Çoğumuz, Evren'deki tüm yıldızlar arasında Güneş'in sadece tipik olduğunu duymuşuzdur. Yani sıradan, dikkat çekici olmayan bir yıldız Güneş. Ancak Evren'de gerçekten var olan yıldızlara baktığımızda, Güneş'in pek çok yönden aykırı bir yıldız olduğunu görürüz. Gelin Güneş’i Evren'deki “ortalama” ya da “tipik” bir yıldızla nasıl karşılaştırabiliriz, bakalım. Buradaki cevaplar sizi şaşırtabilir.

Çoğumuz Güneş'in sıradan, tipik, dikkat çekici olmayan bir yıldız olduğunu duymuşuzdur. Ancak bilim, aslında sıradan olmadığımızı gösteriyor.

1600'lerde Christiaan Huygens, Sirius'un uzak, Güneş benzeri bir yıldız olduğunu varsayarak uzaklığını tahmin etti. Elde ettiği sonuç olan 0,4 ışık yılı, içsel yıldız farklılıklarını hesaba katmıyordu.

Güneş benzeri yıldızlar, ilk başlangıçlarından yok olmadan önceki son boyutlarına kadar, bugünkü boyutlarından bir kırmızı dev boyutuna ( yaklaşık Dünya'nın yörüngesi), tipik olarak yaklaşık 5 ışık yılı çapına kadar büyüyeceklerdir. Bilinen en büyük gezegenimsi nebulalar bu boyutun yaklaşık iki katına, yaklaşık 10 ışık yılı genişliğe kadar ulaşabilir, ancak bunların hiçbiri Güneş'in tipik, ortalama bir yıldız olduğu anlamına gelmez.

Bu görüntü, Hubble uzay teleskobu tarafından görüntülenen, sırasıyla Güneş'imizden daha mavi ve daha parlak bir yıldız ve bir beyaz cüce yıldız olan Sirius A ve B'yi göstermektedir. Ana yıldız olan Sirius A, A sınıfı bir yıldızdır (Güneş'imizin G sınıfı bir yıldız olmasına karşılık): Güneş'ten iki kat daha büyük, fotosferinde Güneş'ten yaklaşık 4000 K daha sıcak ve Güneş'imizden yaklaşık 25 kat daha fazla içsel parlaklığa sahiptir.

Yıldızlar çeşitli özelliklere sahiptir: kütle, renk, sıcaklık, iyonlaşma, metaliklik, yaş, vb.

(Modern) Morgan-Keenan tayfsal sınıflandırma sistemi, üzerinde her yıldız sınıfının sıcaklık aralığı kelvin cinsinden gösterilmiştir. Günümüzde yıldızların ezici çoğunluğu M sınıfı yıldızlardır ve 25 parsek içinde bilinen sadece 1 tane O veya B sınıfı yıldız vardır. Güneşimiz, toplam yıldızların yaklaşık %5-10'u ile birlikte G sınıfı bir yıldızdır. Bununla birlikte, Evren'in erken dönemlerinde yıldızların neredeyse tamamı O veya B sınıfı yıldızlardı ve ortalama kütleleri günümüz yıldızlarının ortalamasından 25 kat daha fazlaydı. 

Güneş eşsiz bir kozmik aykırı olmasa da tam olarak tipik de değildir.

Arp 143'ün Hubble görüntüsünün bu kısmı, iki ana galaksi üyesi arasındaki boşlukta gaz sıyırma, ısıtma ve şoklama sonucu oluşan yeni yıldızları (mavi renkte) göstermektedir. Yıldızlar son 13,6 milyar yıldır Evren'in her yerinde oluşuyor, ancak bugün hayatta kalanlar tüm kozmik tarih boyunca eşit olarak ya da aynı koşullar altında oluşmadı.

Hubble eXtreme Deep Field (XDF), 50 gün boyunca, toplam 2 milyon saniyeden fazla gözlem süresiyle (23 tam güne eşdeğer), önceki Hubble Ultra Deep Field görüntüsünün bir kısmından oluşturuldu. Ultraviyoleden görünür ışığa ve Hubble'ın yakın kızılötesi sınırına kadar ışığı birleştiren XDF, insanlığın kozmosun en derin görüntüsünü temsil ediyordu: JWST tarafından kırılana kadar bu rekor devam etti. Hubble tarafından hiçbir galaksinin görülmediği kırmızı kutuda, JWST'nin JADES araştırması bugüne kadarki en uzak galaksiyi ortaya çıkardı: JADES-GS-z13-0. Gördüklerimizin ötesinde, var olması gerektiğini bildiğimiz ve beklediğimiz şeylere ekstrapolasyon yaparak, gözlemlenebilir Evrende toplam yaklaşık 2 sekstilyon yıldız olduğu sonucuna varıyoruz.

Gözlemlenebilir Evrende yaklaşık iki sekstilyon (~2 × 10²¹) yıldız varken, biz nasıl karşılaştırabiliriz?

Evrendeki yıldız oluşum hızı, kendisi de kozmik zamanın bir fonksiyonu olan kırmızıya kaymanın bir fonksiyonudur. Genel oran, (solda) hem morötesi hem de kızılötesi gözlemlerden elde edilmiştir ve zaman ve uzay boyunca dikkate değer ölçüde tutarlıdır. Günümüzde yıldız oluşumunun, zirvede olduğu dönemin yalnızca yüzde birkaçı kadar (%3-5 arasında) olduğunu ve yıldızların çoğunun kozmik tarihimizin ilk ~5 milyar yılında oluştuğunu unutmayın. Tüm yıldızların en fazla yaklaşık %15'i son 4,6 milyar yılda oluşmuştur. Yıldız oluşumunun doğrudan ölçümleri önemlidir, ancak yıldızlar tarafından üretilen toplam foton sayısını ölçmek için Fermi-LAT yöntemi daha üstündür.

Bugün var olan yıldızların çoğu uzun zaman önce oluşmuştur: ~11 milyar yıl önce.

Orion Nebulası'nın en yoğun bölgesinde, Trapezium Kümesi'nin kalbine yakın bir yerde bulunan yıldızlara bu bakış, Samanyolu'nun yıldız oluşturan bir bölgesine modern bir bakış sunmaktadır. Ancak, yıldız oluşum özellikleri kozmik zaman içinde, galaksiden galaksiye, galaktik merkezden farklı yarıçaplarda vb. değişiklik gösterir. Tüm bu özellikler ve daha fazlası, Güneş'i Evren'deki genel yıldız popülasyonu ile karşılaştırmak için hesaba katılmalıdır.

Unutmayın ki 4,6 milyar yıl önce doğan Güneşimiz tüm yıldızların %85'inden daha gençtir.

Günümüz Samanyolu'na benzer galaksiler çok sayıdadır, ancak Samanyolu benzeri daha genç galaksiler, bugün gördüğümüz galaksilerden doğal olarak daha küçük, daha mavi ve genel olarak gaz bakımından daha zengindir. Zamanda daha geriye baktıkça daha az galaksi disk ve spiral şekillere sahiptir. Zamanla, birçok küçük galaksi yerçekimsel olarak birbirine bağlanır, bu da birleşmelerin yanı sıra toplamda çok sayıda galaksi içeren gruplar ve kümelerle sonuçlanır.

A ve B dahil Alpha Centauri yıldızları (sol üstte), Proxima Centauri (daire içine alınmış) ile aynı üçlü yıldız sisteminin parçasıdır. Bunlar Dünya'ya en yakın üç yıldızdır ve 4,2 ile 4,4 ışık yılı uzaklıkta yer alırlar. Alpha Centauri (solda) ve onun biraz daha sönük ama çok daha uzak komşusu Beta Centauri (sağda) güney göklerinde kolayca görülebilir. En yakın olan Proxima Centauri ise çıplak gözle görülemeyecek kadar sönüktür.

G sınıfı bir yıldız olan Güneşimiz, yıldızların %95'inden daha fazla kütlelidir.

Çoğu yıldızın metalikliği Güneş'imizden daha düşüktür.

Bu renk kodlu harita Samanyolu'ndaki 6 milyondan fazla yıldızın ağır element bolluğunu göstermektedir. Kırmızı, turuncu ve sarı kodlu yıldızların hepsi ağır elementler bakımından gezegenlere sahip olacak kadar zengindir; yeşil ve camgöbeği kodlu yıldızlar nadiren gezegenlere sahip olmalı ve mavi veya mor kodlu yıldızların etrafında kesinlikle hiç gezegen olmamalıdır. Galaktik diskin galaktik çekirdeğe kadar uzanan merkezi düzleminin yaşanabilir, kayalık gezegenler için potansiyele sahip olduğuna dikkat edin. ancak galaktik merkezden uzağa bakan yıldızların (en sol ve sağ) ağır element bolluğu çok daha düşüktür.

Evrende benzer büyüklükteki galaksilerin büyük birleşmeleri meydana geldiğinde, içlerinde bulunan hidrojen ve helyum gazından yeni yıldızlar oluştururlar. Bu durum, 30 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan yakındaki galaksi Henize 2-10'da gözlemlediğimize benzer şekilde, yıldız oluşum oranlarında ciddi bir artışa neden olabilir. Bu galaksi, birleşme sonrasında, içinde bol miktarda gaz kalırsa muhtemelen başka bir disk galaksiye ya da gazın tamamı veya neredeyse tamamı mevcut yıldız patlamasıyla dışarı atılırsa bir eliptiğe dönüşecektir. Bunun gibi yıldız patlaması olayları kozmik tarihin erken dönemlerinde bugün olduğundan çok daha yaygındı.

Tüm yıldızların sadece yarısı bizim Güneşimiz gibi “tekil” yıldızlardır; diğer yarısı ise çoklu yıldız sistemleri içinde yer alır.

Yıldızların toplam parlaklık-kütle oranı bizimkinin üç katıdır.

Yukarıdaki resimdeki Wolf-Rayet yıldızı WR 31a olarak bilinir ve yaklaşık 30,000 ışık yılı uzaklıkta Karina takımyıldızında yer alır. Dış bulutsu hidrojen ve helyum saçarken, merkezdeki yıldız 100.000 K'den fazla sıcaklıkta yanmaktadır. Nispeten yakın bir gelecekte, birçok kişi bu yıldızın WR 124 gibi bir süpernova ile patlayacağından ve çevresindeki yıldızlararası ortamı yeni, ağır elementlerle zenginleştireceğinden şüphelenmektedir. Galaksimizdeki hangi evrimleşmiş, büyük kütleli yıldızın Samanyolu'nun bir sonraki süpernovası olacağı tahmin edilemiyor.

Görsellerin en fazla 200 kelimelik astronomik hikayeler anlatır bize. Bu nedenle fazla konuşmaya da gerek yok oralara varamadığımız ya da oralardan bize varılmadığı sürece... Astronominin keyfini biraz da bakarak çıkarın. 

Levent Aslan

5 Kasım 2024

Kaynak :  Big Think Internest sitesi.