Güneş; dengeli olarak niteleyebileceğiz aşamada, gençlik günlerini yaşayan bir yıldızdır. Gökbilimciler yıldızların bu dengeli ve sağlıklı ömür bölümünü “anakol evresi” olarak nitelerler. Bu süreç içerisinde yıldız, çekirdeğindeki çok yoğun maddenin büyük bir kısmını oluşturan hidrojeni helyuma çevirerek enerji üretir.

Ancak, bir süre sonra yıldızın çekirdeğinde helyuma dönüştürecek miktarda hidrojen kalmaz. Çekirdek ve çevresi, yıldızın ömrü boyunca ürettip biriktirdiği Helyum’la dolmaya başlamıştır artık. Bu hidrojen kıtlığının ne zaman gerçekleşeceği yıldızın kütlesinin büyüklüğüne, daha başka bir deyimle ne kadar ağır olduğuna bağlıdır. Güneş benzeri bir yıldızda hidrojenin yanma süresi yaklaşık 10 milyar yıl kadar sürer.

Hidrojen bitince yıldızın çekirdeğinde enerji üretimi durur. Duran enerji üretimi, yıldızı doğduğu günden beri içe doğru çökmeye zorlayan, ancak üretilen enerjinin dışa doğru baskısına yenik düşen kütle çekim gücünün hakimiyeti ele geçirmesine neden olur: Yıldızın çekirdek bölgesi içe doğru çökmeye, küçülmeye ve sıkışmaya başlar.

Not: Kütleçekim ve yıldızın ürettiği enerji arasında yaşanan savaşa “hidrostatik denge” adı verilir. Yukarıdaki yıldızın içe çökmesine neden olan mekanizmayı anlayabilmek için şu iki yazımızı (Bkz: virial kuramı), (bkz: jeans kriterleri) okuyabilirsiniz.

Güneş

Enerji üretemediği için çökmeye engelleyemeyen çekirdek bir süre sonra o kadar sıkışır ve bu sıkışma sırasında oluşan sürtünmeden dolayı o kadar ısınır ki, 100 milyon santigrat dereceye ulaşmış olan birikmiş helyum ve çekirdeği çevreleyen helyum kabuk, tıpkı hidrojenin bir zamanlar yaptığı gibi enerji üretmeye başlar. Artık helyum atomları birleşerek Karbon oluşturuyordur ve üretilen enerji, eskiden hidrojen reaksiyonları ile üretilen enerjiden çok daha fazladır.

Bu sırada çökme süreci devam ederken ısınan yıldızın dış katmanları da genişlemeye, yıldız daha az yoğun ama daha büyük bir hale gelmeye başlamıştır. Bu yetmezmiş gibi, çekirdekteki helyum reaksiyonu, dış katmanların daha da ısınıp çok daha fazla genleşmesine neden olur.

Artık ömrünün güzel günlerini geride bırakan yıldızımız eski boyutlarından neredeyse 100 kat daha büyüktür. Helyum reaksiyonunun ürettiği büyük miktarda enerjiyle çevresine gençlik günlerinde olduğundan çok daha fazla ısı yaymasına karşın, yüzey sıcaklığı çok geniş yüzey alanı nedeniyle gençlik günlerinin yarısına kadar düşmüştür. Bu da yıldızın artık daha kırmızı görünmesine neden olur.

Sonrası ise bildik hikaye; helyumun yanması biter, karbon yakılmaya başlar, o biter oksijen yakılır; sırayla neon, silikon, kükürt vs diye sürer gider bu süreç. Ancak, Güneş’in kütlesi helyum ve karbondan sonra nükleer reaksiyonları sürdürecek kadar büyük değildir. Karbon süreci sonunda büyük ihtimalle dağılıp bir gezegenimsi bulutsu gösterisiyle, ömrünü beyaz bir cüce olarak tamamlayacak.

Not: Yukarıda anlattığımız sürecin çok daha detaylı anlatımı için şu makalemizi okuyabilirsiniz. Bu süreç içerisinde yaşanacakların bizi ve Güneş’i ilgilendiren kısmı için ise şu makalemizi okumanız faydalı olacaktır. 

Üstteki görselde, Güneş’in şu anki halini ve yaklaşık 5 milyar yıl sonra dönüşeceği kırmızı dev evresindeki iç yapısını görüyorsunuz. Sağ alttaki kutuda yer alan boyut kıyaslaması, yıldızımızın ne kadar büyüyeceği ve nasıl bir şeye dönüşeceği hakkında sanırım biraz daha net fikir verebilir sizlere.

Hazırlayan: Zafer Emecan

İleri Okuma ve kaynaklar:
Beyaz cüce nasıl oluşur (Kozmik Anafor)
https://www.schoolsobservatory.org/learn/astro/stars/cycle

https://www.bighistoryproject.com/chapters/2#the-birth-of-the-sun