Adım Soyadım
@reeree
21 okur puanı
Ocak 2019 tarihinde katıldı
Cüce olarak nitelenemeyecek, Güneş’e yakın ve Güneş’ten birkaç kat büyük kütleye sahip yıldızların, anakol evrelerini tamamladıktan sonra merkezlerinde biriken helyumu yakmaya başladığını, bunun da yıldızın enerji üretiminde büyük bir artışa neden olup hidrostatik dengeyi kütle çekiminin aleyhine bozduğunu görmüştük. Bu büyük enerji, yıldızın şişmesine yol açıyor ve çapını büyük oranda artırıyordu. Bu evreye gelmiş olan yıldız, artık bir kırmızı dev olarak anılıyordu.
Büyük kütleli yıldızların davranış şekli de bununla benzerdir. O tayf tipi dev yıldızlar ve yüksek kütleye sahip kimi B tayf tipi yıldızlar da anakol evrelerini tamamlayıp çekirdeklerindeki hidrojeni tükettikten sonra helyum reaksiyonları benzer bir süreçle başlar. Burada şunu belirtmek gerekir ki, O tipi yıldızlar, evrendeki yıldızların çok küçük bir yüzdesini oluştururlar. Öyle ki, galaksilerde bu kadar büyük kütleye sahip olabilen O tipi anakol yıldızlarının oranı sadece %0.00001 kadardır.
Küresel yıldız kümeleri, çok dar bir alanda bir araya toplanmış yüzbinlerce yıldızdan oluşurlar.
Büyük gökadalar tarafından yutulmuş cüce gökadaların çekirdekleri olduğu düşünülen bu küresel kümeler, doğal olarak yaşları 10-13 milyar yıl arasında değişen son derece yaşlı yıldızlardan meydana geliyor.
Barnard 68Bilim
Bizden 500 ışık yılı kadar uzakta yer alan Barnard 68, yaklaşık yarım ışık yılı çapında oldukça yoğun bir bulutsudur. Çok yoğun olması sebebi ile, arka planında yer alan yıldızların ışığını engeller ve gökyüzünde karanlık bir mağara gibi görünür. Bu tür “görece küçük” yoğun karanlık gaz bulutlarına gökbilimciler “Bok Küresi” diyorlar. Elbette bizim dilimizde bu cümle biraz ayıp kaçtığı için bizler çoğunlukla “Bart Damlacığı” demeyi tercih ediyoruz.
Başka bir ifade ile evrenin ilk dönemlerinde, yani 13 milyar yıl kadar önce ilkel galaksilerde oluşan ilk yıldızlar, Güneş’ten yüzlerce kat daha fazla kütleye sahip “çok ağır” yıldızlardı. Hatta, bugünkü ağır parlak süper dev yıldızlardan bile birkaç kat büyüklerdi. Bu aşırı dev yıldızlar, 1 milyon yılı bile bulmayan ömürleri sonunda süpernovalar biçiminde patlayarak yıldızlararası gazı ağır elementler bakımından zenginleştiriyorlardı. Hidrojen ve helyum harici; karbon, oksijen, azot, silisyum, demir bakır vb ağır elementler ilk kez bu dev yıldızlarda meydana geldi. Onların saçtığı ağır elementler sayesinde, Güneş gibi ikinci ve üçüncü kuşak yıldızlar ve çevrelerindeki karasal gezegen sistemleri oluşabildi.
Evrenin henüz daha küçük ve daha “sıkışık” olduğu genç günlerinde, hidrojen ve helyum’un bir araya gelip yıldız oluşturabileceği kadar yoğun gaz bulutları vardı. Buralarda “bugün asla oluşamayacak kadar büyük kütleli” yıldızlar doğabiliyordu. Devasa gaz kütleleri, sıkışırken oluşan ısınmanın neden olduğu dışa doğru oluşan itkisel basıncı aşabilecek kütleye ulaşabiliyordu. Sonuçta, bugün oluşması neredeyse imkansız olan, Güneş’in 200 katından fazla kütleye sahip dev ilkel yıldızlar parlamaya başlamıştı.