EVRENİN BAŞLANGICI; YILDIZLAR (BÖLÜM 2: YILDIZLARIN EVRELERİ VE TÜRLERİ)

Selamlar arkadaşlar!

Daha önce de bahsetmiş olduğum gibi ara sıra evrenin başlangıcına ve sonrasına dair yazılar yazacaktım. Bu yazı da başlatmış olduğum bu serinin üçüncü yazısının ikinci bölümüdür. Bu yazıda kaldığım yerden devam ederek bir yıldızın yaşamı boyunca, doğumundan ölümüne kadarki geçen sürede geçirmiş olduğu evrimleri ve yıldızların türlerini sizlerle paylaşacağım. Umarım okurken keyif alırsınız.

Konuya söyle bir cümle ile başlayayım;

Her canlı ölümü tadacaktır.

Bildiğimiz gibi yaşayan her canlının nasıl doğum ve gençlik evresi varsa bir de sonlanış yani ölüm evresi vardır. Öyledir ki bu durum önüne geçilemez bir düzen içerisindedir. Gerek dünya üzerinde gerekse evrende bulunan bütün canlılar ve sistemler bir gün sonlanış evresine girecek ve belki de kendinden sonrakiler için bir yapı malzemesi, bir temel oluşturacaktır. Bu durum yıldızlar için de geçerlidir. Belki öldükten sonra kalıntıları yeni bir yıldız için bir temel oluşturmasa da şüphesiz bu koskoca evrende yeni oluşacak herhangi bir sistemin temelini oluşturacaktır.

Yıldızların Evreleri Ve Türleri

---

Evrende var olan yıldızların türlerinin oluşumunda birçok etken rol oynamaktadır. Bazen doğum anındaki kütlesi veya yapısında meydana gelen değişiklikler bazen de sahip olduğu yakıt miktarı gibi değişiklikler yıldızların türlerinin ve yaşam süreçlerini belirleyebilmektedir. Yıldızların doğumla ölüm süreçleri arasında en verimli yani en sağlıklı oldukları evreye gök bilimciler tarafından "anakol evresi" adı verilmektedir. Bu evrede yıldız, çekirdeğinde bulunan yoğun maddenin büyük bir kısmını oluşturan hidrojeni helyuma çevirerek ihtiyacı olan enerjisini üretmektedir.

Anakol yıldızları kütlelerine göre sınıflandırıldığı zaman, en ağırdan hafife doğru; O, B, A, F, G, K, M harfleri ile sembolize edilirler. Bu harfler yıldızın kütlesini ve tayf türünü sembolize etmektedir. Yıldızın doğumundaki kütlesine göre anakol evresi değişkenlik gösterebilir. Yıldızın anakol evresi sona erdiğinde yıldız, değişmeye ve farklı türlere evrimleşeceği bir sürece girmeye başlar. Genel olarak yıldızlar ne kadar küçükse ömürleri o kadar uzun olur.

1) Cüce Yıldızlar (M Tayf Sınıfı)

---

Bu yıldızlar yaklaşık olarak Güneş'in kütlesinin %8'i ila %60'ı arasında bir kütleye sahiptirler. M sınıfı yıldızların ana evresinde geçirdikleri süre kütlelerine göre 70 milyar yıl ile birkaç trilyon yıl arasında değişim göstermektedir.

Kütlesi en fazla olan M sınıfı yıldızlar, ömürlerinin sonuna kadar bir beyaz cüceye dönüşerek ölürler. Daha küçük kütleye sahip olanları ise yavaş yavaş sönerek bir kara cüceye dönüşeceklerdir. Belirtmek gerekir ki 13.8 milyar yaşında olan evrende, şimdiye kadar hiçbir kırmızı cüce yıldız anakol evresinden çıkıp kara cüceye dönüşerek ölmemiştir. Ayrıca kırmızı cüce yıldızlar evrendeki tüm yıldızların %80'ini oluşturmaktadırlar.

2) Turuncu Cüce Yıldızlar (K Tayf Sınıfı)

---

K tayf sınıfında bulunan turuncu cüce yıldızlar Güneş'in kütlesinin %60'ı ila %85'i arasında bir kütleye sahiptirler. Sahip oldukları kütle miktarına göre bu yıldızların anakol evreleri 20-50 milyar yıl arası sürmektedir. Bu sürenin sonunda öncelikle bir kırmızı dev yıldıza daha sonra da bir gezegenimsi bulutsu oluşturarak beyaz cüceye dönüşüp ölürler.

Evrenin 13.8 milyar yıllık yaşı süresince hiçbir turuncu cüce yıldız kırmızı deve dönüşecek kadar yaşlanmamıştır. Bu tür yıldızlar evrende var olan yıldızların yaklaşık olarak %8'ini oluşturmaktadırlar.

3) Sarı Yıldızlar (G Tayf Sınıfı)

---

Sarı yıldızlar Güneş'in kütlesinin yaklaşık olarak %85'i ile 1.1 katı arasında değişen bir kütleye sahiptirler. Güneş sistemimizi aydınlatan yıldızımız Güneş de sarı yıldızlar kategorisinde değerlendirilmektedirler. Bu tür yıldızların anakol evrelerinin uzunlukları 8 ila 13-15 milyar yıl arasında değişmektedir. Anakol evresinden çıktıktan sonra kırmızı deve dönüşürler ve en sonunda da bir gezegenimsi bulutsu oluşturarak beyaz cüceye dönüşürler ve hayatları son bulur.

Evrenin başlangıcından bu yana oluşan sarı yıldızların yarıya yakını kırmızı deve dönüşmüş ya da beyaz cüceye dönüşerek yok olmuştur. G sınıfı yıldızlar evrendeki yıldızların %3.5'ini meydana getirmektedirler.

4) Beyaz Yıldızlar (A ve F Tayf Sınıfı)

---

A ve F sınıfı yıldızlar yaklaşık olarak Güneş'in 1.5 katı ila 2.5 katı arasında bir kütleye sahiptirler. Anakol evreleri, kütlelerindeki değişime göre 300 milyon yıl ila 4 milyar yıl arasındaki bir süreci kapsamaktadır. Bu süreç sonunda bir kırmızı deve dönüşürler. Ardından önce gezegenimsi bulutsu ve en sonunda bir beyaz cüceye dönüşerek ölürler.

Günümüzde var olan kırmızı dev yıldızlar ile, beyaz cücelerin büyük bir kısmı A ve F tipi yıldızların yaşlanması ve ölmesi neticesinde oluşmuşlardır. Bugün evrende var olan A anakol evresindeki yıldızların sayısı tüm yıldızların %0.7'sini, F anakol evresindeki yıldızlar ise evrendeki tüm yıldızların %2'sini oluşturmaktadırlar.

5) Mavi-Beyaz Yıldızlar (O ve B Tayf Sınıfı)

---

O ve B tayf sınıfı yıldızlar Güneş'in yaklaşık olarak 3.5 ila 120 katı arasında çok değişken bir kütleye sahiptirler. Bu tür yıldızların anakol evrelerinin uzunlukları yine kütlelerindeki değişime göre 1 ila 150 milyon yıl arasında değişkenlik göstermektedir. Bu süreç sonrasında yıldız hızla bir kırmızı deve, eğer büyük kütleli ise ardından süpernova patlaması ile bir nötron yıldızı veya kara deliğe dönüşürler. Daha düşük kütleli olanlar ise, kırmızı dev evresinden sonra gezegenimsi bulutsu meydana getirerek beyaz cüceye dönüşüp hayata veda ederler.

Bu tür yıldızlar evrende sayısı an az olan yıldız türüdür. Yaklaşık olarak tüm yıldızların %0.1'i B, %0.0000.1'i de O tipi yıldızlardır.

Kırmızı Dev Yıldızlar

---

Genel olarak anakol evresinin sonuna gelip yaşlanan yıldızların çekirdeğindeki hidrojen tükendiğinde, artık yıldızın doğduğu günden bu yana kendi içine çökmesine engel olan ışınım basıncı azalır ve yıldızın hidrostatik dengesi bozulur. Bozulan denge sebebiyle kütle çekim gücü baskın hale gelir ve yıldızı oluşturan madde kendi ağırlığı altında içe çöküp sıkışmaya başlar.

Yıldız çöktükçe sıkışan çekirdek bölgesindeki basınç ve ısı artar. Basınç ve sıkışmanın neticesinde oluşan ısı 100 milyon santigrat dereceyi bulduğunda, çekirdekte bulunan helyum atomları birleşerek karbon atomlarını meydana getirir. Bu süreçte çekirdek çevresinde bulunan reaksiyonu durmuş olan hidrojen atomları da tepkimeye girer ve ortaya muazzam bir enerji çıkar. Ortaya çıkan bu enerji yıldızın çökmesini engellediği gibi yıldızın genişlemesine sebebiyet verir. Bu şekilde genişleyen yıldızlara kırmızı dev denmektedir. Normal bir kırmızı dev başlangıçtaki sahip olduğu kütlesine bağlı olarak anakol evresindeki çapının 100 ila birkaç bin katı boyuta ulaşabilir.

Görsel kaynak;

---

kaynak1, kaynak2, kaynak3, kaynak4, kaynak5, kaynak6, kaynak7