Yıldız evrimi: Revizyonlar arasındaki fark

'''Yıldız evrimi''' bir [[yıldız]]ın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan (büyük kütleliyse), trilyonlarca yıla (küçük kütleliyse) ulaşabilir, [[evrenin yaşı]] gözönünegöz önüne alındığında bu çok fazladır.

Bir yıldızın oluşumu, bir özdecikselmoleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir [[Süpernova]]ın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki [[gökada]]nın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimselkütle çekimsel bir kararsızlık ile başlar. [[Jeans Kararsızlığı]] kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimselkütle çekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.

Bulut çöktükçe, [[Bart damlacığı]] adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimselkütle çekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu [[hidrostatik denge]] durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir [[önyıldız]] oluşur.<ref>{{Web kaynağı | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | başlık = Slow Contraction of Protostellar Cloud | erişimtarihi = 5 Eylül 2006 | ilk = Courtney | son = Seligman | arşivurl = https://web.archive.org/web/20120730100424/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | arşivtarihi = 30 Temmuz 2012 | ölüurl = yes }}</ref> Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. KütleçekimselKütle çekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.

Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa olur. [[Kırmızı cüce]] adı verilen küçük yıldızlar yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybeder ve [[kara cüce]] hâline dönerler.<ref name="late stages" /> Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin varolmasıvar olması henüz beklenmemektedir.

En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar <ref name="late stages">{{Web kaynağı | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | başlık = Late stages of evolution for low-mass stars | erişimtarihi = 4 Ağustos 2006 | yayımcı = Rochester Institute of Technology | ilk = Michael | son = Richmond | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160617054536/http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | arşivtarihi = 17 Haziran 2016 | ölüurl = no }}</ref> çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir [[kırmızı dev]] oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra [[Güneş]] kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki [[Merkür (gezegen)|Merkür]]’ü ve büyük olasılıkla [[Venüs (gezegen)|Venüs]]’ü de içine alarak yokedecektiryok edecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim, ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilir. Ancak o zamana kadar Güneş’in kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacaktır ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır.<ref name="sun_future">{{Dergi kaynağı| yazar=I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer | başlık=Our Sun. III. Present and Future | dergi=Astrophysical Journal | yıl=1993 | cilt=418 | sayfalar=457 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S }}</ref> Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.

Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı [[süper dev]] olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır öğelerinelementlerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç [[karbon]] çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, [[oksijen]], [[neon]], [[silikon]] ve [[kükürt]]ün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir öğeelement çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra daha ağır öğelerelementler diye devam eder.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/ | başlık = What is a star? | erişimtarihi = 7 Eylül 2006 | yayımcı = Royal Greenwich Observatory | arşivurl = https://web.archive.org/web/20070930035229/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299 | arşivtarihi = 30 Eylül 2007 | ölüurl = yes }}</ref>

Son aşamaya, yıldız [[demir]] üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir atom çekirdeğinin, diğer ağır öğelerinelementlerin atom çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra erke açığa çıkarmazlar, dolayısıyla bu süreç erke tüketir. Aynı şekilde daha hafif öğelerinelementlerin atom çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığından [[Fisyon|bölünüm]] (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz. Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların merkezinde büyük ve eylemsiz bir demir çekirdeği toplanır. Daha ağır öğelerelementlerin yıldızın yüzeyine çıkarak [[Wolf-Rayet yıldızı]] denen nesnelere dönüşür. Bu yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.

[[Dosya:Crab Nebula.jpg|thumb|200px|sağ|[[Yengeç Bulutsusu]]: yaklaşık olarak 1050 yılında ilk olarak gözlemlenen bir üstnovanınsüpernovanın kalıntıları.]]

Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam eder. Çekirdeğin içindeki eksiciklerelektronlara (elektron) önelciklereve (proton)protonlara yönlendirilince ve ters [[beta çözünmesi]] ya da [[elektron yakalanması]] ile patlayıp ılıncık (nötron) ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanının bir [[süpernova|üstnova]] olarak patlar. ÜstnovalarSüpernovalar o kadar parlaktır ki kısa süre içinde bulunduğu gökadanın tamamından daha parlaktır. [[Samanyolu]]nda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir.<ref name="supernova">{{Web kaynağı | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | başlık = Introduction to Supernova Remnants | erişimtarihi = 16 Temmuz 2006 | yayımcı = Goddadr Space Flight Center | tarih = 6 Nisan 2006 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160731233421/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | arşivtarihi = 31 Temmuz 2016 | ölüurl = no }}</ref>

Yıldızın maddesinin çoğu, üstnovasüpernova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur.<ref name="supernova" />) Geri kalan bir [[Nötron yıldızı|ılıncıknötron yıldızı]] (nötron yıldızı) hâline gelir (kendilerini bazen [[Pulsar|atarca]] (pulsar) ya da [[X ışını patlaması]] şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise [[karadelik]] olur.<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=C. L. Fryer | başlık=Black-hole formation from stellar collapse | dergi=Classical and Quantum Gravity | yıl=2003 | cilt=20 | sayfalar=S73-S80 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309 }}</ref> Bir ılıncıknötron yıldızında madde, ılıncık (nötron) yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de [[QCD özdeği|kuark maddesi]] denen daha da egzotik bir yozlaşmış özdekmadde bulunur. Karadeliğin içindeki özdeğinmaddenin hâli henüz anlaşılamamıştır.

Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır öğelerielementleri de içerir. Bu ağır öğelerelementler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. ÜstnovalardanSüpernovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası ortamın şekilllendirilmesindeşekillendirilmesinde önemli rol oynar.

1939’da [[Robert Oppenheimer]], bu öz kısmın belirli bir sınırdan daha yüksek bir kütleye sahip olması durumunda kütleçekimkütle çekim gücünün kendisini kesinlikle tüm diğer güçlerin üzerine taşıyacağını ve bir kara delik oluşacağını ortaya koymuştur.{{ref|36}}

Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim“kütle çekim dalgaları”{{ref|37}} yaymaya elverişli bir durumdur ki, bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo {{ref|38}} ya da Amerikan LIGO {{ref|39}} “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda {{ref|40}} ve "mikrokuasar"larda{{ref|41}} gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde {{ref|42}} “akış”ların {{ref|43}}(Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.