Yıldız: Evrende en bol bulunan element olan hidrojenin, yavaş yavaş helyum, karbon, azot, oksijen, demir gibi daha ağır elementlere dönüştüğü ve içinde termonükleer reaksiyonların yer aldığı bir gök cismi.
2- Yıldızlar, atom ve molekülden çok, iyon ve elektronlardan oluşmuş bir gazdır.
3- Yüzey sıcaklıkları çevrelerinin sıcaklıklarına göre çok yüksek olduğu için, uzaya sürekli enerji salarlar.
4- Yıldızlar, içlerinde oluşan nükleer tepkimelerle uzaya devamlı enerji salmaları sonucu, kütlelerinden kaybederler. Ancak bu kütle kaybı, yıldızın yaşamı boyunca kütlesinin %1'ini geçmez.
5- Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri, hidrojeni helyuma dönüştüren zincirdir(hidrojen yanması).
6- Yıldız kütlesi ne kadar büyükse, hidrojenin yanma süresi o kadar kısa olur.
7- Yıldızlar, doğar, büyür ve ölürler. Bir yıldızın öldüğünü görmek, doğduğunu görmekten çok çok kolaydır.
8- Bir yıldızın yaşamı süresince yıldızın içerdiği madde, birbirine zıt yönlü iki kuvvetin etkisi altındadır.
a- Maddeyi birbirine doğru çeken, yani yıldızı çökmeye zorlayan kütle çekim kuvveti.
b- Yıldızdaki nükleer tepkimelerin yan ürünü olarak ortaya çıkan yüksek sıcaklığın, ısı gaz basıncı.
Bu iki kuvvet dengelendiği sürece yıldız yaşamını sürdürür.
9 - Gökadamızda her yıl Güneş kütlesinin 3 katı ile 10 katı arasında değişen kütlelerde, 30-40 yıldızın doğduğu tahmin ediliyor.
10- Büyük kütleli yıldızlar, gökadaların evriminde temel rol oynarlar. Yaşamlarının sonunda, dış katmanlarının büyük bölümünü, uzaya fırlatan bir patlamayla yok olurlar. Bu süpernova patlamasıdır. Bu patlama, gökadaların kimyasal açıdan zenginleşmesine sebep olur.
11- Bir yıldızın parlayacağı süreyi, doğduğu andaki kütlesi tayin eder. Kütle ne kadar büyükse, parlaklık o kadar fazladır. Ancak bir yıldız ne kadar büyük kütleli ise, o kadar kısa sürede bir karadeliğe dönüşür.
YILDIZLARIN DOĞUMU
Galaksimizdeki yıldız oluşum bölgelerinin, yıldızlararası ortamın, en yoğun, en soğuk ve en karanlık bulutları olduğu gözlenmektedir. Bu bulutların kütleleri, 10000-1 milyon Güneş kütlesi arasında olup; temel olarak, molekül yapısındaki hidrojenden oluşmaktadır.
Kısa ömürlü büyük kütleli yıldızlar, oluşum bölgelerini aydınlatmaktadır. Yıldız doğumlarının gözlemlendiği yıldızlararası bulutlar ve genç yıldızların bulunduğu bölgeler, sarmal kollarda yoğunlaşmaktadır.
Tıpkı kalabalık bir trafikte olduğu gibi, bulutlar, gelgit alanının yarattığı yüksek yoğunluk bölgelerinde, zaman zaman çarpışırlar. Çarpıştıklarında, tıpkı iki kartopu gibi kaynaşırlar.Çarpışan bulutlar, bir yandan galaksi çevresinde dönerken, bir yandan da boyutları, yavaş yavaş büyüyen, karmaşık topaklanmalar oluştururlar.
Bulutların kütleleri, arttıkça yoğunlaşırlar ve kütle çekim kuvvetleri de, buna paralel olarak artar. Bu yolla bulutlar, artık kararlı olmadıkları boyutlara kadar büyürler. En büyük kütleli bulutlar, sonunda birçok yıldız kütle parçaları halinde, kümelere bölünürler. Bunlar ilkel yıldızlar olup, zamanla yıldıza dönüşecek olan cisimlerdir.
Sonraki aşama, merkezlerindeki sıcaklık ve basıncın arttığı, yuvarlak kütlelerdir. Bu sıcaklık, 10 milyon dereceye ulaştığında ise, kütlenin içindeki hidrojen gazı, termonükleer reaksiyona başlar ve böylece bir yıldız doğmuş olur.
Beyaz Cüce
Nötron Yıldızı
Hubble uzay teleskopu, Dünya'dan 7000 ışık yılı uzaklıktaki kartal nebulasında (bulutsu), yıldız oluşumuna imkan verecek, 50 kadar kozmik yumurtanın çatlamasını görüntüledi.
YILDIZLARIN EVRİMİ VE ÖLÜMÜ
*BEYAZ CÜCE
Güneşe benzeyen yıldızlar, yaşamlarını beyaz cüce olarak, sonlandırırlar. Yıldızların %98'i, evrimlerinin son aşamasında, beyaz cüceye dönüşürler. Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri, hidrojeni helyuma dönüştüren zincirdir (hidrojen yanması). Ancak yıldızın nükleer yakıtı sınırlıdır.
1- Hidrojen azalıp helyum arttıkça, çekirdeğin yoğunluğu artar. Merkezdeki kütle çekim, gaz basıncına baskın hale gelmeye başladıkça da, yıldızın çekirdeği çökmeye başlar.
2- Basıncı iyice artan hidrojeni yakan katman, çok hızlı bir yanma sürecine girer. Böylece, ortaya çıkan ışınım basıncı, yıldızın dış katmanlarının genişlemesine yol açar. Yıldız, o kadar genişler ki; çapı eski çapının 100 katını geçer. Bu "Kırmızı Dev" aşamasıdır. Yüzey alanı çok arttığından, 1000 kat daha fazla ışıma yapar.
3- Sıkışan çekirdek, helyumun karbon oluşturmasına yol açar. Bu süreçte yıldız, hemen hemen eski büyüklüğüne döner. Hidrojen yakan kabuk, sonunda yakıtını bitirerek zayıfladığında, yıldız büzülür, mavileşir(Mavi Yıldız).
4- Karbon çekirdeğin dışındaki helyum, son derece şiddetli biçimde yanar. Açığa çıkan ısı, dış kabukta bir hidrojen yanması başlatır. Yanmakta olan her 2 kabuktan yayılan ısı, kırmızı dev yıldızın, daha fazla şişmesine sebep olur. Yıldızışıma gücü, 1000 Güneş'e eşit olan "Kırmızı Süper Deve" dönüşür.
5- Öylesine çok miktarda enerji açığa çıkar ki; yıldız, kararsız hale gelir ve dış katmanlarını, yıldız rüzgarı ile uzaya püskürtür. Sonunda geride, yıldızın orijinal kütlesinin %10'unu oluşturan ve genişlemekte olan iyonlaşmış bir gaz kabukla çevrili karbon çekirdek kalır. Dış kabuk, gezegenimsi bulutsu oluşturur. Çekirdek iyice çökerek, bir beyaz cüce olur.
*NÖTRON YILDIZI
Kütleleri, 1,3 ile 3 Güneş kütlesi arasındaki yıldızlar; yaşamlarını yukarıdaki şekilde sonlandırırlar. Büyük kütleli yıldızların evrimleri hızlıdır. Yıldız, süper kırmızı deve dönüştükten sonra, çekirdek karbonunu da yakarak, oksijene dönüştürecek kadar ısınır. Füzyon(kaynaşma) reaksiyonları sonucu, gittikçe daha ağır elementler üretilir. Sonunda çekirdek, tümüyle demire dönüşür.
Demir, bu reaksiyonların son halkasıdır. Isı kaçarken çekirdek büzülür ve sıcaklık milyar kelvini aşar. Çekirdek çöker ve atomların ötesinde, atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı çok daha yoğun bir durum oluşur. Bu durumda protonlar elektronları yakalayarak nötronlara dönüştürür. Çekirdeğin çökmesi, kırmızı süper dev evresindeki yıldızın dış katmanını büyük bir hızla dışa atan bir şok dalgası oluşturur. Bu bir süpernovadır.
