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.