Gece gökyüzünde şu anda görünen her yıldız aynı şekilde başladı: moleküler bir bulut içinde süzülen soğuk gaz olarak. NASA Science'a göre bu bulutlar büyük ölçüde hidrojen ve tozdan oluşur, gazın bir araya toplanması için yeterince soğuktur ve türbülansın yerçekimsel açıdan kararsız düğümler yarattığı yoğun ceplerin oluşmasına yol açar.
Moleküler bir bulutta doğuş
Moleküler bir bulut içindeki yoğun bir düğüm yeterince kütleye ulaştığında, kendi çekimi altında çöker. Avrupa Uzay Ajansı'nın (ESA) eğitim portalı, galaktik sarmal kollarda bulunan devasa gaz bulutları olan nebulaları bu sürecin ham maddesi olarak tanımlar ve bir nebulanın yakındaki bir süpernova patlaması veya bulutlar arası bir çarpışma gibi dışsal bir tetikleyici tarafından çökmeye başlatılabileceğini belirtir.
Gözlemevi grubu Las Cumbres Observatory, işin boyutunu yaklaşık 1,2 ışık yılı çapında ve kabaca 10 Kelvin (-263 derece Celsius) sıcaklıkta -mutlak sıfıra yakın- modellenmiş bir moleküler bulutla örneklendirir. Böyle bir bulut çökerken dönmeye başlar, merkezde yoğun ve ısınan bir çekirdeğe sahip bir diske yassılır.
Protoyıldızdan gerçek bir yıldıza
Bu ısınan çekirdeğe protoyıldız denir. Las Cumbres Observatory'ye göre bir protoyıldız yalnızca yerçekimsel sıkışmanın ısısından ışıldar -henüz füzyon anlamında bir yıldız değildir. ESA'nın eğitim materyalleri, çevredeki protoyıldız diskinin birikme (akrasyon) yoluyla çekirdeğe kütle beslemeyi sürdürdüğünü, bu arada genç cismin dönen manyetik alanının geride kalan gaz ve tozu yavaş yavaş süpüren dışa akan rüzgârlar ve jetler oluşturduğunu ekler.
Protoyıldız, çekirdek sıcaklığı yaklaşık 10 milyon Kelvin'i geçene kadar sıkışmaya ve ısınmaya devam eder. Bu noktada hidrojen çekirdekleri helyuma kaynaşabilir, enerji açığa çıkarır ve çökmeyi durdurur. NASA Science ve ESA, bu anı -sürekli hidrojen füzyonunun ateşlenmesi- bir protoyıldızın anakol yıldızı haline geldiği nokta olarak tanımlar. Las Cumbres Observatory'ye göre bu anakol öncesi sıkışma evresinin süresi kütleye bağlı olarak keskin biçimde değişir: yüksek kütleli bir protoyıldız yaklaşık bir milyon yılda bir yıldıza çökebilir, Güneş benzeri bir protoyıldız kabaca 50 milyon yıl sürer ve daha düşük kütleli protoyıldızlar 100 milyon yıldan daha uzun sürebilir.
Anakol: uzun, kütleye bağlı bir orta yaş
Füzyon başladığında yıldız anakola girer; bu, yıldızın ömrünün büyük çoğunluğunu çekirdeğinde hidrojeni helyuma çevirerek geçirdiği kararlı evredir. NASA Science, tüm yıldızların varlıklarının büyük bölümünü bu şekilde geçirdiğini belirtir ancak bu evrenin ne kadar süreceği neredeyse tamamen kütleye bağlıdır: daha kütleli yıldızlar, daha büyük yakıt rezervleriyle başlasalar da hidrojenlerini daha küçük yıldızlardan çok daha hızlı tüketirler.
Yıldız türüne göre anakol ömrü ve olası son (ESA)| Yıldız türü | Yaklaşık kütle (Güneş kütlesi) | Yaklaşık anakol ömrü | Olası nihai son |
|---|
| O tipi | ~40 | ~1 milyon yıl | Süpernova; kalıntı bir nötron yıldızına veya kara deliğe dönüşür |
|---|
| G tipi (Güneş benzeri) | ~1,1 | ~8 milyar yıl | Kızıl dev, sonra beyaz cüce |
|---|
| M tipi (kızıl cüce) | ~0,5 | ~56 milyar yıl | Hâlâ anakolda; beyaz cüce evresi evrenin şu anki yaşının çok ötesinde |
|---|
ESA'nın yıldız evrimi eğitim materyallerinden alınan bu veriler, en kütleli, en sıcak yıldızların aynı zamanda en kısa ömürlü olanlar olduğunu gösteriyor: yaklaşık 40 Güneş kütlesindeki bir O tipi yıldız kabaca bir milyon yılda sönerken, Güneş'in yaklaşık yarısı kütleye sahip bir kızıl cüce teorik olarak on milyarlarca yıl boyunca -evrenin var olduğu süreden daha uzun- hidrojen kaynaşımını sürdürebilir.
Ölüm: üç farklı son
NASA Science ve ESA, bir yıldızın kütlesinin aynı zamanda nasıl öleceğini de belirlediği konusunda hemfikirdir. Güneş benzeri ve daha düşük kütleli yıldızlar, çekirdekteki hidrojen tükendikçe kızıl devlere şişer, ardından dış katmanlarını parlayan bir gaz kabuğu -gezegenimsi nebula- olarak atarak geride beyaz cüce adı verilen sıcak, son derece yoğun bir çekirdek bırakırlar. ESA, beyaz cücelerin santimetre küp başına 1.000 kilogramın üzerinde yoğunluklara eriştiğini ve ardından muazzam zaman ölçeklerinde yavaşça soğuduklarını belirtir.
Kabaca sekiz veya daha fazla Güneş kütlesine sahip yıldızlar çok daha şiddetli bir sona ulaşır. ESA'nın materyalleri, orta kütleli yıldızların (yaklaşık 8 ila 20 Güneş kütlesi) karbon, oksijen, neon, silikon ve demirin ardışık füzyon evrelerinden geçtiğini ve ardından bir Tip II süpernovada felaket niteliğinde çöktüğünü, geride bir nötron yıldızı bıraktığını açıklar. NASA Science da benzer şekilde, Güneş'ten çok daha kütleli yıldızların, içlerinde dövülen elementleri uzaya geri saçan süpernova patlamalarıyla sona erdiğini belirtir.
En kütleli yıldızlar için ESA, çöken kalıntı çekirdeğin kabaca üç Güneş kütlesini aşması durumunda bir nötron yıldızını destekleyen aşırı basıncın bile onu ayakta tutamayacağını ve daha fazla çökerek bir kara deliğe dönüşeceğini belirtir -NASA Science'ın tanımıyla, yerçekimi "ışığın bile kaçamayacağı kadar yoğun" bir nesne.
Yeni yıldızlara dönüşüm
Ölmekte olan bir yıldızın saldığı madde yok olmaz. NASA Science, bir süpernovada fırlatılan veya ölmekte olan Güneş benzeri bir yıldızın attığı maddenin yıldızlararası ortama geri döndüğünü, onu füzyonla dövülmüş elementlerle zenginleştirdiğini ve bu kalıntılardan yeni yıldızların -ve potansiyel olarak yeni gezegen sistemlerinin- oluşmasını sağladığını belirtir. Çöküş, füzyon ve dağılımın bu döngüsü, astronomların birlikte yıldız yaşam döngüsü olarak andığı şeydir.
