Dış Uzay Fizik / Astrofizik Tüm Yazılar

Yıldız Oluşumu: Bir Yıldız Nasıl Doğar?

Hazırlayan: Alperen Erol

Yıldızların oluşması gerçekten zahmetli bir olay. Ancak, evrenin boyutunu düşündüğümüzde, aslında yıldız oluşumu zahmetli olmasına karşın,  nadir görülen bir olay değil.

Galaksimiz Samanyolu’nda kabaca her yıl 1 veya 2 yıldız oluşuyor. Küçük bir rakam olarak görülse de, yılda 1 yıldızın oluşması gökbilim ölçeklerindeki zaman dilimleri göz önüne alındığında çok hızlıdır. İnsanlık, bu ışıltılı ve bir o kadar kalabalık cisimlerin gizemini, teknolojideki ve fizikteki gelişmelerin neticesinde ancak 19. Yüzyıl sonlarında çözmeyi başarmıştır.

Yıldızların en temel özelliği, Evren’e enerji yayıyor olmalarıdır. Hemen tüm yıldızların içeriğinin neredeyse % 98 i, Evren’in Büyük Patlama ile doğumu sırasında oluşmuş iki element olan Hidrojen ve Helyum dan ibarettir. Bunların haricindeki diğer elementler ise, yıldızların yaşamları sırasında kendi çekirdekleri içerisindeki nükleer tepkimeler sonucu oluşup, yıldızların ölümleri neticesinde uzaya saçılmış daha ağır elementlerdir.

Crab_Nebula

Dev kütleli yıldızlar, hayatlarını süpernova denilen büyük bir patlamayla sonlandırır. Bu patlama sonucunda yıldızın içerdiği maddenin çok büyük bir kısmı uzay boşluğuna saçılarak yeni doğacak yıldızlara malzeme oluşturur.

Bugün günümüzde, yaptığımız detaylı incelemeler sonucunda artık yıldızların nasıl doğup nasıl öldüklerini, ne şekilde bir yaşam sürdüklerini ve bu yaşam süreçleri içerisinde ne tür aşamalar kaydettiklerini çok açık bir şekilde tespit edebiliyoruz. Yapılan gözlemler sonucunda astronomlar, yıldızların doğumları ile ilgili genel bir model oluşturmuşlardır. Detaylara girmeden önce uzay boşluğunda yıldız oluşumuna ön ayak olabilecek materyallere göz atmakta fayda var.

Bart damlacığı:
Boşluktaki gaz ve toz tanecikleri genellikle küçük bir bölgede yoğunlaşırlar. Bu gaz ve toz tanecikleri Bart damlacığı olarak isimlendirilir. Orion nebulası bu türe örnektir. Dışardan bakıldığında bu bölgeler uzayda siyah bir leke olarak görülseler de, içerisinde yoğun bir yıldız oluşumu vardır. Dışardan gelen ışınlarla ısınan bölge, bu enerjiyi geri salmaz ve dolaysıyla yıldız oluşumunu başlatacak sıcaklığa ulaşabilir. Bu bölge 10-100 Güneş kütlesinde olabilir. Sıcaklık ise 30 Kelvin (-243 santigrat derece) kadardır. Bart damlacıkları hakkında daha fazla bilgi için buraya bakabilirsiniz.

ic2944_vanderhaven_960

Resmin orta bölünde, tipik bir bulutsuda oluşan Bart damlacıkları görülüyor.

HI bölgeleri:
Bart damlacığının yanı sıra, uzay bir diğer bulut türüne de ev sahipliği yapar. HI bölgeleri nötr H ve H2 gazlarından (hidrojen gazı) oluşmaktadır. Bu bulutsular 10-100 atom/cm3 atom konsantrasyonuna sahiplerdir ve sıcaklıkları 50 ila 100 Kelvin (-223/-173 santigrat derece) arasında değişebilir. Kütleleri 1 ila 100 Güneş kütlesi arasında değişebilir.

HI bölgelerinin fiziksel özellikleri:
Tipik bir HI bulutu düşünelim.
Kütle, M=2×10^30kg
Atom konsantrasyonu, n=10 H atom/cm^3
Açısal hız, ω=5×10^-16 rad/s
Sıcaklık, T=125K
Manyetik alan, B=10^-5 gauss

Burdaki değerlerden yola çıkarak bulutun çapını 3.050×10^18cm olarak buluyoruz.

Günümüzde kabul edilen modele göre yıldızlar, gökada içerisindeki devasa gaz ve toz bulutlarının kütleçekim etkisi ile kendi içlerine çökmeleri sonucunda birkaç milyon yıl içerisinde oluşmaktadırlar.

orion_nebula_complex_wide

Yeryüzünden çıplak gözle bile seçilebilen Orion Nebulası, en yakınımızdaki ve en bilinen yıldız oluşum bölgelerinden biridir. 

Fakat şu da vardır ki, bu durum her kendi içine çöken bulutsudan da yıldız oluşacağı anlamına da gelmiyor. Bir bulutsudan yıldız oluşabilmesi için o bulutsunun yaklaşık olarak en az bizim yıldızımız Güneş’in % 8,5 i yada daha fazla miktardaki kütlesi yıldız oluşumu için kullanılmalıdır. Bu konu hakkında kırmızı cüce yıldızlar ve kahverengi cücelerle ilgili makalelerimizi okumanız faydalı olabilir.

Yıldız oluşumu için gerekli olan enerji:

Yazımızın başında yıldız oluşumunun ne kadar zahmetli bir iş olduğundan bahsetmiştik. Bunun arkasındaki neden; kütleçekim enerjisinin termal, manyetik ve açısal hızdan kaynaklanan rotasyonal enerjiyi alt etmek zorunda oluşu. Sürecin normal seyrinde olduğunu yani diğer bir deyişle her şeyin yolunda oluğu bir süreci var sayarsak eğer, kütlesi bir yıldız oluşumu için yeterli olan bir bulutsu, kendi kütle çekim kuvveti ile hızla içine çöker ve çökmenin etkisi ile hızla küçülür. Bu sırada da bulutsunun kendi ekseni etrafında dönme hızı da artış gösterir. Bulutsu küçüldükçe daha çok ısınır ve daha çok yoğunlaşır.

Eğer bulutumuzu üniform olarak kabul edersek, yukardaki numaralardan kütleçekim enerjisi yaklaşık olarak 5.19×10^40 erg olarak bulabiliriz.

Not: Erg astronomide sıkça kullanılan enerji birimidir. 1 Joule 10^7 erg e tekabül eder.

Manyetik, termal ve dönüş enerjisinin toplamı, kütleçekim enerjisinden küçük olmak zorundadır yoksa yıldız oluşumu gerçekleşemez. Bu kriter “Jeans Kriteri” olarak bilinir. Peki yukardaki değerleri fizik yasalarından türetilen matematiksel formüllere yerleştirdiğimizde kütleçekim enerjisi diğer enerji türlerini alt edebiliyor mu? Hayır. Bu kriterin doğru ve dolayısıyla yıldız oluşumunun başlaması için, bu kısmın başında tahminde bulunduğumuz kütle değeri için 10 üzeri 5 Güneş kütlesine ihtiyaç duyulur.

Kütle 10 üzeri 5 Güneş kütlesini geçince bulut çökelmeye başlar. Daha sonra büyük gaz, daha küçük gaz bölümlerine ayrılır. En küçükleri ise Bart damlacıklarıdır. Bu sırada bu bölgelerde sıcaklık 125 Kelvin’den 20-30 Kelvin’e düşer. Soğuyan gazlar (H2O, CO ve N2) toz parçacıklarının üzerine çöker ve taş-buz parçacıkları ortaya çıkar. Bu parçacıklar daha sonra merkezde toplanmaya başlar ve merkezde çekirdek oluşmaya başlar. Çökelmeye başlayan gaz ve toz parçacıkları, açısal momentumun korunumundan dolayı çekirdek etrafında dönmeye başlar.

Yıldız

Bu ilüstrasyonda, yeni oluşan bir yıldızın, çevresindeki oluşum diskinden madde çekmesini görüyorsunuz.

Bu süreç sonrasında bulutsunun şekli de artık bir diski andırmaya başlar. Güneş benzeri bir yıldızın ilk hali olan bu oluşum diski, 43 AB büyüklüğe (6.5 milyar km) tekabül eder. Bu kuramsal büyüklük, yaklaşık olarak Güneş Sistemi’nin sınırlarında buluna Kuiper kuşağı‘na dek gelir.

Bu diskin merkezinde, çekirdek konumunda yer alan ön yıldızımızda zamanla madde birikimi artar, sıcaklık ve basınç korkunç boyutlara ulaşır. O kadar artar ki sonunda merkezde nükleer reaksiyonların başlaması kaçınılmaz bir hale gelir.

Merkezde oluşan bu yüksek sıcaklık ve basınç ortamında maddeyi oluşturan elektron ve protonlar birbirinden kopuk halde ve çok yüksek hızlarda dolaşırlar. Bu sırada 4 proton, yani hidrojen çekirdeği çarpışarak bir helyum çekirdeğini yani yeni bir elementi oluşturur.

Fakat, oluşan bu helyum çekirdeği, 4 protonun toplam kütlesinden daha hafiftir. Aradaki bu çok küçük kütle farkı, tepkime sırasında korkunç bir enerji olarak açığa çıkar.

İşte bu enerji, yıldızın içinde yavaş yavaş dışa doğru ilerler ve çok uzun bir yolculuğun ardından yüzeye ulaşır ve uzaya ışık olarak yayılır.

Yıldızımız artık doğmuş ve ışımaya başlamıştır. Artık o, ışımaya başladığı bu andan, ölümü ile ilgili ilk belirtileri göstereceği zaman dilimine kadar olan süre içerisinde tutarlı bir Anakol yıldızı olarak uzun yıllar boyunca yaşamını sürdürmeye devam edecektir.

Alperen Erol

Hep daha fazla okumak gerekir...

Yazar Hakkında

Alperen Erol

Avustralya’nın Monash Üniversitesi’nde makine mühendisliği öğrencisiyim. Astronomiye küçüklüğümden beri hayranlık duysam da ilk resmi tanışmamız Stephen Hawking’ in kitaplarını okumakla başladı. Ve bildiklerimi burada sizlere aktarmaya çalışıyorum.