Biraz gecikmeli de olsa, merhaba zaman yolcuları.
‘Hepimizin bir zamanlar nasıl yıldız tozu’ olduğunu anlamak için geçmişe gitmeye devam ediyoruz. Şimdi arkanıza yaslanın ve satırlara sıkı tutunun çünkü bugünkü yolculuğumuzda bir yıldızın doğumuna, belki de kendi tozlarınızın doğumuna şahitlik edeceksiniz.
Protostar : Bir yıldızın doğuşu
Öncelikle biraz daha geçmişe, kozmik rönesans döneminde yıldız oluşumuna bir bakış atalım.
Genişlemekte olan ve yalnızca tek bir elementin var olduğu henüz hiç bir gök cisminin var olmadığı bir evren, bir uzay düşünün. Bu döneme karanlık çağ deniliyor. Hiç bir ışık kaynağının olmadığı bir dönem. Büyük patlamadan yaklaşık olarak 100 milyon yıl sonra protogalaksiler (yani ön galaksiler) oluşmaya başlıyor. Bunlar patlamadan sonra sıcaklığın yeterince düşüp maddenin kütle çekimiyle kümelenmeye başlamasıyla oluşan ilk yapılar. İçlerinde hidrojen ve karanlık madde hakim. Tahmin edeceğiniz gibi ilk yıldızlar buralarda oluşmaya başlıyor. Süreç bugünkü ile tamamen aynı olmasa da benzer. Şöyle ki;
Yıldızlar arası ortamın %99’u gaz %1’i tozdan oluşur. Bu maddenin kümelenmiş halinden oluşan yapılara molekül bulutları denir. Buralar yıldızların oluştukları yerlerdir. 
Evrenin ateş kürelerini oluşturan bu bulutlar, başlangıçta soğuk yerlerdir. Bulut içindeki maddenin en az 104 ila 105 güneş kütlesi (güneş kütlesi astronomide kullanılan bir birimdir, yani Güneş’in kütlesinin 104 ila 105 katı demektir) kadarının, küresel bir biçimde bir araya gelmesi kararsız bir durum oluşturur. Bu ne anlama gelir?
Küresel biçimdeki madde kendisini merkeze doğru çökmeye uğratacak olan kütle çekimi ve dışa doğru dağıtacak olan gaz basıncı tarafından tedirgin bir haldedir. Hangi kuvvet baskın olursa, kümelenen maddenin kaderini o belirler. Kütle çekim kuvveti baskın gelmeye başlar, küresel halde bulunan madde merkeze doğru serbest düşme biçiminde çöküşe başlar. Bu evreye gravitasyonel (kütle çekimsel) çökme denir. Çöken bulut opak olmaya başladığında merkezde ısınma başlayacaktır. Açısal momentumun korunumu ile kararsız zarf maddesi (yani maddenin en dışta kalanı) merkez etrafındaki diskte yığılacaktır. Bu sırada çökmeyle sıkışan madde jet akımlarıyla kutuplardan dışa doğru atılır. Bunun nedeni manyetik aktivitedir.
Üzerine yığılan maddeyle büyüyen çekirdek daha da ısınmaya başlar. Çünkü merkeze doğru sıkışan ve yoğunluğu artan maddenin basıncı artmaya başlar. Bu artış, kinetik enerji olarak depolanır ve kaçınılmaz sonuç olarak ısı açığa çıkar. Isı gaz küresinin içerisinde tutulacaktır. Neden? Hatırlayın yukarıda bulut opak olmaya başladığında ısınacak demiştik. Bu basitçe, açığa çıkan enerjinin dışarı salınmasının engelleneceği anlamına gelir.
Çekirdek sıcaklığı 2.000 kelvine (K) geldiğinde hidrojen molekülleri parçalanmaya başlar. Sıcaklık yaklaşık olarak 10.000 K’e ulaştığında, ilk yanma reaksiyonu ateşlenir. Yıldız maddesi artık içinde bulunan hidrojeni yakarak helyuma dönüştürebilir. Bu yanma reaksiyonu sonucu ışınım, yani enerji açığa çıkar. Böylece, evrenin element fabrikalarının milyarlarcasından bir tane daha doğmuş olur. Peki neden hidrojen yakarak yeni elementler üretmeye başlıyor? Moleküler bulutlar içinde başka elementler, başka atomlar, moleküller yok mu?
Yazı dizimizin ilk kısmında büyük patlamadan sonra evrenin ilk zamanlarında var olan tek elementin hidrojen olduğunu söylemiştik. Evet ilk zamanlarda sadece hidrojen vardı. Ancak yıldızlar oluşup, yeni elementler üretip, bunları uzaya süpernova patlamalarıyla saçtığında ve sonradan o bölgelerde ikinci, üçüncü nesil yıldızlar oluşurken, içlerinde ata yıldızlarının kalıntısı olan diğer elementleri de bulundurdu elbette. Fakat başka elementler bulunsa da bir yıldız oluşurken yakacağı ilk element yine hidrojen olacaktır. Bunun nedeni hidrojen elementinin en hafif yani en basit yapılı element oluşudur. Çekirdeğinde sadece 1 proton içerir. Dolayısıyla nükleer füzyon tepkimesine girmesi için daha az enerji gerektirir. Ayrıca bilinmesi gereken çok önemli bir nokta daha var, evrende en bol bulunan elementtir. Tüm evrende bulunan elementlerin %74’ü hidrojenden, %24’ü helyumdan ve %2’si ise diğer elementlerden oluşur.
Yıldızımız bu yanma reaksiyonunu gerçekleştirirken ışınım açığa çıkar yani enerji. Üretilen fotonlar yıldızın merkezinden yüzeye doğru ilerler (yani yıldızımız ışık saçar, tıpkı Güneş, yani bizim sistemimizin yıldızı gibi). Bu durum bir basınç yaratır, buna ışınım basıncı denir.
Işınım basıncı ve gazın basıncı bu kez, merke
ze doğru olan kütle çekim kuvvetini yener ve yıldızı merkezden dışarı doğru genişletir. Basitçe, artan hacim ve salınan ışınımla basınç düşer ve süreç tekrarlanarak kütle çekiminin baskın gelmesiyle yıldız bir kez daha merkeze doğru büzülmeye başlar. İşte bu kez merkezinde çok daha yüksek sıcaklıklara erişecektir. Böylece helyum yanmasını başlatacak olan, 10×107 K (100 milyon) derece sıcaklığa ulaşır. Bir yıldızın, basitçe birkaç paragrafta söz ettiğimiz bu evreyi tamamlaması ne kadar kütleye sahip olduğuna göre değişir. Örneğin Güneş’imiz yaklaşık olarak 4.6 milyar yıl yaşındadır ve hala çekirdeğinde hidrojeni helyuma dönüştürmeye devam etmekte. Çekirdeğindeki hidrojenin tamamını tüketmesi ise bir bu kadar yıl daha sürecektir (Yine en iyi tanıdığımız yıldızı, Güneş’i örnek verecek olursak, saniyede yaklaşık olarak 4 milyon ton madde enerjiye dönüştürür. Düşünün siz bu satırları okurken… küçük ölçekte sayılabilecek olan Güneş’in kütlesi 1,9891 ×1030 kg ve çekirdek sıcaklığı 15 milyon derecedir). Yıldızın kütlesi ne kadar büyükse bu evreyi tamamlaması o kadar kısa sürer , dolayısıyla yaşamı da. Ancak kütlesi ne kadar büyükse sonu da o kadar ihtişamlı olacaktır. Bunlardan uzunca söz edeceğiz.
Çekirdeğindeki hidrojenin tamamını tüketen yıldızımız bu aşamada, yaşamının bir başka evresine başlamış olur. Peki bu yeni everede neler olacak? Bundan sonra yıldızımızı nasıl bir son bekliyor olacak? Yolculuğumuzun bir sonraki bölümünde görüşmek üzere.
