Yıldızlar moleküler hidrojen, karbonmonoksit ve diğer basit bileşenlerin soğuk, yoğun, karanlık gaz bulutlarından oluşan galaktik bebek odalarında doğar. Kütle çekimi küçük gaz kütlelerini, pek çok güneş sisteminin kütlesine ve büyüklüğüne sahip küresel kümeler halinde ayrılmalarına kadar içe doğru çeker. Her kümenin merkezi yoğunlaşır ve hidrojenin helyuma dönüştüğü temel nükleer füzyon reaksiyonunun oluştuğu noktaya kadar ısınır, böylece yıldızın merkezi ortaya çıkar.

Bu sırada daha uzakta gezegen boyutundaki gaz ve toz bulutları bir araya gelip yıldızın yörüngesine oturur. Yıldızın çekirdeğindeki hidrojenin tamamı ergiyip helyuma dönüştüğünde (bizim güneşimizin kütlesine sahip bir yıldız için 10 milyar yıllık bir süreç), yıldız demire ulaşana kadar ağır elementleri düzenli bir şekilde eritir; artık bu noktada daha fazla nükleer enerji etkin biçimde çıkarılamaz. Bu ana kadar merkezdeki nükleer fırın tarafından uzak tutulan kütle çekimi devreye girerek elementleri merkeze çekip yıldızın çekirdeğini parçalar.

Çekirdek, güneşimizin kütlesinin birkaç katından daha az kitleye sahipse yıldız, beyaz cüce yıldız olur; yozlaşma basıncıyla bir arada tutulur, bu elektronları atomik çekirdeğin yörüngesinde birbirinden ayrı tutan kuvvetle aynıdır. Bu tür bir beyaz cüce yıldızın soğuması trilyonlarca yıl alır, sonunda kara cüce yıldıza dönüşür; bu uzayda yüzen karanlık bir topak gibidir, fark edilmesi zordur. Diğer taraftan, demir çekirdek büyük bir kütleye sahipse, bir saniyelik çöküşü muazzam bir süpernova patlamasıyla sonuçlanır; çekirdekteki elektronlar ve protonlar birbirini iterek kendi etrafında dönen, nabız gibi atan nötron yıldızını ya da olağanüstü durumlarda yeni bir kara deliği oluşturur.

Nötron yıldızı yavaşlar ve milyarlarca yıl içinde söner. Kara delik ise sonunda buharlaşır, bu da
aynı şekilde mevcut evrenimizin yaşının birkaç katı olan bir zaman ölçeğinde gerçekleşir.

Dr. Brain Yanny – Fermi Ulusal Hızlandırıcı Laboratuvarı

BİR CEVAP BIRAK

Please enter your comment!
Please enter your name here