Yıldızlar, uzayda bir gaz ve toz bulutunun kendi çekim kuvveti altında sıkışması sonucunda meydana gelir. Ancak her yıldızın bulunduğu oluşum bölgelerindeki yani bulutsulardaki madde miktarı değişiklik gösterir. Yazı boyunca da değineceğimiz gibi yıldızların yaşam sürecini belirleyen en önemli kriter kütle kavramında saklı olduğundan, kütlelerine bağlı olarak birçok yıldız türü bulunur. Aynı zamanda yıldızların yaşam döngüsü de buna göre geniş bir ölçekte değişiklik gösterir. Gelin, yıldız türleri ve hayat hikâyelerine yakın bir bakış atalım.

Yıldız Nedir?

Bir gök cisminin yıldız olması için temel gereksinim “yeterli kütleye sahip olmaktır”. Daha geniş bir biçimde ifade edecek olursak; gök cisimlerinin ne oldukları, büyük oranda sahip oldukları kütleleri ile bağlantılıdır. Yıldızlar, sahip oldukları kütleçekim kuvvetinin etkisiyle, çekirdeklerinde bulunan hidrojeni, helyum-4 (⁴He) atomuna çevirerek çok büyük miktarlarda enerji açığa çıkarırlar.

Yıldızların, gaz ve toz bölgesinin kendi çekim kuvveti altında sıkışması sonucunda oluştuğunu söylemiştik. Meydana gelen bu sıkışma, gaz ve toz bulutunun sıcaklığını arttırır. Bu süreç merkezi bölgedeki sıcaklık hidrojeni yakacak düzeye ulaşıncaya dek devam eder. Hidrojen yanmaya başladığında yıldızın çökmesi durur ve basınç kuvveti ile çekim kuvveti arasında denge sağlanır. Bu dengeye hidrostatik denge, oluşan reaksiyona ise termonükleer füzyon adı verilir. Hidrojen yakıt, helyum ise üründür.

Güneş, her saniye yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma sentezlemektedir. Bu reaksiyon sırasında küçük bir kütle kaybı yaşanır ki bu da açığa çıkan enerjiye dönüşür ve Güneş’in ışıma yapmasının sebebi budur. Özetle, kütle çekim kuvveti ile basınç kuvvetinin dengede olması sayesinde enerji üreten ve ışıma yapan gök cisimlerine yıldız denir. Peki, yıldız olabilmek için gereken kütlemiz yoksa ne olur?

Sınıfta Kalanlar – Kahverengi Cüceler

Güneş sisteminde bulunan en büyük kütleli ikinci cisim Jüpiter’dir. Güneş Sistemi’nin toplam kütlesinin %99.86’sının Güneş'ten ibaret olduğunu düşünürsek, Jüpiter bile Güneş’in yanında çok küçük kalmaktadır.

Jüpiter, gaz devi bir gezegendir. Sahip olduğu kütle barındırdığı hidrojeni reaksiyona sokabilmek için oldukça yetersizdir. Yıldız olabilmek için gereken kütle Jüpiter’in kütlesinin yaklaşık 100 katıdır. Bu açıdan bakınca, küçük bir yıldız ile büyük bir gezegen arasında bu kadar kütle farkı varsa, bu ikisi arasında kütleye sahip cisimlerin ne olduğu akla gelecektir. Jüpiter’den -kütlece- daha büyük, ama yine de yıldız olmaya yetecek kütlesi olmayan cisimlere kahverengi cüce denir. Kâğıt üzerinde tanımlanan kahverengi cücelerin gerçek tespiti 1995 yılında, 50 Jüpiter kütleli Teida-1 ile olmuştur.

Diğer yandan kahverengi cüceler de nükleer füzyon gerçekleştirebilirler fakat bu reaksiyon sonucunda ³He atomu üretilir ve bu da çok düşük enerji açığa çıkarır. Kahverengi cüce ile yıldız olmak arasındaki sınır, Güneş’in kütlesinin %7’sine sahip olmaktır. Güneş’in kütlesinin %7’sinden büyük kütleye sahip cisimler, ana sekans yıldız sınıfına girerler.

Ana Sekans (Anakol) Yıldızlar

Anakol yıldızları astronomide oldukça önemli yıldızlar. Astronomlar yıldız evrimini daha iyi anlayabilmek için Hertsprung-Russel (HR) Diyagramı adı verilen bir diyagram oluşturmuşlardır. Bu diyagramın dikey koluna ışınım veya mutlak parlaklık parametresi, yatay koluna ise B-V adı verdiğimiz parlaklık farkı, tayf türü veya sıcaklık yerleştirilir. Enerji üretim mekanizmalarında gerçekleşecek değişimler sonucu yıldızlar bu diyagram üzerinde, kütlelerine ve enerji üretim mekanizmalarına bağlı olarak konum değiştirirler. HR Diyagramı, yıldız evrimi için önemli bilgiler sunar. Çünkü bir yıldızın yaşam döngüsü, insanlığın incelemesi için bir hayli uzun sürer. Dolayısıyla biz evriminin farklı noktalarındaki yıldızları inceleyip HR Diyagramına yerleştirdiğimizde, bu yıldızların nasıl bir yol izleyeceğini, yarıçapını, sıcaklığını ve daha birçok parametreyi bulabilmekteyiz.

Anakol yıldızlar, aktif yıldızlar olarak da adlandırılırlar. Sekans, Fransızca kökenli bir kelime olup, arka arkaya giden şeyler, dizi anlamlarına gelir (TDK sözlükleri, 2019). Bu klasmandaki yıldızlar; parlaklık, kütle, sıcaklık ve renk gibi çeşitli özellikler bakımından sınıflara ayrılırlar.

Astronomların objeleri sınıflandırma ve isimlendirme konusunda çok şanslı oldukları söylenemez. Astronomi, her daim ucu açık, yeni keşiflerin sürekli yapıldığı bir bilim dalı olduğu için, isimlendirme ve sınıflandırma çok zor olabilir. Biz, genel tanımlar üzerinden ilerleyelim.

Kırmızı Cüceler

Kırmızı cüce ismi sizi yanıltmasın, "cüce" ifadesi düşük kütleli bir yıldız olmasından ötürüdür. Kahverengi cüceler, yıldız sınıfına giremeyen cisimlerken, kırmızı cüceler ise yıldız olup, Güneş’ten daha küçük kütlelidirler ve en fazla Güneş’in yarısı kadar kütle barındırırlar. Ancak fark elbette sadece bu kadarla sınırlı değildir. Kırmızı cüceler, düşük kütleli olmaları nedeniyle termonükleer reaksiyonu çok yavaş gerçekleştirirler. Bu da parlaklıklarının çok düşük, ömürlerinin ise çok uzun olmasını sağlar. Öyle ki, 10 trilyon yıl boyunca var olabilecekleri hesaplanmıştır. Evrenin yaşının 14 milyar yıl olduğu düşünülürse, evrendeki tüm kırmızı cücelerin henüz birer bebek yıldız olduğunu söyleyebiliriz.

Kırmızı cüceler de Güneş gibi gezegen sistemlerine sahip olabilir. Gezegenlere ve hatta yaşam barındırabilecek kaya gezegenlere sahip olanları tespit edilmiştir. Ancak yakın gezegenler, yıldızın dengesiz enerji yayması ve kütleçekim kilidi nedeniyle Venüs gibi ateş topuna dönüşürken, uzak gezegenlerinin buzla kaplı olması yaşam olasılığını düşürür.

Kırmızı cüceler tüm yıldızlar arasında, ömrünün sonunda patlamadan yavaş yavaş tükenerek beyaz cüceye dönüşecek tek yıldız türüdür. Evrendeki yıldızların en az %70’i kırmızı cücelerdir. Spiral (sarmal) gökadalarda bu oran %90’a kadar çıkabilir. Yani kırmızı cüceler için evrendeki en yaygın yıldız türü diyebiliriz.

Güneş Benzeri Yıldızlar – 1.3 Güneş Kütlesine Kadar

Yıldızın kütlesi Güneş’in kütlesinin %50’si ya da üzerindeyse, yıldız bu tanımı alır. Bu noktada kütle arttıkça objenin hacminin aynı oranda artmayacağını belirtelim. Örneğin Jüpiter ile Teida-1, 50 katlık kütle farkına rağmen çok yakın çaplara sahiptirler. Benzer durum yıldızlar için de geçerlidir. Hacim yerine yoğunluk artar ki bu da kütleçekim kuvvetinin marifetinden başkası değildir. Kütleçekim kuvveti arttıkça, termonükleer reaksiyon hızlanır. Termonükleer reaksiyon hızlandıkça da açığa çıkan enerji yıldızı dışa doğru iter ve yıldızın içine çökmesi yavaşlar. Hâliyle, bir denge kurulur ve yıldızı var eden bu dengedir.

Güneş’ten daha büyük kütleli yıldızlar, parlaklık olarak Güneş’ten kat be kat büyüktürler çünkü termonükleer reaksiyon çok daha yüksek hızlara çıkmıştır ki bu da yakıtını daha hızlı tüketmesi anlamına gelir ve yıldız nihayetinde patlar. 5 milyar yaşında olan Güneş’imiz, 5 milyar yıl daha yetecek yakıta, yani hidrojene sahiptir.

Gece gökyüzünü süsleyen yıldızlar içinde en parlak olanı Sirius A, Güneş’in sadece 2 katı kütleye sahip olmasına rağmen, 25 kat daha parlaktır ve toplam ömrü sadece 2.5 milyar yıl olacaktır. Yakıtın tükenme hızındaki artış, kütlesindeki artıştan çok daha fazla olduğu için ömrü kısalmıştır. Peki, bu nereye kadar devam eder?

Eğer bir yıldızın kütlesi Güneş kütlesinin 1.4 katından daha az ise, o yıldız ömrünü, kırmızı cüceler gibi beyaz cüce olarak tamamlayacaktır. Yıldız, ömrünün sonuna doğru azalan hidrojenden ötürü daha büyük kütleli elementler sentezlemeye başlar. Hacimleri ve parlaklıkları çok fazla artar ve bir noktadan sonra kütleçekim kuvveti yıldızı dengede tutamaz ve yıldızın hacminin büyük kısmı uzay boşluğuna saçılır. Buna gezegenimsi bulutsu adı verilir. Yıldızdan geriye de, çok yoğun, çok sıcak ama inaktif ölü beyaz cüce kalır.

1.3 Güneş Kütlesinden Büyük Olanlar

Büyük kütleli yıldızlar, kısa ömürleri nedeniyle nadirdirler. Bu tür yıldızların birkaç milyon yıllık kısa ömürleri, süpernova patlamasıyla son bulur. Böylece ortaya nötron yıldızları ya da kara delikler çıkar. Yıldızın enerjisi azaldıkça büyük kütleli elementler sentezlenir ve en sonunda demir elementinden öteye gidemez, çekirdekte birikirler.

Demir, sentezinde enerji açığa çıkarmayan bir elementtir. Böylece kütlece çekim kuvvetine karşı koyacak bir kuvvet kalmamış olur ve yıldız içine çöker. Eğer yıldızın kütlesi 1.3 ile 3 Güneş kütlesi arasındaysa, kütle çekim kuvveti yıldızı kara deliğe dönüştüremese de proton ve elektronları birleştirerek nötrona çevirir ve tüm atomlar bir araya gelerek adeta bir atom çorbası hâline gelirler. Yıldız, nihayetinde patlayarak kütlesinin büyük kısmını kaybetse de çekirdeğinden nötron yıldızı doğar. Ancak bu kütledeki neredeyse tamamı, yaşam sürecinde yıldız rüzgarları ile kütlesinin büyük bölümünü kaybedeceği için süpernova patlaması yaşanmaz.

Önce genellikle bir gezegenimsi bulutsu ve nihayetinde beyaz cüce olarak veda eder. Çok azı bir nötron yıldızına dönüşebilir. Kabaca konuşmak gerekirse eğer, yıldızın kütlesi 3 Güneş kütlesinin de üzerindeyse, bizi bekleyen son bir kara deliktir. Fakat az önce belirttiğimiz gibi, 3-10 Güneş kütlesi civarındaki yıldızlar yaşam süreçlerinde fazlaca kütle kaybı yaşadığı için, ömrünün sonunda kara deliğe dönüşecek kadar büyük kütle çekim oluşturacak kütleden yoksun olurlar ve gezegenimsi bulutsu, nihayetinde de bir beyaz cüce olarak hayata veda ederler.

Kara delikler ve nötron yıldızları, 10 Güneş kütlesi ve üzerine sahip dev yıldızların bir süpernova patlaması sonucu ölümleriyle meydana gelirler. Kütle çekim kuvvetinin büyüklüğü sayesinde, süpernova patlamaları sırasında evrende var olan tüm elementler sentezlenir. Yani, parmağınızdaki yüzükteki altının, bir zamanlar evrenin bir yerinde patlayan bir yıldızdan geldiğini söyleyebiliriz.

Ölü Yıldızlar

Yukarıda isimleri geçen cisimler arasındaki beyaz cüceler ve nötron yıldızları ölü yıldızlardır ve termonükleer reaksiyon gerçekleştirmezler. Kısaca bu yıldız türlerine de değinelim.

Beyaz Cüceler

Beyaz cüceler iki şekilde ortaya çıkabilirler. İlk olarak, kırmızı cücelerin yüz milyarlarca hatta trilyonlarca yıl içinde yakıtlarını tüketip, sakince enerjilerini tüketmeleriyle gerçekleşmesi şeklinde ön görülür. Ön görülür diyoruz, çünkü bunun herhangi bir örneği henüz gerçekleşmemiştir.

İkincisi ise kütlesi Güneş kütlesine yakın yıldızların sonudur. Çekirdeğine çöken bu yıldızlar süpernova patlaması için gereken kütleye sahip olmadıkları için, aşırı yoğun ve sıcak beyaz cücelere dönüşürler. Beyaz cüceler, öncül yıldızlarından çok yüksek sıcaklık miras alırlar ancak herhangi bir reaksiyon gerçekleştiremedikleri için yapıları çok uzun süre değişmez. İlginç bir şekilde kara delikleri saymazsak, beyaz cüceler evrendeki en uzun ömürlü objelerdir. Trilyonlarca yıl var olmaya devam ederler. Peki, bu nasıl olur?

Evren boşluktan ibarettir. Isının kondüksiyon yoluyla iletilmesi mümkün değildir. Beyaz cüceler sahip oldukları hapsedilmiş ısıyı sadece ışıma ile kaybedebilirler ki bu da uzun ömürlerini açıklar.

Beyaz Cüceler yaşam barındırma açısından daha yüksek şans sunarlar. Kırmızı cücelerin aksine stabil ısı kaynakları oldukları için yörüngelerindeki gezegenleri sürpriz şekilde yok etme şansları yoktur. Ancak, çok az ısı yaydıkları için, sıvı su barındıracak bir gezegenin beyaz cüceye uzaklığı, Dünya’nın Güneş’e uzaklığının %1’i kadar olmalıdır ki bu da gezegeni kütleçekim kilidine sokarak bir tarafının daima gündüz ve aşırı sıcak, diğer tarafının ise aşırı soğuk olmasına sebep olur. Yaşam, bu bölgelerin sınırları arasında olasıdır.

Beyaz cüceler, öncül yıldızlarının ölürken içine çökmesinden ötürü küçük hacimli ve aşırı yoğundurlar. Bilinen en büyük beyaz cüce Sirius B, Güneş’ten biraz büyük kütlesine rağmen, Dünya kadar hacme sahiptir. Dolayısıyla yüzeyindeki kütleçekim kuvveti çok yüksektir.

Nötron Yıldızları

Evren’de, kara delikleri saymazsak, en büyük yoğunluğa sahip cisimler nötron yıldızlarıdır. Küçük olmaları nedeniyle fark edilmeleri çok zordur. Samanyolu Gökadası’nda 100 milyon ile 1 milyar arasında nötron yıldızı olduğu tahmin edilmektedir. Diğer yıldızlar gibi nötron yıldızları da canlı yaşamına el verecek gezegenlere sahip olabilirler. Ancak, nötron yıldızları çok yoğun elektromanyetik dalga yaydıkları için, gezegenlerinin atmosferlerini kolayca yok edebilirler. Bu da, çok kalın atmosfer barındırmalarını gerektirir ki bu atmosferi korumak için de gezegenin yaklaşık 10 Dünya kütlesine sahip olması gerekir.

Bilinen en büyük nötron yıldızı 2.14 Güneş kütlesine sahiptir. Çapı ise sadece 20 km’dir. Ortalama ise 10 km çapa sahiptirler. Kütleçekim kuvveti o derece büyüktür ki, pürüzsüz denecek bir yüzeye sahiptirler. Çünkü kütleçekimi herhangi bir yapının yüksekte kalmasına izin vermez. Bilinen en yaşlı nötron yıldızı 10 milyar yaşındadır. Nötron yıldızları da beyaz cüceler gibi trilyonlarca yıl var olmaya devam edecekler.

Özetle…

Yıldızları kütlelerine göre anlatmaya çalıştık. Yıldız olabilmek için en az 100 Jüpiter kütlesi gerektiğini, kütle arttıkça yıldız ömrünün azaldığını söyledik. Yıldızların, yakıtları tükendiğinde öldüklerini ama bunun da tam olarak yolun sonu olmadığını ve yeni bir formda var olmaya devam ettiklerinden bahsettik. Yıldızlar aleminde yaptığımız bu kısa yolculuğu beğenmiş olduğunuzu umuyoruz.

Yazar: Uğur Çontu
Editör: Tolga Barın
2. Editör: Asya Demirkol

Kaynaklar ve Referanslar:

1. Barstow, M. A.; Bond, Howard E.; Holberg, J. B.; Burleigh, M. R.; Hubeny, I.; Koester, D. (2005). "Hubble Space Telescope spectroscopy of the Balmer lines in Sirius B". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 362 (4): 1134–1142
2. White Dwarf Star. Encyclopædia Britannica. Alındığı Tarih: Ekim 15, 2022, Alındığı Yer: https://www.britannica.com/science/white-dwarf-star
3. Routley, N. (2020, Haziran 27). The 44 closest stars and how they compare to our sun. Visual Capitalist. Alındığı Tarih Ekim 15, 2022, Alındığı Yer: https://www.visualcapitalist.com/the-44-closest-stars-and-how-they-compare-to-our-sun/
4. Habitable planets could exist around pulsars. University of Cambridge. (2017, Aralık 19). Alındığı Tarih: Ekim 15, 2022, Alındığı Yer: https://www.cam.ac.uk/research/news/habitable-planets-could-exist-around-pulsars#:~:text=Their%20calculations%20show%20that%20the,and%20ten%20times%20our%20Earth