Yıldızlar uzun yaşamlarının sonunda ölürler. İnsanoğlunun üzerinde çalışma yaptığı en büyük nesnelerden olan yıldızların enerjisi, tek tek atomların etkileşiminden gelir. Evrendeki en büyük ve en güçlü nesneler olan yıldızları anlamak için temel yapısını ve çalışma ilkesini bilmemiz gerekir. Ardından, yıldızın hayatı sona erdiğinde, bu temel ilkeler bir sonraki yıldıza ne olacağını tanımlamak önemlidir. Gökbilimciler, yıldızların yaşam ve ölüm süreçlerini anlamalarına yardımcı olabilmek ve kaç yaşında olduklarını belirlemek için, yıldızların çeşitli yönlerini incelerler.
Yıldızların oluşması çok uzun zaman alan bir süreçtir, çünkü evrende sürüklenen gazların kütleçekim kuvvetiyle bir araya gelip toplanması gerekmektedir. Farklı gaz atomları olmasına rağmen, evrende en çok hidrojen gazı olduğundan, hidrojon atomları kütleçekim kuvvetinin etkisiyle bir araya gelir ve gittikçe daha büyük kütle oluştururlar, yapı büyüdükçe kütleçekim kuvvetinin etkisi artar ve daha çok hidrojen atomu çekmeye başlar.
Artan bu çekim kuvveti atomları birbirleriyle çarpışmaya zorlamak için yeterlidir, bu da ısı üretir. Isı artışı o kadar yükselir ki (ısı artışı atımların kinetik enerjilerini artmasına yani daha hızlı hareket etmesine neden olur) hidrojen atomları birbirlerine çarptıklarında saçılmaya uğramazlar. Çok yüksek kinetik enerji ile çarpışan hidrojen atomların çekirdekleri (hidrojenin çekirdeğinde sadece bir tane proton bulunur.) bir araya gelerek iki protonlu helyum atomunu oluştururlar. Yıldızlardaki hidrojon atomunun bu şekilde kaynaşarak helyum atomunu oluşturması olayına Nükleer Füzyon adı verilir. Bilim adamları evrendeki farklı türdeki elementlerin, Nükleosentez adı verilen bu süreçle oluştuğuna inanmaktadırlar.
Yıldızlardaki Hidrojen atomlarının çekirdeklerinin çarpışması ile daha büyük çekirdek atomlu helyumu oluştururken ortaya inanılmaz oranda enerji ve elektromanyetik ışıma üretilir. Bu atomik yanma dönemi, çoğumuzun bir yıldızın hayatı olarak düşündüğümüz şeydir ve bu aşamayı göklerde ki çoğu yıldızda görürüz.
Nükleer füzyon sonucunda ortaya çıkan muazzam enerji yıldızın içinde bir basınç oluşturur, bu basınç yıldızın hacminin artmasını zorlar. (Benzer şekilde, içi hava dolu bir balonun ısınması sonucunda gittikçe hacminin artması gibi…) Ancak kütleçekim kuvveti atomları bir arada tutmaya devam eder. Yıldızdaki bu kütleçekim kuvveti ve dışa doğru oluşan basınç bir birini dengeler, bu süre zarfında yıldız kararlı bir şekilde yanmaya devam eder. Ta ki yakıt tükenene kadar.
Bir yıldızdaki hidrojen yakıtı helyuma ve bazı ağır elementlere dönüşürken, nükleer füzyona neden olmak için daha fazla ısı alır. Bir yıldızın yakıtla yanması süresi, kütlesi ile orantılıdır. Daha büyük kütleli yıldızlar yakıtlarını daha hızlı tüketirler, çünkü daha büyük kütleçekimi kuvvetine karşı koymak için daha fazla enerji harcarlar. (Ya da başka bir ifadeyle, daha büyük yerçekimi kuvveti atomların daha hızlı bir şekilde çarpışmasına neden olur.) Güneşimiz yaklaşık 5 milyar yıl yaşam ömrü olsa da, daha büyük kütleli yıldızların ömrü yaklaşık 100 milyon yıl daha erken bitebilir.
Yıldızın yakıtı bitmeye başladığında, yıldız daha az ısı üretmeye başlar. Daha az ısı, kütle çekim kuvvetinin ısı etkisi ile oluşan basınçtan daha büyük olmaya başlar, bu da yıldızın büzülmesine neden olur. Ancak bu bir son değildir. Atomların birer fermiyon olan proton, elektron ve nötronlardan oluştuğunu biliyoruz. Pauli Dışlama İlkesine göre, bir atomda iki fermiyonun aynı anda tamamen aynı kuantum sayılarına sahip olamayacaklarını ifade eder. Bunun sonucu, Pauli Dışlama İlkesine göre, elektronlar arasında bir yıldızın çöküşünü önlemeye yardımcı olan ve onu beyaz bir cüceye dönüştüren hafif bir itme kuvveti oluşturur. Bu, 1928'de Hintli fizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar tarafından keşfedildi.
Başka bir yıldız türü olan nötron yıldızı, bir yıldız çökmeye başladığında ve nötron-nötron itme kuvveti kütleçekimini engellediğinde ortaya çıkar.
Ancak, tüm yıldızlar beyaz cüce veya nötron yıldızları haline dönüşmezler. Chandrasekhar, bazı yıldızların çok daha farklı kaderlere sahip olduğunu fark etmişti.
Daha da büyük kütleye sahip yıldızlar bir süpernova patlaması sonucu yok almasa ve kütleçekim kuvveti, pauli dışlama ilkesi sonucu ortaya çıkan itici kuvvetten daha büyükse ne olur? Bu durumda, kütleçekim kuvvetleri etkisiyle madde kara delik oluşuncaya kadar çökmeye devam eder. Ve son, buna yıldızın ölümü denir.
Chandrasekhar, (Chandrasekhar sınırı olarak adlandırılan bir kütle) güneşinin 1,4 katından daha büyük olan herhangi bir yıldızı kendi kütleçekimine karşı koyamayacığını ve beyaz bir cücenin içine çökeceğini hesapladı. Güneşimizin kütlesinin yaklaşık 3 katına kadar değişen yıldızlar nötron yıldızı olur.
Nötron yıldızına ve ya beyaz cüceye dönüşen yıldızlar bir süpernova patlaması sonucu yok almasa ve kütleçekim kuvveti, pauli dışlama ilkesi sonucu ortaya çıkan itici kuvvetten daha büyükse ne olur?
Bu durumda, kütleçekim kuvvetleri etkisiyle madde kara delik oluşuncaya kadar çökmeye devam eder. Ve son, buna yıldızın ölümü denir.;
Düzenleme: Celal DEMİRTAŞ
