İçerik
Yıldızlar öncelikle hidrojen ve helyum gazlarından oluşur. Büyüklük, parlaklık ve sıcaklık bakımından çarpıcı biçimde değişirler ve birkaç aşamadan geçerek milyarlarca yıl yaşarlar. Kendi güneşimiz, Samanyolu'nu kirleten yüz milyarlarca insandan biri olan tipik bir yıldızdır.
Doğum
Yıldızlar bulut anlamına gelen Latince bir kelime olan nebulae adı verilen büyük galaktik “fidanlıklarda” doğarlar. Bulutsular, yüzlerce yıldızın ortaya çıkmasına neden olabilecek yoğun toz ve gaz bulutlarıdır. Bir bulutsunun bazı bölgelerinde, gaz ve toz kümeler halinde toplanacak. Bu kümelerden biri, kendi yerçekimi kuvveti altında çökecek kadar kütle biriktiğinde yeni bir yıldız ortaya çıkar. Yoğunlaşan bulutun yoğunluğunun artması, sıcaklığının önemli ölçüde artmasına neden olur. Sonunda, sıcaklık o kadar yükselir ki, protostar adı verilen “bebek” bir yıldız oluşturur.
Ana Sıra Yıldızları
Bir protostar, çevresindeki gaz ve toz bulutlarından yeterince kütle topladığında, bir ana sekans yıldızı haline gelir. Ana sekans yıldızları, nükleer füzyon olarak bilinen bir işlemde helyum oluşturmak için hidrojen atomlarını bir araya getirir. Yıldızlar milyarlarca yıl bu aşamada var olabilir. Güneşimiz şu anda ana dizi aşamasındadır.
Bir yıldızın parlaklığı büyük ölçüde kütlesine bağlıdır. Bir ana sekans yıldızı ne kadar büyük olursa o kadar parlaklık sergileyecektir. Ana dizilim yıldızının rengi, yıldızın sıcaklığının bir göstergesidir. Sıcak yıldızlar mavi veya beyaz görünür ve serin yıldızlar kırmızı veya turuncu görünür. Bir yıldızın kütlesi de ömrünü etkileyecektir. Bir yıldızın kütlesi ne kadar fazlaysa, ömrü o kadar kısa olur.
Kırmızı Devler
Milyarlarca yıl yandıktan sonra, bir ana dizilim yıldızı, hidrojenin büyük bir kısmı nükleer füzyon yoluyla helyuma dönüştürüldüğü için sonunda yakıt arzını tüketir. Aşırı helyum daha sonra yıldızın sıcaklığının artmasına neden olur. Bu olduğunda, yıldız kırmızı bir dev haline gelecektir.
Kırmızı devler renkli parlak kırmızıdır. Ayrıca ana yıldızlardan daha büyük ve çok daha aydınlıktırlar. Kırmızı devin çekirdeği yerçekimi kuvveti altında çökmeye devam ettikçe, kalan helyum kaynağını karbona dönüştürecek kadar yoğun hale gelecektir. Bu, yıldızın ölme zamanı gelene kadar yaklaşık 100 milyon yıllık bir sürede gerçekleşir. Tıpkı kütle bir yıldızın parlaklığını belirleyeceği gibi, bir yıldızın ölüm şeklini de belirleyecektir.
Beyaz Cüceler
Daha düşük kütlelere sahip ana dizi yıldızları sonuçta beyaz cüceler haline gelir. Kırmızı bir dev helyum arzı içinden yandıktan sonra, yıldız kütle kaybedecek. Kalan karbon çekirdeği, beyaz bir cüce olana kadar milyarlarca yıl boyunca soğumaya ve parlaklıkta düşmeye devam edecektir. Sonunda, beyaz cüce yıldızı tamamen enerji üretmekten vazgeçecek ve siyah cüce olmak üzere kararacak. Beyaz cüce yıldızlar, kırmızı dev yıldızlardan daha küçük, daha yoğun ve daha az ışıklıdır. Beyaz cüce yıldızların yoğunluğu o kadar büyük ki, sadece beyaz cüce malzemeden bir kaşık birkaç ton ağırlığında olacak.
süpernovalar
Büyük masif yıldızlara sahip ana yıldız dizileri, süpernova denilen dramatik ve şiddetli patlamalarda ölmek üzeredir. Bu yıldızlar bir kez helyum arzıyla yandıktan sonra, kalan karbon çekirdeği nihayetinde demire dönüşür. Bu demir çekirdek daha sonra maddenin yüzeyinden sıçramaya başladığı bir noktaya ulaşana kadar kendi ağırlığı altında çökecektir. Bu olduğunda, bütün bir yıldız galaksisinin parlaklığına eşit olan parlak bir ışık parlaması yaratacak büyük bir patlama meydana gelir. Bazı süpernova patlamaları sırasında, nötronları oluşturmak için protonlar ve elektronlar birleşecek. Bu da nötron yıldızı denilen aşırı yoğun yıldızların oluşumuna yol açar.