Güneşimiz ve Güneş Sistemimiz oluşmaya başlamadan önce 9,2 milyar yıllık kozmik evrim geçirdi. Böylesine küçük bir olay çok şeye yol açtı.
Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce, sıradan bir spiral galaksinin dikkat çekmeyen bir köşesinde, daha önce milyarlarca kez meydana gelmiş bir olay gerçekleşti: kendi yıldız sistemine sahip yeni bir yıldız doğdu.
Her ne kadar çoğu yıldız, kendi yıldız sistemlerinde yaşamın ortaya çıktığını asla görmese de, Güneşimiz, yörüngesinde dönen cisimlerden en az birinde yaşamı doğuran ve sürdüren enerjiyi sağlayacaktı: Dünya gezegeni.
Bugün, Büyük Patlama’dan 13,8 milyar yıl sonra, bu gezegende ortaya çıkan bir tür olan insanlık, öne çıktı ve geçmiş kozmik tarihimizi yeniden inşa etti. İşte Güneş’in doğuşu nasıldı.
Güneş ilk oluştuğunda Evren bugünkü yaşının yalnızca üçte ikisine sahip olsa da, o zamanlar her şey bugünkü haline çok benziyordu. Samanyolu nispeten yalıtılmış görünüyordu: nispeten mütevazı bir galaksi grubunun ikinci en büyük üyesi. Düşük kütleli cüce galaksiler, tıpkı Evren’in her yerinde olduğu gibi, yavaşça birleşirken ve daha büyük galaksiler tarafından yutulurken görülebiliyordu. Samanyolu boyunca yüz milyarlarca yıldız halihazırda parlamakta ve gaz kümeleri zaman zaman spiral kolları boyunca büzülerek yeni yıldız oluşum dalgalarını tetiklemektedir. Galaksimizde herhangi bir zamanda aktif olan bu bölgelerden onlarca ila yüzlerce vardır.
Bu süreç, bizimki gibi sıradan sarmal galaksiler de dahil olmak üzere, Evren’deki gaz zengini tüm sakin galaksilerde devam eder: yıldızlar yavaş yavaş, küçük patlamalar halinde oluşurken, gaz sarmal kollara çekilir ve yıldız oluşumu bu nesnelerde merkezden dışarı doğru yayılır. Samanyolu’ndaki bu bölgelerden birinde, Büyük Patlama’dan 9,2 milyar yıl sonra, bir gaz bulutu çökerek birçok yeni yıldızın ve muhtemelen bir yıldız kümesinin ortaya çıkmasına neden oldu. Bu kümelerden birinden belirli bir yıldız – Güneşimiz – ve Güneş Sistemimizin gezegenleri ve geri kalanı oluşmuştur. İşte Evren’in sonunda kozmik evimiz olacak olan şeyi yarattığı zamanki hal.
Yıldız oluşumunun hikayesi neredeyse tüm kozmik tarih boyunca devam etmiştir: ilk 50-100 milyon yıl hariç, Evren her zaman bir yerlerde, bir şekilde yıldızlar oluşturmuştur. Gaz bulutları büzüşür, çekirdek parçalanması olarak bilinen bir süreçten geçer ve Evren tarihinin %99’undan fazlasında yıldızlara yol açar – bunların yaklaşık yarısı tekli sistemlerde, diğer yarısı ise çoklu yıldız sistemlerinin üyeleri olarak oluşur. Ancak, bizimki gibi kayalık gezegenlere, yaşam için gerekli malzemelere ve potansiyel olarak yaşanabilir koşullara sahip yıldız sistemlerinin mümkün olması için biraz zaman ve kozmik evrim gerekti.
Galaksimizi kayalık gezegenler ve yaşam için ihtiyaç duyduğumuz ağır elementlerle doldurmak için birçok nesil yıldızın yaşaması ve ölmesi, yakıtlarını yakması, süpernova olması, dış katmanlarını patlatması ve yıldız kalıntısı (beyaz cüce-beyaz cüce ve nötron yıldızı-nötron yıldızı) çarpışmalarının meydana gelmesi gerekti. Güneş’in ağır elementlerinin en az %8-25’ine sahip bir yıldız oluşmadığı sürece, kayalık gezegenler pekala imkansız olabilir: bu durum galaksinin eteklerindeki ve galaktik haledeki yıldızları hala etkilemektedir. Güneş Sistemimiz ancak bu ham maddeler bir araya geldiğinde oluşabilir ve bizi meydana getirme potansiyeline sahip olabilir. Sahip olduğumuz özelliklerle var olabilmemiz için, bir dizi başka şeyin de doğru şekilde sıralanması gerekiyordu.
Spiral galaksiler kabaca bir krep şeklindedir: içlerindeki gaz, merkeze doğru daha yoğun ve dış kısımlarda daha az yoğun olan ince bir disk halindedir. Dönerken, iç kısımlar dış kısımlardan daha fazla sayıda döner; galaksiler dönen bir plak gibi değil, farklı şekilde döner. Buna ek olarak, gaz, toz ve diğer materyaller zaman içinde galaktik dış bölgelerden ve haleden galaktik merkeze doğru çekilme eğilimindedir ve burada iç bölgelerde zaten mevcut olan elementler ve materyallerle karışarak yıldız oluşum turlarına katılır.
Bu süreçler en ağır elementlerin tercihen merkezi bölgelerin yakınında, daha hafif elementlerin ise galaktik merkezden daha uzakta yer almasına neden olur. Güneş Sistemimiz, diskin kenarına doğru yaklaşık yarı yolda, merkezden yaklaşık 27.000 ışık yılı uzaklıkta, diski uzunlamasına kesecek olursanız orta kısmında bir gaz bulutundan oluşmuştur. Güneş Sistemimiz ilk oluştuğunda, yaklaşık %70 hidrojen ve %28 helyumdan ve diğer her şeyin toplamının sadece %2’sinden oluşuyorduk. Yine de bu, her şeyin %75 hidrojen, %25 helyum ve diğer her şeyin yüzde milyonda birinden daha az olduğu Büyük Patlama’dan bu yana uzun bir yol kat ettiğimizi göstermektedir.
Bizimki gibi galaksilerde – yani nispeten sessiz olan evrimleşmiş spiral galaksilerde – çoğu yıldızın oluşma şekli, diskteki gaz bulutlarının spiral kollardan birinden geçmesidir. Yoğunluk dalgaları galaktik disk boyunca yayılırken malzeme bu bulutların içine akar ve bu gaz ve tozun bir araya toplanmasına neden olarak öncekinden daha da büyük bir yoğunluğa ulaşır. Kritik bir yoğunluğa ulaşıldığında ve gaz/toz ısıyı dışarıya yayarak kendini yeterince hızlı soğutabildiğinde, yerçekimsel çöküş kaçınılmaz hale gelir. Bu çöküş nihayet gerçekleştiğinde, Güneş’in kütlesinin binlerce ila milyonlarca katı arasında değişebilen bu gaz bulutları yüzlerce, binlerce ve hatta daha fazla sayıda küçük kümelere ayrılmaya başlar.
İlk oluşan en büyük kümeler en fazla maddeyi çekmeye başlar ve en büyük, en büyük yıldızlara dönüşürler: tipik olarak bu gaz bulutlarının merkezi, yoğun bölgelerinde bulunurlar. Daha küçük kütleli kümeler daha yavaş büyür ve daha düşük kütlelere ulaşır, daha düşük kütleli yıldızlar oluşturur ve daha büyük, daha parlak, daha sıcak yıldızlardan gelen dış radyasyonla içlerindeki gaz ve tozun uçup gitme olasılığı daha yüksektir. Bu arada, bir araya gelen kümeler büyümelerinin hızlandığını göreceklerdir. Her yıldız oluşum bölgesinin içinde, yıldızları oluşturmak ve büyütmek için çalışan yerçekimi ile yıldız oluşum malzemesini buharlaştırmak için çalışan en sıcak yıldızlar tarafından yayılan radyasyon arasında bir yarış meydana gelir.
Zamanla, Evren’in kendisi büyük kazananların kimler olacağını açıkça ortaya koyar. En büyük yıldızların Güneş’imizden onlarca hatta yüzlerce kat daha büyük kütlelere ulaşabilen ve kendi yıldızımızdan binlerce ila milyonlarca kat daha parlak radyasyon yayabilen yıldızlar olduğunu düşünebilirsiniz. Kütle, sıcaklık, parlaklık ve toplam yayılan enerji açısından büyük kazananlar bunlardır. Bu devler, nispeten kısa bir süre içinde, çevrelerindeki gazı buharlaştırarak doğdukları aktif yıldız oluşum bölgelerini yok edecek, daha düşük kütleli yıldızların ve protostarların belirli bir noktadan sonra büyümesini engelleyecektir.
Ancak bu yıldızlar için – en büyük kütleli olanlar – zafer kısa ömürlüdür ve önemli bir anlamda Pirus’tur. En büyük kütleli yıldızlar en parlak, en ışıltılı ve görülmesi en kolay yıldızlar olurken, aynı zamanda sayıları da en az olanlardır. Kütle çekiminin çok inatçı bir canavar olduğu ortaya çıkıyor, çünkü gazı, maddenin en yoğun bölgelerden çok daha seyrek olduğu bölgeler de dahil olmak üzere çok çeşitli bölgelere çekiyor. Büyük, yıldız oluşturan bir nebula onlarca hatta yüzlerce yüksek kütleli yıldız oluşturabilirken, oluşan her yüksek kütleli yıldız için yüzlerce düşük kütleli yıldız oluşturacaktır. En parlak, en sıcak, en mavi yıldızlar başlangıçta tüm dikkatleri üzerlerine çekseler de, kozmik ölçeklerde sadece saman alevi gibidirler. Sadece birkaç milyon yıl geçtikten sonra hepsi yok olacak.
“İki kat daha parlak yanan alev ancak yarısı kadar uzun yanar” sözünü duymuş olabilirsiniz, ancak yıldızlar için durum bundan çok daha kötüdür. Bir diğerinden iki kat daha büyük olan bir yıldız yakıtını yaklaşık sekiz kat daha hızlı yakar ve bir diğerinden on kat daha büyük olan bir yıldız daha düşük kütleli yıldızın %1’inden daha az yaşayacaktır. Güneşimiz gibi 10-12 milyar yıl yaşayabilen bir yıldızla karşılaştırıldığında, Güneşimizden onlarca hatta yüzlerce kat daha büyük olan bir yıldız, en fazla birkaç milyon yıl geçtikten sonra ömrünün sonuna ulaşacaktır. Ve bir gezegenimsi bulutsu içinde yavaşça ölecek olan Güneş’in aksine, en büyük kütleli yıldızlar çekirdek çökmesi süpernovaları gibi şiddetli yıldız felaketlerinde öleceklerdir.
Güneş Sistemimizi meydana getiren yıldız oluşum sürecinin başlarında, Güneş’imize dönüşecek olan protostar hala madde çekmekte, büyümekte ve bir madde diski tarafından yörüngelenen merkezi bir yıldız oluşturmak için çökmeye çalışmaktaydı: gezegenlerin ve daha fazlasının sonunda ortaya çıkacağı bir yıldız çevresi diski. Bu arada, çevresindeki en büyük yıldızlar yakıtlarını öfkeyle yakıyor, süpernova olaylarında patlıyor ve tüm gazı başarılı bir şekilde buharlaştırdıkları çevredeki herhangi bir ortamda yıldız oluşumuna son veriyorlardı. Evren şiddetli bir yerdir ve yıldız oluşum bölgeleri en şiddetli yerlerden bazılarıdır: akıl almaz ölçeklerde bir doğum ve ölüm karışımı.
Evrende oluşan diğer tüm yıldızlara kıyasla Güneşimize baktığımızda, Güneş’in şu anki kütlesinin 260 katına kadar ağırlığa sahip olan en büyük kütleli yıldızlardan çok uzağız. Bununla birlikte, Güneşimizi bulduğumuz yıldızların düşük kütleli ucuyla karşılaştırdığımızda, tam olarak en az kütleli yıldızlar arasında da olmadığımızı öğreniyoruz. Güneşimize dönüşecek olan merkezi madde kümesi daha büyük, daha erken başlamış ve mevcut kümelerin büyük çoğunluğundan daha hızlı büyümüştür. Bugün Güneşimize bir göz atıp onu Evrendeki diğer tüm yıldızlarla karşılaştıracak olursak, işte şaşırtıcı bir gerçek: Dışarıdaki tüm yıldızların %95’inden daha büyüktür.
Aslında, tüm yıldızların %75 ila %80’i kırmızı cüce (M sınıfı) yıldızlardır: Güneş’in kütlesinin yaklaşık %40’ından daha fazla olmayan, en düşük kütleli, en soğuk ve en küçük yıldız sınıfı. Geri kalan yıldızların yarısından fazlası bir üst sınıftır: Güneş’ten daha küçük, daha az kütleli ve daha soğuk olan K sınıfı (Güneş’in kütlesinin yaklaşık %40-80’i kadar). Ana yıldızımıza yol açmak için bir araya gelen madde miktarı kütle açısından ortalamanın üzerindeydi, ancak çok önemli bir şekilde tipikti: yalnızdık, sistemimizde başka yıldız yoldaşları yoktu.
Samanyolu büyüklüğündeki galaksilerde bulduğumuz büyük yıldız oluşum bölgelerinin çoğunda binlerce yeni yıldız doğar. Bunların birçoğu çoklu yıldız sistemlerinde bir araya gelirken, toplamda yaklaşık yarısı başka bir yıldız arkadaşı olmayan tek yıldızlar olacaktır. Bunu, RECONS olarak bilinen bir işbirliği sayesinde Dünya’ya yakın yıldızlara bakarak nispeten yakın bir zamanda öğrendik. REsearch Consortium On Nearby Stars (RECONS) 25 parsek (yaklaşık 81 ışık yılı) içinde bulabildikleri tüm yıldızları inceledi ve toplam 2,959 yıldız keşfetti. Bunlardan 1533’ü tek yıldız sistemiydi, ancak geri kalan 1426’sı ikili, üçlü veya daha karmaşık sistemlere bağlıydı.
Güneşimizin neden çok yıldızlı bir sistem yerine tek yıldızlı bir sistem olduğunu uzun zamandır merak ediyorduk. Sonuçta, neredeyse her konfigürasyonda doğabilirmiş gibi görünüyor, öyleyse neden bu konfigürasyonda ortaya çıktık? Tamamen şans eseri gibi görünse de, şu anda 5000’den fazla dış gezegen keşfettiğimiz ve yıldızlarının etrafında “yaşanabilir bölge” olarak adlandırdığımız bölgede bulunan kayalık gezegenlerin – Dünya benzeri atmosferik basınçlar göz önüne alındığında yüzeylerinde sıvı su için doğru koşullara sahip – çok yıldızlı sistemlerde neredeyse hiç bulunmadığı ortaya çıktı. Belki de Güneşimizin tekil bir yıldız olmasının nedeni, tekil yıldız sistemlerinin potansiyel olarak yaşanabilir dünyalara ev sahipliği yapma olasılığının en yüksek olmasıdır: bu Evrende ortaya çıkacaksak kesinlikle ihtiyacımız olan bir şey.
Yıllar geçtikçe, Güneşimize dönüşen gaz bulutunun parçası büyük ölçüde merkezi bir kümede madde biriktirerek bir protostar oluşturdu. Bu protostarın içindeki parçacıklar ısı yayarak çökmesini ve yoğunlaşmasını sağlarken, yerçekimsel çökme aynı anda bu kümenin en içteki merkezi çekirdeğinde sıcaklığın artmasına ve yükselmesine neden olur. Bir noktada kritik bir eşiğe ulaşılır: 4 milyon K’lik bir sıcaklık, tek tek protonların proton-proton zinciri yoluyla nükleer füzyon süreciyle daha ağır elementlere dönüşmeye başlayabileceği noktadır.
Bu, yıldızımızın – Güneş’in – resmi olarak “doğmuş” kabul edildiği anı işaret eder. Bildiğimiz kadarıyla bu an 4,56 milyar yıl önce, Evren şu anki yaşının yaklaşık ⅔’ündeyken gerçekleşmiştir. Merkezi yıldız tutuşur ve bu da aşağı yönde şiddetli bir dizi etkiyi tetikler.
Bir disk içinde dağılmış olan protostarı çevreleyen madde, yıldız radyasyonu ve rüzgarlar nedeniyle içten dışa doğru buharlaşmaya başlar.
Çevresindeki yıldız diski sadece 500.000 ila 2.000.000 yıl sonra parçalanmaya ve kümeler oluşturmaya başlar: ilk protoplanetler.
Ve çeşitli uçucu maddeler kaynayarak uzaklaşır ve çeşitli buz formlarının artık bu çizginin iç kısımlarındaki bölgelerde varlığını sürdüremediği bir dizi “donma çizgisi” oluşturur.
Bu nihayet anlatabildiğimiz dikkate değer bir hikâye, zira ancak son yıllarda yıldız sistemlerini oluşumlarının bu çok erken aşamalarında gözlemleyebildik ve merkezi yıldızlar ile protostarları gaz, toz ve genellikle içlerinde boşluklar bulunan protogezegensel disklerle örtülü halde bulduk. Bunlar, dev ve kayalık gezegenlere dönüşecek ve bizimki gibi tam yıldız ve gezegen sistemlerine yol açacak olan tohumlardır. Oluşan yıldızların çoğu -büyük olasılıkla bizimki de dahil olmak üzere- büyük yıldız kümelerindeki diğer binlercesinin arasında oluşmuş olsa da, göreceli olarak izole bir şekilde oluşan birkaç aykırı yıldız da vardır.
Her iki durumda da oluşan yıldız kümeleri nadiren uzun süre varlıklarını sürdürür ve neredeyse tüm kümeler 1 milyar yıldan kısa bir süre içinde üyelerini dışarı atar ve tamamen ayrışır. Her ne kadar Evren’in tarihi bizi milyarlarca yıl önce oluştukları bulutsudan ayırıp galaksinin dört bir yanına dağıtarak yıldız ve gezegen kardeşlerimizden ayırmış olsa da, ortak geçmişimiz devam etmektedir. Ne zaman Güneşimizle yaklaşık aynı yaşta ve ağır element bolluğunda bir yıldız bulsak, merak etmekten kendimizi alamıyoruz: Bu bizim uzun süredir kayıp olan kardeşlerimizden biri mi? Galakside muhtemelen binlercesi dolaşıyor ve belki bir gün, milyarlarca yıl önce bizimle aynı fidanlıkta büyüyen kozmik kardeşlerimizi tespit edebiliriz.
*Bu yazı What was it like when the Sun was born? başlıklı yazıdan çevrilmiştir.
