Bir Yıldızın Yaşam Döngüsü ve Kara Delik Oluşumu

Büyük miktarda hidrojen atomu kütle çekim kuvveti etkisiyle bir araya gelir ve çarpışır. Bir süre sonra atomların hızları çok büyük değerlere ulaşır ve çarpışmalar öyle şiddetlenir ki hidrojen atomları artık birbirleri üzerinde sekmez, bunun yerine birleşerek (füzyon tepkimesi-hidrojen bombası) helyum atomlarını meydana getirir. Bu sırada oluşan termal basınç (ısı enerjisi) yıldızın kütle merkezinden dışarı doğrudur ve bu yön kütle çekim kuvveti ile zıttır. Nihayetinde bu iki zıt yönlü kuvvet eşitlenip denge sağlanıncaya dek termal basınç artmaya devam eder, sonunda sabitlenir. Yıldızın kütlesine göre bu denge milyonlarca veya milyarlarca yıl devam edebilir. Ancak sonunda yıldız nükleer yakıtını bitirir ve artık dışa doğru olan termal basınç, merkeze doğru olan kütle çekim kuvvetine yenik düşer. Bu durumdaki bir yıldız için 3 seçenek mevcuttur.  

Birinci ve ikinci seçenek yoğunluğu kısmen daha düşük (aynı hacimde kütlesi daha az) yıldızlardan bahseder. Üçüncü seçenek ise kara delik oluşumuna işaret eder.

Beyaz Cüce Oluşumu: Yaşam süresini doldurmuş ve kütle çekim etkisi ile merkeze doğru çöken bir yıldızın kütlesi, Chandrasekhar sınırından az ise, bu yıldız bir süre sonra küçülmeye son verip birkaç bin kilometre yarıçapa ve m3 başına yüzlerce tonluk yoğunluğa sahip “beyaz cüce” ye dönüşebilir. Bu şekilde gözlemlenen beyaz cücelerden en parlağı Sirius’un etrafında dönmektedir.

Nötron Yıldızı Oluşumu: Nötron ve protonlar arasındaki itme kuvveti ile desteklenip, yoğunluğu beyaz cüceden daha fazla olan(benzer bir kütlenin 15 km’de sıkıştığını düşünelim.) yıldızlar ise “nötron yıldızı” olarak değerlendirilir. 

Eğer yıldızın yarıçapı Chandrasekhar sınırından fazla ise yıldızı başka bir gelecek beklemektedir. Bazen bu tür yıldızlar patlayabilir veya kütlesini azaltmak üzere bir miktar maddeyi dışarı verebilir. Böylece kütle çekimsel felaketten kurtulmuş olur. Peki ya yıldız bu durumlardan hiçbirini gerçekleştirmezse? Yıldızın kütlesi nihayetinde tek bir noktaya mı çöker? Einstein ve Eddington gibi bilim insanları bu durumun mümkün olmadığına inanıyordu.  

Bu bilinmezliğe bir çözüm ilk olarak 1939 yılında atom bombası ile ün yapmış Amerikalı fizikçi Robert Oppenheimer’dan gelmiştir. Yıldız büzüştükçe kütlesi daha küçük bir hacme toplanır ve kütle çekim git gide artar. Kütle çekimle doğru orantılı olarak yüzeyden kaçış hızı da artar. Kaçış hızı 300.000 km/s olduğu andan itibaren ışık bile ondan kaçamayacaktır. Görelilik kuramına göre hiçbir şey ışıktan hızlı olamaz. Artık yıldız kendisinden hiçbir şeyin kaçamadığı, ışığı dahi yuttuğu için gözle görülemeyen bir “kara deliğe” dönüşmüştür. 

Kara deliğin ne kadar yoğun olduğunu (kütlesinin ne kadar küçük bir alanda toplandığını) anlamak için şu örneği verebiliriz: eğer Güneş’i çapı 3 km veya Dünya’yı çapı 9 mm olacak kadar küçük bir hacme sığdırabilirseniz elde edeceğiniz şey bir kara delik olacaktır. 

Yıldızların ne kadar yaşayacağının en büyük belirleyicisi başlangıç kütleleridir. Başlangıçtaki kütle ne kadar büyükse, yıldızın kütle çekimini dengelemek için o kadar büyük bir termal basınç gerekir. Termal basıncın büyük olması ise yıldızın nükleer yakıtını daha kısa sürede bitirmesi anlamına gelmektedir. Örneğin Güneş’imiz 4.5 milyar yıldır hayatta olan ve toplamda 10 milyar yıl yaşayacağı düşünülen orta büyüklükteki bir yıldızdır. Güneş'ten çok daha büyük kütleli yıldızların ise ancak birkaç yüz milyon yıl yaşadığı bilinmektedir.