4.6.2 Yıldızların
Oluşumu
Yıldız oluşumunda ilk adım kendi
kütle çekimi altında dağılmadan durabilen yoğun yıldızlararası karanlık molekül
bulutlarının varlığıdır, bunların nasıl oluştuğu pek bilinmiyor. Oluşum nedeni
her ne ise, yüzlerce, hatta yüzbinlerce güneş kütlesine denk madde içeren,
onlarca ışık yılı genişliğinde kendi kütle çekimi altında bir arada duran bir
bulut alalım. Bulut her yerde aynı sıcaklıkta ve yoğunluktadır (yaklaşık 10 K ,
109 parçacık/ m3). Kütle çekimi her zaman olduğu gibi
maddeyi bir araya toplamaya çalışır. Bulutun tümüyle çökmesini iç hareketler,
dönme, belki de zayıf manyetik alan önler. Fakat bulut, ayrıntıları çok iyi
bilinmeyen nedenlerle kararsızlaşır ve kendi kütle çekimi altına çökmeye başlar;
süreç ilerledikçe bulut daha küçük parçalara bölünür, yoğunluk yeteri kadar
yükselince bölünme durur; her bir parçaya bölüntü diyelim. Bu bölüntülerin her
biri kendi merkezine doğru çökecek, merkez giderek ısınacak ve sonunda özekte
çekirdek birleşme (füzyon) tepkimeleri başlayacak ve bir kaç on milyon yıl
içinde bir yıldıza dönüşecektir. Bölüntülerin meydana gelme koşullarına bağlı
olarak, büyük kütleli onlarca yıldız, ya da güneşten daha büyük ve daha küçük
binlerce yıldızdan oluşan bir yıldız kümesi bu şekilde oluşur. Yıldızların tek
başına oluştuğuna ilişkin bir kanıt yoktur. Yıldızların çoğu, belki de hepsi, bu
şekilde çoklu gruplar halinde oluşurlar. Tek başına ve diğer yıldızlardan uzak
olan Güneş belki de başka yıldızın ya da büyük bir molekül bulutun etkisiyle
doğum evinden uzaklaşmıştır.
Güneş ve güneş benzeri yıldızlar:
Güneş benzeri bir yıldız oluşturacak bölüntü (güneş bulutsusu) 1-2 güneş kütlesi
kadar madde içerir ve güneş sistemimizin bugünkü çapının yaklaşık 100 katı
büyüklüktedir. Bölüntüde çökme önce serbest düşme şeklindedir, çünkü yoğunluk az
olduğu için içindeki parçacıklar çarpışmaz, bu nedenle basınç neredeyse
sıfırdır. Çöken tüm madde giderek daha küçük hacimde toplandığı için,
parçacıklar çarpışmaya başlar, böylece kütle çekim enerjisi (potansiyel enerji)
parçacıkların gelişi güzel kinetik enerjilerine dönüşür; bu sıcaklığın
yükselmesi demektir. Hesaplar gösteriyor ki kütle çekim enerjisinin yarısı bu
şekilde bulutun ısınmasına harcanır, diğer yarısı ışınım olarak uzaya yayılır.
Kütle çekimi merkezde daha kuvvetli olduğundan merkez daha çabuk büzülür ve dış
katmanlardan daha çabuk ısınır; merkez yayılan ışınımı hapsedecek kadar
yoğunlaştığı için de daha çok ısınır; dış katmanlar, ışınımı uzaya kolayca
yayıldığı, için hala soğuktur.
Çöken bölüntü merkezi artık bir yıldız
“embriyosu” dur, buna önyıldız diyoruz. Bu önyıldız üzerine dıştaki katmanlardan
madde dökülmesi devam eder. Aynı zamanda, çevreden toplanan maddenin bir kısmı,
hızlı dönmenin bir sonucu olarak, önyıldızın eşlek (ekvator) çevresinde bir disk
oluşturur. (Şekil 4.24) Sonunda, ayrıntıları henüz iyi anlaşılmayan nedenlerle
ön yıldız yıldız rüzgârı geliştirir; bu önyıldız üzerine madde toplanmasını
durdurduğu gibi, çevredeki donuk (iyi geçirgen olmayan) maddeyi uzaklaştırır.
Radyo teleskoplarla ve kırmızı ötesi dalgaboylarında yapılan gözlemler, bu
yıldız rüzgârının iki kutuplu olduğunu göstermektedir. Madde çoğunlukla diskin
kutuplarından (belki de manyetik kutuplar) zıt yönlerde atılmaktadır. Sonunda
çevredeki madde temizlenince ya da gezegen tipi cisimlere dönüşünce, kırmızı
ötesinde gözlenebilen önyıldız optik bölgede de görünür duruma gelir. Daha önce
sözünü ettiğimiz T Tauri yıldızları bu aşamadaki genç yıldızlardır
Şekil 4.24. Orion Bulutsusunda
Hubbel Uzay Teleskopu ile çekilen önyıldızların çevresindeki diskler. Sağ
üstteki disk yandan görüldüğü için diskteki toz önyıldızı gizlemektedir.
Disklerin boyutları güneş dizgemizin çapının iki ile sekiz katı arasında
değişmektedir. Disklerde gezegen sistemlerinin oluşması söz konusudur: 30 Mayıs
2011 itibariyle yakın yıldızların çevresinde 552 gezegen bulunmuştur. Yıldızın
doğum süreçleri ya da gezegen oluşumu doğrudan gözlenemez ancak kırmızıötesi ve
milimetre dalgaboylarındaki gözlemlerle algılanabilir; madde yıldızda
toplandıktan ya da çevreye dağıldıktan sonra yıldız kendini gösterir.
Başlangıçta önyıldız soğuk ve çok
büyük olduğu için H-R diyagramında sağ-yukarıdadır. Yıldız çöktükçe hacmi
küçülür ve ısınır; ideal gaz yasasına göre içeride basınç artar: pV = nRT,
burada p basınç (paskal), V hacim ( metre küp), n gazın mol sayısı, R gaz sabiti
(8.3145 J/(mol K)), T de sıcaklıktır (Kelvin). (Önyıldızı içinde saklayan bir
kap yok ancak kütle çekimi bir kap gibi görev yapar). Basınç birikince dışa
doğru basınç içe doğru kütle çekimini dengelemeye başlar. Büzülme yavaşlar ancak
özeğin sıcaklığı yüzeyden salınan enerji karşılamaya yetinceye kadar devam eder.
Gaz ve tozun sıkışması ile yoğunluk artıp sıcaklık 15 milyon derece yöresine
ulaşınca, merkezde basınç çok yükselir. Elektronlar atomlarından –çoğunlukla
hidrojen- sökülür ve plazma oluşur. Büzülme devam eder ve plazmadaki atom
çekirdekleri giderek daha hızlı hareket eder. Sonunda birbirlerine öyle hızlı
yaklaşırlar ki protonları arasındaki itici elektrik kuvvetini yenerler ve
birleşirler. Buna birleşme (füzyon) tepkimesi denir. Bu tepkimede 4 proton (yani
4 hidrojen çekirdeği) birleşip bir helyum çekirdeği oluşturur. 4 protonun toplam
kütlesi bir helyum atomundan daha fazla olduğu için aradaki kütle farkı E =
mc2 Einstein formülüne göre enerjiye dönüşür. Bu tepkime yıldız
özeğinde büyük enerji açığa çıkarır. Bu enerji özekten dışarıya yayılır, bu da
gaz içinde dışa doğru basınç oluşturur, Dışarıya doğru olan gaz ve ışınım
basıncı içe doğru olan kütle çekimini tam dengeler. Açığa çıkan enerji gaz ve
toz topunun dış katmanlarına ulaştıktan sonra elektromanyetik ışınım olarak
uzaya yayılır. Artık bu gaz topu bir “anakol yıldızı”dır. Bu genç yıldız doğum
yerinden uzaklaşacak, bir cüce (ana kol) yıldız olarak milyarlarca yıl Samanyolu
merkezi ya da kendi gökada merkezi çevresinde dolanacaktır.
Diğer
kütleli yıldızlar: Diğer kütleli yıldız da benzer biçimde oluşurlar, yalnız
anakola ulaşma yolları ve süreleri kütlesine göre farklılık gösterir (Şekil
4.25). Örneğin güneş kütlesinde bir yıldızın oluşma (anakola ulaşma) süresi bir
kaç on milyon yıl iken, 10 güneş kütlesinde bir yıldızınki sadece bir kaç on bin
yıldır. Büyük kütleli bölüntü buluttan büyük kütleli yıldız, küçük kütleli
buluttan da küçük kütleli yıldız oluşur.
Kütlesi 0.08 güneş kütlesinden
(80 Jupiter kütlesinden) küçük önyıldızların merkez sıcaklığı hiç bir zaman
hidrojeni helyuma dönüştürecek değere ulaşamaz, yani önyıldız evresini geçemez
ve soğuyarak görünmez olurlar. Galaksiler, gözlenmesi zor olan bu tür nesnelerle
dolu olabilir. Eğer böyle bir “başarısız yıldız”ın kütlesi yaklaşık 12 ya da
daha fazla Jupiter kütlesine sahipse, ilk oluştuğu zaman parlaktır, bunlara
kahve rengi cüce denir; gözlenen ancak birkaç yüz kahve rengi cüce vardır. 12
Jupiter kütlesinden küçük olanlar gezegen tanımına daha uygundur. Eğer Jüpiter
güneş bulutsusunda oluşurken çevresinden yeteri kadar madde toplasaydı o da bir
yıldız olabilirdi ve güneş ile birlikte bir çift yıldız dizgesi olurdu. Böye
olsaydı Dünya’da yaşam nasıl gelişirdi acaba?
Şekil 4.25. Farklı kütleli
yıldızların oluşma süreleri ve anakola ulaşma yolları. Evrim yolunun şekli ve
anakola ulaşma yeri kütleye bağlıdır. Bir evrim yolu üzerindeki sayılar,
yıldızlararası buluttan ilgili noktaya gelinceye kadar yıl olarak geçen süredir.
Anakol, özeğinde hidrojeni helyuma dönüştüren yıldızların geometrik yeridir, bir
evrim yolu değildir. Anakola ulaşan yıldız artık dengededir ve yakıtını
tüketinceye kadar aynı noktada kalır.
