Evren, muazzam bir karmaşıklığa sahip olan göz kamaştırıcı bir laboratuvardır. Yıldızlar, evrenin temel yapı taşlarından biridir ve onların doğuşundan yaşlılık dönemlerine kadar geçen süreç, bilim insanlarını büyülemeye devam etmektedir.
Bugüne kadar yıldızlar hakkında oldukça fazla şey öğrendik. Yüzyıllar boyunca teleskopları gece gökyüzüne yönelttikten sonra, hem gökbilimciler hem de amatörler herhangi bir yıldızın kütlesi veya bileşimi gibi temel özelliklerini anlayabilme bilgisine sahip oldu. Peki bunu nasıl yapıyoruz? Yıldızların yaşını neye göre, nasıl hesaplıyoruz?
Yıldızlar, gözlerimizin görebildiği ışığın görünür dalga boylarını dağıtan, nebula adı verilen büyük gaz ve toz bulutlarında oluşur. Kızılötesi ışığın daha uzun dalga boyları, buluttan nispeten rahatsız edilmeden geçebilir. Bir gök cisminin yıldız olması için temel gereksinim “yeterli kütleye sahip olmasıdır". Gök cisimlerinin ne oldukları, büyük oranda sahip oldukları kütleleri ile bağlantılıdır. Yıldızlar, sahip oldukları kütleçekim kuvvetinin etkisiyle, çekirdeklerinde bulunan hidrojeni, helyum-4 (4He) atomuna çevirerek çok büyük miktarlarda enerji açığa çıkarırlar.
Yıldızların, gaz ve toz bölgesinin kendi çekim kuvveti altında sıkışması sonucunda oluştuğunu söylemiştik. Meydana gelen bu sıkışma, gaz ve toz bulutunun sıcaklığını arttırır. Bu süreç merkezi bölgedeki sıcaklık hidrojeni yakacak düzeye ulaşıncaya dek devam eder. Hidrojen yanmaya başladığında yıldızın çökmesi durur ve basınç kuvveti ile çekim kuvveti arasında denge sağlanır. Bu dengeye hidrostatik denge, oluşan reaksiyona ise termonükleer füzyon adı verilir. Hidrojen yakıt, helyum ise üründür. Güneş, her saniye yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma sentezlemektedir. Bu reaksiyon sırasında küçük bir kütle kaybı yaşanır ki bu da açığa çıkan enerjiye dönüşür ve Güneş’in ışıma yapmasının sebebi budur. Özetle, kütle çekim kuvveti ile basınç kuvvetinin dengede olması sayesinde enerji üreten ve ışıma yapan gök cisimlerine yıldız denir. Baltimore'daki Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü'nden gökbilimci David Soderblom, "Güneş, yaşını bildiğimiz tek yıldızdır" diyor.
Yıldızlar da Güneşimiz gibi "temel parçacıklar" olarak düşünülebilir; Tıpkı atomların maddenin "temel parçacıkları" olması gibi. Yıldız grupları galaksileri oluştururken, gezegenler ve sonuçta yaşam yıldızların etrafında ortaya çıkıyor. Binlerce yıldır yıldızlar astronominin ana konusu olmasına rağmen, onları detaylı olarak ancak son zamanlarda güçlü teleskopların ve bilgisayarların ortaya çıkmasıyla anlamaya başladık. Yüz yıl önce bilim insanları yıldızların nükleer füzyonla güçlendiğini bilmiyorlardı; 50 yıl önce de Evrende yıldızların sürekli olarak oluştuğunu bilmiyorlardı. Araştırmacılar hâlâ gaz ve toz bulutlarının nasıl çökerek yıldızları oluşturduğunu, çoğu yıldızın neden gruplar halinde oluştuğunu ya da gezegen sistemlerinin tam olarak nasıl oluştuğunu bilmiyor. Yıldız oluşum bölgesindeki genç yıldızlar birbirleriyle karmaşık yollarla etkileşime girer. Nasıl geliştiklerini ve ürettikleri ağır elementleri yeni nesil yıldız ve gezegenlere geri dönüştürmek üzere uzaya geri saldıklarının ayrıntıları, gözlem ve teorinin birleşimi yoluyla belirlenmeyi bekliyor.
Yıldızlar, genellikle devasa moleküler bulutlardaki gaz ve tozun çekim kuvveti altında bir araya gelmesiyle doğarlar. Bir yıldızın doğuşu, bu gaz ve tozun çekimle bir araya gelerek bir protostar oluşturmasını içerir. Protostar, içindeki gaz ve tozun çekimle yoğunlaşması sürecinde ısınır ve parlaklığını artırır. Protostar, içindeki hidrojeni helyuma dönüştürmeye başladığında, yıldız doğmuş sayılır. Bu nükleer füzyon süreci, yıldızın merkezinde devam eder ve yıldız, hidrojen yakarak ışık ve enerji üretmeye başlar. Bir yıldızın yaşam süreci, bu hidrojen yakma aşamasından geçer.
Bir yıldızın yaşını belirlemek, karmaşık bir süreçtir ve genellikle çeşitli gözlemler ve hesaplamalar gerektirir. İlk olarak, yıldızın renk, parlaklık ve spektral özellikleri gözlemlenir. Bu veriler, yıldızın sıcaklığı, kütle ve evrimsel durumu hakkında ipuçları sağlar. Astronomlar ayrıca yıldızın hareketini ve uzaklığını da dikkate alarak, onun bulunduğu yıldız kümesinin veya galaksinin yaşını belirlemede kullanabilirler. Hidrojenin tükenmeye başlamasıyla birlikte, yıldız daha ağır elementleri üretebilir ve gelişimini devam ettirir. Ancak, yıldızın yaşının doğrudan belirlenmesi, karmaşık matematiksel modeller ve hesaplamalar gerektirir. Bir yıldızın yaşının fiziğine ve dolaylı ölçümlerine dayalı hesaplamaları, gökbilimcilere büyük tahminler verebilir. Yıldızın yaşı hesaplanırken kullanılan 3 yöntem vardır:
Hertzsprung-Russell Diyagramları, Danimarkalı astronom Ejnar Hertzsprung ve Amerikalı astronom Henry Norris Russell tarafından 1910'larda bağımsız olarak geliştirilen grafiklerdir. Bu diyagramlar, yıldızların sıcaklık ve parlaklık özelliklerini bir araya getirerek yıldızların o anki durumlarını görselleştirmeyi sağlar. Genellikle logaritmik ölçekler kullanılarak, bu diyagramlar geniş bir yıldız yelpazesini kapsayacak şekilde çizilir.
20. yüzyılın başında, iki gökbilimci (Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell) birbirlerinden bağımsız olarak yıldızların sıcaklıklarını parlaklıklarına göre hesaplama fikrini ortaya attılar. Bu Hertzsprung-Russell veya HR diyagramlarındaki desenler, o yaşam döngüsünde farklı yıldızların bulunduğu yere karşılık geliyordu. Günümüzde bilim insanları bu kalıpları, yıldızlarının hepsinin aynı anda oluştuğu düşünülen yıldız kümelerinin yaşını belirlemek için kullanıyor.
Dikkat edilmesi gereken nokta, çok fazla matematik ve modelleme yapmadığınız sürece, bu yöntemin yalnızca kümelerdeki yıldızlar için veya tek bir yıldızın rengini ve parlaklığını teorik HR diyagramlarıyla karşılaştırarak kullanılabileceğidir. Anakolda yer alan soğuk (kırmızı) yıldızlar, sıcak (mavi) olanlara göre daha düşük kütleye sahiptirler. Kütle, bir yıldızın yaşamı için en belirleyici parametredir. Çünkü yıldızın, kendi kütle çekimi üzerinde ne kadar çökeceğini, dolayısıyla merkezinin ne kadar sıcak olacağını belirler. Merkez sıcaklığı ise nükleer tepkimelerin kaderini belirlediğinden, yıldızın yaşamı, en temel olarak onun kütlesine bağlıdır. Bu yüzden anakol üzerinde daha büyük kütleye sahip olan mavi yıldızların yaşam süresi, daha düşük kütleye sahip kırmızı yıldızlara göre çok daha kısadır.
Fakat bir yıldızın yaşamı, yalnızca onun kütlesine bağlı değildir. Buradaki parametrelerin, temel bir yaklaşım verdiğine dikkat edin. Yıldızlar için, daha karmaşık olaylar söz konusudur. Metallik miktarı, hızlı dönmesi, manyetik alanı gibi bazı fiziksel parametreler, grafikteki sonuçları etkileyecektir. Fakat HR diyagramının bu hali, yıldızlar hakkında genel bir bilgi edinmek adına çok fazla şey anlatır.
1970'lere gelindiğinde astrofizikçiler bir eğilimin farkına vardılar: Genç kümelerdeki yıldızlar, yaşlı kümelerdeki yıldızlardan daha hızlı dönüyordu. 1972'de gökbilimci Andrew Skumanich, bir yıldızın yaşını tahmin etmek için basit bir denklem önermek üzere bir yıldızın dönüş hızını ve yüzey aktivitesini kullandı : Dönüş hızı = (Yaş) -½ .
Bu, onlarca yıldır bireysel yıldızlar için başvurulan yöntemdi, ancak yeni veriler, bu yöntemin kullanımında boşluklar yarattı. Bazı yıldızların belli bir yaşa geldiklerinde yavaşlamadıkları ortaya çıktı. Bunun yerine hayatlarının geri kalanında aynı dönüş hızını korurlar.
Metcalfe, "Dönme, güneşten daha genç yıldızlar için kullanılabilecek en iyi şeydir" diyor. Güneşten daha yaşlı yıldızlar için diğer yöntemler daha iyidir.
Dönme hızının tek bir yıldızın yaşını tahmin etmenin en iyi yolu olmadığını doğrulayan yeni veriler beklenmedik bir kaynaktan geldi: ötegezegen avcısı Kepler Uzay Teleskobu. Sadece ötegezegen araştırmaları için bir nimet olmakla kalmayıp, Kepler aynı yıldızlara çok uzun süre bakarak yıldız sismolojisini ön plana çıkardı.
Bir yıldızın titreşmesini izlemek, onun yaşı hakkında ipuçları verebilir. Bilim insanları bir yıldızın parlaklığındaki değişimlere yüzeyin altında olup bitenlerin bir göstergesi olarak bakıyor ve modelleme yoluyla yıldızın yaşını kabaca hesaplıyor. Bunu yapmak için yıldızın parlaklığına ilişkin Kepler teleskopunun sağlayabileceği gerçekten büyük bir veri kümesine ihtiyaç var.
Soderblom, "Herkes meselenin gezegenleri bulmakla ilgili olduğunu düşünüyor ki bu doğruydu" diyor. “Fakat Kepler misyonunun gizli bir yıldız fiziği görevi olduğunu söylemek hoşuma gidiyor.”
Bu yaklaşım, güneşin manyetik orta yaş krizinin ortaya çıkarılmasına yardımcı oldu ve yakın zamanda Samanyolu'nun evrimi hakkında bazı ipuçları sağladı. Yaklaşık 10 milyar yıl önce galaksimiz bir cüce galaksiyle çarpıştı. Bilim insanları, bu cüce galaksinin geride bıraktığı yıldızların, Samanyolu'nun orijinal yıldızlarıyla daha genç veya yaklaşık aynı yaşta olduğunu düşünüyor. Dolayısıyla Samanyolu, önceden düşünülenden daha hızlı oluşmuş olabilir.
NASA'nın TESS'i ve Avrupa Uzay Ajansı'nın CHEOPS'u gibi uzay teleskopları gökyüzünün yeni kısımlarını araştırırken, astrofizikçiler yıldızların yaşam döngüsü hakkında daha fazla bilgi edinebilecek ve daha fazla yıldız için yeni tahminler üretebilecekler.
Arka bahçemizdeki yıldızlara dair merakımızın yanı sıra yıldız yaşlarının, gezegen oluşumundan galaksi gelişimine ve hatta dünya dışı yaşam arayışına kadar güneş sistemimizin ötesinde etkileri de vardır.
Bir gün - muhtemelen biraz zaman alacak - birisi başka bir yıldızın etrafındaki bir gezegende yaşam belirtileri gördüğünü iddia edecek. İnsanların soracağı ilk soru 'Bu yıldız kaç yaşında?' olacaktır. Bu cevaplanması zor bir sorudur. Hala kesin olarak bir yıldızın yaşını hesaplayamıyoruz. Ancak çeşitli ölçüm ve tahmin araçlarını kullanarak yaklaşık bir yaş tayininde bulunabiliyoruz.
