Yıldızlar: Evrenin Parlayan Fabrikaları

Haritaların kıyısından zamanın doruğuna

Yıldızlar; insanların zamanı ölçmesine, takvimler oluşturmasına, mevsimleri belirlemesine ve gezegenimizin hareketlerini anlamasına yardımcı olmuştur. Örneğin, Mısır’da Nil Nehri’nin taşmasının Sirius yıldızının doğuşuyla ilişkili olduğu keşfedilmiştir. Ayrıca yıldızlar, insanların coğrafi konumlarını belirlemelerine ve seyahat etmelerine olanak sağlamıştır. Örnek vermek gerekirse Fenikeliler, Akdeniz’de ticaret yapmak için gökyüzünü kullanmışlardır.

Kronolojik (Zaman bilimsel) ve coğrafi katkılarının yanı sıra yıldızlar; insanların inanç sistemlerini, mitolojilerini, sanatlarını ve edebiyatlarını şekillendirmiştir. Tanrıların, kahramanların, hayvanların ve diğer sembolik figürlerin temsilcisi olarak görülmüş ve takım yıldızları adlandırılmıştır. Mesela; ilk olarak Antik Yunan filozofu Batlamyus’un MÖ II. yüzyılda “Almagest” adlı eserinde aktardığı bilinen iki takımyıldızın, bir avcı olan Orion ve onun köpeği Sirius’un birer sembolü olduğu düşünülmektedir. Yıldızlar, aynı filozofun öncülüğünde insanların kaderlerini ve kişiliklerini etkilediğine inanılan “Astroloji” gibi sahte bilimlere de kaynaklık etmiştir.

Öte yandan gökyüzünün parlak noktaları, insanların evreni anlamasına ve keşfetmesine katkıda bulunmuştur. Yıldızlar fiziksel yasaların işleyişini gösteren doğal laboratuvarlardır. Yıldızların yapısı, yaşam döngüsü, hareketi ve etkileşimi gibi özellikleri incelenerek evrenin kökeni, yapısı ve geleceği hakkında bilgi edinilebilir. Mesela, Hubble Uzay Teleskobu sayesinde uzak galaksilerdeki yıldızları gözlemleyerek evrenin genişlediği ve “Karanlık enerji” adı verilen gizemli bir kuvvetin bunu hızlandırdığı ortaya çıkarılmıştır.

Evrenin ışıkları, hayatın kaynakları, elementlerin fabrikaları… Yıldızlar, gökyüzünde parlayan noktalardan çok daha fazlasıdır. Hidrojen ve helyum gibi hafif elementleri demir ve altın gibi ağır elementlere dönüştürerek gezegenlerin ve canlıların oluşumunu sağlarlar. Ancak onlar da bir gün hayatlarını kaybeder ve ardından yeni yıldızlar doğar. Yıldızlar, kozmosun mikro boyuttaki döngüsüdür. Martian Team’in seçkin makalesiyle (Overview article) bu döngüde bir yolculuğa çıkmaya ne dersiniz?

Yıldızlar arası bilimsel ve kültürel bir yolculuk

Gökyüzüne baktığımızda binlerce ışıltılı nokta görürüz. Peki, bu noktalar insanlık tarihi boyunca nasıl algılandı ve adlandırıldı?

Güneş, bizim için en yakın ve en önemli yıldızdır; çünkü bize hayat veren ısı ve ışığı sağlar. Ancak Güneş’ten çok daha büyük, çok daha parlak, bilim dünyasının ilgisini çeken yıldızlar veya sonradan yıldız olmayan gök cisimleri de vardır. Yıldızların bazıları tek başınadır, bazıları ise ikili veya üçlü sistemler halinde bulunur.

Yıldızlar, sadece astronomik değil, kültürel olarak da insanlık tarihi boyunca büyük bir rol oynamıştır. Birçok uygarlık; yıldızları tanrıların işaretleri, kaderin habercileri veya kahramanların ruhları olarak görmüş ve onlara anlamlar yüklemiştir. Bu bölümde bazı dönüm noktalarına tanıklık etmiş ünlü yıldızları, yıldız olduğu zannedilen gök cisimlerini ve onların hikâyelerini anlatacağız.

34 Tauri (Yıldız sanılan gezegen)

John Flamsteed İngiliz bir astronomdu. 18. yüzyılın başında Greenwich Gözlemevi’nde kapsamlı bir gökyüzü haritası projesine girişti. Bu girişim, çok detaylı bir araştırma gerektiriyordu.

Araştırma için keşfettiği ilk yıldızlardan birisi “34 Tauri” ismini verdiği bir yıldızdı. Yıldızın çıplak gözle görülmesi resmen imkânsızdı. Flamsteed’in teleskobu bile 34 Tauri’nin şeklini ayırt etmekte yetersizdi.

Bu gök cisminin yıldız olmadığı hakkındaki ilk belirgin olay ise şuydu: Bu gök cismi, günler içinde yerini değiştiriyordu. Aslında Flamsteed bir yıldız değil, Güneş Sistemimizdeki Uranüs gezegenini keşfetmişti. Uranüs’ü yıldız sanmasının sebebi de teleskobunun yetersizliğiydi. ^[1]

34 Tauri’nin bir gezegen olduğu, ilk defa 13 Mart 1781 tarihinde (İlk keşiften 66 yıl sonra) anlaşıldı. İngiliz astronom Wilhelm Herschel, bahçesinde Boğa Takımyıldızı’na doğru gözlem yaparken orada olmaması gereken bir ışık fark etti. Yaptığı incelemeler sonucunda bunun bir gezegen olduğunu onayladı. Böylece Güneş Sistemi’ndeki yedinci gezegen de keşfedilmiş oldu. Gezegen, ismini Yunan mitolojisindeki gökyüzü tanrısı olan “Uranos”tan (Οὐρανός) almıştır. ^[2]

Tabby’nin Yıldızı (Uzaylıların sömürdüğü yıldız?)

Tabby’nin Yıldızı, 14 Ekim 2015’te keşfedilmiştir. İsmini ise onu keşfeden astronom olan Tabetha S. Boyajian’dan almıştır. Dünya’dan 1470 ışık yılı uzakta olan ve Güneş’ten 1,5 kat kadar daha büyük olan bu yıldızın bilim insanları tarafından “Çok ilginç” olarak nitelendirilen bir davranışı vardır. Bu yüzden komplo teorisyenlerinin de eline düşmüş durumdadır. Peki, bu çok ilginç davranış nedir?

Tabby’nin Yıldızı, bir kumandaya bağlıymışçasına yanıp sönebiliyor. Tabetha S. Boyajian, bu keşfi yaptıktan sonra: “Daha önce hiç böylesini görmedik.” dedi. Bu özellik, uzaycılık tarihi boyunca rastlanmadık bir keşiftir. Yıldızın daha detaylı incelenmesi için Hubble ve Kepler teleskopları bölgeye yönlendirildi. Sonuç olarak Tabby’nin Yıldızı’nın ışık seviyesinin sürekli değiştiği onaylandı. Ancak bu değişimler düzenli olarak gerçekleşmiyor. Mesela, 28 Şubat 2013 tarihinde yıldızın ışığı %22 kadar azalmış; ancak 2 gün sonra eski değerine geri dönmüştür. Bu yıldızda tersine işleyen durum keşfedilemiyordu. Sözü edilen durum günümüzde hâlâ keşfedilmiş değil; lakin bunun hakkında çok fazla varsayım bulunmaktadır. Uzaylıların yıldızı ele geçirmesi veya bir “Dyson küresi” inşa etmiş olması gibi bir dizi ihtimal medyada yer almaktadır. ^[3]

Dyson küreleri; yıldızların etrafına inşa edilen, devasa güneş panellerinden oluşan bir topluluktur. Bir yıldızın etrafını güneş panelleri ile kapladığınızda elde edeceğiniz enerjiyi yıldızlararası yolculuklarda kullanmanız mümkün olabilir. Ancak bunu yapmanın maliyeti çok yüksektir. Öyle bir yapı inşa edeceksiniz ki bir yıldızın etrafını tamamen kaplayacak. Bu ağırlıktaki panelleri tek tek uzaya nasıl göndereceksiniz? Uçuş başındaki maliyeti nasıl karşılayacaksınız? Projenin yüzyıllar sürmesi halinde devamlılığı nasıl koruyacaksınız? İnsanların günümüz teknolojisiyle bir Dyson küresi inşa etmesi olanaksıza yakındır. Fakat uzaylılar bizden erken davranmış ve Tabby’nin Yıldızı’nın etrafına bir Dyson küresi inşa etmiş olabilir. Bu varsayımı ortaya atan Freeman John Dyson öncülüğündeki bazı bilim insanları; yıldızın yanıp sönmesinin, kürenin kapaklarının açılıp kapanması ile açıklanabileceğini iddia etmektedir. Uzaylılar, Dyson küresi sayesinde yıldızlar arası yolculuklara başlamış olabilir mi?

2015-2016 yılları arasında bu soruların üzerine bazı bilim tartışmaları gerçekleştirildi. Dyson ve destekçilerinin haklı olduğu bazı kısımlar mevcut; ancak yıldıza dair hiçbir anormal durum (Işığın kararsızlığı hariç) saptanamadı. Yapılan gözlemler doğrultusunda buna sebep olan unsurun Tabby’nin Yıldızı’nın etrafında dolanan bir gezegen olmadığı anlaşıldı. Şimdiye kadar Tabby’nin Yıldızı’nın etrafında hiçbir gezegen bulunamadı. Hâlâ bu yıldızın ilginç davranışına neyin sebep olduğunu bilmiyoruz; ancak James Webb ve Euclid gibi yeni nesil uzay teleskoplarının bu ve benzeri konulara ışık tutacağına eminiz. ^[4]

Betelgeuse (Şu anda var olmayan yıldız)

Aslında şu an “Betelgeuse” diye bir yıldız yok; ancak biz onu yıldızken, 642 yıl önceki haliyle görebiliyoruz.

Betelgeuse yıldızı ile ilişkili ilk çalışma 1920 senesinde gerçekleştirilmişti. Dönemin astronomları Francis Gladheim Pease ve Albert A. Michelson, yıldızın kütlesini hesaplamayı başarmıştı. Bu çalışma, tarihteki bir yıldızın kütlesinin ilk tam olarak hesaplandığı çalışma olarak tarihe geçmişti. Ardından Güneş’ten sonra yüzeyinin fotoğrafı çekilebilen ilk yıldız Betelgeuse olmuştu. Çünkü bu yıldız çok büyüktü ve Dünya’ya diğer büyük yıldızlara göre çok daha yakındı. Parlama seviyesi de bir o kadar fazlaydı. Güneş’ten 60 bin kat kadar daha şiddetli şekilde parlıyordu.

Betelgeuse’un ölmek üzere olması, yapılan keşiflerin ilklere imza atması haricinde bilim insanlarının bu yıldızda ilginç olarak gördüğü başka bir durumdu. 2018-2019 yılları arasında yapılan bir araştırmaya göre yıldızın yakıtı giderek tükeniyordu ve parlaklığı giderek azalıyordu. Betelgeuse, resmen patlamanın eşiğindeydi. En sonunda ise yıldız kendi içerisine çökecek ve bütün enerjisini bir süpernova patlamasına dökecekti. Bunun sonucunda yıldız yok olacaktı. Kuvvetle muhtemel ki bu saydıklarımın hepsi yaşandı; lakin biz onun yıldız olduğu halini görmeye devam ediyoruz. Bunun nedeni ise Betelgeuse’nun bizden 642 ışık yılı uzaklıkta olması.

Bulunduğumuz noktada “Işık yılı” kavramı açıklamak yerinde olacaktır. Her ne kadar içerisinde “Yıl” kelimesi geçse de ışık yılı, bir zaman kavramı değildir. Bir uzaklık kavramıdır ve ışığın 1 yıl boyunca aldığı yolu temsil eder. ^[5] Betelgeuse yıldızı, Dünya’dan 642 ışık yılı uzaklıkta bir yıldız olduğu için biz onun 642 yıl önceki halini inceleyebiliyoruz. Çünkü ondan 642 yıl önce çıkmış olan ışık, Dünya’ya yeni ulaşmıştır. Bu yüzden günümüzde kendisinin neler yaşadığını 642 yıl sonra görebileceğiz. Betelgeuse yıldızı, şu anki süreçte büyük olasılıkla patladı ve yok oldu. Ancak biz onun 642 yıl önce saçtığı ışığı gördüğümüz için şu anda ne durumda olduğunu göremiyoruz; ancak tahmin edebiliyoruz. ^[6]

Yıldızların doğası

Yıldızlar, hidrojen ve helyum gibi gazlardan oluşan dev kürelerdir. Bu gazlar, uzayda bulunan toz ve bulutlardan kaynaklanır. Sözü edilen toz ve bulutlar, kütle çekimiyle birbirine yaklaşır, sıkışır ve sıkıştıkça ısınır. Bir noktada sıcaklık ve basınç o kadar yüksek olur ki gaz atomları çarpışarak birleşir. Bu sürece “Nükleer füzyon” denir. Nükleer füzyon, yıldızlara enerji veren ana kaynaktır. Yıldızların parlaklığı, sıcaklığı ve rengi; nükleer füzyonun ne kadar güçlü olduğuna bağlıdır. Nükleer füzyon ne kadar güçlüyse yıldız o kadar parlak, sıcak ve mavi olur. Nükleer füzyon ne kadar zayıfsa yıldız o kadar soluk, soğuk ve kırmızı olur. Bu bölümde yıldızların temel özelliklerini daha ayrıntılı olarak incelenecektir.

Bulutsuların oluşumu ve gelişimi

Bulutsular, yıldızların doğum yerleri ve bazen ölmekte olan yıldızların kalıntılarından meydana gelen yapılardır. Başka bir deyişle uğradıkları ilk -ve bazen son- duraklardır. Yıldızların yaşam merdiveninin ilk basamağı olan bulutsular, birden çok sebep ile oluşabilir. Bunlar, “Kırmızı devler” ve “Süpernovalar” olarak bilinmektedir. ^[7]

İlk olarak kırmızı devler ile gerçekleşen oluşum şekillerine gelirsek: Kırmızı devler; büyük bir yıldızın kara delik, nötron yıldızı veya beyaz cüce olmadan önce geçtikleri evredir. İçeriden gelen basınç ve yüksek sıcaklık (100 milyon °C) sebebiyle dışarıya gaz salınımı yaparlar. Bu püskürtmeler oldukça büyük ve hızlıdır, zamanla yolları kesişen bu gazlar bir araya gelerek kütle çekimi oluştururlar ve gittikçe daha da çoğalırlar. Bu çoğalmanın hızı; doğru orantılı olarak kütle çekiminin artmasına yol açar, bu ise bir gaz bulutu yaratır. Buna “Bulutsu” (Nebula) adı verilir ve bir bulutsunun sıcaklığı 15 bin °C’den fazla olabilmektedir. ^[8] Ek olarak bu gazlar, bir süre sonra kütle çekimiyle daha çok gaz çekip daha çok kütle çekimini artıracaktır. Bahsi geçen durum, hidrojen gibi atomların sıkışarak basınç ve sıcaklığının daha da artmasının yanında toz ve gazların çökmesine neden olarak füzyon tepkimesinin başlamasına yol açar. Ayrıca bu tepkime zincirleme halinde başlar ve devam eder. Hatta eser miktarda salınım bile yapar. Tepkime sürdükçe sıcaklık gittikçe artar, kütle çekimiyle daha çok gaz enerji deposuna katılır ve füzyonun devam etmesini sağlar. Füzyon, zincirleme bir şekilde devam eder ve bu gaz yığını yeni bir yıldızın doğumuna ev sahipliği yapmış olur. Bununla birlikte yeni bir yıldızın temelleri atılır. ^[9]

Süpernovalarda bulutsu oluşumu ise şu şekilde gerçekleşir: Büyük bir yıldız, yakıtını tükettikten sonra “Süpernova” adı verilen yıldız patlamasıyla bütün enerjisini ve gazını uzaya çok hızlıca saçar ve bu dağınık ve farklı renklerde bulutsu açığa çıkarır. Bunun sonucu ise yıldızların oluşabilmesine kırmızı devden daha rahat bir ortam açığa çıkar, süpernova patlaması sonucu ortaya çıkan bulutsular daha fazla yıldız oluşumunu destekleyebilir. Sonuç az önce bahsedilen durumla aynı biçimde gelişmektedir. (Bulutsu için yıldıza ve yıldız için bulutsuya ihtiyaç olduğu unutulmamalıdır. İkisinin arasında dünyamızdaki su, azot döngüleri gibi bir döngü vardır. Bu döngü belirli bir düzen ve prensip içerisindedir.) ^[10]

Moleküler bulutsular ve çeşitleri

Moleküler bulutsu, yıldızlar arası ortamda eğer yıldız oluşumunu destekliyorsa “Yıldız doğurma yeri” olarak adlandırılır. Genellikle yoğunluğu ve büyüklüğü moleküllerin (En yaygın haliyle moleküler hidrojen, H₂) ve H II bölgelerinin oluşmasına izin veren bir tür bulutsudur. Bu gök cismi, çoğunlukla iyonize gaz içeren yıldızlar arası ortamın diğer bölgelerinden aksi yönde işler.

Moleküler bulutsular, Samanyolu’nda Güneş’in galaktik yörüngesinin içindeki toplam gaz kütlesinin yaklaşık yarısını oluşturan ortamın en yoğun kısmını meydana getirmesine rağmen yıldızlar arası ortam (ISM) hacminin yüzde birinden daha azını kaplar.

Moleküler gazın çoğu, galaksinin merkezinden 3,5 ile 7,5 kiloparsek (11 bin ile 24 bin ışık yılı) arasında bir halka içindedir. Hidrojenin moleküler olarak kızılötesini veya radyo dalgalarını kullanan uzay teleskopları tarafından tespit edilememesi, bununla birlikte hidrojen ve karbonmonoksidin kütleleri arasındaki oranın ve ışığa maruz bırakıldıklarında gerçekleştirdikleri emisyonun (Yayınım) kararlılık göstermesi; geniş ölçekli CO haritaları kullanılmasının nedenlerindendir. Bu haritalar, galaksi merkezindeki kütleçekim kuvvetinin, gazın konumunun galaksinin sarmal kollarıyla uyumlu olduğunu göstermektedir. Moleküler gazın sarmal kollarda yoğunlaşması, moleküler bulutların 10 milyon yıldan daha kısa bir sürede -malzemenin kol bölgesinden geçmesi gereken süre- oluşup dağılması gerektiğini düşündürmektedir.

Moleküler bulutsuların içinde çok fazla toz ve gaz çekirdeği barındıran, daha yoğun bölgeler vardır. Bunlara “Kümeler” denir. Bu kümeler, kütleçekimsel kuvvetler toz ve gazın çökmesine neden olacak kadar yeterliyse önceki bölümde de bahsedildiği üzere füzyon tepkimesinin zincirleme halinde devam etmesi yıldız oluşumunun başlangıç evresini tetikler. ^[11]

Beş çeşit moleküler bulutsu vardır. Bunlar aşağıdaki gibi sıralanabilir:

• Soğuk moleküler bulutsular: Gözlemlenebilir evrende oluşabilecek ve gözlemlenebilecek en yaygın türlerden olan, büyük çoğunluğu hidrojen moleküllerinden (H₂) oluşan ve oldukça düşük sıcaklıklara sahip olan (-250 °C = 23,15 K = -418 F) bu bulutsular; yeni yıldızların ve yıldız kümelerinin oluşumunu sağlayabilir.

• Karanlık moleküler bulutsular: Karanlık moleküler bulutsular, içerisindeki olağanüstü toz ve gaz yoğunluğu nedeniyle ışığın büyük bir çoğunluğunu geçirmezler. Bu sebeple “Karanlık” olarak adlandırılırlar. Sahip olduğu toz ve gazın yoğunluğu sebebiyle içlerinde oluşabilecek yıldız çok fazla olduğundan dolayı bu bölgelere “Yıldız doğum bölgeleri” denir.

• Parlak moleküler bulutsular (H II Bölgeleri): Parlak moleküler bulutsular, genellikle yıldızların yakın çevrelerinde bulunurlar ve yıldızların enerjileri ve radyasyonlarıyla aydınlanırlar. İçlerinde iyonlaşmış hidrojen gazı (H₂) bulunur ve parlak emisyon çizgileri yayarlar. Bu çizgilerin yayılması aslında şu şekilde gerçekleşir: Yıldızların yaydığı enerji ve ışıma, bu toz ve gazların içinden geçerek onları parlak hale getirir.

• Gezegenimsi bulutsular: Gezegenimsi bulutsular, yıldızların yaşamlarının genellikle son evrelerinden olan “Kırmızı dev” aşamasına gelindiğinde kırmızı devlerin yıldız rüzgarıyla toplam kütlesinin %50-70’ini kaybetmesiyle ortaya çıkabilen bulutsulardır. Gezegenimsi bulutsuların aslında gezegenlerle ilişkisi çok azdır. Bu bulutsulara “Gezegenimsi” denilmesinin sebebiyse astronominin ilk çağlarında ilkel teleskoplarla yapılan gözlemlerde şu anki gezegenimsi bulutsuların o zamanlarda gezegene benzetilmesidir.

• Moleküler zengin bölgeler: Bu tarz ve buna benzer bulutsular, çeşitli moleküllerin varlığıyla belirginleşerek özellikle organik moleküller gibi daha karmaşık bileşenlere sahip olabilirler. Bu tür toz ve gaz bakımından zengin bölgeler, yıldız oluşumu için elverişlidir ve kimyasal evrim daha belirleyici ve ilerleyici olmaktadır.

Sonuç olarak moleküler bulutsular, evrende yaygın olarak bulunan ve çeşitli türleri olan karmaşık yapılar olarak karşımıza çıkmaktadır. ^[12] Bu bulutsular; yıldız oluşumunu sağlayan, yıldızların yaşam evrelerini belirleyen ve yıldızların geride bıraktığı toz ve gaz kütleleri olan önemli astronomik nesnelerdir. ^[13] Moleküler bulutsuların içindeki moleküller kimyasal evrimin gerçekleşmesine ve organik bileşenlerin oluşmasına olanak vermektedir. ^[14] Bu da moleküler bulutsuların yaşamın kökeni ve gelişimi için potansiyel bir kaynak olduğunu düşündürmektedir. Moleküler bulutsular, evrenin anlaşılması ve araştırılması için önemlidir. ^{[15] [16]}

Parlak, sıcak ve renkli: Yıldızların modası

Yıldızlar, evrenin en sıra dışı ve bazen de tuhaf niteliklere sahip gök nesneleridir. Bu başlık altında yıldızların parlaklıkları, sıcaklıkları ve enerjilerinin nereden geldiği ele alınacaktır.

Yıldızların parlaklığı aslında birden çok sebebe bağlıdır. Birçok sebebin temelinde yatan nedenler; yüzey sıcaklığı, boyut ve uzaklıktır. Yüzey sıcaklığı; genellikle füzyon tepkimesini sürdüren yıldızlarda yüksektir, yüzey sıcaklığı ne kadar fazla ise füzyon da o kadar güçlü gerçekleşir. Yıldızların yüzey sıcaklığı yıldızın yaşına, cinsine ve kütlesine bağlı olabilir. Bu yıldızların yüzey sıcaklığı genellikle “Kelvin” (K) cinsinden ölçülür. (K= −272,15 °C) ^[17]

Yıldızların yüzey sıcaklığına dair verilere iki ana yöntemle ulaşılır:

1. Renk indeksi: Bu yöntem yıldızın rengi ve yüzey sıcaklığı hakkında bilgiler verir. Özellikle görünür ışığın dalga boylarındaki parlaklığının farklı filtreler aracılığıyla ölçülmesiyle hesaplanır. Bu ölçümler, yıldızın yüzey sıcaklığı ile ilişkilendirilir. Genellikle “Hertzsprung-Russell (H-R) diyagramı” olarak bilinen grafik, bu ilişkiyi göstermek için kullanılır.

2. Spektroskopi: Yıldızın uzaklığı, yüzey sıcaklığı, rengi ve yaşı hakkında bilgiler verir. Yıldızın yaptığı ışımanın yarattığı ışığın tayflarından faydalanarak, o elektromanyetik spektrumun farklı dalga boylarındaki faz geçişini ele alarak yıldızın hakkında bazı bilgiler öğrenebilmeyi sağlar.

Burada ışığın absorbsiyon (Emilim) spektrumu; soğuk bir gazdan geçen, sürekli bir ışık kaynağının kırınım ızgarasından geçmesiyle üretilir. Işığın emisyon spektrumuysa ısıtılmış bir gazdan geçen ışığın prizmadan geçmesiyle elde edilir. ^[18] Astronomik spektroskopi; Doppler etkisi, kızıla veya maviye kayma gibi olayların anlaşılmasını ve ölçülmesine aracı olur. Sözü edilen ölçümlerin sonuçları yıldızların uzaklık, yüzey sıcaklığı, enerjileri, boyutları gibi bilgileri sağlar. ^[19] Bir ambulansın yanınızdan hızlıca geçerken dibinizdeyken fazla olan sesin gittikçe azaldığını göreceksiniz. Yani ses dalgaları sizden gittikçe uzaklaşırken dalga boyu artar. ^[20]

Cisimlerin boyutları bilinebilen gerçeklerdir. Mesela: “Adem Ali’den büyüktür.” denildiğinde bu söylem, Adem’in Ali’den daha çok tecrübeye ya da boyuta sahip olduğunu belirtirken Adem’in potansiyelinin ve yapacaklarının Ali’den daha fazla olacağını dolaylı yoldan ifade eder.

Başka bir örnek vermek gerekirse: Celal isminde bir kişinin Sezgin’den kilolu olduğu varsayılırsa Celal’in potansiyel olarak Sezgin’den daha fazla enerjiye sahip olduğu söylenebilir (Yağ, karbonhidrat vs.). Sözü edilen durum, Sezgin’in Celal’den daha zayıf ve enerjisinin daha düşük olduğunu anımsatır. İkili bir yarış yapsa Celal daha fazla enerji harcar ve sonucunda daha çok yorulur. Ancak Sezgin daha az enerji harcar ve Celal’den daha az yorulur. İşin sonucuna gelirsek Celal, Sezgin’e kıyasla aynı enerjiyi daha çabuk harcamak durumunda kalır ve pes eder. Ancak Sezgin aynı enerjiyi daha uzun sürede harcar ve çok az yorulur. Yıldızlar da bu örneğe benzer biçimde davranır. Büyük yıldızlar nispeten daha fazla enerji harcar ve daha hızlı söner. Doğal olarak büyük yıldızlar, arta kalan potansiyel enerjileri sayesinde çok daha güçlü füzyon tepkimelerine hızlıca devam eder. Büyük yıldızlar yüksek seviyede parlaklığa sahiptir. Ancak bu tür yıldızlar, her biri geçmişte çok parlak yıldızlar olmasına karşın çok az yaşar.

Küçük yıldız türleri ise çok az tüketir, diğer yıldızlara göre daha az enerjiye sahiptir. Bu durum füzyonun yavaş ve zayıf işlemesini sağlar. Öte yandan küçük yıldızlar daha sönük kalır. Bu tarz yıldızlar bir nevi tasarruf makineleridir, daha az harcarlar; ancak daha çok yaşarlar.

Bu konuda çıkarılabilecek özet şudur: Büyük yıldızlar çok yakar, küçük yıldızlara göre çok parlaktır, çok az yaşar. Küçük yıldızlar ise çok az yakar, büyük yıldızlara göre çok az parlaktır ve daha çok yaşar. Benzer nitelikte bir bağlantı kütle için de kurulabilir. Eğer bir cismin kütlesi ne kadar fazla ise enerjisi de o kadar fazladır. Büyük kütleli yıldızlar, büyük enerjili yıldızlar; büyük enerjili yıldızlar ise çok parlak yıldızlardır. Aynı durum küçük kütleli yıldızlar için de geçerlidir. Küçük kütleli yıldızlar, küçük enerjili yıldızlar; küçük enerjili yıldızlar ise çok düşük parlaklıktaki yıldızlardır. Ancak sahip oldukları büyük orandaki enerjiyi büyük birimler şeklinde tüketmek, bu türden yıldızların ömrünü fazlasıyla kısaltır. Küçük kütleli yıldızlar ise küçük tüketimler yapar. Dolayısıyla enerji tasarrufu sağladıkları için daha çok yaşarlar. ^[21]

Yıldızların renk ve sıcaklık özelliklerinin bir arada incelenmesi, yöntem bilimsel (Metodolojik) açıdan tutarlı olacaktır. Çünkü yıldızların sıcaklığı değiştikçe renkleri de farklılık göstermektedir.

Füzyon tepkimelerinin yapıldığı sırada açığa çıkan enerjinin -radyasyon ve ışımanın- gözümüze elektromanyetik spektrumun 400-700 nanometre (nm) aralığında veya kızılötesi ve morötesi dalga boyları ($4\times {10}^{–7}$ ila $7\times {10}^{–7}$ m) arasında yer alan görülebilir ışığın farklı tayflarının gözümüze ulaşarak içerisindeki kimyasallar ile birlikte tepkimeye girip beynimize ulaştığında oluşan, ışığın farklı tayflarından birinin sahip olduğu herhangi bir tondaki görüntüye “Renk” denir. ^[22]

Bir maddenin atomlarının sahip olduğu ortalama kinetik enerjiye ise kısaca “Sıcaklık” denir. Yıldızlarda sıcaklık birimi ifade edilirken genellikle “Kelvin” (K) kullanılır. Çünkü bu birimin isim babası William Thomson (Lord Kelvin); araştırmalarında termodinamikteki “Mutlak sıfır” ifadesini ilk kez gazları, daha sonra diğer madde hallerini ifade etmek için kullanmıştır. Sıcaklık; ışınım, radyasyon ya da temaslı olarak iletilebilir. Yıldızlarda genellikle ışınım ve radyasyon gözlemlenebilir. Güneş Dünya’yı bu şekilde ısıtır. Tabii ki bu durum, Dünya’nın Güneş’e göre belirli bir mesafede bulunmasından kaynaklanır; çünkü her ışınım ve radyasyon, Dünya’yı Güneş kadar sıcak hissettirmez. Her radyasyonun bir sıcaklığı vardır; ama insanların her radyasyonu sıcaklık olarak hissetmesi zordur. Bazı hassas termodinamik araçlar sayesinde diğer ışınım ve radyasyonların sıcaklıkları ölçülebilir. ^[23]

Yıldızlar, yüzey sıcaklıklarına ve renklerine göre sınıflandırılabilir. “OBAFGKM” sınıflandırması, yıldızların sahip oldukları yüzey sıcaklıkları ve renklerine sınıflandırılması için kullanılan, genel bir sistemdir. Bu sınıflandırma yıldızların sıcaklık derecelerine dayalı olarak sıralanmasına ve renklerine karşılık gelir. “OBAFGKM” sınıflandırması aşağıdaki gibi özetlendirilebilir:

• O sınıfı yıldızlar: Bu sınıf, en sıcak ve parlak yıldızları temsil eder. Yüzey sıcaklıkları 30000 ile 50000 °C arasındadır ve genellikle mavi veya mavi-beyaz renkte görünürler.

• B sınıfı yıldızlar: B sınıfı yıldızlar da oldukça sıcaktır. Sıcaklıkları 10000 ile 30000 °C arasında değişir. Mavi-beyaz renkte görünürler.

• A sınıfı yıldızlar: A sınıfı yıldızlar, hâlâ oldukça sıcak ancak O ve B sınıfına göre daha soğuk olan yıldızları temsil eder. Renkleri genellikle beyazdır ve sıcaklıkları 7500 ile 10000 °C arasındadır.

• F sınıfı yıldızlar: Bu sınıfın içerisindeki yıldızlar, beyaz renkte ve daha ılımlı sıcaklıklarda bulunur. 6000 ile 7500 °C arasında bir sıcaklık aralığına sahiptir.

• G sınıfı yıldızlar: Güneş gibi sarı renkteki yıldızları içerir. Güneş G sınıfı bir yıldızdır ve yüzey sıcaklığı yaklaşık 5500 °C’dir.

• K sınıfı yıldızlar: Turuncu renkte ve daha soğuk sıcaklıklarda bulunur. Sıcaklıkları 3500 ile 5000 °C arasındadır.

• M sınıfı yıldızlar: En soğuk ve en yaygın yıldızlardır. Renkleri kırmızıdır ve sıcaklıkları 2500 ile 3500 °C aralığındadır.

Bu sınıflandırma, yıldızların temel özelliklerini belirlemede ve evrimsel durumlarını anlamada kullanılır. Ayrıca yıldızların hangi türde enerji ürettikleri ve ne kadar parlak oldukları hakkında da bilgi verir. ^[24]

Yıldız türlerinin sınıflandırılması ve karşılaştırılması

Yıldız türlerinin gruplandırılmasını istatistiksel açıdan ele almadan ve üzerine açıklamalarda bulunmadan önce bu gruplandırmaların nasıl gerçekleştiğini detaylandırmak, konunun bütünselliği açısından yerinde olacaktır.

Yıldızlar birer canlı varlık gibidir, ömürleri ve farklı tipleri vardır. Bu iki özellik; yıldız oluşurken içinde biriken elementler, özellikle hidrojen tarafından belirlenir. Bir yıldız; içindeki hidrojen yoğunluğuna göre parlak veya sönük şekilde ışıldayabilir, büyük veya küçük olabilir ve uzun veya kısa yaşayabilir. ^[25] Önceki bölümde de sözü edildiği üzere yıldızları değerlendirirken günümüzde standart olarak alınmış, “H-R (Hertzsprung-Russell) diyagramı” olarak bilinen grafik kullanılır. Bu grafik, astronominin periyodik tablosudur. H-R diyagramında X ekseni sıcaklığı simgeler ve sola gidildikçe bu değer yükselir. Y ekseni ise “Mutlak kadir”i, yani aydınlatma gücünü simgeler, bu değer de yukarı doğru gittikçe artar. ^[26]

1943 yılında Yerkes Gözlemevi’nin astronomları Morgan, Keenan ve Kellman; tayf türlerine ek olarak bir sınıflandırma daha yapmıştır. Yıldızları, taşıdıkları karakteristik tayf çizgilerine göre “O, B, A, F, G, K, M” şeklinde sınıflandırmışlardır Bu yöntem oldukça kullanışlıydı çünkü aynı türden görünen bazı yıldızlar farklı özellikler sergiliyordu. ^[27] Bazı yıldızlar ise aynı tayf çizgilerine sahip olmalarına rağmen tayf çizgilerinin genişliği farklıydı. Bu yüzden tayf türlerini alt sınıflara ve numaralara ayırmak gerekti; bu sınıflara “I”, “II”, “III”, “IV” ve “V” şeklinde Roma sayılarını verdiler. Buradaki sayı I’den V’e doğru gittikçe çizgi genişliği artmaktaydı. Bu şekilde şu anda da kullandığımız sınıflandırma işlemi belirlenmiş oldu. Bugün Güneş için yaptığımız sınıflandırmada ona “G2V sınıfından bir yıldız” deriz. Bu, onun “G2” tayf türünden ve “V” ışınım sınıfından yani anakola ait sarımsı-beyaz bir yıldız olduğunu söyler. ^[28]

Peki, tayf çizgileri neyi ifade eder?

Yıldız tayfları gökkuşaklarına benzetilebilir; ancak önemli bir farkları sadece görünür ışıkta değil, elektromanyetik spektrumun her yerinde olmasıdır. Öyleyse tayf çizgileri ne işimize yarar?

Bir yıldızdan gelen ışığın tayfı alındığı zaman tayfın bazı bölgeleri daha parlak, bazı bölgeleri ise tamamen siyah olur. Bu parlak ve siyah bölümler, ışığın atomlar tarafından soğurulan (Siyah) ve saçılan (Parlak) bölümleridir. Her atomun tayfı özeldir. Yani bir yıldızdan gelen ışığın tayfı çıkartılıp karanlık ve aydınlık çizgileri analiz edildiği zaman o yıldızın atmosferinin hangi atomlardan oluştuğu anlaşılabilir. Bu yöntem, gezegenler için de geçerlidir; lakin bir ışık kaynağı gerektiğinden gezegenin bir yıldız etrafında olması gerekir. ^[29]

Ayrıca tayf çizgileri, yıldızın çekirdeği ve iç katmanları hakkında bilgi vermez; çünkü çekirdek ve çevresinden çıkan ışık yıldızın dışına çıkmadan önce birçok kez atomlar tarafından soğurulup tekrar yayılır ve çekirdekte elde ettiği bilgiyi kaybeder.

Bütün bu kısıtlamalara rağmen tayflar, astronomi ve astrofizikteki en önemli kaynaklardan biridir. Yüzlerce ışık yılı uzakta olan yıldızların yanına dahi gitmeden Dünya’dan bütün atmosferi hakkında bilgi edinebiliyoruz. ^[30]

Bir kamp ateşi mi yoksa odun kömürü üretmek için kurulmuş bir kompleks mi daha fazla enerji yayar? “Kamp ateşi daha sıcak olduğu için kamp ateşi daha fazla enerji yayar.” deriz ve bu doğrudur. Ancak kömür kompleksi eğer bir şehrin boyutları kadar büyükse hangisi daha çok ısı yayar?

Evet, kamp ateşi daha sıcaktır; fakat kompleksin çok daha geniş bir yüzey alanı vardır. Bu yüzden kompleks daha soğuk olmasına rağmen daha çok ısı yayar. Sözü edilen örneği yıldızlar üzerinden değerlendirmek gerekirse Procyon ve Betelgeuse yıldızları ele alınabilir. Procyon yıldızının yüzey sıcaklığı 6.500 K’dir. Betelgeuse’unkisi ise 3.300 K civarındadır. Basit bir düşünceyle Procyon yıldızının aydınlatma gücü daha yüksek gibi düşünebiliriz; fakat bu doğru değildir. Procyon’un aydınlatma gücü 6,9 L iken Betelgeuse’un aydınlatma gücü 120.000 L’dir. Peki, bu fark nereden gelmekte? Yukarıdaki analojiyi incelersek Betelgeuse’un çok daha büyük olduğunu anlarız. ^[31]

Bir soru daha yöneltilmesi gerekirse: Yıldızların renkleri neden farklıdır? Bir yıldız 3.000 Kelvin’den daha soğuksa kırmızı, 10.000 Kelvin’den daha sıcaksa mavi görünür. Evet, yıldızların sıcaklığı arttıkça renk kırmızıdan maviye kayar. Bu, genel mantığa göre yanlış gelebilir; ancak elektromanyetik spektrumu incelersek görünür ışıkta en soğuk (Dalga boyu en uzun olan) renk kırmızı ve en sıcak tonlar (Dalga boyu en kısa olan) ise mavi-mor aralığındadır. ^[32]

O zaman mavi dev ve kırmızı dev yıldızlarda bu renk farkına sebep olan şey nedir? Bu soruyu cevaplamadan önce ufak bir noktaya değinmek yerinde olacaktır: Yıldızların yoğunlukları da farklıdır. Örneğin, Betelgeuse’un atmosferi şu an bizim soluduğumuz atmosferden bile çok daha az yoğundur. Karşılaştırmak gerekirse hacimsel olarak Betelgeuse’un çapı, Güneş’in çapından 600 kat daha fazladır. Hacim hesabı yapılırken yarıçapın küpü alındığı için Betelgeuse, Güneş’ten 600³ yani 216.000.000 kat daha büyüktür. Buna rağmen kütle karşılaştırması yapılırsa Betelgeuse, Güneş’ten sadece 15 kat fazla kütleye sahiptir. ^[33]

Anlaşıldığı üzere Betelgeuse, Güneş’ten çok daha düşük yoğunluğa sahiptir. Şimdi bir orantı kurulacak olursa: Güneş’in yüzey sıcaklığı yaklaşık olarak 5.000 K’dir. Betelgeuse ise yukarıda da sözü edildiği gibi 3.500 K’dir ve Güneş’in Betelgeuse’a göre çok daha yoğun bir yıldız olduğu da göz önüne alındığında sıcaklığın yoğunlukla orantılı olduğu sonucuna varılacak ve bu mantıklı bir çıkarım olacaktır. Yoğunluk daha yüksek olduğu zaman belirli bir alana düşen hidrojen miktarı artacağına göre o alandaki füzyon hızı da artacaktır; çünkü o bölgede daha çok yakıt vardır. Füzyon hızı arttığında ise tahmin edileceği gibi birim zamanda açığa çıkan enerji miktarı da artacaktır. Açığa çıkan enerji de yüzey alanıyla ters orantılı olacak şekilde ısı seviyesini yükseltecektir. ^[34]

H-R diyagramında yıldızlar iki niceliğe göre değerlendirilir: Yüzey sıcaklığı ve mutlak parlaklığı. Yatay eksende sola doğru gittikçe yüzey sıcaklığı artar, sağa doğru ise azalır. Dikey eksende ise yukarı doğru gittikçe parlaklık 10ⁿ olarak artar, aşağı indikçe de aynı şekilde 10ⁿ olarak azalır. Bu diyagramda sadece iki farklı değişken olması az gibi gelebilir; ama bu iki değişkenle evrendeki bütün yıldızlar sınıflandırılabilmektedir. ^[35]

Sağ alttan başlanacak olursa bu bölgede genellikle küçük ve soğuk yıldızlar olan kırmızı cüceler bulunur. Yüzey sıcaklıkları genellikle 3000 Kelvin’den daha düşüktür ve Güneş’e yakın veya daha küçük olurlar. Sol alt tarafta ise genellikle beyaz cüceler bulunur. Bu bölüm küçük ve sıcak yıldızlar içindir. Beyaz cüceler aslında yıldız olmasalar bile yıldız kalıntıları olduğu için bu bölümde yer alır.

Üst ve alt kısım arasında sola yatık, çapraz bir şekilde ilerleyen bir çizgi fark edilebilmektedir. Bu çizgiye “Anakol” denir ve yıldızlar, hayatlarının çok uzun bir kısmını burada geçirir. Güneşimiz de şu an anakol evresindedir. Bu evredeki yıldızlar genellikle iç basınçları ile kütle çekimleri arasında bir denge yakalamıştır ve bunu devam ettiriyordur. Ne zaman ki yakıtları bitip genişlemeye ve soğumaya başlarlar, o zaman dev veya kırmızı dev halini alırlar. Kırmızı devler ise diyagramın sağ üst bölümünde gösterilir. Genellikle soğuk ve devasa oldukları için aydınlatma güçleri yüksektir. Bu bölümde bir yıldız ne kadar yukarıda simgelendiğine göre büyükten küçüğe doğru “Dev”, “Süperdev” ve “Hiperdev” olarak adlandırılır. ^[36]

Diyagramın sol üst köşesinde ise devasa ve çok sıcak yıldızlar yer alır. Bunlara “Mavi devler” denir. Aynı şekilde küçükten büyüğe doğru “Dev”, “Süperdev” ve “Hiperdev” olarak adlandırılır. Hiperdevler en üstte, süperdevler onun altında, devler ise süperdevlerin altında bulunur.

Ayrıca her yıldızın parlaklığı sabit değildir. “Sefe değişenleri” olarak bilinen yıldızların belirli periyotlarda (Bu periyotlar günlerden yıllara kadar değişir.) parlaklığı ve tayfı artıp azalır. Parlaklaşırken daha soğuk ve kırmızı, sönükleşirken ise daha mavi ve sıcak bir renk alırlar. Ayrıca bu yıldızlar, periyotlarında kararlı oldukları için zaman ve mesafe ölçümü için idealdir.

En ünlü yıldızlardan biri olan “Polaris” (Kutup Yıldızı) de bir sefe değişen yıldızdır. Hatta en hızlı sefe değişen yıldızlardan biridir. 3,97 günde bir eski haline geri döner ve parlaklık değişimi %3 civarındadır. Başka bir örnek ise Eta Aquilae’dir. 7,177 günlük sürede bir eski durumuna döner ve en sönük ve en parlak hali arasında iki kattan biraz fazla fark vardır. ^[37]

Bulutsudan süpernovaya: Yıldızların yaşamı

Bir önceki bölümün başında da vurgulandığı üzere yıldızlar canlılar gibidir: Doğarlar, yaşarlar ve ölürler.

İlk olarak bir yıldızın doğması için daha önceki yıldızlardan arta kalan veya evrenin başlangıcından kalan bir bulutsunun “Topaklaşması” gerekir. Bulutsu bir araya geldikçe kütle çekimi güç kazanır ve bulutsuyu daha çok çökeltir. Bu çökme işlemi, bulutsunun merkezinin sıcaklık ve basınç değerleri füzyona izin verecek derecede yükselene kadar devam eder. Bu sıcaklık-basınç kombinasyonu yeterli değerlere ulaştığı zaman, merkezde “Önyıldız” olarak adlandırılan bir bölge oluşur. Bu bölgede istikrarlı olmayacak şekilde füzyon tepkimeleri gerçekleşir. Bu kısım ısındıkça ve basınç arttıkça istikrarlı hale gelir. Bu süreç sırasında bu önyıldız, etrafındaki toz bulutunu kendi içine çeker ve büyür. Bu işlem durduğunda ise elimizde yeni doğmuş bir yıldız vardır. ^[38]

Yıldız çekirdeklerinde bir insan kalbiymişçesine yıldızın güç kaynağı olan füzyon tepkimeleri, basitçe anlatmak gerekirse hidrojen kullanarak proton & proton zinciri ile füzyon yapar. Bu füzyon tipinde ilk olarak iki tane hidrojen çekirdeği çarpışıp “Döteryum (1 proton, 1 nötron)” çekirdeği oluşturur (Protonlardan biri nötrona dönüşmüştür.). Bu olay sırasında bir tane “Pozitron” (Elektronun antisi, pozitif elektron olarak düşünülebilir.), bir tane de “Nötrino” (Hızı ışık hızına yakın, nötronlar gibi elektron yükleri sıfır ve neredeyse hiç etkileşime girmeden maddelerin içerisinden geçebilen temel parçacıklardır.) saçılır. Bu oluşan döteryum çekirdeği ile bir tane daha hidrojen atomu çarpışıp ³He oluşturur ve gama ışını yayar. Son olarak da iki tane ³He çarpışıp bildiğimiz ⁴He atomunu oluşturur ve ortama iki tane proton saçılır. Bu işlem sırasında toplam kütle azaldığı için ortama enerji yayılır. Bu yöntem ile milyonlarca veya milyarlarca yıl dengede kalmayı başarabilen yıldızlar, H-R diyagramında yukarıda da bahsedildiği üzere genellikle anakol bölgesinde bulunur. ^[39]

Yıldız ömrünü belirleyen birkaç faktör bulunur: Yıldız boyutu (İçerdiği madde miktarı) ve yoğunluğu, buna bağlı olarak füzyon yapma hızı. Bunlar haricinde daha farklı parametreler de (Metaliklik, yıldızın manyetik alanı vb.) yıldız ömrünü etkileyebilmektedir. “Bir yıldız ne kadar büyük olursa o kadar uzun yaşar.” şeklinde bir düşünce kulağa doğru gibi gelebilir; ancak bu fikir yanlıştır. Bir yıldız -her ne kadar büyük olsa da- büyüdükçe çekirdeğindeki basınç ve sıcaklık artacaktır. Bu artma ile birlikte çekirdekteki füzyonların hızı artacaktır. Füzyon hızı arttıkça yakıtını daha hızlı kullanır ve çok daha parlak bir hal alır. Dolayısıyla en uzun yaşayan yıldızlar genellikle kırmızı cüce yıldızlardır. Kırmızı cüceler, Güneş’ten çok daha küçük oldukları için çekirdeklerindeki ısı ve basınç çok yüksek değildir. Bu yüzden de çok hızlı füzyon yapamazlar. Yavaş füzyon yapmaları sebebiyle yakıtları uzun süre gider; fakat yüzey sıcaklıkları 3.000 K’in üstüne çıkmaz.

Öte yandan yıldızların stabil (Durağan) evresi sonsuza kadar devam etmez. Bir noktadan sonra yıldızın içindeki hidrojen stoku biter. Stok bittiği zaman ise yıldız, kırmızı dev olma yoluna girmiştir. Burada yıldızın yolunun neye benzeyeceğine kütlesi tarafından karar verilir. Eğer kütlesi Güneş’in en az 15 katı büyüklüğünde ise yıldız için süpernovaya giden yol açılmıştır; ama her şeyde olduğu gibi bunun da istisnaları vardır. ^[40]

Eğer bir yıldızın süpernovaya yetecek kadar kütlesi varsa çekirdeğindeki hidrojeni bitirdikten sonra yer çekimi kısa bir süreliğine üstün gelir ve yıldız çöküşe geçer. Bu çöküş esnasında yıldızın iç katmanlarındaki basınç ve sıcaklık artar. Bu artışla birlikte çekirdeğin çevresindeki hidrojen de füzyona girer ve bir kabuk oluşur. Sözü edilen ani füzyon olayında yıldız ilk genişlemesini gerçekleştirir ve bir kırmızı dev olur. Hidrojen stokuna göre bu evre 1 milyon yıla kadar devam edebilir. Evre sonunda kabuktaki bütün hidrojen de bittikten sonra yıldız yeniden çöküşe geçer. Bu sefer daha da küçülür; lakin bir noktada yıldızın muazzam kütlesinin oluşturduğu basınç sayesinde çekirdekteki helyum füzyona girebilir. Bu füzyonda önce iki helyum atomu birleşip bir tane berilyum atomu oluşturur. Bu berilyum atomu ile bir helyum daha birleştikten sonra karbon atomu oluşturur. Buraya kadar bütün yıldızlar gelebilir; ancak bu evreden sonra sadece Güneş’ten 15 kat ya da daha büyük olan yıldızlar, karbondan demire kadar olan elementleri sentezleyebilirler.

İlk olarak Güneş’ten 15 kat ya da daha fazla büyük olan yıldızlar için: Karbondan demire kadar giden yolda füzyon, ivmeli bir şekilde daha fazla enerji üretir. Bu enerji artışı yıldızın yeniden genişlemesine olanak sağlar. Sıra demiri füzyonlamaya geldiği zaman ortaya enerji çıkmaz ve sonucunda yıldız, devasa kütle çekimi altında ezilmeye mahkum olur. Son derece yüksek hızlarda demir çekirdeğe doğru çekilen dış katmanlar, çekirdeğin dış yüzeyine çarpar. Çarpışmalar sonucunda yıldızın dış katmanları çekirdekten yansır. Gerçekleşen yansıma sonucu da son derece yüksek hızlarda dışarı savrulurlar. İşte, bu savrulan dış katmanlara önceki bölümlerde de bahsedildiği gibi “Süpernova” adı verilmektedir. Süpernova sonucu açıkta kalan çekirdeğin bulunabileceği iki farklı durum vardır: Nötron yıldızı veya kara delik. ^[41]

Yıldızlı yolun sonu

Nötron yıldızı

Kütlesi Güneş’in 15 ila 22 katı arasında olan yıldızların çekirdeği, kendi kütlesi altında çökmeye başlar. Çöktükçe yıldızdaki atomlar birbirine daha çok yaklaşır. Artık bir noktada elektronlar ile protonlar çarpışır ve nötronlar oluşur. Bu nötronlar adeta birbirine dokunur. Dolayısıyla nötronlar daha fazla küçülmeye engel olur. Örnek vermek gerekirse: Bir restoranda sandalye ve masalar düzenli bir şekilde yerleştirilirse masalar arasında mesafe kalır. Bu, normal bir maddenin atomları gibidir. Ancak bir nötron yıldızında artık “Atom” kavramı kalmamıştır. Atomlar çökmüş, elektronlar ile protonlar çarpışmıştır. Sözü edilen durum, bir restoranda odayı tamamen sandalye ile doldurmak gibidir. Odaya daha fazla sandalye veya masa koyulamaz veya daha fazla küçültülemez. Daha fazla küçültmek için tamamen parçalanması gerekir. Nötron yıldızlarına başka bir makalede daha detaylı şekilde değinilecektir. ^[42]

Kara delik

Martian Team’in kara delikler hakkında bir makalesi bulunmaktadır. Ama bir hatırlatmada bulunmak, bu noktada yerinde olacaktır. Yıldız nötron yıldızı haline geldikten sonra bile kütle çekimi bu nötronların basıncını kırıp çökmeye devam edebilmektedir. Sonuç olarak nötron yıldızı, “Tekillik” denilen bir noktaya kadar sıkışıp ve etrafında bir olay ufku oluşturmaktadır.

Eğer kütlesi Güneş’in 1,35 katından daha küçükse yıldız, karbona dönüştükten sonraki füzyon tepkimelerin, gerçekleştirmek için yeterli basınç ve sıcaklığı bulamaz. Aynı büyük yıldızlardaki gibi enerji bittiği zaman yıldızın dış katmanları çöker ve çekirdekten sekip patlar; lakin yıldız gerektiği kadar büyük olmadığı için bu patlama bir süpernovanınki kadar şiddetli olmaz.

Süpernova nedir?

Süpernova, evrendeki en yıkıcı ve en devasa patlamalardandır. Herhangi bir galakside meydana gelen süpernova, aylarca veya yıllarca o galaksinin yaydığı toplam ışıktan daha fazla ışık yayabilir. Ayrıca patlama esnasında ulaşılan aşırı yüksek sıcaklık değerleri sayesinde altın ve diğer ağır elementlerin de füzyonu mümkün olmuştur. Çok farklı renklerde olabilen süpernovaların bu farklı renklerinin sebebi, içerdikleri elementlerin yoğunluğunun değişkenliğidir ve süpernovalar içerdikleri element yoğunluğuna göre “tip I, II, III, IV, V” olarak sınıflandırılır. Başlangıçta sadece tip I ve tip II süpernova türleri kullanılmıştır, bunlar hidrojen ve helyum içerip içermediğine göre sınıflandırılmıştır. Ancak ilerleyen zamanlarda bazı eksiklikler ve bu sınıflandırmaya uymayan süpernovalar keşfedilince tip III, IV ve V çeşitleri eklenmiştir. Sınıflandırmanın iki temel türünü ele almak gerekirse:

Tip I: Kendi içinde spektrumlarına göre 3 farklı alt gruba ayrılırlar: Tip Ia, tip Ib ve tip Ic.

Tip I süpernovalar, herhangi bir yıldız ile bir beyaz cücenin birbirine yeterince yakınlaşması sonucu gerçekleşir. Bu durumda beyaz cücenin yıldızdan madde edinecek kadar yakın olması gerekir. Yıldızdan beyaz cüceye doğru madde akımı başladığında ise beyaz cüce giderek daha çok büyür ve beyaz cücenin kütlesi “Chandrasekhar limiti” olarak bilinen sınıra ulaştığında, yani Güneş’in 1,4 katı seviyesini geçtiği zaman, beyaz cüce bir patlama geçirir ve tamamen buharlaşır. Bu patlamaların genellikle tür içi parlaklıkları sabit olduğu için evrende mesafe ölçümü için idealdirler. Tip Ia en parlak ve en çok hidrojen içereni olmak üzere parlaklık sıralaması tip Ia, tip Ib ve tip Ic’dir. ^[43]

Tip II: Tip I süpernovalara göre çok daha parlak ve çok daha büyüktürler. Bunun sebebi ise dev/süperdev yıldızların dış katmanlarının saniyenin bir kesri sürecinde tamamen çöküp çok yüksek hızlarda geri sekmesidir. Bu dev/süperdev yıldızlar, hidrojen ve helyum gibi elementleri diğer ağır elementlere (Metallere, hidrojen veya helyum olmayan diğer bütün elementlere) dönüştürme konusunda herhangi bir sorun yaşamadıkları için genellikle patlama kalıntılarında hidrojen ve helyuma rastlanmaz. ^[44]

Uzay teleskoplarının gelişimi ve yıldız gözlemindeki rolü

Yeryüzünden gökyüzüne bir teleskop doğrultulduğu varsayılsın. Bu teleskop bir yıldıza odaklanıyor. Yıldızı gözlemlemek ana amaçtır; ancak bir ışıktan başka bir şey gözükmez. Teleskop her ne kadar gelişmiş de olsa sonuç aynıdır. Çünkü Dünya’nın atmosferi görüşü kısıtlıyor, Dünya’nın şehirleşmeye başlamasıyla beraber ışık kirliliği artıyor ve gök cisimleri teleskoplarla bile gözlemlenemez hale geliyor. Peki, yeryüzünden yıldızları gözlemlemek bu kadar zor bir şey ise gezegenler nasıl gözlemlenebiliyor? Onlar hakkında bu devasa bilgileri nasıl ediniliyor.

Bulutsuz bir gecede gökyüzüne bakıldığında yıldızların yanıp söndüğü görülebilmektedir. Bunun sebebi Dünya’nın atmosferinin görüşü kısıtlamasıdır. Eğer bir teleskop ile bir yıldıza bakılırsa kayda değer değişiklik olmayacaktır. Yıldızı hâlâ yanıp sönen bir ışık olarak görülecektir. Bu teleskopları uzaya çıkarıp yıldızlara bakılırsa ne olur? İşte, bu düşünce uzay teleskoplarının icadına uzanan yolu geliştirmiştir.

Dünya’nın ilk uzay teleskobu olan Hubble, 24 Nisan 1990 yılında uzaya fırlatılmıştır. Bu teleskop, dönemine göre o kadar büyüktü ki ancak içerisinde insanları taşıyan “Discovery” (TR: Keşif) uzay mekiği ile fırlatılabildi. Fırlatıldıktan 1 ay kadar sonra Hubble’dan ilk görüntüler gelmiş; lakin bu görüntüler bilim insanlarını devasa bir hayal kırıklığına uğradı. Çünkü gelen görüntüler bulanıktı. ^[45]

Sonraki görevde Hubble Uzay Teleskobu’nun uzaydaki konumuna giden ekip, bir tamirci takımı gibi çalışıp teleskobu düzeltti. Hubble, beklenildiği gibi çalışmaya devam etti. Yeryüzünden yapılan gözlemlerden sonra ilk defa gök cisimlerinin bu kadar net görüntüleri alınabiliyordu. İşte, uzay teleskopları sayesinde bu kadar çok bilgi birikimi elde edilebilmiştir. Yerden, aynalı teleskoplar ile yapılan gözlemlerin de etkisi önemli derecede büyüktür; ancak uzay teleskopları bu yüzyılın en önemli makineleridir. ^[46]

Bu makineler üzerine olan bilgi birikimi, güncel olarak James Webb Teleskobu’yla çoğalmaktadır. James Webb Uzay Teleskopu (JWST), 2021 yılının sonlarında fırlatıldı. Bilim insanlarının Hubble’dan sonra uzaycılıkta yeni bir çağ açmasıyla nitelendirdiği teleskop, görüntüleriyle mühendisleri bile etkilemiştir. James Webb, etkileyici bulunan görüntüleri nasıl elde etmektedir?

James Webb Uzay Teleskobu açık yapılı bir teleskoptur. Güneş koruması, aynaları, antenleri; kısacası çoğu elemanı dış kısımda bulunmaktadır. Aynaları ise altından yapılmıştır. Aslında bunun nedeni NASA’nın mal varlığının fazlalığı değil, altının yüksek oranda yansıtıcı bir element olmasıdır. Alanında bir ilk niteliğindeki yansıtıcıları ve James Webb’in akılalmaz görülen bilimsel enstrümanları sayesinde James Webb, kızılötesi ışınları bile yakalayabilmektedir. James Webb, kızılötesi ışınları şu şekilde yakalamaktadır: İlk olarak aynalarına gelen bütün ışınları aynalarını hareket ettirerek bir bölgede toplamaktadır. Daha sonrasında bu ışınları James Webb’in altın aynalarının hemen önünde bulunan ikincil aynaya yollamaktadır. Böylece bütün ışınlar tek bir aynada toplanmakta ve ortaya müthiş kalitedeki fotoğraflar ortaya çıkmaktadır.

Özetle uzay teleskopları sayesinde yeryüzünden incelenemeyen çoğu gök cismi anlaşılabiliyor ve gözlemlenebiliyor. Bu yönüyle uzay teleskopları, yeni bir devrin başlangıcı olmuştur. ^[47]

Sonuç bölümüne geldiğiniz bu makalede Martian Team, yıldızların evrenin parlayan fabrikaları olduğu birçok yönüyle vurgulanmaya çalışmıştır.

Yıldızlar, insanlığı haritaların kıyısından zamanın doruğuna kadar uzanan bilimsel ve kültürel bir yolculuğa davet etmiştir. Takımımız, makaleyi okuyanların yıldızlar arası zihinsel bir yolculuk gerçekleştirmesini amaçlamıştır. Bu amaç doğrultusunda “34 Tauri” gibi gezegen sanılan yıldızlardan “Tabby’nin Yıldızı” gibi uzaylıların kullandığı iddia edilen, “Betelgeuse” gibi şu anda var olmadığı bilinen yıldızlara kadar uzaycılıkta ilginç bulunan örnekler aktarılmıştır. Yıldızların doğası, bulutsuların oluşumunu ve gelişimi; yıldız türlerinin sınıflandırılması ve karşılaştırılması, tayf çizgilerinin neyi ifade ettiği gibi belirli konulara değinilmiştir.

Makalenin devamında yıldızların yaşamı, bulutsudan süpernovaya kadar geçirdikleri evreler ayrıca incelenmiştir. “Yıldızlı yolun sonu nasıldır?”, başka bir deyişle: “Yıldızlar ömürlerinin sonuna geldiklerinde neler yaşanır?” sorusuna yanıt verilmiştir. Bu yolun sonunda yer alan başroller, nötron yıldızları ve kara delikler gibi gizemli nesneler, Martian Team’in “Kara Deliklerin Evrenin Derinliklerindeki Rolü” adlı ilk makalesine göndermelerde bulunularak açıklanmıştır. “Süpernova nedir, nasıl oluşur ve ne gibi etkileri vardır?” sorularına cevap aranan makale, uzay teleskoplarının gelişimi ve yıldız gözlemindeki rolü aktarılarak yıldızların uzaycılıktaki konumunu vurgulamıştır.

Üzerinde bulunduğu yıldızlı yol; insanlığın yalnızca yıldızları değil aynı zamanda evreni ve kendisini de daha iyi anlamasını sağlamaktadır. Yıldız-insan ilişkisi; insanlığın geçirdiği zihin evriminin -Auguste Comte’un “Üç Hal Yasası”na göre sırasıyla teolojik, metafiziksel ve pozitif evrelerinin- anlaşılıp değerlendirilebileceği en köklü fikir ve icatları barındırmaktadır.

Yıldızlar; evrenin yapısını, dinamiğini ve tarihini ortaya çıkaran ışıltılı ipuçlarıdır. Birer fabrika gibi evrende var olan elementlerin çoğunu üretip dağıtırlar. Enerjiyi, hayatın kaynağını, sağlayan güç kaynaklarıdır. Yani aslında hepimiz yıldız tozuyuz.

Yine de yıldızlar hakkında bilmediğimiz çok şey var. Yeni keşfedilen veya henüz keşfedilmemiş olan yıldızlar nelerdir? Yıldızların evrimi konusunda henüz açıklanamamış durumların ardında neler var ve yıldızlar bu durumlarda ne gibi değişkenlikler gösterir? Yıldızların ölümü ne gibi sonuçlar doğurur ve evrenin geleceği için ne anlama gelir? Bu ve benzeri sorulara cevap bulmak için daha fazla araştırma yapılması gerekmektedir. Dolayısıyla yıldız gözlemi gerçekleştirilmesi gereken araştırmalarda kilit bir konuma sahiptir. Uzay teleskopları sayesinde daha uzaktaki yıldızları detaylıca inceleyebiliyoruz. Ancak yıldızların ötesinde her zaman daha fazlası vardır. Daha kaliteli teleskoplar, daha iyi teknolojiler ve daha iyi yöntemlerin geliştirilmesi gerekmektedir Böylece evrenin parlayan fabrikalarını daha yakından tanımak mümkün olacaktır.

Kaynaklar

1. ^JOURNAL Smith, R. (1982). The Impact on Astronomy of the Discovery of Uranus. International Astronomical Union Colloquium, 60, 81-89. [International Astronomical Union Colloquium]
2. ^WEBSITE NASA Space Place. (2015, May 8). Why did it take so long to discover Uranus? NASA Space Place. [NASA Space Place]
3. ^WEBSITE Kaufman, M. (n.d.). The Ever More Puzzling and Intriguing “Tabby’s Star.” NASA Astrobiology. [NASA Astrobiology]
4. ^JOURNAL Osmanov, Z., & Berezhiani, V. I. (2018). On the possibility of the Dyson spheres observable beyond the infrared spectrum. International Journal of Astrobiology, 17(4), 356–360. [International Journal of Astrobiology]
5. ^WEBSITE NASA Space Place. (2020, August 27). What is a Light-Year? NASA Space Place. [NASA Space Place]
6. ^JOURNAL Neuhäuser, R., Torres, G., Mugrauer, M., Neuhäuser, D. L., Chapman, J., Luge, D., & Cosci, M. (2022). Colour evolution of Betelgeuse and Antares over two millennia, derived from historical records, as a new constraint on mass and age. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 516(1), 693–719. [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]
7. ^JOURNAL Yoshida, N., Hosokawa, T., & Omukai, K. (2012). Formation of the first stars in the universe. Progress of Theoretical and Experimental Physics, 2012(1), 1A305-0. [Progress of Theoretical and Experimental Physics]
8. ^JOURNAL Schönberner, D., & Steffen, M. (2003). The formation and evolution of planetary nebulae. Symposium – International Astronomical Union, 209, 147–154. [Symposium – International Astronomical Union]
9. ^JOURNAL Ballesteros-Paredes, J., André, P., Hennebelle, P., Klessen, R. S., Kruijssen, J. M. D., Chevance, M., Nakamura, F., Adamo, A., & Vázquez-Semadeni, E. (2020). From diffuse gas to dense molecular cloud cores. Space Science Reviews, 216(5). [Space Science Reviews]
10. ^BOOK Kwok, S. (2007). The origin and evolution of Planetary nebulae. Cambridge University Press.
11. ^JOURNAL Klessen, R. S. (2011). Star formation in molecular clouds. Eas Publications Series, 51, 133–167. [Eas Publications Series]
12. ^NEWSPAPER The Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian. (2021, March 19). Cold Molecular clouds as Cosmic ray Detectors. The Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian. [The Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian]
13. ^JOURNAL Li, P. S., McKee, C. F., & Klein, R. (2012). Structure and dynamics of magnetized dark molecular clouds. Proceedings of the International Astronomical Union, 10(H16), 386. [Proceedings of the International Astronomical Union]
14. ^WEBSITE Bulutsular Hakkında Her Şey: Uzayda Gaz ve Toz Bulutları. (2019, July 3). Bulutsular Hakkında Her Şey: Uzayda Gaz Ve Toz Bulutları. Greelane. [Greelane]
15. ^{DICTIONARY ENTRY} Mathis, J. S. (1998, July 20). H II region | Astronomy, Star Formation & Nebulae In Encyclopedia Britannica. [Britannica]
16. ^JOURNAL Frew, D. J., & Parker, Q. A. (2010). Planetary Nebulae: Observational properties, mimics and Diagnostics. Publications of the Astronomical Society of Australia, 27(2), 129–148. [Publications of the Astronomical Society of Australia]
17. ^WEBSITE Akkuş, E. (2020, July 2). Yıldızların sıcaklığı nasıl ölçülür? Eren Akkuş. [Eren Akkuş]
18. ^JOURNAL Guo, B., Peng, Q. Y., Fang, X., & Lin, F. R. (2023). An astrometric approach to measuring the color of an object. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]
19. Ramkumar, S., Gibson, N. P., Nugroho, S. K., Maguire, C., & Fortune, M. (2023). High-resolution emission spectroscopy retrievals of MASCARA-1b with  CRIRES+: Strong detections of CO, H₂O and Fe emission lines and a C/O  consistent with solar. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]
20. ^{VIKIPEDIA ENTRY} Doppler effect (2023) In Wikipedia. [Wikipedia English]
21. ^WEBSITE Kayalı, Ö. (2015, January 21). Yıldız astrofiziği: Tayf türleri. Kozmik Anafor. [Kozmik Anafor]
22. ^{DICTIONARY ENTRY} Astronomy Stack Exchange. (2022). What is the origin of the OBAFGKM classification system? In Astronomy Stack Exchange. [Astronomy Stack Exchange]
23. ^{BOOK CHAPTER} Robinson, K. (2007). Stellar spectra and that famous mnemonic. (pp. 69–81). Springer eBooks
24. ^NEWSPAPER WARWICK. (2020, June 19). Exploring the stars: Six star types you should know about. WARWICK. [WARWICK]
25. ^JOURNAL Ohm, S., & Hinton, J. A. (2011). High-energy emission from galaxies: the star-formation/gamma-ray connection. Proceedings of the International Astronomical Union, 7(S284), 382–388. [Proceedings of the International Astronomical Union]
26. ^JOURNAL Majlinger, Z., Simić, Z., & Dimitrijević, M. S. (2017). Stark broadening of Zr iv spectral lines in the atmospheres of chemically peculiar stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 470(2), 1911–1918. [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]
27. ^JOURNAL Molla, S., Murshid, M., & Kalam, M. (2022). Analytical model on mass limits of strange stars. Astrophysics and Space Science, 367(1). [Astrophysics and Space Science]
28. ^JOURNAL Genel, S., Nelson, D., Pillepich, A., Springel, V., Pakmor, R., Weinberger, R., Hernquist, L., Naiman, J., Vogelsberger, M., Marinacci, F., & Torrey, P. (2017). The size evolution of star-forming and quenched galaxies in the IllustrisTNG simulation. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 474(3), 3976–3996. [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]
29. ^JOURNAL Zwintz, K., & Steindl, T. (2022). The pre-main sequence: Challenges and Prospects for Asteroseismology. Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 9. [Frontiers in Astronomy and Space Sciences]
30. ^WEBSITE Weintraub, D. A. (2015). Evren Kaç Yaşında? Alfa Yayıncılık.
31. ^{WIKIPEDIA ENTRY} Type Ia supernova. (2023, September 16) In Wikipedia. [Wikipedia English]
32. ^{DICTIONARY ENTRY} Britannica, T. Editors of Encyclopaedia (2023, September 13). supernova. Encyclopedia Britannica. [Britannica]
33. ^NEWSPAPER Cain, F. (2016, March 15). What are the different kinds of supernovae? phys.org. [phys.org]
34. ^WEBSITE Kruesi, L. (2012, May 29). The different types of supernovae. Astronomy Magazine. [Astronomy Magazine]
35. ^{WIKIPEDIA ENTRY} Supernova. (2023, September 15) In Wikipedia. [Wikipedia English]
36. ^JOURNAL Barger, A. J., Aragón-Salamanca, A., Ellis, R. S., Couch, W. J., Smail, I., & Sharples, R. M. (1996). The life-cycle of star formation in distant clusters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 279(1), 1–24. [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]
37. ^BOOK Stevenson, D. S. (2019). Red Dwarfs. Springer eBooks.
38. ^WEBSITE The formation of protostars – National Radio Astronomy Observatory. (2021, March 1). National Radio Astronomy Observatory. [National Radio Astronomy Observatory]
39. ^JOURNAL Castelvecchi, D. (2022). A supernova could light up the Milky Way at any time. Astronomers will be watching. Nature, 602(7898), 562–565. [Nature]
40. ^{DICTIONARY ENTRY} Conn, R. W. (2023). Nuclear fusion. In Encyclopedia Britannica. [Britannica]
41. ^JOURNAL Mann, A. (2020). The golden age of neutron-star physics has arrived. Nature, 579(7797), 20–22. [Nature]
42. ^JOURNAL Ziółkowski, J., & Zdziarski, A. A. (2020). The nature of the Schönberg–Chandrasekhar limit. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 499(4), 4832–4837. [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]
43. ^JOURNAL Shingles, L. J., Flörs, A., Sim, S., Collins, C. E., Roepke, F. K., Seitenzahl, I. R., & Shen, K. J. (2022). Modelling the ionization state of Type Ia supernovae in the nebular phase. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 512(4), 6150–6163. [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]
44. ^JOURNAL Moriya, T. J., Pruzhinskaya, M., Ergon, M., & Блинников, С. И. (2015). On the nature of rapidly fading Type II supernovae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 455(1), 423–430. [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]
45. ^WEBSITE NASA. (2009, March 12). Telescope History. NASA. [NASA]
46. ^WEBSITE NASA Solar System Exploration. (n.d.). Hubble Space Telescope. NASA Solar System Exploration. [NASA Solar System Exploration]
47. ^NEWSPAPER Siliezar, J. (2021, December 16). Harvard astrophysicist on the James Webb Telescope. Harvard Gazette. [Harvard Gazette]