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 birinci bölümüdür. Bu yazıyı yazmam gerçekten zamanımı aldı ve üçüncü yazıyı birkaç bölüme ayırmak istedim. Bu yazımda sizlerle yıldızların oluşumlarını elimden geldiği kadar paylaşmaya çalışacağım. Umarım okurken keyif alırsınız.
Bulutsuz bir gecede gökyüzüne bakın. Büyük olasılıkla birsürü ışık hüzmesi farkedeceksizin. Görünen bu ışık hüzmelerinin birçoğu galaksimizde varolan yıldızlar ya da komşu galaksilerin yaydıkları ışıklardır. Çıplak gözle bakıldığında birbirlerine çok yakınmış gibi görünen bu ışık hüzmeleri, aslında birbirlerine sanıldığı kadar yakın değildirler. Hatta o kadar uzaktırlar ki bugünün teknolojisiyle görünen iki yıldız arasında seyahat etmek imkansıza oldukça yakındır.
Gördüğümüz bu yıldızların hepsi birbirinin aynısı gibi görünse de aralarında birçok farklılıklar vardır. Kimisi kendi yıldızımız olan Güneş'ten çok daha büyük kimisi çok daha küçüktür. Yıldızların yaşlarına göre yaydıkları ışınların renkleri yani görünüşteki renkleri de farklıdır. Bazıları turuncu-sarı iken bazıları daha koyu olup kızıla yatkındır.
Her ne kadar görünüşte sabitmiş gibi bir izlenim oluştursalar da diğer gök cisimleri gibi yıldızlar da sürekli hareket halindedirler. Kendi etraflarında dönmekten başka bütün yıldızlar uzayın içerisinde akıp giden bir yörüngede hareket etmektedirler. Ayrıca bu hareket ettikleri yörüngede hiçbir yıldız geçtiği noktadan bir daha geçmez çünkü içlerinde bulundukları galaksiler de diğer gök cisimleri gibi bir yörüngede hareket etmektedir. Bu da ikinci defa aynı noktaya uğramalarını olanaksız kılmaktadır. Bilimsel hesaplamalara göre evrende 1000 kentrilyon tane yıldız vardır.
Yıldızların Doğum Yerleri; Galaksiler
Evren, en küçük atom altı parçacıklardan bilinen en büyük yapı olan galaktik süperkümelere ev sahipliği yapmaktadır. Astronomlara göre evren her biri 100 milyar yıldız içeren 100 milyar galaksiden meydana gelmektedir. Galaksiler de içlerinde çok sayıda yıldız, toz bulutları ve yıldızlar arası maddeden oluşmaktadır. Bilinen en büyük galaksiler yaklaşık 3 trilyon kadar yıldız içerirken en küçükleri de 100 bin kadar yıldız içermektedir. Düzenli yapıları olan galaksilerin merkezinde oldukça parlak bir ışık hüzmesi mevcuttur. Doğaları tam olarak anlaşılamamış olsa da quasar(kuasar) adı verilen bu yapıların galaksilerin merkezleri oldukları düşünülmektedir.
Yıldızların Oluşması
Uzaydaki galaksilerin birçoğu, etrafında büyük bir gaz ve toz bulutuyla birlikte yaşamaktadır. Bu büyük gaz ve toz bulutu içerisinde yüzlerce yıldızın oluşmasına yetecek miktarda madde içermektedir. Bu toz bulutunda evrende de olduğu gibi en fazla bulunan element hidrojendir. Hidrojenden sonra yaklaşık olarak her 16 hidrojen atomu başına bir helyum atomuyla helyum en çok bulunan ikinci elementtir.
Uzayda sayılamayacak kadar çok sarmal galaksi vardır. Güneş sistemimiz de bir sarmal galaksi olan Samanyolu galaksisinin kenarında iki sarmal kol arasında yer almaktadır. Bu sarmal kollar galaksinin çekirdeği etrafında dönerken yıldızlarası bulut kümelerini sıkıştırarak bir şok dalgası meydana getirmektedir.
Hareketli ses kaynağının hızı, sesin yayılma hızını geçince; ses patlama sesi olarak duyulur. Dalga ışın gibi konik bir alana yayılır ve bu olay şok dalgası olarak isimlendirilir.
Bu neticede şok dalgasının meydana getirdiği sıkıştırma, yeni yıldızların oluşmasına olanak tanır. Galaksinin sahip olduğu sarmal kollardan herhangi biri yıldızlar arası bulutun içinden geçerken birbirinden çok uzak olan atomlar birbirlerine yaklaşırlar ve sıkışırlar. Eskiden şeffaf olan toz bulutu sıkışma neticesinde şeffaflığını yitirir ve toz bulutu "karanlık bulutsu" ya dönüşür.
Yeni oluşan karanlık bulutsu saydam olmadığından dolayı yıldızların ışıkları yeni oluşan bulutsunun içerisine giremez ve bulutsunun içerisindeki atomları ısıtmaz. Atomlar ısınamadığından toz bulutunun sıcaklığı mutlak sıfır noktasına( -273°C) yaklaşır. Sıcaklığın düşmesi neticesinde atomlar, zayıf çekim kuvvetleri etkisiyle birbirlerine yaklaşırlar. Karanlık bulutsu homojen değildir. Yani bulutsunun farklı bölgelerinde ortalama atom sayısının altındaki ya da üstündeki sayıda atom vardır.
Karanlık Bulutsular
Kütle çekim kuvveti, bir yerde daha fazla madde bulunması o yerdeki çekim kuvvetinin daha fazla olmasına neden olmaktadır. Bu neticede karanlık bulutsunun bazı yerlerinde daha fazla atom bulunması, oradaki çekim kuvvetinin daha fazla olmasını sağlamaktadır. Bulutsunun böyle yerlerindeki oluşan çekim kuvvetleri çevresindeki yalnız bulunan atomları kolayca çekerek kümelenmeler meydana getirmektedir. Oluşan bu kümelenmeler büyüdükçe daha da kuvvetlenmektedir. Oluşan bu kümelenmelerin yarıçapı milyarlarca kilometreyi bulabilmektedir. Ayrıca, oluşan bu kümelenmeler Güneş'i sahip olduğu maddenin kat kat daha fazlasını içerebilmektedir.
Karanlık bulutsunun içerisinde oluşan bu kümelenmeler, yıldızların oluşum sürecinin ilk basamağı olarak değerlendirilir. Bu madde kümelenmelerinin yoğunlaştığı bölgeler, kütle çekim kuvvetinin etkisiyle giderek artan sıcaklık ve basınca maruz kalır. Birkaç milyon yıl içerisinde yüksek basınç ve sıcaklığa maruz kalan bu bölgeler yeni doğmuş yıldızların ışıklarına maruz kalırlar.
Yeni Oluşan Yıldızların İlk Işıkları
Oluşan bu kümelerin merkezindeki basınç arttıkça orantılı olarak ortamın sıcaklığı da artmaktadır. Sıcaklık arttıkça kümenin merkezindeki gazlar parlamaya, gaz kümesinin merkezinden dışarıya ışınım(radyasyon) yayılmaya başlar. Başlangıçta karanlık olan kümeler bu olaylar neticesinde yavaş yavaş aydınlanmaya başlarlar. Yeni aydınlanmaya başlayan kümenin ışıkları, kızıl odun kömürüne benzemektedir. Küme artık yeni oluşmaya başlayan bir yıldızın taslağı haline gelmiş durumdadır.
Bu yeni oluşan yıldız taslağı çekim kuvvetlerine karşı oldukça kararsız olup içerisinde barındırdığı gazların ağırlığını taşıyamaz hale gelir ve bu neticede kendi içine büzülmeye başlar. Bu büzülme sonucunda yıldızın basınç ve sıcaklığındaki artış daha da hızlanır. Oluşan yıldız taslağının merkezindeki sıcaklık 10 milyon dereceye ulaştığında "hidrojen yanması" adı verilen olay başlar. Bu sıcaklıklarda hidrojen atomlarının çekirdeklerinin hızları aşırı miktarda artar ve atomlar çarpıştıklarında birbirleri ile kaynaşırlar. Bu çarpışmalar neticesinde hidrojen atomları helyum atomlarına dönüşmeye başlar.
Oluşan her helyum çekirdeği başına 4 hidrojen çekirdeği harcanmaktadır fakat oluşan helyum çekirdeğinin ağırlığı başlangıçta harcanan hidrojen çekirdekdeklerinin ağırlığından daha hafiftir. Kaybedilen bir miktar ağırlık doğadaki en kuvvetli olaylardan biri olan "termonükleer tepkime" adı verilen süreç sayesinde saf enerjiye dönüşmüştür.
Bu tepkime neticesinde açığa çıkan enerji, yıldız taslağının kendi ağırlığını taşımasını yetecek ortamı hazırlar. İçe çökmeyi engelleyecek kadar basınç oluşturur ve sistemin dengede durmasını sağlar. Bu neticede yıldız ihtiyacı olan bu enerjiyi kendi kendine üretmiş olur. Artık büzülme durmuş ve yeni bir yıldız doğmuştur.
