Yıldızların oluşumu
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.