yayan büyük gök cisimleridir. Güneşimiz dahil, gökyüzünde görmüş olduğumuz nokta halindeki bu cisimler dünyamızdan binlerce ışık yılı uzaktadır. Galaksilerin temel yapı taşları olan yıldızlardan evrende milyarlaca bulunur. Sayıların ne kadar olduğunu bilmek imkansız olsa da, sadece Samanyolu Galaksisinden 300 milyar yıldız olduğu tahmin edilmektedir.

Yıldızların Oluşumu

Yıldızlar, çoğu galaksilere dağılmış seyrek gaz bulutları içinde doğarlar. Günümüzde böyle bir gaz bulutunun bilinen en güzel örneğin Orion Nebulasıdır. Bu tür bulutsuların derinliklerinde bulunan türbülans, gaz ve tozun kendi çekim gücüne yenilenerek çökmesiyle kütlelerin oluşmasına neden olur. Bulutsu çökmeye devam ettikçe, merkezde ve çevrede oluşan bu kütle ısınmaya başlar, bu durumu protostar veya Türkçe ifade etmek gerekirse yıldız öncesi(önyıldız) ilk haldir.Bu çöken ve ısınan kütle ilerleyen zamanlarda bir yıldız olacaktır. Protostarların çevreleri yoğun toz bulutuyla kaplı olduğu için tespit etmesi en zor yıldız türüdür.

Gaz ve toz bulutlarının çökmesiyle oluşan bu kütleler, kimi zaman birden fazla parçaya ayrılarak tek bir yıldız oluşturmak yerine bir yıldız kümesi oluşmasına neden olur. Son dönemlerde bu konu hakkında yapılan üç boyutlu simülasyonlara göre bu oluşum şekli Samanyolu Galaksisindeki yıldızların neden bir değilde birden fazla yıldızdan oluştuğunu açıklar. (Kaynak: https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/how-do-stars-form-and-evolve )

Bir önyıldız küçüldükçe, açısal momentumunu korumak için daha hızlı dönmeye başlar. Dönmeye başladığımızda kollarınızı iki yana açtığınızda hızlanmanıza neden olan aynı prensip gibi. Hızlanmaya birlikte artan basınç sıcaklığın artmasına neden olur ve bu süreç kimi zaman Tauri fazı olarak bilinir. Bu süreç milyonlarca yıl sürebilir. Çekirdek zaman içinde çökmeye devam ettikçe yoğunlaşmaya ve ısınmaya başlar, ısınan çekirdeğin sıcaklığı 15 Milyon santigrat dereceye kadar çıkabilir. Isınan ve gittikçe yoğunlaşan bu kütle çekirdek halini alarak çevresindeki gaz ve toz bulutlarını toplamaya başlar. Merkezin etkisiyle toplanan bu materyaller her zaman yıldızın bir parçasını oluşturmak zorunda değildir, kimi zaman bu parçalar gezegen, astreoid veya sadece bir toz bulutu olarak kalabilirler. Bazı durumlarda, bu çökme veya merkezde toplanma işlemi sabit bir şekilde gerçekleşmeyebilir, 2004 yılında amatör bir astronom olan James McNeil'in Orion Bulutsusundaki Messier 78 takım yıldızında keşfine göre yıldız oluşumu sırasında yıldızın parlaklığı sürekli olarak değişiklik göstermiştir- beklenen aslında sabit bir ışık yaymasıdır-. Buradan yola çıkarak NASA'nın Chandra X-Ray rasathanesindeki gözlemleri sonucunda genç yıldızların manyetik alanı ile gaz arasında sabit olmayan bir şekilde gerçekleşen çökme işlemi yıldızın parlaklığında düzensizlik yaratmaktadır.

Yıldızların Olgunluğu

Bir yıldızın çökmeye başlamasından olgunluk dönemine ulaşması için gerekli olan süre yaklaşık olarak 50 milyon yıldır. Güneş sistemimizin ana enerji kaynağı olan Güneş yaklaşık olarak 4,6 milyar yaşındadır, Hertzsprung-Russell Diyagramına göre 10 milyar yıl daha bugünkü haliyle dünyamızı aydınlatmaya ve enerjisini sağlamaya devam edecektir. Yıldızlar yaşam sürelerinin %90'nını bu olgunluk(anakol) döneminde geçirirler.

Yıldızlar, içlerinde helyumu oluşturabilmek için hidrojen füzyonuyla beslenirler. Bu füzyon sonucunda ortaya çıkan enerji yıldızın kendi içine çökmesini engellemek için gerekli olana enerjiyi sağlar, bu enerji dışarından bakıldığında yıldızın parlamasını sağlayan şeydir.

Yıldızlar çok farklı renklere ve parlaklıklara sahiptirler. Yıldızların bu özellikleri kategorilendirmelerinde kullanılan temel ölçütlerdir. Parlaklık, yıldızın ne kadar enerji yaydığını ve dünyadan ne kadar uzakta olduğunu belirlemek için kullanılan faktördür. Renk ise yıldızın ne kadar sıcak olduğunu belirlemek için kullanılır. Sıcak yıldızlar beyaz ve mavi renkte ışıklar yayarken, kısmen daha soğuk yıldızlar turuncu ve kırmızı tonlarında görünürler.

Kızıl Cüce olarak bilinen yıldızlar, evrendeki en küçük yıldız formudur. Bu tür yıldızlar, güneşin %10'u kadar kütleye ve 0.01% kadar enerjiye sahiptir. Ortalama 2700-3700 derecesindeki yüzey sıcaklıklarıyla etraflarına olgun yıldızlara nazaran çok daha az parlaklık yayarlar. Bu küçük doğalarına rağmen, kırmızı cüceler evrendeki sayısı en fazla olan yıldızlardır ve milyarlarca yıllık ömre sahiptir.

Kızıl cüceler yıldızların son formu değildir. Kızıl cüce safhasında bütün dış katmalarını kaybeden yıldız, bu noktadan sonra yoğun bir kütle halinde olan beyaz cüceye dönüşür. Bu durumda yıldızlar milyarlarca soğuk bir şekilde kalırlar. Eğer bu yıldız çift yıldız sisteminin bir parçası olurlarsa, çift yıldız sistemindeki diğer yıldızın diğer maddelerin toplar ve patlamasına neden olur. Sonunda bütün beyaz yıldızlar karanlığa gömülür ve enerji vermeye bırakırlar. Bu noktada bilim insanların henüz gözlemleyemediği kara cüce haline gelirler.

Kızıl Cücelerin aksine Üstündev Yıldızlar, güneşin kütlesinin 100 katı veya daha büyüktür. Bu devlerin yüzey sıcaklıkları 27.000 dereceyi bulabilir. Dev yıldızlar, güneşin vermiş olduğu enerjinin binlerce kat daha fazlasını etrafa yayarlar. Bu dev yıldızlar evrenimizde en az rastlanan yıldızlar arasındadır, Samanyolu galaksisinde bir elin parmaklarını geçmeyecek kadar üstündev yıldız bulunur.

Yıldızların Ölümü

Genellikle bir yıldız ne kadar büyük olursa yaşam süresi de o kadar kısalır. Buna rağmen çoğu dev yıldız milyarlarca yıl yaşayabilir. Yıldız, merkezindeki bütün hidrojeni tükettiği zaman nükleer reaksiyonlar kesilmeye başlar. Yıldızın formunu koruması için gerekli olan bu enerji çekirdekte tükenmeye başladığı zaman yıldız kendi içine çökmeye ve gittikçe ısınmaya başlar. Bu halde hidrojen hala yüzeylerde veya çekirdeğin dış kısımlarından bulunabilir. Bu nedenle, çekirdekte tükenmesine rağmen hidrojen reaksiyonu hale bu bölgelerde devam eder. Gittikçe ısınan ve enerjisini kaybetmiş bir çekirdek dış bölgeleri itmeye başlar ve yıldız bundan sonra genişlemeye ve genişledikçe de soğumaya başlar. Yıldız bundan sonra artık bilinen yıldız formunu kaybederek, bir kızıl cüceye dönüşür.

Eğer çöken yıldızın kütlesi çok fazla ise bazı ekstrem durumlarda, çöken çekirdek helyum ve demir gibi elementlerin reaksiyonlarını destekleyebilir. Bu olay yıldızın yaşam süresini uzatır ancak yine de yıldız eninde sonunda kendi içine çökmeye başlayacaktır. Yavaş yavaş, yıldız içinde nükleer reaksiyonları stabil durumlarını kaybetmeye başlar bu kimi zaman yıldızın normalden daha fazla ışık yaymasına veya ölmesine neden olur. Bu gelişen süreç sonrasında yıldız kabuğundan kurtulmaya ve toz bulutu yaymaya başlar, bundan sonra yıldızın ne olacağına yıldızın merkezindeki kütlenin büyüklüğü karar verir.

Yıldızların Yapısı

Yıldızlar, muazzam toz ve gaz bulutundan oluşur. Yıldızın yer çekimi çevredeki bu gazları ve tozları kendi üzerine çekerek birbirlerine yakınlaşmasını sağlar. Bu materyaller merkezde toplanmaya başladıkça, çekirdek üzerindeki yoğunluk artır ve basınç yükselir. Basınç ve sıcaklık kütlenin artırmasına neden olurken, kütle artmaya başladığında parlaklık artmaya devam eder. Sıcaklığa neden olan nükleer füzyon ile birlikte gazın genişlemeye devam eder ve hidrostatik dengeye ulaşıldığında yıldız doğar. Yıldızların çoğu yıldız kümeleri olarak adlandıralan gruplar halinde oluşurlar, birçoğu sonunda bu kümelerden koparlar ve hayatlarına tek başlarına devam ederler.

Yıldız Tipleri

Günümüzde, fazla sayıda yıldız sınıflandırma sistemi var. Ancak, bunlar arasında en bilineni ve en kolay anlaşılacak olanı Morgan-Keenan yıldız sınıflandırma sistemidir. Bu sistemde yıldızlar; O,B, A, F, G, K ve M harfleriyle temsil edilirler. O harfi en sıcak yıldızları gösterirken, M harfi ne soğuk yıldızları temsil etmek için kullanılır. Her harf içinde gruplandırılmış yıldızların kendi aralarında karşılaştırılması yapılmak için ayrıca 0 ile 9 arasındaki rakamlar kullanılır. 0 harf grubu içerisinde en sıcak yıldız iken, 9 aynı harf grubu içindeki ne soğuk yıldızdır.

Yıldız Büyüklükleri

Yıldızlar farklı hacimlerde ve büyüklüklerdedir. Nötron yıldızlarının çapları 20 ile 40 km arasında değişirken, beyaz cücelerin büyüklükleri dünyamıza yakındır. Üstündev yıldızlar ise güneşimizden 1500 veya daha fazla büyüklükte olabilirler. Güneşimizin çapı 695,000 km iken , 1,000,000,000 km'den den daha büyük yıldızları evrenimizde bulunur.

Süperdevler, yaşam döngülerinin sonlarında oldukları için hacimsel olarak güneşe nispeten kat kat büyüklükte olsalar da yoğunlukları daha düşüktür. Bilinen en büyük kırmızı dev olan Betelgeuse güneşten yaklaşık olarak 1000 kat daha büyük olmasına rağmen, ağırlık olarak sadece 15 kat daha fazladır.