6. Ders
Hüseyin Utku Demir
2022/11/09 (2022-11-10 tarihinde yenilendi)
Yıldızlar ve Elementler
Big Bang’i takip eden yıllarda hidrojen atomları Evren’in etrafında serbestçe dolaştı. Bu atomlar bazı yerlerde biraz daha fazla toplandı. Daha kalabalık alanlarda, hidrojen atomları, yerçekiminin işini yapmasına izin verecek kadar birbirine yakındı. Bu küçük hidrojen ceplerinde, Evrenimizin her tarafında yıldızlar parladı.
Bir yıldızın hayatı
Görüntüleri bir yıldızın doğumundan ölümüne kadar doğru sıraya yerleştirin. Her görüntüde bir yıldızın yaşam döngüsündeki hangi aşamanın temsil edildiğini kısaca açıklayın
Protostar - Henüz füzyon aşamasına ulaşmamış bir yıldız. Toplanarak büyür, çevresindeki yıldızlararası toz ve gazdan kütle kazanır.
Yıldız - Yıldız, içindeki nükleer reaksiyonlar ışık ve ısı üretirken parlar. Güneşimiz de dahil olmak üzere Evrendeki yıldızların büyük çoğunluğu bu aşamadadır.
Kırmızı Dev - Yıldız soğudukça genişler ve kırmızı parlar, sonunda dış katmanlarını patlatır.
Süpernova Kalıntısı - Bir yıldızın patlamasının sonucu; patlamadan çıkan malzemeden oluşur. Sadece en büyük kütleli yıldızlar süpernova olur.
Aşağıdaki yazı https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/how-do-stars-form-and-evolve sayfasından alınmıştır.
Yıldızlar en yaygın olarak tanınan astronomik nesnelerdir ve galaksilerin en temel yapı taşlarını temsil eder. Yıldızların bir galaksideki yaşı, dağılımı ve kompozisyonu, o galaksinin tarihini, dinamiklerini ve evrimini izler. Dahası, yıldızlar karbon, azot ve oksijen gibi ağır elementlerin üretiminden ve dağılımından sorumludur ve özellikleri, onlar hakkında birleşebilecek gezegensel sistemlerin özelliklerine yakından bağlıdır. Sonuç olarak, yıldızların doğum, yaşamı ve ölümü üzerine incelenmesi astronomi alanının merkezinde yer almaktadır.
Yıldız Oluşumu
Yıldızlar toz bulutlarının içinde doğar ve çoğu galaksiye dağılmıştır. Toz bulutu gibi tanıdık bir örnek Orion Bulutsusudur. Bu bulutların derinliklerinde türbülans, gaz ve tozun kendi yerçekimi cazibesi altında çökmeye başlayabileceği yeterli kütleye sahip düğümlere yol açar. Bulut çöktükçe, merkezdeki malzeme ısınmaya başlar. Protostar olarak bilinen, bir gün bir yıldız olacak olan çökme bulutunun kalbindeki bu sıcak çekirdek. Yıldız oluşumunun üç boyutlu bilgisayar modelleri, çöken gaz ve tozun dönen bulutlarının iki veya üç lekeye ayrılabileceğini öngörür; Bu, Samanyolu’ndaki yıldızların çoğunluğunun neden eşleştirildiğini veya birden fazla yıldız gruplarında olduğunu açıklayacaktır.
Güçlü yıldız patlaması: ETA Carinae’nin ışık yankısının gözlemleri, patlamanın eşiğindeki güçlü büyük yıldızların davranışları hakkında yeni bir fikir veriyor. Credit: NOAO, AURA, NSF, and N. Smith (University of Arizona)
Bulut çöktükçe, yoğun, sıcak bir çekirdek oluşur ve toz ve gaz toplamaya başlar. Bu malzemelerin tümü bir yıldızın parçası olarak bitmez - kalan toz gezegenler, asteroitler veya kuyruklu yıldızlar olabilir veya toz olarak kalabilir.
Bazı durumlarda, bulut sabit bir hızda çökmeyebilir. Ocak 2004’te amatör bir astronom olan James McNeil, Orion takımyıldızında yer alan Messier 78 bulutsunun yakınında beklenmedik bir şekilde ortaya çıkan küçük bir bulutsu keşfetti. Dünyanın dört bir yanındaki gözlemciler aletlerini McNeil’in Bulutsusu’na doğrulttuklarında ilginç bir şey buldular - parlaklığı değişiyor gibi görünüyor. NASA’nın Chandra X-ışını Gözlemevi ile yapılan gözlemler olası bir açıklama sağladı: genç yıldızın manyetik alanı ile çevresindeki gaz arasındaki etkileşim, parlaklıkta epizodik artışlara neden oluyor.
Güneşimizin büyüklüğünde bir yıldızın, çöküşün başlangıcından yetişkinliğe kadar olgunlaşması için yaklaşık 50 milyon yıl gerekir. Güneşimiz bu olgun evrede (Hertzsprung Russell Diyagramında gösterildiği gibi ana sıra üzerinde) yaklaşık 10 milyar yıl kalacaktır.
Yıldızlar, içlerinin derinliklerinde helyum oluşturmak için hidrojenin nükleer füzyonuyla beslenir. Yıldızın merkez bölgelerinden enerji çıkışı, yıldızın kendi ağırlığı altında çökmesini önlemek için gerekli basıncı ve onun parladığı enerjiyi sağlar.
Hertzsprung Russell Diyagramında gösterildiği gibi, Ana Dizi yıldızları çok çeşitli parlaklık ve renklere sahiptir ve bu özelliklere göre sınıflandırılabilir. Kırmızı cüceler olarak bilinen en küçük yıldızlar, Güneş’in kütlesinin %10’u kadar azını içerebilir ve 3000 ile 4000K arasındaki sıcaklıklarda zayıf bir şekilde parlayarak, Güneş’in kütlesinin yalnızca %0,01’i kadar enerji yayabilir. Küçücük doğalarına rağmen, kırmızı cüceler, evrendeki açık ara en çok sayıda yıldızdır ve on milyarlarca yıllık ömre sahiptirler.
Öte yandan, hiperdevler olarak bilinen en büyük kütleli yıldızlar, Güneş’ten 100 veya daha fazla kat daha büyük olabilir ve yüzey sıcaklıkları 30.000 K’nin üzerinde olabilir. Hiperdevler, Güneş’ten yüz binlerce kat daha fazla enerji yayar, ancak sadece birkaç milyon yıllık ömürleri vardır. Bunun gibi aşırı yıldızların erken Evren’de yaygın olduğuna inanılsa da, bugün son derece nadirdirler - Samanyolu galaksisinin tamamı sadece bir avuç hiperdev içerir.
Genel olarak, bir yıldız ne kadar büyük olursa, ömrü o kadar kısa olur, ancak en büyük kütleli yıldızlar hariç tümü milyarlarca yıl yaşar. Bir yıldız çekirdeğindeki tüm hidrojeni birleştirdiğinde nükleer reaksiyonlar durur. Onu desteklemek için gereken enerji üretiminden yoksun kalan çekirdek, kendi içine çökmeye başlar ve çok daha sıcak hale gelir. Hidrojen hala çekirdeğin dışında mevcuttur, bu nedenle hidrojen füzyonu çekirdeği çevreleyen bir kabukta devam eder. Giderek artan sıcak çekirdek ayrıca yıldızın dış katmanlarını dışarı doğru iterek genişlemelerine ve soğumalarına neden olarak yıldızı kırmızı bir deve dönüştürür.
Yıldız yeterince büyükse, çöken çekirdek, helyum tüketen ve demire kadar çeşitli ağır elementler üreten daha egzotik nükleer reaksiyonları destekleyecek kadar ısınabilir. Ancak, bu tür tepkiler yalnızca geçici bir rahatlama sağlar. Yavaş yavaş, yıldızın dahili nükleer yangınları giderek daha kararsız hale gelir - bazen öfkeyle yanar, bazen de söner. Bu varyasyonlar, yıldızın titreşmesine ve dış katmanlarını fırlatmasına neden olarak kendisini bir gaz ve toz kozası içinde kaplar. Bundan sonra ne olacağı çekirdeğin boyutuna bağlıdır.
Ortalama Yıldızlar Beyaz Cüce Olur
Güneş gibi ortalama yıldızlar için, dış katmanlarını çıkarma süreci, yıldız çekirdeği açığa çıkana kadar devam eder. Bu ölü, ama yine de vahşice sıcak olan yıldız külüne Beyaz Cüce denir. Bir yıldızın kütlesine sahip olmalarına rağmen kabaca Dünyamızın büyüklüğünde olan beyaz cüceler, bir zamanlar gökbilimcileri şaşırttı - neden daha fazla çökmediler? Çekirdeğin kütlesini hangi kuvvet destekledi? Kuantum mekaniği açıklamayı sağladı. Hızlı hareket eden elektronlardan gelen basınç, bu yıldızların çökmesini önler. Çekirdek ne kadar büyük olursa, oluşan beyaz cüce o kadar yoğun olur. Böylece, beyaz cücenin çapı ne kadar küçükse, kütlesi de o kadar büyüktür! Bu paradoksal yıldızlar çok yaygındır - bizim Güneşimiz bundan milyarlarca yıl sonra beyaz bir cüce olacak. Beyaz cüceler, çok küçük oldukları ve bir enerji üretim kaynağından yoksun oldukları için, özünde çok solukturlar, yavaş yavaş soğudukça unutulup giderler.
Bu kader sadece Güneşimizin kütlesinin yaklaşık 1,4 katına kadar kütlesi olan yıldızları bekliyor. Bu kütlenin üzerinde, elektron basıncı çekirdeği daha fazla çökmeye karşı destekleyemez. Bu tür yıldızlar aşağıda açıklandığı gibi farklı bir kadere maruz kalırlar.
Beyaz Cüceler Novae Olabilir
Bir ikili veya çoklu yıldız sisteminde beyaz bir cüce oluşursa, bir nova olarak daha olaylı bir ölüm yaşayabilir. Nova, Latince’de “yeni” anlamına gelir - novaların bir zamanlar yeni yıldızlar olduğu düşünülürdü. Bugün, onların aslında çok yaşlı yıldızlar - beyaz cüceler olduğunu anlıyoruz. Bir beyaz cüce, bir yoldaş yıldıza yeterince yakınsa, yerçekimi, maddeyi -çoğunlukla hidrojeni- o yıldızın dış katmanlarından kendi üzerine çekerek yüzey katmanını oluşturabilir. Yüzeyde yeterince hidrojen biriktiğinde, beyaz cücenin önemli ölçüde parlamasına ve kalan malzemeyi dışarı atmasına neden olan bir nükleer füzyon patlaması meydana gelir. Birkaç gün içinde parıltı azalır ve döngü yeniden başlar. Bazen, özellikle büyük beyaz cüceler (yukarıda bahsedilen 1.4 güneş kütlesi sınırına yakın olanlar), çökecek ve tamamen patlayacak şekilde çok fazla kütle biriktirebilir ve bir süpernova olarak bilinen hale gelebilir.
Süpernova, Arkasında Nötron Yıldızları veya Kara Delikler Bırakıyor
Sekiz güneş kütlesi üzerindeki ana dizi yıldızları, bir süpernova adı verilen devasa bir patlamada ölmeye mahkumdur. Bir süpernova sadece daha büyük bir nova değildir. Bir novada sadece yıldızın yüzeyi patlar. Bir süpernovada, yıldızın çekirdeği çöker ve ardından patlar. Büyük kütleli yıldızlarda, karmaşık bir dizi nükleer reaksiyon, çekirdekte demir üretimine yol açar. Demir elde ettikten sonra, yıldız nükleer füzyondan alabileceği tüm enerjiyi sıkar - demirden daha ağır elementler oluşturan füzyon reaksiyonları aslında onu üretmekten çok tüketir. Yıldız artık kendi kütlesini destekleyemez ve demir çekirdek çöker. Sadece birkaç saniye içinde çekirdek, kabaca 5000 milden sadece bir düzineye küçülür ve sıcaklık 100 milyar derece veya daha fazla yükselir. Yıldızın dış katmanları başlangıçta çekirdekle birlikte çökmeye başlar, ancak muazzam bir enerji salınımı ile geri döner ve şiddetle dışa doğru atılır. Süpernovalar neredeyse hayal edilemez miktarda enerji açığa çıkarır. Günlerden haftalara kadar bir süre boyunca, bir süpernova tüm bir galaksiyi gölgede bırakabilir. Aynı şekilde, doğal olarak meydana gelen tüm elementler ve zengin bir dizi atom altı parçacıklar bu patlamalarda üretilir. Ortalama olarak, tipik galakside yaklaşık her yüz yılda bir bir süpernova patlaması meydana gelir. Diğer galaksilerde her yıl yaklaşık 25 ila 50 süpernova keşfedilir, ancak çoğu teleskop olmadan görülemeyecek kadar uzaktadır.
Nötron Yıldızları
Bir süpernovanın merkezindeki çökmekte olan yıldız çekirdeği yaklaşık 1,4 ila 3 güneş kütlesi içeriyorsa, çökme elektronlar ve protonlar birleşerek nötronları oluşturacak şekilde bir nötron yıldızı oluşturana kadar devam eder. Nötron yıldızları inanılmaz derecede yoğundur - bir atom çekirdeğinin yoğunluğuna benzer. Bu kadar küçük bir hacme sığdırılmış çok fazla kütle içerdiğinden, bir nötron yıldızının yüzeyindeki yerçekimi muazzamdır. Yukarıdaki Beyaz Cüce yıldızları gibi, birden fazla yıldız sisteminde bir nötron yıldızı oluşursa, yakındaki arkadaşlarından sıyrılarak gaz biriktirebilir. Rossi X-Ray Zamanlama Gezgini, bir nötron yıldızının yüzeyinden sadece birkaç mil ötede dönen X-Ray gaz emisyonlarını yakaladı.
Nötron yıldızları ayrıca, güçlü radyasyon ışınları üreten manyetik kutupları etrafındaki atomik parçacıkları hızlandırabilen güçlü manyetik alanlara sahiptir. Bu ışınlar, yıldız dönerken devasa projektör ışınları gibi etrafa saçılır. Böyle bir ışın, periyodik olarak Dünya’yı işaret edecek şekilde yönlendirilirse, onu manyetik kutup görüş hattını geçtiğinde meydana gelen düzenli radyasyon darbeleri olarak gözlemleriz. Bu durumda nötron yıldızı pulsar olarak bilinir.
Kara Delik
Çöken yıldız çekirdeği üç güneş kütlesinden daha büyükse, tamamen çökerek bir kara delik oluşturur: yerçekimi o kadar güçlü olan sonsuz yoğun bir nesne, hiçbir şey yakınlığından, hatta ışıktan bile kaçamaz. Cihazlarımızın görmek için tasarlandığı şey fotonlar olduğundan, kara delikler yalnızca dolaylı olarak tespit edilebilir. Dolaylı gözlemler mümkündür, çünkü bir kara deliğin yerçekimi alanı o kadar güçlüdür ki, yakındaki herhangi bir malzeme - genellikle bir yoldaş yıldızın dış katmanları - yakalanır ve içeri çekilir. Madde bir kara deliğin içine dönerken, bir disk oluşturur. muazzam sıcaklıklara ısıtılır, altta yatan gizli arkadaşın varlığını gösteren bol miktarda X ışını ve Gama ışını yayar.
Kalıntılardan Yeni Yıldızlar Doğar
Novalar ve süpernovalar tarafından geride bırakılan toz ve kalıntılar, sonunda çevreleyen yıldızlararası gaz ve tozla karışarak onu yıldız ölümü sırasında üretilen ağır elementler ve kimyasal bileşiklerle zenginleştirir. Sonunda, bu malzemeler geri dönüştürülerek yeni nesil yıldızlar ve beraberindeki gezegen sistemleri için yapı taşları sağlanır.
Yıldızlar ve Elementler
Evren, yıldızların doğuşuyla daha karmaşık ve çok daha parlak hale geldiler. Evrenimizdeki en eski yıldızlar, Büyük Patlama’dan yaklaşık 100 milyon yıl sonra oluşmaya başladı. Ancak bu ünitedeki tek yeni karmaşıklık bu değil. Yıldızlar öldüklerinde veya yakıtları tükendiğinde evrene yeni kimyasal elementler dağıtırlar. Bu unsurlar, gezegenlerin, yaşamın ve bizim için çok önemli olan yeni bir karmaşıklık düzeyi ekler!
Bu ünitede ilk yıldızların doğuşunu ve bu yıldızların bize yaşam için gerekli olan yeni kimyasal elementleri nasıl verdiğini öğreneceksiniz.
- Süpernova nedir?
Örnek cevap: Gerçekten büyük bir yıldız öldüğünde meydana gelen inanılmaz büyüklükte ve parlaklıkta devasa bir patlama
- Later Han’ın Kitabı gibi eski tarihi metinler, günümüz bilim adamlarının süpernova gibi astronomik olayları anlamalarına nasıl yardımcı oluyor?
Örnek cevap: Süpernova patlamaları her zaman olmaz. İnsanlar tarafından kaydedilen ilk süpernova MS 185’teydi ve galaksimizde kaydedilen son süpernova MS 1604’te meydana geldi. Gökbilimciler ve tarihçiler, bu süpernovayı ve diğer astronomik gözlemleri daha iyi anlamak için bu eski metinleri inceler. Bilginler ayrıca eski astronomların bu olayları nasıl algıladıklarını öğrenmek için bu metinleri inceler.
- Modern gökbilimciler, Çinli gökbilimciler tarafından kaydedilen “misafir yıldız”ın aslında bir süpernova olduğunu nasıl doğruladılar?
Örnek cevap: Gökbilimciler, Çinli gökbilimciler tarafından tanımlanan gökyüzü alanını araştırmak için yüksek güçlü teleskoplar gibi modern teknolojiyi kullandılar. Genişleyen gaz bulutları buldular - bir süpernova kalıntıları. Daha sonra bu gökbilimciler, süpernova RCW 86’nın bir görüntüsünü yakalamak için üç teleskoptan gelen x-ışını ve kızılötesi verilerini kullandılar.
- Disiplinlerarasılık (disiplinlerarası düşünme) nedir ve neden önemlidir?
Örnek cevap: Bir konuyu tam olarak anlamak için birden fazla çalışma konusu kullanmak. Disiplinlerarasılık, bilgimizin zaman içinde nasıl değiştiğini anlamamıza yardımcı olur.
- Yıldızlar nasıl “yanar”?
Örnek cevap: Yıldızlar, aşırı yerçekimi basıncı altında hidrojen ve helyum gazlarından oluşur. Bu basınç ve sıcaklık arttıkça, atomlar parçalanır ve sonra tekrar birleşir. Nükleer füzyonun neden olduğu aşırı enerji, yıldızları aydınlatan şeydir.
- Ölmekte olan yıldızlar yaşamın yapı taşlarını nasıl oluşturur?
Örnek cevap: Yıldızlar öldüğünde veya patladığında oksijen, nitrojen, karbon, kalsiyum ve fosfor gibi yeni kimyasal elementler salgılarlar. Bu elementler insan bedeninin çoğunu oluşturur. Bu yüzden, Carl Segan hepimiz yıldız tozuyuz demiştir.
Yıldızlar Nasıl Oluştu? David Christian
David Christian, ilk yıldızların nasıl oluştuğunu açıklıyor. Bu iki bölümden oluşan ders, Evrenin ilk 200 milyon yıllık varoluşunda, yıldızların olmadığı bir dönemde nasıl olduğuna odaklanarak başlıyor. Daha sonra yıldız oluşum sürecini ele alıyor. Yerçekimi, hikayenin bu bölümünde kilit oyuncudur ve yerçekimi, Evrendeki galaksiler, kümeler ve üstkümeler gibi daha büyük, daha karmaşık yapıların oluşumu için de kritik olacaktır. Big Bang’in hikayesine önemli kanıtlar sağlayan kozmik fon radyasyonu burada da önemlidir ve yıldız oluşumuna yol açan koşullar hakkında kanıtlar sunar. Aşağıdaki metni okuduktan sonra, yıldız oluşum sürecini ve yıldız oluşumunun neden ikinci büyük eşik sayıldığını açıklayabilmelisiniz.
Hepimiz geceleri yıldızlara baktık ve onları merak ettik. Ama yıldızlara baksanız ve hiçbir şey görmeseniz nasıl hissedeceğinizi hayal edebiliyor musunuz?
Hiç yıldız yok mu? Büyük Patlama’dan sonra yaklaşık 200 milyon yıl boyunca durum böyleydi. Evren genişledikçe soğudu ve soğudu, karanlıkti ve ç karanlık ve açıkçası, sizin ve benim gibi şeyler üretebilecek bir yer gibi değildi. Gökbilimciler, Evren tarihinin bu bölümünü Karanlık Çağlar olarak adlandırır. Karanlık Çağlar boyunca, uzayda akan çok sayıda atom vardı.
Bunların yaklaşık yüzde 75’i, bir protonlu hidrojendi; Geri kalanın yaklaşık yüzde 25’nin çoğu iki protonlu helyumdu ve küçük bir parça berilyum, bir serpme lityum vardı - lityumda üç, berilyumda dört proton var - ve son olarak bor görebilirdiniz.
Gökbilimcilerin açıkçası ne olduğunu anlamadıkları için karanlık madde dedikleri şeyler de vardı, ancak hikayede pek bir rol oynamıyor gibi görünüyor, bu yüzden onu görmezden geleceğiz.
Bütün Evren gerçekten çok, çok basitti. Bunu, Büyük Patlama’dan yaklaşık 380.000 yıl sonra, hatırlarsınız, serbest bırakılan kozmik fon radyasyonu çalışmaları sayesinde biliyoruz. Bu, maddenin, Evren boyunca son derece eşit bir şekilde dağıldığını gösteriyor. Baktığınız her yerde aynı sıcaklığa, aynı yoğunluğa, aynı tür atomlara sahipmişsiniz gibi görünüyordu. Gerçekten, her şey tekdüzeydi. Ve bu gerçek bir problemdi. Çünkü Evren, ilginç bir şey olması için fazla basitti, fazla tekdüzeymiş gibi görünüyordu. Seni ve beni böyle bir Evrenden nasıl üretebilirsin? Aslında tüm bunların nasıl olduğunu biliyoruz ve tüm bunların kilit oyuncuları yıldızlar. Bu ünitede yapacağımız şey, ilk yıldızların nasıl ortaya çıktığına odaklanmaktır.
Bu kurs boyunca, görünümleri için doğru Goldilocks Koşullarına sahip olduğunuzda daha karmaşık şeylerin ortaya çıktığını göreceğiz. Çok sıcak değil. Çok soğuk da değil. Çok büyük değil. Çok küçük de değil. Birbirine çok yakın değil. Çok uzak da değil. Kaptın bu işi. Peki, erken Evren’de biraz daha karmaşıklık yaratmak için mükemmel Goldilocks Koşulları nelerdi? Eh, bu koşulların Evrenin her yerine dağıldığı ortaya çıktı. İhtiyacınız olan en önemli şeyler şunlardı: ilk olarak, çok fazla madde; ikincisi, yerçekimi; ve üçüncüsü, bu maddenin dağılımındaki küçük farklılıklar. Ve hepsi oradaydı.
WMAP uydusu gibi özel uydular kullanılarak kozmik fon radyasyonu üzerine yapılan son çalışmalar, aslında, kozmik fon radyasyonunun sıcaklığında küçük farklılıklar olduğunu göstermiştir.
Örneğin bazı bölgeler diğer bölgelere göre binde bir derece daha sıcaktı.
Şimdi bu, yerçekiminin işe yaraması için yeterliydi ve yerçekiminin yapabileceği şey, bu farklılıkları büyütmek ve onları çok daha ilginç bir şeye dönüştürmekti. Ve böylece olan oldu: yerçekimi bu farklılıklar üzerinde çalışmaya başladı ve sonunda tamamen yeni bir şey olan yıldızları yarattı.
Bunun nasıl çalıştığını görelim. Yerçekimi, hatırlayacaksınız, dört temel kuvvetten biridir ve hikayenin bu bölümünün yıldızıdır. Newton’un gösterdiği gibi, yerçekimi, daha fazla şeyin olduğu ve birbirine daha yakın olduğu zaman daha güçlüdür. Bir örnek vermek gerekirse, Dünya’nın yerçekimi üzerinizde son derece güçlüdür, ancak uzaya doğru uzaklaşırsanız, aniden çok, çok daha zayıf hale gelir. Şimdi Evren’in ilk zamanlarına geri dönelim ve bu kuvvetin nasıl çalıştığını düşünelim. Diğerlerinden biraz daha sıcak ve biraz daha yoğun olan bazı alanlar olduğunu unutmayın. Bu alanlarda yerçekimi biraz daha güçlüydü. Yani yaptığı şey bu alanları bir araya toplamaktı. Bir araya toplandıkça daha yoğun hale geldiler, bu yüzden yerçekimi gücü arttı ve birlikte daha da kümelenmeye başladılar. Yerçekimi arttı, bu yüzden her şey topaklandı, biraz kaçak bir tren gibi. Ve bu giderek hızlandı ve hızlandı. Ve şimdi olan şu ki, bu atom bulutlarının her birinin merkezinde, atomlar şiddetle birbirlerine çarpmaya başladılar ve özellikle atomların en çok olduğu merkezde, ısınmaya başladılar.
Şimdiye kadar hikayemiz soğumakta olan bir Evren hakkındaydı; aniden, Evrenin ilk kez ısınmaya başlayan bir alanından bahsediyoruz. Sonunda sıcaklık yaklaşık 3.000 dereceye ulaştı. Şimdi bu sıcaklık tanıdık geliyor olmalı. Bu, atomların artık bir arada tutunamadığı sıcaklıktır, çünkü protonlar elektronları tutamazlar, yani kozmik arka plan radyasyonunun yaratılmasından önce var olan plazma türünü yeniden yaratırsınız. Şimdi, buluttaki sıcaklık, sonunda 10 milyon dereceye ulaşana kadar yükselmeye devam ediyor. Ve bu sıcaklıkta olağanüstü bir şey olur: protonlar o kadar şiddetli bir şekilde birbirine çarpmaya başlarlar ki, pozitif yüklerinin itilmesinin üstesinden gelirler ve birlikte kaynaşırlar ve şimdi “güçlü nükleer kuvvet” tarafından bir arada tutulurlar. Bu olurken, maddelerinin bir kısmı saf enerjiye dönüştüğü için büyük bir enerji salınımı olur. Bu, bir Hidrojen-bombasında olanlara çok benzer.
Şimdi bulutun merkezinde, yerçekimi kuvvetine karşı geri iten ve her şeyi dengeleyen bir tür fırınımız var.
Ve şimdi olan şey, bir yıldız aydınlandı. Ve bu yıldız milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca parlayacak.
Şimdi bu kursta ikinci büyük karmaşıklık eşiğimizi geçtik. Büyük Patlama’dan yaklaşık 200 milyon yıl sonra, Evren yıldızlarla dolmaya başlar
- milyarlarca, milyarlarca ve milyarlarca yıldız.
Ve Evren şimdi çok daha ilginç bir yer.
İlk yıldızların ortaya çıkmasından önce gördüğümüz tek tip lapa yerine, artık yıldızlarla dolu bir Evrenimiz var. Sadece bakmak daha ilginç değil, yıldızlar bundan çok daha önemli; Evrenimiz, ışık ve ısı yayan bu tür parlayan pillerle doludur. Çok daha ilginç bir yer. Aslında, gökbilimciler bugün hala oluşan yıldızları görebilirler; bu bugün de devam eden bir süreçtir. Onları yıldız fidanlıklarında bulurlar; onlar uzayda görebileceğiniz en güzel yerlerden bazıları.
Ve aslında, gökyüzünde görebileceğiniz en güzel manzaralar arasında oldukları için Hubble web sitesine gitmeye veya bu yıldız çocuk yuvalarından bazılarına teleskopla bakmaya değer.
Yıldızlar, Evrenin karmaşıklığını başka bir şekilde artırır: Yıldızların seviyesinden galaksilere ve üstkümelere kadar birçok farklı ölçekte ona yeni yapı türleri verdiler. O halde bu yapıları tek tek açıklamaya çalışayım. Yıldızlarla başlayalım. Yıldızların kendileri çok net bir yapıya sahiptir.
Merkezde, gördüğümüz gibi, son derece yüksek sıcaklıktaki protonlar var ve bunlar helyum çekirdeği oluşturmak için birleşiyorlar.
Merkezin hemen çevresinde, çekirdeğin çevresinde, merkeze battıklarında sonunda kaynaşmaya hazır bir tür proton deponuz var. Şimdi, merkezden gelen enerji ve ışık fotonları, bazen binlerce yıl alarak, sonunda yüzeye ulaşana ve uzaya fırlayana kadar yavaş yavaş plazmada yol alırlar.
Yani yıldızların birçok yapısı vardır, ancak yıldızların kendileri yerçekimi ile çok daha büyük yapılarda bir araya toplanır. Bunlara galaksi diyoruz. Samanyolumuz bizim galaksimizdir; belki 100 milyar, bazıları 200 milyar yıldız içerir.
