Yıldız Evrimi Nedir? Eski Yıldızlara Ne Olur?

Hubble’in çektiği fotoğraftaki Yay Yıldız Bulutu olarak bilinen ve galaksimizin merkezine doğru olan bölgedeki yıldızlar farklı renklerde parlıyor. Yıldızın rengi yüzey sıcaklığını gösteriyor. Resimdeki birçok yıldız turuncu ve kırmızı ve oldukça soluk, Güneşimiz burada olsaydı o da bu şekilde gözükecekti. Mavi ve yeşilimsi yıldızlar daha sıcak, birçoğu nispeten genç ve büyük kütleli. Parlak kırmızı yıldızlar ise soğumuş kırmızı devler. (Hubble Heritage Team - AURA/ STScI/ NASA)

Nasrettin Hocanın ‘Eski aylara ne olur? Kırpıp kırpıp yıldız yaparlar’ hikayesindeki gibi, ‘Eski yıldızlara ne olur?’ sorusunu sorabiliriz. Mesela bizim yıldızımız Güneş’e ilerde ne olacak? Güneş sonsuza kadar hep şimdi olduğu gibi kalabilir mi?

Yıldız Nedir?’ sorusunu cevaplarken yıldızların nükleer tepkimelerle enerji ürettiklerini, bir yandan bu ürettikleri enerjiyi yüzeylerinden ışıyarak kaybettikleri halde hep sıcak ve dengede kaldıklarını görmüştük. Yıldızların sıcaklıklarını, parlaklıklarını, büyüklüklerini, yaşlarını ve hangi kimyasal elemanları bulundurduklarını gözlemlerden öğrenebiliyoruz ve tüm bu özelliklerini nükleer tepkimelerle enerji üretimine dayanarak açıklayabiliyoruz.

Güneş, Hidrojeni Helyuma dönüştürerek, yani Hidrojen tüketerek yaşıyor. Kömür yakan bir sobanın kömürü bitince sönmesi gibi Güneş’in de ‘yakacağı’ hidrojen bitecek bir gün – hesaplara göre 5 milyar yıl sonra. Yakıt bitince sıcaklık ve basınç düşecek. Kütleçekimine karşı duracak basınç kalmayınca Güneş çökecek.  Çökünce yeniden ısınacak, ısınacak ve sonunda bu kez Helyumu nükleer tepkimelerle yakıp karbon ve oksijen oluşturabilecek kadar yüksek sıcaklıklara erişecek. Bu aşamada yeni bir yakıt türünden enerji üreten yeni bir yıldız türü ortaya çıkmış olacak.

Güneş kırmızı deve göre sadece küçük bir nokta, sağ altta büyütülmüş olarak görüyorsunuz. R yarıçapı gösteriyor. 1 AU (Astronomical Unit = Astronomi Birimi) Dünya’nın Güneş etrafındaki yörüngesinde Güneş’ten ortalama uzaklığı olan 150 milyon kilometreye eşittir.

İç kısımlarında Güneş’tekinden çok daha fazla enerji üretim gücüne (Watt) sahip bu yeni yıldız tipi yüksek sıcaklık ve basıncın sonucu olarak Güneş’inkinden çok daha büyük bir hacme ulaşana kadar şişecek. Bu tür yıldızlara ‘kırmızı dev’ deniyor. Güneş’in evrimi ile ortaya çıkacak olan kırmızı dev dengeye ulaştığında o kadar şişmiş olacak ki iç gezegenler Merkür ve Venüs’ü yutacak. Dünya’nın yörüngesine de yaklaşmış (hatta belki ulaşmış) olacak, bu aşamada Dünya’nın okyanusları çoktan buharlaşmış Dünya kavrulmuş, hayat bitmiş olacak.

Nazım Hikmet’in ‘Masalların Masalı’ şiirindeki gibi:
“Güneş kalacak, sonra o da gidecek.”

Yıldız evrimi, Helyum da tükenince başka bir aşamaya geçecek, Karbon, Nitrojen, Oksijen çekirdekleri de nükleer tepkimelerle daha büyük çekirdeklere dönüşecek. Her yakıt türü daha yüksek sıcaklıklarda, daha fazla güç üreten, daha çabuk ilerleyen tepkimelerle yandığı için yıldız evriminin her aşaması bir öncekinden daha çabuk yakıtını tüketiyor.

Güneş gibi Hidrojen yakan ‘ana kol yıldızı’ dediğimiz yıldızlar 10 milyar yıl kadar yaşarken, kırmızı dev aşaması 1 milyar yıl daha sonraki aşamalar ise 10 milyon yıl kadar sürüyor.

Demek ki nükleer yakıt tüketerek ışıyan yıldızlar, her bir yakıt türü tükendikçe evrimleşip başka bir yakıt yakan yeni tür bir yıldıza dönüşüyorlar. Ama yakılabilecek yakıt türleri de sonlu, nihayet temel fizik yasalarından dolayı olabilecek çekirdek türleri (yani Periyodik Tablo) sonlu.

NGC 6543 – Kedi Gözü Gezegensi Bulutsusu. Gezegensi bulutsular Güneş benzeri yıldızların dönüştüğü kırmızı devlerin yakıtı bitip çöktüğünde dış tabakalarının uzaya üfürülmesiyle oluşur. (X-ışını: NASA/CXC/SAO; Görünür ışık: NASA/STScI)

Üstelik hafif çekirdeklerin birleşmesi ile enerji veren nükleer reaksiyonlar, Demir, Nikel ve Kobalt çekirdeklerinin üretilmesi ile bitiyor. Çünkü bu elementlerin birleşmesi artık ortama enerji üretmiyor, tersine ortamdan enerji çekmeye ihtiyaç var. Karbon, Nitrojen, Oksijen yanmasından sonraki aşamalarda yıldız yeni bir denge bulamıyor, nükleer reaksiyonlar patlama hızıyla ilerleyip yıldızın dış katmanlarını uzaya üfürüyor. İç kısımları da giderek çöküyorlar.

Demir, Nikel, Kobalt ailesinden daha büyük tüm elementler işte bu son patlamalar sırasında ortamdan enerji çeken tepkimelerle oluşuyorlar.

Casseiopeia A – Galaksimizdeki süpernova kalıntısı (NASA/CXC/SAO). Süpernovalar Güneş’ten çok daha büyük yıldızların yakıtları bittiğinde ve çöktüklerinde ortaya çıkan yapılar.

Sözün kısası Büyük Patlamadan sonra sadece Hidrojen ve biraz Helyum vardı. Helyum ve daha büyük  tüm çekirdekler yani bütün periyodik tablo, çevremizdeki maddeyi ve bizim vücutlarımızı oluşturan neredeyse her şey yıldızlarda yapılmış.

 Maddenin yapı taşları olan atom çekirdekleri yıldız evriminin ürünleridir.

Astronomlar, yıldız evriminin değişik safhalarındaki yıldızları tam da nükleer reaksiyonlara göre hesap edilen özellikleriyle gözlüyor. Bu hikayenin bütün safhaları gözlemlerle doğrulanmış. Yıldız yapısının ve evriminin böylece anlaşılması çağdaş fiziğin büyük başarılarından biri.

Peki sonra ne oluyor? Yakıt bitince yıldız çöküp yitecek mi? Kütleçekimini yakıt kullanmadan dengeleyebilecek başka bir temel fizik yasası da var: iki elektronun ‘üstüste gelemeyeceğini’ söyleyen Pauli İlkesi.

Buna göre yakıtı biten yıldızlara ne olacağını sonraki yazılarda ele alacağım:
Yakıtı biten yıldızlara ne oluyor? Beyaz Cüce Nedir?
Nötron Yıldızı Nedir?
Karadelik Nedir?

Ali Alpar
Bilim Akademisi üyesi
Sabancı Üniversitesi, Mühendislik ve Doğa Bilimleri Fakültesi öğretim üyesi