Yıldızlar Nasıl Oluşur?

Yıldız nedir sorusunu insanlık yüz binlerce belki de milyonlarca yıldır soruyordu. Fakat yıldızların fiziksel doğası ve yaşam çevrimleri ancak 1900 lü yıllardan sonra anlaşılabildi. Yıldızların neredeyse tüm temel özelliklerini anlıyoruz;  yapılan çalışmalar-araştırmalar yalnız ayrıntılar üzerinedir.  Güneş’in de bir yıldız olduğunun kabul edilmesi, binlerce yıllık dini, felsefi ve bilimsel tartışmayı düzeyli bir noktaya getirmiştir.  Burada yıldızların nasıl oluştuğunu kısaca açıklamaya çalışacağız.

M51 gökadası (Telif: NASA)
M51 gökadası (Telif: NASA)

Yıldızların ‘ham’ maddesi yıldızlararası gaz ve tozdur.  Samanyolu’nun, genel olarak herhangi bir gökadanın sarmal kollarında, binlerce hatta yüz binlerce güneş kütlesine denk kütle içeren soğuk molekül bulutları vardır.

M51 sarmal gökadası. Kollardaki kırmızı topaklar yıldız oluşum yerleri molekül bulutlarıdır (optik görüntü).

Bu güne kadar bir yıldızlararası buluttan tek bir yıldızın oluşumu hesaplanamamıştır.  Yıldızların burada görüldüğü gibi kümeler halinde oluştuğuna inanılır.  Küme yaşlandıkça çevredeki gaz dağılır.

Rosetta Bulutsusu ve içindeki genç küme (Telif: Wikipedia)
Rosetta Bulutsusu ve içindeki genç küme (Telif: Wikipedia/ Andreas Fink)

Yıldız doğumevleri olan molekül bulutlarının bileşimi gaz (çoğunlukla  H + H2 ve He)  ve tozdur.  Molekül bulutlarında H2O, SO2, HCN, CS, H2CO, CO,  CN, SiO, OH, H2S, ve  H, C, N ve O bileşikleri gibi çok atomlu moleküller vardır.

Altta soldaki görüntü M16 ve Kartal Bulutsusu’dur ve yıldız doğumevi yaklaşık 77 x 50 Işık  Yılı  (IY) boyutlarındadır. Görselin ortasında yer alan Yaratılış Sütunları sağdaki Hubble Uzay Teleskopu ile elde edilen fotoğrafta görülmektedir.

M16 ve Kartal Bulutsusu (Telif: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona)
M16 ve Kartal Bulutsusu (Telif: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona)

Yıldız oluşum sütunlarının Hubble ile alınmış görüntüsü (Telif: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA))
Yıldız oluşum sütunlarının Hubble ile alınmış görüntüsü (Telif: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA))

‘’Yaratılış Sütunları’’  diye adlandırılan yıldız doğumevinin 20 yıl ara ile alınan Hubble Uzay Teleskobu görüntüleri.  Bu sütunlar soğuk, çoğunlukla hidrojen molekülü (H2)  gazı ve tozdur. Serpens takımyıldızı bölgesinde, bizden 7 000 ışık yılı (IY) uzaklıkta M16 diye bilinen yıldız oluşum bölgesi Kartal Bulutsusu içindedir. Sütün yükseklikleri 4 IY’na yildiz olusum cizimkadar ulaşıyor. Sütunlardaki parmak gibi çıkıntıların uçlarındaki yumrular yıldız embriyolarını içermektedir.  2015 yılında hazırlanan 3-D görüntülerini https://www.youtube.com/watch?v=OSIDJ2wYamc    adresinden – İngilizce bilmeseniz bile – izlemeniz önerilir.

Molekül bulutlarında gaz, toz ve diğer materyal birikimleri daha büyük kütleler halinde topaklaşırlar. Yıldızların böyle büyük gaz ve toz bulutlarının kütlesel çökmesi ile, ve tek tek değil kümeler halinde, oluştuğuna inanılıyor.

Bir bulutun potansiyel enerjisi – ayrıntıları çok iyi bilinmeyen nedenlerle- kinetik enerjisini aşarsa bulut kendi kütle çekimi altında çökebilir.  Çöken bulut Jeans Kararsızlığı denen bir mekanizma ile kararsızlaşır ve  yıldız boyutlarına kadar daha küçük bulutlara ayrışır. Bu bulutlar kendi kütle çekimleri altında hızla çökmeye (serbest düşme) devam eder.

yildiz olusum cizim1

Kütle çekimi bulut merkezinde daha kuvvetli olduğundan merkez daha çabuk büzülür, giderek aha hızlı döner; üst katmanlarda serbest düşen parçacıklar daha yoğun merkezde diğerleri ile çarpışır ve merkezin daha çok ısınmasınayildiz olusum cizim2 neden olurlar. Böylece merkezden dışarıya doğru sıcaklık ve yoğunluk eğimi oluşur. Kuramsal hesaplar gösteriyor ki bulut çöktükçe kütle çekim enerjisinin, yani potansiyel enerjinin yarısı bulutun ısınmasına harcanır, diğer yarısı ışınım olarak uzaya yayılır.

Orion Bulutsusunda  Hubble 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.

HL Tau
HL Tau yıldızı ve kendisini saran gaz diski (Telif: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)).

Boğa takım yıldızı içinde Güneş benzer genç yıldız HL Tau ve çevresindeki öngezegen diskinin  ALMA  görüntüsü, gezegen oluşumunun bugüne kadar elde edilen en iyi görüntüsüdür (6 Kasım 2014).  Çoklu halkalar ve boşluklar yörüngelerindeki tozu ve gazı temizleyerek ortaya çıkacak gezegenlerin habercisi.  Boğa takım yıldızı içinde,  450 ışık yılı uzaklıkta. http://www.astronomidiyari.com/?p=12811

Bulutun merkezindeki önyıldız  zaman ilerledikçe  çökmeye , madde merkezde toplanmaya ve sıcaklığı yükselmeye devam eder. Özek sıcaklığı ~10 milyon K değerine ulaşınca özekte hidrojen yanması başlar. Yıldız artık hidrostatik dengeye ulaşmıştır, yani içe doğru olan kütle çekim kuvvetini dışarıya doğru olan gaz  +  (yüksek kütleli yıldızlarda) ışınım basıncı tam  dengeler. Yıldız artık anakoldadır deriz.

HR diagramEksenleri yıldızın yüzey sıcaklığı ve ışınım gücü olan meşhur H-R diyagramında farklı kütleli yıldızların oluşma süreleri ve anakola ulaşma yolları görülüyor. 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. Yıldızın anakola ulaştığı yer yıldızın kütlesine bağlıdır. Anakola ulaşan yıldız artık hidrostatik dengededir ve hidrojen yakıtını tüketinceye kadar aynı noktada kalır.

“Yıldızlar Nasıl Oluşur?” için 2 yorum

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir