Hepimiz Yıldız Tozuyuz!

Evren, Büyük Patlama ile 13.8 milyar yıl önce başladı. Bu başlangıçta sonsuz sıcaklık ve yoğunluk vardı. Dört temel kuvvet tek bir güçte birleşti. Bu güce süperyerçekim diyoruz ama doğası hala gizemini koruyor.

Evrenin başlangıcının yaklaşık 10^-43 saniye sonrasında, kütleçekimi süperkütleçekimi’nden ayrılır ve ilk simetri kırılması gerçekleşir. Günümüzde, GUT (Büyük Birleşik Kuram) bu dönemi incelememize olanak sağlar. Evrenin başlangıcından yaklaşık 10^-35 saniye sonra, sıcaklık düşer ve GUT (Büyük Birleşik Kuram) parçalanır. Güçlü nükleer kuvvet, diğer temel kuvvetlerden ayrılır ve leptonlar (Örneğin elektronlar) ile kuarklar enerji yoğunlaşmalarıyla ortaya çıkar.

10^-12 saniye içinde elektrozayıf kuvvet diğerlerinden ayrılarak bugünkü 4 temel kuvvetin oluşmasına yol açar. 10^-7 saniyede quarklar, proton ve nötronları meydana getiren üçlü gruplar halinde birleşir. Ancak bu aşamada atomlar henüz oluşmamıştır, çünkü evrenin sıcaklığı elektronların atomlar etrafında istikrarlı bir yörüngeye yerleşmesine izin vermez.

100. saniye sonunda sıcaklıklar 10⁹ Kelvin’e kadar düştü ve bu, elektronların protonların çevresinde kararlı yörüngelere oturmasına olanak tanıdı. Bu aşamada atomlar oluştu ve evren şeffaflaşarak ışığı geçirebilir hale geldi. Kozmik arka plan ışıması da bu evrede ilk yayılan ışıkların bir izlenimidir.

Evren 380.000 yaşına ulaştığında artık yıldızların oluşabilmesi için uygun bir sıcaklığa (3000 Kelvin) sahipti. Bu aşamada evrende genellikle hidrojen ve helyum bulunuyordu. İlk nesil yıldızlar, günümüz yıldızlarından farklı olarak metaller içermiyorlardı. Bu nedenle ilk nesil yıldızlar daha hızlı yanma eğilimindeydiler ve daha büyük boyutlara ulaşabildiler. Bu evrede evren, hidrojen bakımından daha yoğundu ve bu nedenle bu yıldızlar daha saf bir yakıt kaynağına sahipti. Sonuç olarak bu yıldızlar daha hızlı bir şekilde evrim geçirerek kırmızı dev aşamalarına ulaştılar.

Bu evrede, yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tüketti ve kendi kütleçekimlerine karşı çökmeye başladılar. Bu çöküş sırasında çekirdeklerindeki basınç arttı ve artan basınç ile birlikte hidrojen füzyonu yeniden başladı. Hidrojen füzyonu, yıldızın merkezindeki helyum ve çevresindeki hidrojen arasında gerçekleşti. Bu da yıldızın çok daha fazla enerji üretmesine yol açtı. Bu enerji artışı, yıldızın hacmini eski haline göre büyük ölçüde artırdı.

Bu evrede, yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tüketti ve kendi kütleçekimlerine karşı çökmeye başladılar. Bu çöküş sırasında çekirdeklerindeki basınç arttı ve artan basınç ile birlikte hidrojen füzyonu yeniden başladı. Hidrojen füzyonu, yıldızın merkezindeki helyum ve çevresindeki hidrojen arasında gerçekleşti. Bu da yıldızın çok daha fazla enerji üretmesine yol açtı. Bu enerji artışı, yıldızın hacmini eski haline göre büyük ölçüde artırdı. Yıldız, kırmızı dev aşamasında bir süre kalır, birkaç bin ila milyon yıl kadar. Sonunda çekirdeğindeki helyumu tüketir. Helyumun tükenmesiyle birlikte yıldız çökmeye başlar. Belirli bir noktada, çekirdek çökmeye devam ederken berilyum, karbon, oksijen, neon gibi daha büyük elementlerin füzyonu başlar.

Bu süreç kısa bir süre içinde demir seviyesine ulaşır. Ancak demirin füzyonu enerji üretmez ve yıldız aniden çöküşe geçer. Çökme sırasında yıldızın dış katmanları çekirdeğe çarpar ve Newton’un üçüncü yasasına göre ters yönde bir kuvvet oluşturarak bu katmanlar yıldızdan uzaklaşır. Bu uzaklaşan katmanlar farklı renklerde parlarlar ve bu olaya süpernova denir.

Süpernovadan saçılan gaz ve toz bulutları, evrende dolaşarak büyürler. Belirli bir noktada yıldız oluşturacak kadar büyük bir kütleye sahip hale gelirler ve tekrar çökerler. Yeni bir yıldız oluştururlar. Bu oluşma sırasında geriye kalan gaz ve toz bulutları ise yeterince kütleye sahip olmadıkları için yeni yıldızlar değil, gezegenler oluştururlar.

Güneş sistemimizin hikayesi, önceki bir yıldızın hayatının sonunda gerçekleşen bir patlamayla başlar. Bu patlama sonrasında ortaya çıkan artıklar, güneşimizi oluşturmak için yeniden çöker. Bir yıldızın öyküsü, doğduğu gaz bulutunda başlar, füzyon reaksiyonlarıyla enerji üreterek hayatta kalır ve enerjisi tükenip büyük bir patlamayla ölür. Ancak ölümünün ardından yıldızın çekirdeği hayatına devam edebilir ve üç farklı şeye dönüşebilir: Beyaz cüce, nötron yıldızı ve karadelik.

1. Beyaz cüce: Beyaz cüceler, ortalama bir güneş gibi bir yıldızın çökmesi sonucu oluşur. Ölmüş bir yıldızın sıcak çekirdeğidir ve çöken bir yıldızın çekirdeği olduğu için son derece yoğundur. Füzyon reaksiyonları yapamazlar bu yüzden enerjilerini tükettikten sonra siyah bir cüceye dönüşürler. Şu ana kadar evrenimizde siyah cüceler gözlenmemiştir, çünkü evrenimiz bu cücelerin oluşumu için henüz yeterince yaşlı değildir.

2. Nötron yıldızı: Nötron yıldızları, güneşimizden biraz daha büyük bir yıldızın çökmesi sonucu oluşur. Bu yıldızların oluşumu, çekirdeğin çok yüksek bir kütleçekimine sahip olduğu bir aşamada gerçekleşir. Bu yıldızlar, çökerken atomlar arası boşluğun ortadan kalktığı bir noktaya gelir. Sonuç olarak bu yıldızlar, yoğunlukları inanılmaz derecede yüksek olur ve boyutları güneşimizden çok daha küçüktür. Hatta bir şehir kadar küçük olabilirler.

3. Karadelikler: Karadelikler, güneşimizden en az 22 kat daha büyük bir yıldızın süpernova patlaması sonucu oluşur. Bu patlama sırasında açıkta kalan çekirdek, kütleçekime karşı gelebilecek hiçbir kuvveti kaybetmiştir. Çekirdek çökmeye başlar ve atomlar arası boşluk tamamen kaybolur. Atomlar çarpışarak nötronları oluşturmaya başlar ve çekirdek giderek küçülür. Sonunda, çekirdek tüm maddenin tek bir noktaya sıkıştığı bir noktaya ulaşır. Bu nokta, uzay-zamandan ışığın kaçamadığı bir bölge olan bir karadelik oluşturur. Bu sınıra olay ufku denir.

Kaynaklar

1. ^WEBSITE Güler, F. (2019, July 26). Hepimiz yıldız tozuyuz! Ama nasıl? Ne kadar? Evrim Ağacı. [Evrim Ağacı]
2. ^WEBSITE Çağlar, S. (2021, May 11). Yıldız tozu nedir? Tam olarak ne kadar yıldız tozuyuz? Matematiksel. [Matematiksel]