Fizik / Astrofizik Tüm Yazılar

Yıldızlar Nasıl ve Nerede Oluşur?

Hazırlayan: Zafer Emecan

Bir yıldızın doğumu, çetin ve uzun bir süreç. Büyük gaz ve molekül bulutları içinde yoğun bir kütleçekimsel rekabet gerektiriyor.

Çoğunluğu hidrojen (%74-75) ve helyum’dan (%24-25) oluşan nebulalarda çeşitli etkilerle (yakın gökada veya yıldız geçişleri, süpernova patlamaları vs) sıkışan büyük miktarda madde bir araya gelip kütleçekim etkisiyle yoğunlaşmaya ve sıkışmaya başlıyor. Bir araya gelen madde miktarı arttıkça kütleçekimi de orantılı olarak artıyor ve çevredeki daha fazla maddeyi kendine çekerek ağırlığını ve dolayısıyla merkez bölgesindeki basıncı da artırıyor. Basınç arttıkça madde ısınıyor ve “bebek yıldız”ımız parlamaya başlıyor. Fakat hala bir yıldız değil, sadece çok sıkışıp ısındığı için parlıyor, kendi enerjisini henüz üretmiyor.

Basınç yüz binlerce, bazen milyonlarca yıllık süre içinde öyle bir noktaya geliyor ki, merkezde bulunan hidrojen atomları birleşip helyum’a dönüşmeye başlıyor. İşte bu noktadan itibaren yıldız kendi enerjisini üretip parlama sürecine giriyor.

447528main_image_1647_946-710

Evrendeki “nebula” (bulutsu) adı verilen dev gaz ve toz bulutları yıldızların doğum mekanlarıdır.

Bir süre sonra da, yıldızı sıkışmaya zorlayan kütleçekim gücüyle, çekirdekteki nükleer reaksiyondan oluşan enerjinin yarattığı “genişleme” isteği dengeye giriyor. Hidrostatik denge denilen bu olayla, yıldız “anakol” denilen evreye giriyor ve ömrünün en uzun kısmını bu içe çökme-genişleme kavgasıyla geçiriyor. Örneğin Güneş 4.5 milyar yıldır bu evrede ve en az bir o kadar daha anakol evresinde kalacak.

Tabi, yıldız olabilmek için bir araya gelmesi gereken maddenin miktarı çok önemli. Eğer yıldızı oluşturan gaz bulutu, hidrojen ve helyum harici elementler bakımından fakirse, Güneş’in “en az” % 8.3’ü kadar bir kütlenin bir araya gelmesi gerekli. Fakat, metal açısından zengin (mesela % 1-2) bir bulutsuda (gökbilim dilinde hidrojen ve helyum harici her maddeye metal denir) % 7.5’luk bir Güneş kütlesi yeterli olabiliyor. Ya da başka bir deyişle, yıldız olabilmek için Jüpiter’in yaklaşık 80 katı bir kütleye sahip olmak gerekli.

Eğer oluşmaya çalışan yıldızımız bundan daha küçük bir kütleye sahipse, çekirdeğinde nükleer reaksiyon başlayamayacak, sıkışması sona erince de yavaş yavaş soğuyarak, birkaç milyon yıl içinde gözden kaybolacak. Bu tür başarısız yıldızlara da “kahverengi cüce” adı veriliyor.

Yıldız Oluşumu

Nebulaların içlerinde bir araya gelen büyük miktarda gaz, öbekler halinde yoğunlaşarak sıkışır ve bebek yıldızların ilk evresini oluşturur. 

İşte bizim Jüpiter’imiz de, Güneş Sistemi’nin başlangıcında, bundan 4 milyar yıl kadar önce, sistemimizde ikinci bir yıldız gibi parlayan bir kahverengi cüce idi. Fakat çok küçük kütlesi (Dünya’nın 318 katı, Güneş’in ise binde biri) nedeniyle yıldız olmayı başaramadı ve birkaç yüz milyon yıl içinde soğuyarak bugünkü halini aldı. Jüpiter’in yıldız olabilmesi için, kütlesinin en az 80 kat daha fazla olması gerekiyordu.

Bu arada yıldız olabilmek için illa ki hidrojen ve helyum’a ihtiyaç yok. Yeterince “su” molekülü dahi bir araya gelebilseydi, yıldız oluşturabilirdi. Fakat evrenin %99’undan fazlası hidrojen ve helyum’dan oluştuğu için, yıldızlar da bundan meydana geliyor. Geri kalan elementlerin bulutsulardaki yoğunluğu bir yıldız meydana getirebilecek kadar fazla değildir.

Yıldız oluşumunu daha detaylı biçimde ele aldığımız diğer bir yazımıza buradan ulaşabilirsiniz.

Zafer Emecan


teleskoplar-2254-2-meade

Amacınıza en uygun ve en kaliteli teleskop ya da dürbünü, en uygun fiyata sadece Gökbilim Dükkanı‘nda bulabilir, satın alma ve kullanım sürecinde her zaman bize danışabilirsiniz
GÖKBİLİM DÜKKANI’NA GİT

Facebook

Hep daha fazla okumak gerekir...

Yazar Hakkında

Zafer Emecan

Bir astronomi işçisi. Kozmik Anafor’un kurucusu, her şeyi ve hiçbir şeyi. Alakasız üniversiteler bitirmiş olmasına rağmen, içinden atamadığı gökbilim sevgisini kaleme, klavyeye, araştırmalara dökmeye çalışan, haddini bilen, ama bazen aşan amatör bir bilimci.