Uzayın Sırları

Yıldızların Yaşam Hikayeleri☉

Gökyüzünü incelediğimizde, inci tanecikleri gibi parlayan, varlığımızın hammaddeleri yıldızların bizler gibi doğup büyüyerek,olgun hale geldikten sonra yavaş yavaş yaşamlarının sona erdiklerini görmekteyiz.Ama bir farkla; bizler sessizce bu dünyayı terk ederken,yıldızların ölümü etrafındaki diğer yapılar için bir tehdit halini alır.

Uzayda galaksilerin içinde, nebula olarak adlandırılan ,soğuk ve karanlık toz bulutları vardır. Bunlar az sayıdaki helyum atomları ile hidrojen atomlarından meydana gelen seyrek gazlardır.Bu gaz ve toz bulutları,galaksi etrafındaki şok dalgalarının ve gaz bulutlarının kendi gravitasyonel çekiminin neden olduğu etki ile büyük bulut ve küreler halinde yoğunlaşarak,sıkışıp ısınırlar. Çünkü bu gaz küresi kendini oluşturan gazların korkunç ağırlığına karşı koyamaz. Böylece yıldız taslağı büzülmeyi,merkezdeki basınç ve sıcaklık da artmayı sürdürür (basınçla sıcaklık doğru orantılıdır).Sonunda da yıldız taslağının merkezindeki sıcaklık on milyon dereceye ulaşınca hidrojen yanması başlar.

Bu sıcaklıkta Hidrojen atomlarının çekirdekleri öylesine büyük hızlarla hareket ederler ki, çarpıştıkları zaman birbirleriyle kaynaşıp bu süreç sonucunda hidrojeni helyuma dönüştürürler. Kaynaşan her dört hidrojen çekirdeğine karşılık bir helyum çekirdeği ortaya çıkar. Ama daha önemlisi sonuçta açığa çıkan helyum çekirdeğinin ağırlığı, başlangıçtaki dört hidrojen çekirdeğinin ağırlığından daha azdır. Burada kaybolan madde,Einsten ın ünlü E=m.c2 formulü uyarınca saf enerjiye dönüşür. Hidrojen yanmasından ortaya çıkan bu korkunç enerji, sonunda yıldız taslağının kendi ağırlığını taşımasını sağlayarak büzülmeyi durdurur ve bir yıldızın doğmasına sebep olur.

Bizim yıldızımız olan Güneş'in merkezinde de her saniyede altı yüz milyon ton hidrojen, helyuma dönüşür ve bu süreç milyarlarca yıl sürer.Bu enerjinin yüzeye çıkması ise bir milyon yıl alır.Bu nedenle merkezde enerji üretimi dursa bile yıdızda bir milyon yıllık enerji depolanmıştır.Yıldızın merkezindeki tüm hidrojen bittiğinde ise hidrojen yanması durur. Dışarıya doğru akan enerji olmayınca da yıldız kendi çekim etkisine dayanamaz ve kendi ağırlığını taşıyamayan helyumca zengin çekirdek çökmeye başlar. Bu çökmenin etkisiyle gittikçe sıkışan çekirdekteki sıcaklık çok yüksek değerlere ulaşır. Her ne kadar merkezde hidrojen tükenmiş olsa da çekirdekle yüzeyi arasında hâlâ bol miktarda hidrojen yakıtı vardır. Sonunda tekrar sıcaklık o denli artar ki,çekirdeğin çevresindeki bir katmanda hidrojen yanmaya başlar. Kabuk hidrojenin yanmasının başlamasıyla da yıldız yeni bir enerji kaynağı ve bol miktarda da yakıta kavuşmuş olur. Böylece, yıldız yavaş yavaş genişlemeye başlar.

Yanan bir hidrojen tabakası ile kapalı çekirdek çökmeyi sürdürdükçe de yıldızın dış katmanları dışarıya doğru itilir. Yüz milyon dereceye ulaşan merkez sıcaklığı, buradaki helyum çekirdeğinin başlangıçtaki gibi öyle yüksek hızlarla hareket etmesine ve şiddetli çarpışmalarına neden olur ki, bu çekirdekler kaynaşarak karbon ve oksijen çekirdeklerini meydana getirirler.Böylece helyum yakıt,karbon ve oksijen de artık olur.

Helyum yanmasının başlaması, dışarıya doğru yeni bir enerji akımı yaratır. Ve tekrar çökmeyi durdurur. Şimdi yıldızın derinliklerinde iki termonükleer vardır. Yani merkezde helyum ve çevredeki bir katmanda hidrojen yanmaları...

Bu çift kaynaklı termonükleer tepkime sonucunda yıldızın boyutları öyle dev büyüklüklere ulaşır ki, hacmi bir milyar kat büyür. Yıldızın dış katmanları dışarıya doğru itildikçe de bu katmanları oluşturan atomlar birbirlerinden gittikçe uzaklaşmaya, dolayısıyla da yıldızın dış katmanlarındaki yoğunluk ve basınç da azalmaya başlar. Bu hale dönüşecek olan bizim güneşimiz de ,yüzey sıcaklığı altı bin dereceye sahip,tıpkı demircinin örsü üzerindeki kızgın demir gibi kırmızımsı bir ışıkla parıldayarak Kırmızı Dev ismini alacaktır. Kırmızı dev evresinden yaklaşık birkaç milyar yıl sonra, yıldızın çekirdeğindeki helyum da tükenir. Bu nedenle helyum yanması durur ve çekirdek,yıldızın kendi çekimi altında bir kez daha çökmeye başlar. Sıcaklık ve basınç bir önceki evreden daha yüksek evrelere ulaşır ki, sonuçta karbon ve oksijence zengin çekirdeğin çevresindeki ince bir katmanda helyum yanmaya başlar. Bu güneş ve benzeri olan yıldızların yaşamlarındaki son evredir. Çünkü, bu tip yıldızların kütleleri daha ileri düzeyde termonükleer tepkimeleri başlatacak denli büyük değildir. Yani dış katmanların ağırlığı merkezde karbon ve oksijen termonükleer tepkimelerini başlatacak derecede büyük sıcaklık ve basınçlar oluşturamazlar.