Astronomi ve Uzay Bilimleri

‘Yıldızlar bilgisi’ Kategorisi

Güneş atmosferi, Güneş’in en dış katmanlarıdır. Konvektif zarfın, güneş ışığını doğrudan aldığımız üst kısmına ışık küre denir. Güneş tayfı, birkaç km kalınlığındaki ışık kürenin kimyasal bileşimini verir. Beyaz ışıkta (filtresiz) çekilen fotoğrafta görülen “kenar kararması” (Şekil 4.6) yüzeyden içe doğru sıcaklığın arttığının kanıtıdır: Güneş katı disk değil, bir gaz küresidir. Kenara doğru baktığımızda bakış doğrultumuz daha sığ, soğuk ve dolayısıyla daha az ışınım salan katmandan geçer. Görülen disk her yerde eşit parlaklıkta değil, kenara doğru kararır. Kararmanın miktarı sıcaklığın derinlikle değişmesini verir.
Güneş atmosferinin ikinci katmanı, renk küre (kromosfer)dir. Kalınlığı yaklaşık 6000 km kadardır. İyi bir raslantı olarak Ay ile Güneş’in açısal çapları aynıdır; belli koşullarda tam Güneş tutulmasında Ay, Güneş’in çok parlak olan ışık küresini tam olarak örter ve Ay diskinin çevresinde ilginç bir ışık halkası gözükür. Bu ışık halkasını oluşturan çoğunlukla hidrojen gazıdır. Hidrojene ek olarak renk kürede; sodyum, kalsiyum, magnezyum ve helyum vardır.

Güneş atmosferinin üçüncü katmanı, yine tam Güneş tutulması sırasında görülen ve renk küreyi çevreleyen taç katmanı (korona) dır. (Şekil 4 7) Renk küre ve taç katmanı özel âletler olmaksızın normal gün ışığında görülmez, çünkü ışık kürenin yanında çok sönük kalırlar. Renk küre ve taç katmanını gözlemek için gök bilimciler artık tam güneş tutulmasını beklemezler. Teleskop odağında Güneş diskini yapay olarak kapatıp renk küre ve taç katmanını izleyebilmektedirler. Bu çalışmalar taç katmanının düzgün yapıda olmadığını, zamanla değiştiğini, onbinlerce – hatta yüzbinlerce-  km yukarılara uzandığını göstermektedir.

Renk küre ve taç katmanında sıcaklık değişimi beklenilenin tersidir. Işıkkürede sıcaklık dışa doğru azalır, renk kürenin dibinde 4200 K (kelvin)’e kadar düşer. Bundan sonra sıcaklık yükselmeye başlar, renk kürenin önemli bir kısmında sıcaklık 7000 K kadardır. Renk küre ile taç katmanı arasında olan ve geçiş bölgesi denen bölgede, sıcaklık birden bir milyon dereceye kadar yükselir, taç katmanında ortalama sıcaklık 2 milyon °K kadardır.

Bu kadar yüksek sıcaklıklarda oT4 den beklenen yüksek ışınım gücü gözlenmemektedir. Bunun nedeni renk küre ve taç katmanının çok düşük yoğunlukta olmalarıdır. Orada anlamlı miktarda ışınım üretecek kadar gaz yoktur. Yüksek sıcaklık, gaz atomlarının yüksek enerjilerini ve yüksek hızlarını temsil eder. Böyle sıcaklığa kinetik sıcaklık denir.

Güneşin en dış katmanları (ışık küre ve taç) elektromanyetik olayların bir sonucudur. Seyrek renk küre ve taç katmanı gazları, ışık küreden çıkan ve sonra yine ışık küreye dönen büyük ilmekler oluşturan manyetik alanlar tarafından tutulur ve taşınan manyetik enerji ile ısıtılırlar.

Güneş enerjisinin üretildiği bölge, çekirdek tepkimelerinin yer aldığı özek bölgesidir (Şekil 4.4). Bu enerji dış katmanlara taşınmakta, oradan da uzaya yayılmaktadır. Gök bilimciler, Güneşte – ve yıldızlarda – enerjinin esas olarak ışınımla ve konveksiyonla (kütle hareketiyle) taşındığına inanırlar, özek bölgesini çevreleyen ve enerjinin ışınım yoluyla taşındığı bölgeye, ışımasal bölge denir, özekte üretilen bir foton, Güneş’in yüzeyine bir doğru boyunca ulaşamaz, fakat yıldız maddesi ile çarpışır, saçılır, soğurulur ve yeniden salınır. Hesaplar gösteriyor ki tek bir fotonun yüzeye ulaşması bir milyon yıl almaktadır, yani bizim şimdi gözlediğimiz güneş ışığı, özekte bundan bir milyon yıl önce üretilmişti. Bu nedenle biz Güneş’in özeğini değil fotonların en son salındığı dış katmanları görüyoruz.

Işımasal bölgeyi çevreleyen bir sonraki katman konvektif zarftır. Burada enerji, katmandaki maddenin hareketi ile taşınır: Sıcak gazlar yükselip taşıdığı enerjiyi ışık küreye bırakır, soğur ve geri dökülüp yeniden ısınır. Bir odadaki radyatör ya da sobanın ısıttığı hava yükselir, tavan düzeyinde yayılır, soğuyup odanın öteki tarafından aşağı çöker; oluşan bu dolaşım, konveksiyondur. Güneş’in ışımasal bölgesinden gelen büyük miktarlardaki enerjiyi taşıyabilmek için konveksiyon hareketi çok belirgin olmalıdır.

Bu hareket, beyaz ışıkta çekilen Güneş fotoğrafında belli olmaktadır; yüzey lekeli görünümdedir, buna “bulgurlanma” denir. (Şekil 4.5). Parlak lekeler yükselen gaz sütunlarını, karanlık kısımlar çökmekte olan soğumuş gazları temsil etmektedir. Konvektif hücreler, birkaç yüz km genişliğinde ve derinliğindedir.

Güneş yüzeyinden salınan enerjinin 4x10²⁶ watt olduğunu gördük. Bu müthiş enerjinin kaynağı, Güneş’in merkezinde, hidrojen bombasına benzeyen fakat denetim altında işleyen çekirdek tepkimeleridir. Bu tepkimelerde atomlar kaynaşır, daha ağır elementler oluşur.Bu arada açığa çıkan enerji, Güneş’in- yıldızlarda yıldızın- yüzeyinden uzaya salınır.

Güneş merkezinde sıcaklık 15 milyon ^oK ve basıncı 1 milyar atmosferdir (1 atmosfer = deniz seviyesindeki atmosfer basıncı). Bu merkez bölgeye, bundan böyle özek diyeceğiz. Özekteki “yakıt” hidrojendir. Hidrojen evrende en basit ve en bol olan elementtir.

Olağan koşullarda iki artı yük birbirini iter. Güneş özeğinde yüksek sıcaklık ve basınç koşullarında protonlar birbirine öyle yaklaşabilirler ki güçlü çekirdek kuvveti elektrostatik itme kuvvetini yener ve iki proton birbirine kenetlenir, böylece yeni bir izotop ya da element oluşur. Güneş’in özeğinde meydana gelen proton- proton zinciri adı verilen tepkimelerin özeti :

4H –> He + E

olur. Burada, H hidrojen atomunun çekirdeğini (proton), He helyum atomunun çekirdeğini, E de açığa çıkan enerjiyi göstermektedir. Görüleceği gibi, 4 tane hidrojen atom çekirdeği birleşip bir helyum atomu çekirdeği oluşturmaktadır. Bir helyum çekirdeğinin kütlesi 4 tane hidrojenin kütlesinden 0.029 akb kadar daha azdır, (akb = atom kütle birimi = 12C atomunun kütlesinin 12 de biri = 1.66×10″ 27 kg ). Bu kütle artığı Einstein’in E=mc2 formülüne göre ışık enerjisine dönüşür. Burada c ışık hızı, m ise ışığa dönüşen kütledir. Sayıları yerine koyalım:

E = 0.029 akb x1.66x10^-27 kg/akb ı (3x10⁸)²= 4x10^-12 joule

4 tane hidrojenden bu kadar enerji elde edildiğine göre Güneş’in yüzeyinden salınan 4×10?6 vvatt’lık enerjiyi karşılamak için saniyede 4.5 milyon ton kütle harcandığını kolayca hesaplayabilirsiniz. Fakat Güneş’in içini ve içindeki atomları görmeden, gök bilimciler ve fizikçilerin, bu enerji kaynağını bulmaları öyle kolay olmadı. Güneş bu tempoda 5 milyar yıl daha özekte hidrojen yakabilir. Bu enerji üretimi 15 milyon kelvinlik özek sıcaklığında başlıyor ve sürdürülüyor. Sıcaklık dışa doğru azaldığından özek dışında enerji üretimi yoktur. Beş milyar yıl sonra Güneşin özekteki yakıtı helyum olacaktır.

Cebinde çok parası olan savurgan bir kişi, parası az fakat tutumlu başka birine göre daha erken “sıfırı tüketir”. Bir yıldızın toplam enerji kaynağı (cebindeki parası) onun kütlesi, bu enerjiyi harcama hızı ise ışınım gücü, yani bir saniyede saldığı enerji miktarıdır. O hâlde kütlesinin ışınım gücüne bölümü, yıldızın ömrünü vermelidir. Çift yıldız gözlemlerinden bir yıldızın kütlesi ile ışınım gücü arasında L = CMn şeklinde bir bağıntı olduğunu grafik olarak görmüştük; burada C bir sabit, n ise, yukarıdaki gruplara bağlı olarak, 2.5 ile 4.0 arasında bir sayıdır. Kolaylık olsun diye n = 3 alalım ve yukarıdaki gruplara ait tipik yıldız ömürlerini Güneş’in ömrü ile karşılaştıralım:

Demek ki yıldızın kütlesi büyüdükçe ömrü küçülmektedir. Güneşin ömrü to=10 milyar yıl hesaplanmaktadır. Demek ki tayf türü M olan bir kımızı cücenin ömrü bir trilyon yıl kadardır, bu ise galaksinin şu andaki yaşının çok üstündedir. Bu nedenle (a) grubundaki yıldızların tümü hâlâ ana koldadır; dolayısıyla geleceklerinin ne olacağının örneği gözlenmemiştir. Ote yandan (c) grubundaki bir sıcak O cücesi, bir kaç milyon yılda ömrünün sonuna gelmektedir. Yer yüzündeki dinazorların yok olduğu tarihten beri birçok O yıldızı gelmiş ve gitmiştir.

Şimdi, ikinci grup içinde olan Güneş’in evriminin ayrıntılarına bakalım ve biraz geleceğimizi öğrenelim:

Özekteki hidrojenin hemen hemen tümü (tüm yıldızın yaklaşık % 10′u) helyuma dönüştüğü zaman ana kol evresi son bulur. 1 güneş kütleli yıldızlar için bu süre yaklaşık 10 milyar yıldır. Bu süre içinde özek sıcaklığı yavaş yavaş artar ve yıldız çok az genişler. Bu, enerji üretimini dolayısıyla ışınım gücünü artırır. Güneş 5 milyar yıl yaşında olduğuna göre, ana kol evriminin yarısındadır. 5 milyar yıl sonra H- R diyagramındaki yeri, Şekil 4.22 (a) da B noktası olacaktır. Enerji üretimi durunca, özek dış katmanların ağırlığını taşıyamaz ve çöker, özeği çevreleyen bir kabukta hidrojen yanması başlar Çöken özek ısınır, hidrojeni yakan kabuğun sıcaklığını, dolayısıyla enerji üretimini artırır. Artan enerji üretimi üst katmanları ısıtır ve genişlemesine neden olur. Yarıçap artar, yüzey sıcaklığı düşer. Yıldız artık kırmızı dev olmuştur, (Şekil 4.22 (a) C- O arası), iç yapısı ana kol yıldızınınkinden çok farklıdır. Maddenin çoğu merkezde toplanmış, atmosfer genişlemiştir, özek buzuldukçe sıcaklığı da yükselmeyi sürdürür, yaklaşık 100 milyon dereceye ulaşınca helyum patlamalı bir şekilde ateşlenir (Şekil 22 (a) da D noktası) ve

3He —> C + E
şeklinde özetlenebilecek tepkimelerle karbona dönüşmeye başlar. Burada E yine açığa çıkan enerjiyi gösterir. Bu şekilde üretilen karbon çekirdeklerinin bir kısmı He çekirdeği ile birleşip oksijene dönüşür. Helyum ateşlenmesi önce hidrojen yakan kabuğu söndürür; yıldızın parlaklığı biraz azalır, yarıçapı küçülür, fakat kabukta hidrojen yanması yeniden başlar (Şekil 4.22 (a), E noktası yöresi). Özekte helyum tükenince, yanmayı özek çevresindeki kabukta sürdürür. Böylece iç kabukta He, dış kabukta H yanar, C- O özeği çöker. Kabukta enerji üretimi üst katmanların genişlemesine neden olur (Şekil 4.22 (a), F). Genişleme nedeniyle hidrojen yakan kabuk dışa doğru sürüklenir, soğur ve söner. Helyum miktarı azalınca enerji üretimi düşer; önceki H kabuğu çöker ve yeniden ateşlenir. Böylece hâlâ çökmekte olan C- O özeğinin çevresinde taze He birikir. Bu yeni He kabuğu, derinde gömülü nükleer bomba gibi yeniden ateşlenir, dış katman genişler. Olay yaklaşık her birkaç yüz bin yılda bir tekrarlanır. Bu patlamalar yıldızın daha kısa sürelerle zonklamasına, yani yarıçapın ve parlaklığın değişmesine neden olur. Artık yıldız değişen bir kırmızı devdir. Mira değişen yıldızlarının bu evrede olduğu kabul edilmektedir (Şekil 4.22 (a), G çevresi). Işınımları, 100 gün ile 5 yılı aşan dönemlerle, %20- 50 arasında değişir.

Kırmızı dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder; buna zonklamanın oluşturduğu şok dalgaları neden olur. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak özek açığa çıkar. Bu sıcak özeğin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir. Sıcak özek, bulutsunun merkez yıldızıdır (Şekil 5.6). Bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır.

Güneş kütlesinde bir yıldız, kütlesinin yaklaşık % 35 ini uzaya atar Geriye kalan C- O özeği dejenere (yoz) maddedir, yani daha fazla büzülmez ve  sıcaklığını   yükseltmez.   Bu   nedenle   karbon   yanmasını   başlatamaz. Yaklaşık yüzbin yıl içinde karbon- oksijen beyaz cücesi olur. Enerji kaynağı olmadığı için de birkaç milyar yıl içinde soğuyup bir kara cüce olur.

Bütün bunlar Dünya için ne anlama gelir? 5 milyar yıl sonra, yani Güneş hidrojenini tüketince, parlaklığı 2 kat, yarıçapı % 75 artmış olacak. Bu demektir ki 2 milyar yıl sonra artık kış olmayacak. Yüksek ısı denizlerde buharlaşmayı artıracak, atmosferde su buharı artacak, sıcaklık daha da yükselecek, aşırı bir sera etkisi gelişecek. Güneşin morötesi ışınımı su moleküllerini parçalayacak ve hidrojen uzaya kaçacak. Bu böyle olmasa bile, Güneş ana kol evriminin sonuna gelince Yer’de sıcaklık o kadar yüksek olacak ki yaşam çoktan yok olmuş olacak (Eğer insanlık ozon tabakasını delerek; suları, havayı kirleterek bu işi daha önce yapmadıysa!). Güneş kırmızı dev olunca yarıçapı 1 GB’ni biraz aşacak; Yer kırmızı devin dış atmosferi içerisinde kalacak. Sürtünme ve buharlaşma Yer yörüngesini gittikçe daha çok küçültecek ve birkaç yüzyıl içinde Yer, Güneş’in içine batacaktır. Fakat hemen korkmayın, buna daha milyarlarca yıl var. Belki o zamana kadar insanlık; “Batan gemiden kaçmasını ve kendisine bir başka ‘ada’ bulmasını öğrenmiş olur.”

0.08 – 0.8 Mo (a grubu) aralığının alt sınırına yakın yıldızların merkez sıcaklığı yeteri kadar yükselemez ve helyumu ateşleyip karbon üretemezler. Böyle yıldızlar, evrimleri sonunda çoğunlukla helyumdan oluşan beyaz cüce olurlar, üst sınırına yakın olanlar ise yukarıdaki gibi C- O beyaz cücesi olurlar. Ayırım hangi kütlede olur iyi bilinmemektedir.

Güneşlen daha büyük kütleli yıldızların evriminde de ayrıntıda farklar vardır, örneğin; kütlesi 5 M© olan bir yıldız, kırmızı dev evresinden önce ve sonra olmak üzere en az iki kez sefeid olur. Sefeid ve özellikle kırmızı dev evresinde kütlesinin çoğunu helyum yanması sırasında uzaya atar. Geriye kalan “soyulmuş” yıldızın kütlesi 1.4 Mo den küçük ise, gezegenimsi bulutsu evresinden geçip C- O beyaz cücesi olur. Kalan kütle daha büyük ise, kütlenin büyüklüğüne göre, önce karbon yanıp oksijen, neon, sodyum ve magnezyum gibi elementler oluşur, sonra bunlar yanıp demir grubu elementler oluşur. Bundan sonrası ise süpernova patlamasıdır.

Yıldızların enerji kaynakları sinirlidir. Bu demektir ki kimi uzun yaşar kimi kısa, fakat hepsinin bir sonu vardır.

Bir yıldızın çökmesi durduğu ve yüzeyden saldığı ışınımı merkezinde hidrojeni yakıp helyuma dönüştürerek karşılamaya başladığı zaman, artık o ana kol yıldızı olmuştur. Yıldızlar yaşam sürelerinin yaklaşık % 90′ını ana kol çevresinde geçirirler; bu arada yavaş yavaş evrimleşirier, yaşlanırlar. Bu evreyi, insanların gençlik ve yetişkinlik çağına benzetebiliriz, ihtiyarlık kısa sürelidir, arkasından ölüm çabuk gelir.

Gözlemler göstermiştir ki yıldızların atmosferlerinin kimyasal bileşimleri hemen hemen hepsinde aynıdır:

Yaklaşık her 100 atomun 90′ı hidrojen, 10′u helyumdur. Diğer elementler çok az miktardadır; helyumdan daha ağır elementlerin toplam kütlesi, yıldız kütlesinin % 3 ünden fazla değildir. Yıldızlar fiziğinde Vogt- Russell teoremi diye bir teorem vardır. Buna göre, yıldızın bütün özelliklerini kütlesi ve kimyasal yapısı belirler. Kimyasal yapıları yaklaşık aynı olduğuna göre, bir yıldızın; iç yapısını, büyüklüğünü, sıcaklığını, ışınım gücünü, evrimini, ömrünü ve geleceğini yalnız kütlesi belirler. Yıldızları gelecekleri açısından – sınırlar çok kesin olmamakla birlikte- şu üç gruba ayırabiliriz:

a)   Kütlesi 0.08 – 0.8 Mo arasında olanlar. Bunlar, ana kolda 10 milyon yıldan daha uzun yaşarlar; şimdiye kadar oluşanların hepsi hâlâ ana koldadır. Toplam cücelerin, yani ana kol yıldızlarının % 90′ ını oluştururlar. Geleceğin kırmızı devleri, beyaz cüceleridirler.

b)  Kütlesi 0.8 – 8 Mo arasında olanlar. Güneşin de içinde olduğu bu grup, toplam cücelerin % 10′unu oluşturur. Geleceğin kırmızı devleri, sefeidleri, Mira yıldızları, novaları ve beyaz cüceleridirler.

c)  8 – 120 Mo arasında olanlar. Toplam sayının ancak % 1′i kadardırlar. Geleceğin üst devleri, sefeidleri, süpernovaları, nötron yıldızları, karadelikleri (?) dirler. Yani geleceğin en görkemli olaylarını bu yıldızlar oluşturacaktır. Ayrıca belirtmek gerekir ki şimdiye kadar kütlesi 60 Mo den daha büyük hiç bir yıldız gözlenememiştir.

Samanyolu’nda çıplak gözle yada optik teleskoplarla bakıldığında ya da en iyisi fotoğraf çekildiğinde, çok sayıda yıldızsız karanlık bölgeler, yaygm parlak bulutsular içinde düzensiz dağılmış karanlık kesimler, karanlık çizgiler görülür (Şekil 4.21). Kimi parlak bulutsuların içinde yada üzerine iz düşürülmüş görülen, çok küçük karanlık lekeler vardır; bunlara, yumru diyelim.

Eğer kımızıötesi ışıkta bakarsak, bu karanlık bulutların yıldızlarla dolu olduğunu görüyoruz. Bu yıldızlar çok genç yıldızlardır. Bulutlar da onların doğum evleridir. Yeni oluşmakta olan bu yıldızların ışığını çevredeki toz engellediği için bu yıldız fabrikaları ancak kırmızıötesi ve radyo gözlemlerle incelenebilir.

Yıldızlar, çoğunlukla hidrojen moleküllerinden (H2) olan yıldızlararası gaz ve toz bulutlarının kendi kütle çekimi altında büzülmesi ile oluşur. Kimi dev bulutlar büyük kütleli yıldızları, 5- 20 yıldız içeren yıldız öbeklerini, sıcak O yıldızı topluluklarını oluşturur; daha küçük bulutlar, Güneş gibi daha az kütleli yıldızları oluşturur. Hatta her kütleden yıldız içeren bir küme, çoklu ya da çift yıldızlar, belki de tek yıldızlar bir bulutun eseri olabilirler. Bulutların neden birbirinden farklı davrandığı iyi bilinmiyor; yıldız oluşumunun ayrıntıları da çok iyi belirlenmiş değildir.

Yıldız oluşumunda ilk adım kendi kütle çekimi altında dağılmadan durabilen yıldızlararası bulutların, örneğin yumruların oluşumudur, bunun nasıl olduğu pek bilinmiyor. Oluşum nedeni her ne ise, birkaç yüz, hatta birkaç bin Güneş kütlesine eş değer madde içeren, çapı 10-20 ışık yılı olan böyle bir bulut kendi kütle çekimi altında bir arada dengede tutulur; tümüyle çökmesini iç hareketler, dönme, belki de zayıf manyetik alan önler. (Yer atmosferinin uzaya kaçmadan ya da Yer yüzeyine çökmeden durması gibi.) Fakat kimi bulutlarda kütlesel çekim üstün gelir, soğuk (10- 100°K) gaz ve toz bulutu kendi içine doğru çökmeye başlar. Çökme önce serbest düşme şeklindedir, yani yoğunluk az olduğu için, bulut çökerken içindeki parçacıklar çarpışmaz, dolayısıyla iç basınç sıfırdır. Çöken bulut, içinde daha sıkışık bölge oluşturur, bu sıkışık kısma yine özek diyelim. Burada önemli bir sorun var: Bulutlarda çok küçük de olsa, dönme hareketleri vardır. Bulut büzüldükçe açısal momentumunu korumak için, gittikçe daha hızlı dönmek zorundadır (Buz patencinin hızlı dönmesi için kollarını kapatması gibi.) Eğer bu hızlanmayı frenleyecek bir şey yoksa yıldız adayı, yıldız olmadan çok önce parçalanır. Frenleyicilerden birisi bulutu boydan boya geçen ve çevredeki yıldızlararası gaza bağlayan manyetik alandır. Bu alanlar boyunca bir kısım madde dışarıya doğru taşınır ve dönme enerjisinin (açısal momentumunun) bir kısmını birlikte götürür, ikincisi, büzülen bulut iki ya da daha fazla parçaya bölünür; böylece dönme hareketi birbiri çevresinde yörüngede dolanma hareketine dönüşür. Belki de çift yıldızlar, çoklu yıldızlar bu şekilde oluşmaktadır.

Şimdi Güneş ve Güneş benzeri yıldızların oluşumunu inceleyelim: Yoğun özek çökmeye önce merkezden başlar, dışa doğru gelişir. Merkezde çökme daha hızlı olduğu, ve çöken tüm madde daha küçük hacımda toplandığı için, parçacıklar çarpışmaya başlar ve özekte hidrostatik denge oluşur. Zaman ilerledikçe özek çevreden kütle çekimi ile madde toplar. Böylece merkezde bir önyıldız (yıldız adayı) oluşmaktadır. Bu önyıldız birkaç yüz bin yıl içerisinde gerçek yıldız boyutlarına ulaşır. Madde çöktükçe kütlesel çekim (potansiyel) enerjisi çarpışmalarla parçacıkların gelişi güzel kinetik enerjilerine dönüşür; bu, sıcaklığın yükselmesi demektir. Sıcaklığı yükselen gaz, kırmızı ötesinde ışınım salmaya başlar. Hesaplar gösteriyor ki kütlesel çekim enerjisinin % 50 si ısı enerjisine, diğer % 50 si de ışınım enerjisine dönüşür. Büzülme devam ettikçe merkezdeki sıcaklık yükselir. Aynı zamanda, çevreden toplanan maddenin bir kısmı, hızlı dönmenin bir sonucu olarak önyıldızın ekvator çevresinde bir disk oluşturur. Belki de bu diskten sonunda gezegenler oluşmaktadır.

Bilinmeyen nedenlerle ön yıldız, sonunda yıldız rüzgârı geliştirir; bu önyıldız üzerine madde toplanmasını durdurduğu gibi, çevredeki donuk (iyi geçirgen olmayan) maddeyi uzaklaştırır. Radyo teleskoplarla ve kırmızı ötesi dalgaboylarında yapılan gözlemler, bu yıldız rüzgârının iki kutuplu olduğunu göstermektedir. Madde çoğunlukla diskin kutuplarından zıt yönlerde atılmaktadır. Sonunda çevredeki madde temizlenince yada gezegen tipi cisimlere dönüşünce, daha önce yalnız radyo bölgesinde ve kırmızı ötesinde gözlenebilen önyıldız optik bölgede de görünür duruma gelir. Daha önce sözünü ettiğimiz T Tauri yıldızları bu aşamadaki genç yıldızlardır. Çökmekte olan ana kol öncesi yıldızın özek sıcaklığı yeteri kadar yükselince, hidrojeni yakıp helyuma dönüştüren çekirdek tepkimeleri başlar. Özekte üretilen çekirdek (nükleer) enerjisi yıldızın çökmesini durdurur. Artık o bir ana kol yıldızıdır. Yıldızlararası buluttan ana kol yıldızı oluncaya kadar toplam birkaç on milyon yıl geçmiştir. Bu genç yıldız doğum yerinden uzaklaşacak, bir cüce (ana kol) yıldız olarak milyarlarca yıl Samanyolu merkezi çevresinde dolanacaktır.

Orta kütleli yıldızlar (8 Güneş kütlesine kadar) benzer biçimde oluşurlar. Yüksek kütleli yıldızlar ise uzaya hem iki kutuplu madde fışkırtırlar hem de saldıkları çok şiddetli ışınım ile yıldızlararası maddeyi uzağa sürüklerler. Bu, çevredeki bulutları sıkıştırıp zincirleme yıldız oluşumuna neden olabilir. Gruplar hâlinde görülen parlak O, B yıldızları belki de bu şekilde oluşmuştur. Bunların toplam yaşam süreleri öyle kısadır ki doğum yerlerinden çok uzaklaşmadan yaşamları son bulur. Bu nedenle de yıldız fabrikalarının yerlerini en iyi gösteren bu yıldızlardır.

Kütlesi 0.08 güneş kütlesinden küçük önyıldızların merkez sıcaklığı hiç bir zaman hidrojeni helyuma dönüştürecek değere ulaşamaz ve soğuyarak görünmez olurlar. Galaksiler, gözlenmesi zor olan bu tür nesnelerle dolu olabilir.

Acaba yıldızlar, örneğin insanlar gibi, doğar, yaşar ve ölürler mi? Jeolojik kanıtlardan Yer küre’nin yaşının 4.5 milyar yıl olduğunu biliyoruz. Demek ki bizim yıldızımız Güneş, en az 4.5 milyar yıldır, Yer küre’ye ışık veriyor. İnsan ömrü ya da bilimsel kayıtların tutulduğu zaman aralığı, bunun yanında çok kısa olduğuna göre yukarıdaki soruyu nasıl yanıtlayacağız? Yeni doğmuş yıldızları tanıyabilir miyiz? Cüce yıldızlar mı önce ortaya çıktı, devler mi ? Nasıl bileceğiz?

Bugün bu soruların yanıtlarını oldukça iyi biliyoruz. Bir yıldıza doğumundan ölümüne kadar elbette tanık olmamız olanaksızdır, fakat yıldızları yaş sıralamasına koyabiliriz. Bir benzetme yapalım: Diyelim ki insanları hiç bilmeyen bir akıllı uzaylı, bir kaç saatliğine Dünyamızı ziyaret ediyor, iyi bir gözlemci olan bu uzaylı bir okul bahçesinde oynayan çocukları, emekliyenleri, annesinin bakımı altında olanları izleyebilir; hatta bir doğum evini görebilir. Bastonla dolaşan yaşlılara, hatta ölüm olayına (özellikle Türkiye’de kara yolu trafiğini incelediyse) tanık olabilir. Bu bilgilerden insanın yaş sıralamasını çıkarabilir.

Gök bilimcinin yıldızlara ilişkin yaklaşımı bundan farklı değildir. Yıldızların oluşumu (doğumu), evrimi (gelişmesi) ve ölümüne ilişkin fiziksel olayların ayrıntılarını tam olarak bilmiyoruz, fakat temel konu iyi anlaşılmıştır.

Bunlar, ışınım güçleri yani parlaklıkları zamanla değişen yıldızlardır; kiminin değişimi gelişigüzel, kiminin düzenlidir. Parlaklık dikey eksen, zaman yatay eksen olmak üzere çizilen grafiğe, ışık eğrisi denir. Işık eğrisinin biçimi değişen yıldızın çeşidini belirler.

Sefeidler: Adını değişen olarak ilk keşfedilen Cepheus takım yıldızında 3. kadir yıldız  δ Cephei den alır. Parlaklığı hemen hemen 1 kadir değişir. Bu, ışınım gücünde 2 kat değişim demektir. Işık eğrisi her 5.4 günde bir düzenli olarak kendini tekrar eder. Kutup yıldızı dört günde bir 0.1 kadir değişen bir başka seteiddir. Sefeidlerin dönemleri genel olarak 1 gün ile 70 gün arasındadır. Dönemi bir günden küçük olan sefeidler RR Lyrae yıldızları adıyla bilinirler.

Seleidler zonklayan, yani büzülüp genişleyen üstdev ya da dev yıldızlardır. Örneğin; ö Cephei’nin yarıçapı % 6 değişir; bu, R = 60 Ro olduğundan, 2.4 milyon km lik değişim demektir. Işınım değişiminin nedeni hem bu yarıçap değişimi hem de sıcaklık değişimidir (Şekil 4.20). Bugün binlerce sefeid değişeni bilinmektedir. Bunlar astronomide en önemli gök cisimleri arasındadırlar, çünkü uzaklık göstergesi olarak kullanılırlar.

Sefeidlerin ışınım değişim peryotları (dönemleri) arttıkça (ortalama) parlaklıkları da artar. 1912 de keşfedilen bu bağıntıya, sefeidlerin dönem- parlaklık bağıntısı denir. Bu bağıntı astronomide çok önemli uzaklık bulma yöntemi oluşturmuştur. Bir  galaksi   içinde   bir  sefeid   varsa onun ışık eğrisi, ışık  eğrisinden ortalama parlaklığı m ve Peryodu P bulunur. Peryot - parlaklık bağıntısı  salt  parlaklık  M   y.   verir.   M = m + 5 – 5   log r bağlantısından da uzaklık r hesaplanır. Bu yolla, milyonlarca ışık yılı ötedeki, galaksilerin uzaklıkları bulunmuştur.

Bir başka değişen yıldız çeşidi Mira Ceti yıldızlarıdır; bunlara, “uzun dönemli değişen  yıldızlar” da denirin iyi bilinen örneği Mira’nın kendisidir (0 Ceti) , Mira  en parlak iken görünen kadiri 3 ile 5 arasında (Çıplak gözle görülebilir) en sönük iken 8 ile 10 kadir arasındadır. M tipi kırmızı, dev olan Mira 330 günlük bir dönemle zonklar, yarıçapı %50, parlaklığı 7 kadır kadar değişir; bu ışınım gücünde 600 kat değişme Emekli, Binlerce Mira (uzun dönemli değişen yıldız) bilinmektedir. Hepsi de M tipinde yada daha kırmızı, (R, N, S ile gösterilen tayf türünden) devlerdir. Dönemleri 100 gün ile birkaç yıl arasındadır. Bir başka değişen yıldız grubu, yarı düzenli değişen yıldızlardır. Bunlar; M, R, S, N, tayf türünden soğuk yıldızlardır. Kararlı şık eğrileri yoktur, dönemleri de karasızdır; ortalama bir “çevrim” den söz edilebilir. Bu çevrim 20 günden birkaç yıla kadardır. Parlaklıkları 0- 1 kadirden 3 – 4 kadir’e kadar değişebilir.

Soğuk (M ve daha soğuk) yıldızların bir kısmı tamamen düzensiz değişen yıldızlardır. Değişme nedeni karmaşık zonklama sayılmaktadır. Bir başka düzensiz değişen yıldızlar, T Taun diye bilinen genç yıldızlardır; çevrelerinde yaygın bulutsular bulunur. Bunların değişme nedeni zonklama değildir, çevrelerinde ve atmosferlerindeki değişimlerdir. Aslında L = 4nR2nT4 bağıntısına göre yarıçapında ve/veya sıcaklığında hissedilir değişim gösteren tüm yıldızlar, değişen yıldız sayılabilir.

Novalar: Nova (yeni yıldız)lar, beklenmedik bir anda birden parlayan (bazen gözle görülmediği hâlde görülecek kadar parlak hâle gelen), ışık şiddetini belkıde binlerce kat arttıran yıldızlardır. Patlama birkaç saat içinde olur, sonra haftalar, aylar, belki de yıllar sonra hemen hemen eski düzeyine ulaşır. Sonra bu patlama tekrarlanabilir. Patlamada, kütlesinin on binde birinden az bir kısmını genişleyen kabuk olarak dışarıya atar. Örneğin; 1918 de patlayan Nova Aquilae parlaklığını +5 den – 8 kadir’e (13 kadir) artırdı, attığı gazın hızı 1700 km/s ye ulaştığı gözlendi. Gözlemler novaların, bileşenlerden birisi beyaz cüce olan çift yıldız olduklarını göstermektedir. diğer yıldız bir kırmızı devdir ve atmosferi genişlemektedir. Genişleyen maddenin bir kısmı beyaz cücenin kütle çekimi alanına girer ve beyaz cüce üzerine dökülür. Hidrojenini daha önce tüketmiş olan beyaz cüce, yeni toplanan ve hidrojence zengin gazı yeterince biriktirince, yüzeyde çekirdek tepkimeleri başlar, ısınan gaz patlamalı olarak atılır, sonunda beyaz cüce eski durumuna döner, işlem tekrarlanabilir.

Süpernovalar: Kasım 1572′de Tycho Brahe, çevresindeki yıldızlardan çok parlak yeni bir yıldız gördü ve onun parlaklığının kaydını tuttu. Parlaklığı – 4 kadire ulaştı, Venüs’ten daha parlak idi ve gündüz görülebiliyordu. 100 gün sonra Vega parlaklığına düştü, Mart 15741e gözden tamamen kayboldu. Benzer bir olayı Kepler kaydetti. Kepler’m süpernova’sı Ekim 1604 de patladı, -2.5 kadire ulaştı, 1605 kışında da görülmez oldu. Kendi galaksimizde en son gözlenen süpernova budur. Diğer galaksilerde, gözlenen süpernovaların en parlak anında hemen hemen galaksilerin toplam parlaklığına denk parlaklığa ulaştıkları görüldü. Bunların gerçek doğası ancak 1930′lardan sonra anlaşılmaya başladı. Süpernova olayı, yıldızın yaşamının sonuna yaklaşırken patlayıp tümüyle yok olması olayıdır, bu sırada 10 milyar Güneş’e denk enerji açığa çıkmaktadır. Bunlardan birisi, Vega’nın uzaklığında (25 ışık yılı ötede) patı asaydı 100 tane dolunay parlaklığında olurdu. Bugüne kadar, patlama öncesinde ve patlama sonrasında iyi gözlenen tek süpemova )9QTde 160000 ışık yılı ötede, Büyük Macellan Bulutu’nda patlayan süpernovadır. Bunun gözlemleri hâlâ sürdürülmektedir; gözlenen özellikleri ağır elementlerin yıldızlarda üretildiğini, patlayan maddenin yüksek hızlarla uzaya yayıldığını savunan kuramlarla uyuşmaktadır.

Çıplak gözle göğü, açık ve temiz bir gecede incelediğimiz zaman, yıldızların çoğunun tek olduğunu, az sayıda yıldızın çift denebilecek kadar birbirlerine yakın olduğunu görürüz. Halbuki teleskoplarla yıllarca süren gözlemler göstermiştir ki yıldızların en az yarısı ikili (çift), üçlü ya da çoklu dizgelerdir. Örneğin; bize en yakın yıldız Proxima Centauri üçlü bir dizgenin üyesidir. Uzaklıkları çok farklı fakat raslantı sonucu aynı doğrultuda hizalandıktan için çift görünenler gerçek çift yıldız değillerdir; onlara, optik çift yıldız denir.

Gerçek çift ya da çoklu dizgeler Newton yasalarına göre birbirlerine kütlesel çekimle bağlıdırlar, ortak kütle merkezi etrafında yörüngelerde dolanırlar (Güneş sistemi gibi).

Isı ve ışık kaynağımız olan Güneş, kendi enerjisini kendi içinde üreten orta büyüklükte bir yıldızdır. Yaşamın devamı güneş enerjisine ve Yer’in Güneş’ten uzaklığının buna çok uygun olmasına bağlıdır.

Yer atmosferi dışında birim alana bütün dalgaboylarında düşen Güneş enerjisi S =1368 watt/m2 ölçülmüştür. Buna güneş sabiti denir. Çeşitli yöntemlerle yapılan ölçümler, Yer’in Güneşten ortalama uzaklığı için r = 1.GB = 1.495x10¹¹ m vermektedir.Bu uzaklığı ışık hızına böler ve çıkan saniye sayısını dakikaya çevirirsek görürüz ki Güneş’in ışığı Yer’e 8.3 dakikada ulaşır.Güneş her yöne ışınım saldığına göre, Güneşten bir saniyede çıkan toplam ışınım 8.3 dakika sonra yarıçapı 1 GB olan küre yüzeyine ulaşmıştır. O hâlde, bu küre yüzeyindeki toplam güneş enerjisi, Güneş’in 8.3 dakika önce bir saniye içinde saldığı toplam enerjiye eşit olmalıdır. Böylece, kürenin yüzey alanı 4 πr² olduğuna göre, Güneş’in birim zamanda (bir saniyede) saldığı enerji, yani ışınım gücü,
Lo= S4πr² = (1368 W/m )(4 π)(1.495×10¹¹)² = 3.8×10²⁶ W

olmalıdır. Bu büyük bir enerjidir. Yer üzerine bunun milyarda birinden daha azı düşmektedir.

Yıldızlar çok uzak olduğu için ışık noktası gibi görünürler, halbuki Güneş yakın olduğundan disk gibi ve belli bir açı altında görülür. Bu açıyı her zaman ölçebiliriz. Güneş’in bize uzaklığını bildiğimizden basit bir geometri Güneş’in çapını verir (Şekil 4.3). 6 açısı küçük olduğundan geometri bağıntısı şöyle yazılabilir:

d = r.θ =1.495×10¹¹ x 0.532 x  π/180
=1392000 km
R =1/2d = 696000 km bulunur.

Kepler’ın üçüncü yasası yardımı ile Güneşin kütlesi için Mq=2×1030 kg bulunmuştur, yani Güneş Yer’den yaklaşık 300000 kez daha kütlelidir Kütlp ve hacimden ortalama yoğunluk 1.4 g/cm3 bulunur. Bu, Güneş’in katı olduğu anlamına gelmez. Güneş, sıcaklık ve basıncın belli koşulları altında, kütle çekimi ile dengede olan kararlı bir gaz küresidir.