Evrende bizim algılayabildiğimiz yıldızlar

Anakol yıldızları kütlelerine göre (Güneş’in kütlesini “1” olarak alıyoruz) sınıflandırıldıklarında, en ağırdan en hafife doğru; O, B, A, F, G, K ve M harfleriyle sembolize edilirler. Bu harfler, anakol yıldızının kütlesini ve aynı zamanda tayf türünü sembolize eder.

Yıldızın doğum anındaki kütlesine göre, anakol evresinin süresi değişiklik gösterse de, önünde sonunda gençlik günleri sona eren yıldızımız değişmeye ve farklı türlere evrimleşeceği bir sürece girmeye başlar.

Genel kural şudur; yıldızın kütlesi (kütleyi aynı şey olmasa da ağırlık olarak düşünebilirsiniz) ne kadar küçükse o kadar uzun yaşar. Şimdi, tek tek belli başlı yıldız türlerine göz atalım:

1- Proxima Centauri Benzeri Kırmızı Cüce Yıldızlar (M Tayf Sınıfı)

Güneş’in %7.5’i ile %60’ı arasında bir kütleye sahip olan M tayf sınıfı kırmızı cüce yıldızların anakol evresinde geçirdikleri süre; kütlelerine göre 70 milyar yıl ila birkaç trilyon yıl arasında değişir. Kütlesi en yüksek olanları ömürlerinin sonunda bir beyaz cüceye dönüşerek ölürler. Daha düşük kütleli M tipi cüceler ise, yavaşça sönerek bir kara cüceye dönüşecektir.

13.8 milyar yaşındaki evrende, şimdiye kadar hiçbir kırmızı cüce yıldız anakol evresinden çıkıp kara cüceye dönüşerek ölmemiştir.

Kırmızı cüce yıldızlar, evrende sayıca en fazla bulunan yıldızlardır ve tüm yıldızların yüzde 80’ini oluştururlar.

2- Epsilon Eridani Benzeri Turuncu Yıldızlar (K Tayf Sınıfı)

Güneş’in %60’ı ila %85’i kadar kütleye sahip olan K tayf sınıfı turuncu cüce yıldızlar, kütle miktarlarına göre 20-60 milyar yıl arası bir süreyi anakol evresinde geçirirler. Bu sürenin sonuda, önce bir kırmızı dev yıldıza, ardından bir gezegenimsi bulutsu oluşturarak beyaz cüceye dönüşüp ölürler.

Evrenin 13.8 milyar yıllık yaşı süresince, bugüne kadar hiçbir K sınıfı anakol yıldızı kırmızı deve dönüşecek kadar yaşlanmamış ve ölmemiştir.

Turuncu cüce yıldızlar, evrende var olan tüm yıldızların yaklaşık yüzde 8’ini oluştururlar.

3- Güneş Benzeri Sarı Yıldızlar (G Tayf Sınıfı)

Güneş’in kütlesinin %85’i ila, 1.1 katı arasında kütleye sahip olan G tayf tipi sarı yıldızlar, kütlelerine göre 8 ila 13-15 milyar yıl arasında anakol evresinde kalırlar. Sonrasında kırmızı deve dönüşler. Sonunda bir gezegenimsi bulutsu oluşturup, beyaz cüceye evrilerek hayatları son bulur.

Evren var olduğundan bugüne kadar oluşan Güneş benzeri yıldızların yarıya yakını ya şu an kırmızı deve dönüşmüş, ya da geçmişte beyaz cüceye dönüşerek ölmüştür.

G tayf sınıfı yıldızlar, evrende var olan yıldızların sayıca yaklaşık yüzde 3.5’ini meydana getirirler.

4- Sirius Benzeri Beyaz Yıldızlar (A ve F Tayf Sınıfı)

Güneş’in 1.5’i ila 2.5’i arasında kütleye sahip olan A ve F tayf tipi yıldızların anakol evresi, kütle miktarındaki değişime göre yaklaşık 300 milyon yıl ile dört milyar yıl arasında bir süreci kapsar. Bu süre sonunda yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Ardından önce gezegenimsi bulutsu ve nihayetinde bir beyaz cüceye dönüşerek ölür. Bugün var olan kırmızı dev yıldızlar ile, beyaz cücelerin çok büyük bir kısmı A ve F tipi yıldızların yaşlanması ve ölmesi sonucu oluşmuştur.

Evrende bugün var olan anakol evresindeki yıldızların sayıca yüzde 0.7’si A, yüzde 2’si F tayf türü yıldızlardır.

5- Eta Carinae Benzeri Mavi-Beyaz Dev Yıldızlar (O ve B Tayf Sınıfı)

Güneş’in 3.5 ila 120 katı kütleye sahip olan O ve B tipi dev yıldızlar için anakol evresi, kütle miktarındaki değişime göre 1 ila 150 milyon yıl arasıdır. Bu süre sonunda yıldız hızla bir kırmızı deve, ardından –en büyük kütleli olanları– süpernova patlamasıyla nötron yıldızı veya kara deliğe dönüşür. Daha düşük kütleli olanlar ise, kırmızı dev evresinden sonra bir gezegenimsi bulutsu meydana getirerek beyaz cüce olarak hayata veda ederler.

Bu yıldızlar, evrende sayıca en az bulunan yıldız türüdür ve tüm yıldızların sadece yüzde 0.1’i B, yüzde 0.00001’i O tayft türü yıldızlardır.

6- Betelgeuse Benzeri Kırmızı Dev Yıldızlar

Anakol evresinin sonuna gelip yaşlanan yıldızın çekirdeğindeki hidrojen tükendiğinde, artık yıldızı doğduğu günden beri içe çökmeye zorlayan kütle çekimine karşı koyan ışınım basıncı azalır ve yıldızın hidrostatik dengesi bozulur.

Bozulan bu denge nedeniyle kütle çekim gücü baskın hale gelir ve yıldızı oluşturan madde kendi ağırlığı altında içe çöküp sıkışmaya başlar.Yıldız çöktükçe, sıkışan çekirdek bölgesindeki basınç ve ısı artar. Basınç ve sıkışmanın yarattığı ısı çekirdekte 100 milyon santigrat dereceyi bulduğunda, çekirdekte birikmiş olan Helyum atomları, birleşerek karbon atomları meydana getirmeye başlar.

Aynı anda, çekirdek çevresinde kalmış ama reaksiyonu durmuş olan tüm hidrojen de tepkimeye girer. Ortaya çıkan bu ani ve muazzam enerji yıldızın çökmesini engellediği gibi, daha başka bir şeye de sebep olur: Yıldız genişlemeye başlar. Bu genişleyen yıldızlara “kırmızı dev” diyoruz.

Tipik bir kırmızı dev yıldız, başlangıç kütlesine göre anakol evresindeki çapının 100 ila birkaç bin katı boyuta ulaşabilir.