Bir Yıldız Nasıl Doğar

Yıldızların oluşumu sırasında gerçekleşen süreçlerin tamamen anlaşıldığı söylenemez. Ancak günümüzde evrende oluşmakta olan yıldızların gözlemlenmesi ve kuramsal hesaplar, yıldız oluşumunu anlamamıza yardımcı oluyor.

Yıldızlar, gökadalardaki moleküler bulutların görece yüksek yoğunluklu olan kısımlarının çökmesiyle oluşur. Bu bölgelerdeki moleküllerin birbirleriyle çarpışmaları sırasında hareket enerjilerinin bir kısmı moleküllerin içsel enerjisine (moleküllerin titreşimlerinden ve dönüşlerinden kaynaklanan enerjisine) aktarılır. Böylece uyarılmış duruma geçen moleküller, temel enerji seviyelerine geri dönerken sahip oldukları içsel enerjinin bir kısmını kızılötesi ışık olarak yayar. Enerjinin elektromanyetik dalgalarla (ışıkla) moleküler bulutun dışına taşınmasıyla yüksek yoğunluklu bölgenin sıcaklığı düşer. Moleküler bulutun kendi iç basıncının kendi kütleçekimini dengeleyememesi sonucu, bulut çökmeye başlar. Zamanla yoğunluğun artmasıyla ışığın dışarıya kaçması zorlaşır. Çünkü ışığın büyük kısmı moleküller tarafından soğurulur. Böylece bulutun iç kısımlarının sıcaklığı artmaya başlar. En sıcak bölge olan merkezin sıcaklığı 2000 Kelvin’i aştığı zaman hidrojen molekülleri (H2) hidrojen atomlarına ayrışmaya başlar. Daha sonra hidrojen ve helyum atomları iyonlaşır. Bu ısınma aşaması bulutun kendi iç basıncı kendi kütleçekimini dengeleyene kadar devam eder. Böylece bir önyıldız oluşur. Bu önyıldız zaman içinde ışıma yoluyla enerji kaybederek küçülmeye ve ısınmaya devam eder. Merkezin sıcaklığı belirli bir değerin üzerine ulaştığı zaman çekirdek tepkimeleri gerçekleşmeye başlar ve böylece bir yıldız oluşur.

Yıldızın Oluşma Süreci
Yıldızın oluşma süreci aslında temelde iki etkinin mücadelesine dayanır. Cisimlerin birbirlerine çekim uygulayacağı oldukça açıktır, fakat bu nereye kadar devam edebilir? Yıldızların oluşumu için kritik soru budur ve yıldız ile gezegenleri birbirinden ayıran fiziksel olayın temelini açıklar.
Devasa bir gaz ve toz bulutu aldığımızı düşünelim. Eğer bu gaz ve toz bulutu yıldız oluşturabilecek koşullarasahipse, yıldız oluşum bölgesi olarak adlandırılır ve kapak fotoğrafındaki gibi görünürler. Bu gaz ve toz bulutu (çoğunlukla hidrojenden oluşur) kendi çekimi altında çökerek, giderek küresel olmaya başlayan bir yapı oluşturuyor. Fakat gaz, giderek daha küçük bir hacme sıkışmaya başladığından sahip olduğu basınç ve sıcaklık giderek artıyor. Daha da çöktükçe, basınç kuvveti, artık çekim üzerinde kayda değer bir etki bırakmaya başlıyor, çekime karşı koyuyor. Gazın sıcaklığının artması, aynı zamanda bir ışıma da yapmasıdemektir. Bu yüzden bir çekime karşı bir ışıma basıncı da uyguluyor. Yıldız çöktükçe, bir noktada çekim ile basınç kuvveti arasında bir denge yakalanıyor ve cisim ne çökmesine devam edebiliyor ne de dağılıyor. Bu duruma hidrostatik denge diyoruz.

Yıldız demedim, cisim dedim, çünkü yıldız olup olmadığına henüz karar vermedik! Bu cismin bir yıldız olabilmesi için, merkezindeki sıcaklık hidrojenin nükleer füzyonunu başlatabilecek kadar yüksek olmalıdır. Başka bir deyişle, bu cisme yıldız diyebilmemiz için en azından hidrojeni helyuma çevirebiliyor olmalıdır. Çünkü hidrojeni nükleer füzyonla döterona dönüştüren, fakat helyum üretmekte zorlanan, neredeyse yıldızdiyebileceğimiz kahverengi cüceler de bulunur. Eğer merkezinde hiçbir nükleer reaksiyon başlatamadan hidrostatik dengeye gelmiş ise, artık bunlar gezegenleri ya da gezegen benzeri ufak yapıları oluşturur.

Yıldız Bulutlarının Sırları
Yıldızların doğduğu, bu yıldızlararası gaz ve toz bulutları yıldız oluşumu açısından gerekli elementleri fazlasıyla bulunduran bölgelerdir. Bu bulutlar ağırlıklı olarak hidrojenden oluşurlar; kalan elementler helyum, karbon, oksijen, nitrojen gibi daha ağır elementlerin bir karışımıdır. Peki, bu yıldızlararası bulutlar nasıl oluşmuşturlar? Hidrojen ve helyum 13,8 milyar yıl önce Büyük Patlamada yaratılmıştır. Diğer elementler yıldızların içinde oluşmuş ya da süpernova patlamalarında biçimlenmiştir. Yıldızlar öldüğünde, kütlelerinin büyük kısmı uzaya fırlatılır ve halihazırda orada bulunan hidrojen ve helyumla karışır. Bu bulutları inceleyen astronomlar yaşamın oluşması için gerekli ‘prebiyotik’ molekül denen moleküller buldular. Güneşin dolayısıyla bizim doğum bulutumuz, yaşamın öncülleri olan moleküller bakımından zengin bir buluttur.

Yıldızlar arası maddenin bol olduğu yerlerde, bu gaz molekülleri aralarındaki çekim gücünün etkisiyle bir araya toplanmaya ve sıkışmaya başlarlar. Bu sıkışma, kendi kütle çekimi altında büzülmeyi başlatan bir gaz bulutu oluşturur. Büzülen, yani sıkışan gaz ısınmaya başlar ve dışarıya enerji salar. Enerji salındığı için basınç azalır. Basıncın azalması, gaz bulutunun bir miktar daha sıkışmasına izin verir ve süreç biraz daha böyle devam eder.
Gaz bulutu bir noktadan sonra öyle bir duruma gelir ki, merkezde sürekli olarak yoğunlaşıp sıkışmasının etkisiyle sıcaklık 10^7 (10 milyon) Kelvin’e yükselir. Bu kritik bir sıcaklıktır, çünkü bu sıcaklıkta hidrojenlerin birleşerek helyuma dönüşmesine yol açan termonükleer reaksiyonlar gerçekleşebilir. Çekirdek dediğimiz yoğun bölgedeki nükleer reaksiyonlar artık merkezdeki basıncın korunması için yeterli hale gelmiştir. Bu da büzülme sürecini durdurur ve gaz topu kararlı bir hale gelir. Artık gaz topumuz, anakol yaşamına başlamakta olan, çiçeği burnunda tazecik bir yıldız olmuştur.
Yıldızın anakol yaşamının bitişinde nasıl bir yol izleyeceği, onun kütlesiyle ilgilidir. Küçük, orta ve büyük kütleli yıldızlar, anakol yaşamları sonlandığında farklı yollar izlerler ve farklı sonlar yaşarlar.