Yıldız

İç kesiminden kaynaklanan ışınım enerjisi etkisiyle kendi kendine ışık saçan büyük gaz kütlesi biçimindeki gökcismi. Evrendeki milyarlarca yıldızın ancak çok küçük bir bölümü çıplak gözle görülebilir.

Güneş sistemine en yakın yıldız, Erboğa takımyıldızında yer alan, Güneş’ten 4,3 ışık yılı uzaktaki Proksima’dır. En uzak yıldızlar ise milyarlarca ışık yılı uzaktaki gökadalar da yer alır. Yıldızlar Güneş gibi tekil halde bulunabilir. Ama genel olarak çiftler, birkaç üyeli çoklu sistemler ya da çok sayıda bileşenden oluşan kümeler halinde bulunurlar. Öte yandan yıldızlar parlaklık, renk, sıcaklık, kütle, boyut, kimyasal bileşim ve yaş bakımından büyük farklılıklar gösterir.

Yıldızların özellikleri.

Bir yıldızın gözlemlenen parlaklığı görünen kadir olarak ifade edilir; yıldızın parlaklığı yaklaşık 2,5 kat arttığında kadri bir birim düşer, yani birinci kadirden bir yıldız, ikinci kadirden bir başka yıldızdan 2,5 kat daha parlaktır. Bazı yıldızlar o denli parlaktır ki, bunların kadri eksi değerlerle belirtilir; örneğin, Akyıldız’ın (Sirius) kadri -1,5’tir. Çıplak gözle görülebilen yıldızların kadri, 6’nın altındadır. Herhangi bir yıldızın görünen kadri ışıldama gücünün doğrudan göstergesi değildir. Yıldızların iç parlaklığı mutlak kadir olarak ifade edilir; bir yıldızın mutlak kadri, o yıldızın 10 parsek (32,6 ışık yılı) uzaklıktan gözlemlenmesi durumunda göstereceği parlaklıktır. Rigel ve başka çok ışıltılı yıldızların mutlak kadirleri -7 ile -9 arasındadır. Ayrıca bak. kadir.

Yıldızların rengi de çok çeşitlidir.

Örneğin, Orion takımyıldızında yer alan kolay görülebilir yıldızlar mavi-beyaz, buna karşılık İkizlerevi (Elcebbar) koyu kırmızı renklidir. Yıldızların rengi çeşitli biçimlerde ölçülebilir. Bir yöntem, yıldızın görünürdeki kadrini, sıradan bir fotoğraf levhasıyla ölçülen bir kadirle kıyaslamaktır. Levha yalnızca mavi ve mora duy arlıdır, bu nedenle sıcak mavi yıldızlar parlak, sarı ya da kırmızı yıldızlar soluk olarak çıkar. Daha yaygın kullanılan bir başka yöntemde ise, yıldızların rengini filtreler yardımıyla ölçebilen fotoelektrik fotometrelerden yararlanılır. Ayrıca bak. renk-kadir diyagramı.

Bir yıldızın atmosfer ya da yüzey sıcaklığı, tayfının incelenmesi yoluyla kestirilebilir, çünkü tayftaki soğurma çizgilerini büyük ölçüde sıcaklık belirler. Örneğin, hemen hemen tüm yıldızlarda en bol bulunan element hidrojendir; ama hidrojen, 25 bin K’den daha sıcak yıldızların dış katmanlarında tümüyle iyonlaşmış durumda bulunur ve bu nedenle hemen hiçbir soğurma çizgisi oluşturmaz. Yaklaşık 10 bin K sıcaklığındaki daha soğuk yıldızlarda iyonlaşmamış çok sayıda hidrojen atomu bulunur ve bunların bir bölümü daha yüksek enerji düzeylerine uyarılarak güçlü soğurma çizgileri (örn. Balmer çizgileri) oluşturur (bak. tayf çizgisi dizileri). Daha düşük yüzey sıcaklıklı yıldızların tayflarında daha farklı soğurma çizgisi desenleri oluşur. Yürürlükte olan tayf sınıflandırmasına göre yıldızlar, azalan sıcaklık sırasına göre yedi ana gruba ayrılır: O, B, A, F, G, K ve M. Bu O-M tayf dizisi, aynı zamanda bir renk dizisidir. Örneğin, Ö tipi yıldızlar en sıcak olanlarıdır ve bunların tahmini yüzey sıcaklıkları 25 bin K’nin üzerindedir, özgün renkleri ise mavidir. Güneş’in de içinde yer aldığı G tipi yıldızlar görece soğuktur ve sıcaklıkları 5.000-6.000 K arasındadır, renkleri ise beyazdan sarıya kadar değişir. M tipi yıldızlar en soğuk olanlardır; bunların sıcaklığı 3.500 K’nin altındadır, renkleri koyu kırmızımsıdır. O-M grubuna çoğunlukla, kimyasal bileşim bakımından öbürlerinden ayrılan R, N ve S tipi yıldızlar eklenir.

Tayf çözümlemeleri yıldızların bileşimine ilişkin olarak da önemli bilgiler sağlar. Herhangi bir yıldızda bulunan bazı kimyasal elementlerin çizgileri tayfta belirmez. Çok sıcak yıldızlardaki iyonlaşmış hidrojen gibi birkaç aykırı örneğin dışında, yalnızca yıldızda bol miktarda bulunan elementler soğurma çizgisi oluşturur. Örneğin, G tipi bir yıldızın tayfına demir, kalsiyum, sodyum, magnezyum ve titan gibi metallerin çizgileri egemendir ve buradan kalkarak bu yıldız tipinde özellikle bu elementlerin ağırlıklı olduğu söylenebilir.

Gözlemlenebilir çiftyıldızların (optik teleskoplarla ayırt edilebilen iki yıldızdan oluşan gökcisimleri) dışındaki yıldızların kütlesini belirlemek çok zordur. Gözlemlenebilir çiftyıldızlarda, sistemi oluşturan bileşenlerin ortak kütleçekimi merkezi çevresindeki yörüngeleri biliniyorsa bunların kütleleri hesaplanabilir. Eğer spektroskopik ve fotometrik veriler varsa, birbirini örten çiftyıldızların kütlesi de belirlenebilir. Dahası, cüce ve üstdev yıldızların da içeren bu tür çiftyıldızlar, yıldızların boyutlarına ilişkin en geniş bilgiyi sağlar. Üstdevlerin açısal çapları, 1920’lerde Michelson yıldız girişimölçerleriyle (interferometre) ölçülmüştür. Işığın girişim yapması olgusundan yararlanan bu aygıt, parlak yıldızların geniş açısal çaplarını ölçme olanağını sağlamış olmakla birlikte, görünen boyutları daha küçük olan yıldızlar için kullanışlı değildir. Birkaç on yıl sonra astronomlar bu tür yıldızların çapını ölçebilmek için, fotoğraf bağıntılı girişimölçüm yöntemini geliştirdiler. 1960’ların sonlarında ise, kırmızı üstdev yıldızların gerçek disklerini yeniden oluşturabilen benekli girişimölçüm tekniği uygulamaya kondu. Bu teknikte, büyük bir teleskopla incelenen bir yıldızın iyice büyütülmüş bir kırınım görüntüsünde, hızla değişen girişim kırınımı etkisinden yararlanılır. Ayrıca bak. girişimölçer.

Yıldızların bazı gözlemlenmiş özelliklerine ve istatistiksel sonuçlara bakılarak doğaları ve evrimlerine ilişkin önemli genelleştirmeler yapılabilir. Tayf ile mutlak kadir (ya da parlaklık) arasındaki ilişki özel bir önem taşır. Hertzsprung-Russell diyagramı denen bir grafik, mutlak kadir ile tayf sınıfları arasındaki bağıntıyı verir. Yıldızlar diyagramın belirli bölgelerinde toplanma eğilimi gösterir. Çoğu, ana dizi denen ve diyagramın sol üst (sıcak, parlak yıldızlar) köşesinden sağ alt (soğuk, soluk yıldızlar) köşesine doğru uzanan ince bir bant üzerinde toplanmıştır. Güneş’in de içinde yer aldığı ana dizi yıldızlan cüce yıldızlardır. Çok sayıda yıldızdan oluşan bir başka grup da, ana dizinin üzerinde, diyagramın sağ üst bölgesinde toplanmıştır. Bu parlak ve soğuk yıldızlar birer dev yıldızdır; Güneş’ten yaklaşık 100 kat daha parlak Kapella, Arktürüs ve Aldebaran bu grupta yer alır. Daha da parlak olan üstdev yıldızlar, diyagramın en üstünde bulunur. Ana dizinin altında ise, yüzey sıcaklıklan yüksek olmakla birlikte oldukça soluk yıldızlar olan beyaz cüceler yer alır.

Yıldızların evrimi.

Bir yıldız, yoğun bir yıldızlararası hidrojen ve toz bulutunun kendi kütleçekiminin etkisiyle içe göçmesi sonucunda oluşur. Bulut yoğunlaştıkça, yoğunluğu ve iç sıcaklığı artar ve belirli bir noktada soluk kırmızı bir ışık saçmaya başlar. Bu aşamada yıldız kendi kütleçekimsel büzülmesinden kaynaklanan enerjinin etkisiyle ışıldar. İç sıcaklığı birkaç milyon derece daha artınca, önce döteryum (ağır oksijen), ardından da lityum, berilyum ve bor bozunarak helyuma dönüşür. Çekirdek bölümünün sıcaklığı artmaya devam eder ve belirli bir noktada termonükleer tepkimeler (proton-proton ya da karbon çevrimi tepkimeleri) başlar. Bu aşamada büzülme durur ve yıldız ana dizi evresine girer, yaşamının büyük bölümünü bu evrede geçirir. Zamanla yıldızın kimyasal bileşimi değişir. Çekirdeğindeki hidrojen helyuma dönüşür ve merkezindeki sıcaklık ağır ağır artmaya başlar.

Yıldızın kimyasal bileşimindeki değişimine, boyutu, yapısı ve parlaklığındaki değişiklikler eşlik eder. Çekirdeğindeki hidrojenin tümü tükendiğinde ve merkez bölümü tümüyle eylemsiz helyumdan oluşur duruma geldiğinde, çekirdeğin çevresindeki ince bir kabukta enerji üretimi başlar. Çekirdeğin kütlesi giderek büyümeye başlar, ama bu arada hidrojenin yanmakta olduğu kabuğun içinden içeri beslenen eylemsiz elementlerin miktarı arttığından boyutu küçülür. Yıldızın dış katmanları önemli ölçüde genleşir ve soğur, bunun sonucunda yıldızın rengi kırmızıya dönüşür. Aynı anda, büzülmekte olan çekirdekte üreyen enerji, çevredeki hidrojeni ısıtır, böylece çekirdek tepkimeleri hızlanarak yıldızın parlaklığının artmasına yol açar.

Bir yıldızın evrimindeki son aşamalar büyük ölçüde iki etmene bağlıdır: 1) Cismin kütlesi, 2) cismin yakın bir çiftyıldız sisteminin bileşenlerinden biri olup olmadığı. Tekil halde bulunan ve kütlesi Güneş’inkinin 1,4 katından daha küçük olan bir yıldız dış katmanları dışarı sürüklenip geride sıcak, pekişik bir çekirdek kaldığında, genellikle bir kırmızı devden bir beyaz cüceye dönüşür. Bu yoğun çekirdek beyaz cüce yıldızın kendisidir; genleşen ve geçici olarak yıldızı çevreleyen gaz kabuğuna ise gezegenel bulutsu denir. Birbirine yakın iki yıldızdan oluşan bir çiftyıldız sisteminde ise, görece hafif bileşen beyaz cüce aşamasına ulaşırken, yoldaşı bir kırmızı dev haline dönüşür, bu arada cüce kendine devin dış katmanlarından malzeme çekebilir. Bu malzemeler beyaz cücenin yüzeyinde toplanır ve sonuçta cücede termonükleer tepkimeler başlar. Bu tepkimeler, birikmiş malzemleri kısa ama şiddetli bir patlamayla püskürttüğünde de yıldız bir novaya dönüşür.

Kütlesi Güneş’inkinin beş katından daha büyük olan tekil yıldızlar, hidrojen kaynaklarını tükettikten sonra da çekirdek kaynaşması yoluyla (füzyon) enerji üretmeyi sürdürebilirler, çünkü kütleçekimsel potansiyel enerjileri iç kesimlerinde yeterli derecede yüksek basınç ve sıcaklık koşullarının oluşmasını olanaklı kılar. Böylece yıldızın çekirdeğinde demir gibi ağır elementler oluşur. Ama, demir çekirdeklerinin kaynaşması gibi bu tür tepkimeler yıldız çekirdeğinin büyük bir patlamayla içe çökmesine yol açar. Bu tür bir ağır yıldızın dış katmanlarının şiddetle patlaması, yıldızın bir süpernova haline gelmesine neden olur; süpernova birkaç ay boyunca, normal bir yıldızdan 109 kat daha parlak bir biçimde ışıldar. Patlama sırasında nötron kapımı tepkimeleri sonucunda demirden daha ağır elementler oluşur ve böylece yıldızlararası ortam gelecekte yeni yıldızların oluşmasına olanak sağlayacak biçimde zenginleşir. Süpernova olayından sonra çekirdek bir nötron yıldızı halinde kalabilir. Birbirine yakın konumlanmış nötronlardan oluşan bu tür bir yıldızın yoğunluğu Güneş’in yoğunluğunun pek çok katı, ama çapı yalnızca 20 km kadardır. Pek çok nötron yıldızı, çok düzenli aralıklı kısa darbeler biçiminde radyo ışınımı salar. Bu tür yıldızlar pulsar olarak adlandırılır. Süpernova artığının kütlesi, Güneş’in kütlesinin 2-3 katı kadarsa, bu kütle içe çökmeyi sürdürür ve sonuçta kütleçekimi alanı tüm madde ve enerji biçimlerini (ışığı bile) kapacak denli güçlü bir kara delik haline gelir.