Bu bölüm için büyük soru, yıldızların nasıl oluştuğunu nasıl bileceğiz? Evren hakkında öğrenebileceğimiz her şey, fotonları burada, yerdeki, Dünya'daki veya uzaydaki uydularımız aracılığıyla teleskoplarımızla tespit etmeye bağlıdır. Yani yaptığımız her şey, evrenimiz ve içindeki yerimiz hakkında anladığımız her şey, bu tür gözlemlerin ve bu gözlemleri destekleyen teorinin birleşimidir. Yaklaşık 400 yıl önce Galileo Galilei'nin ilk kez ilkel bir teleskop kullandığı diyecektim aslında bu bir efsane, teleskopu kendisi icat etmedi. O tüpe dışarıdan gelen ışığı büyütmek için bir tüpte birkaç lens kullanmak için Hans Lipperhey adlı Hollandalı bir enstrüman yapımcısının tasarımını kullandı.  

Bu dünya görüşünü değiştirdi, göklerdeki yıldızlara bakmak için kullanılan ilk optik teleskoptu. Venüs'ün hilalleri olduğunu gösterdi, Ay yüzeyinin mükemmel olmadığını, vadileri ve kraterleri olduğunu gösterdi, Jüpiter ve Satürn'ün etrafında küçük uydular gördü, küçük minyatür güneş sistemleri ve bu, evrene bakışımızı tamamen değiştirdi ve bu sadece elektromanyetik spektrumun çok küçük bir bölümünü kullandı.  

Gözlerinizin hassas olduğu optik kısım çok küçük bir kısımdır. Daha uzun dalga boylarına giderseniz, yani tayfın kırmızı kısmına girersiniz, kızılötesine çıkarsınız, orta kızılötesi, uzak kızılötesi, milimetre ve radyoya gidersiniz. Radyo istasyonlarımız olduğu gibi, radyo astronominiz var ve bu, 2. Dünya Savaşı'ndan hemen sonra, gelen uçakları tespit etmek ve düşmanlarımıza karşı savunmamıza yardımcı olmak için kullandığımız radarların uzaya çevrilmesi ve büyük radyo galaksilerinden ilk sinyalleri aldığımız zaman geliştirildi. 

 Diğer tarafa gidersek, ultraviyole ve ardından x-ışınları dahil yüksek enerjili fotonlara gidebilirsiniz. Yani, bugün modern gökbilimci, daha önce sahip olduğumuz evrenin kırpışmış görüntüsüne sahip değil, bu tam da kendi gözlerimizle gördüğümüz şey. Ancak yüksek enerjili fotonlardan, x-ra, y ve gama ışınlarından ve UV'den, optik ve ötesine kızılötesine, milimetrenin altına, milimetreye kadar tüm elektromanyetik spektrum boyunca genişlediler. ve uzaktaki radyo ve aradaki her şey. Yani, bir dalga boyu bölgesinde gördüğümüz şey, başka bir dalga boyu bölgesinde gördüğümüzden tamamen farklı olabilir. Çünkü yoğunluk, sıcaklık, basınç ve maddenin fiziksel ortamları kendilerini farklı şekillerde, spektrumun farklı bölümlerinde gösterirler. 

Şimdi yıldızları düşündüğümüzde, güneşimizi düşünürüz. Bize en yakın yıldız bu. Bu Dünya'da burada hayat veren yıldızdır. Kendi yıldızımızın, güneşimizin, kendi güneşimizin kökenini nasıl yeniden inşa ederiz?  

Nereden geldi? Ne zaman doğdu? Kaderi ne olacak?  

Bunlar, sadece kendi yıldızımızı incelemekle kalmayıp çok detaylı olarak yapabileceğimiz şeyler değil, aynı zamanda kendi güneşimize ve daha büyük yıldız ailesine, sıcak, soğuğa benzeyen diğer yıldızlara da bakıyoruz. Büyük, küçük, genç ve yaşlı. Bütün bunlar birlikte bize yıldızların nasıl evrimleştiğine dair genel bir fikir veriyor. Son on yılda geliştirilen ve Avustralya'da ortaya çıkan ilginç yeni bir alan var. Buna galaktik arkeoloji deniyor. İşte gökbilimcilerin artık çok sayıda yıldız için genetik parmak izine benzer bir süreci kullanarak adli olarak incelemek için elde edebileceğimiz inanılmaz derecede hassas verileri kullandığı yer burası. Yıldızların doğası, tüm yıldız popülasyonları ve böylece zamanı geri alabiliriz ve bu genetik parmak izi işlemiyle yıldızların bugün bulundukları yere nasıl evrimleştiklerine bakabiliriz. Özelliklerine bakabiliriz, sıcaklıklarına, uzay hareketlerine, hızlarına, bolluklarına, kaç metale sahip olduklarına bakarız, yüzey ağırlıkları ve nereye gittiklerine Galaksimizdeki bir milyona kadar yıldız için. Ve sonra saate bakıp geriye dönebilir ve nereden geldiklerini ve nereye gideceklerini görebiliriz. Ve bunu bu galaktik arkeoloji süreciyle yaptığımızda, aslında galaksimizin aslında çok daha karmaşık olduğunu ve ilk başta düşündüğümüzden çok daha ilginç bir evrimsel tarihe sahip olduğunu görüyoruz.  

Güneşimiz bir G 2V yıldızıdır. O ne demek? G2, yaygın bir yıldız türü olan G tipi yıldızların bir alt sınıflandırmasıdır. Çok sıcak değil, çok soğuk değil, çok büyük değil, çok küçük değil. V alt simgesi, bize bunun bir ana dizi yıldızı olduğunu söyleyen bir parlaklık sınıfıdır. Ana sekans dediğimiz yerde hidrojen yakıtı yakıyor, onu helyuma dönüştürüyor ve bunu birkaç milyar yıl daha yapmaya devam edecek. Bunu zaten dört milyar yıldan fazladır yapıyor. Hayatının yaklaşık yarısı. Bu normal bir yıldız, dışarıda bizim güneşimiz gibi yüz milyonlarca yıldız var. Ama yıldızların hepsi farklı türdendir.  

Yıldızlar inanılmaz çeşitlilikte kütleye ve kimyasal bileşime sahiptir. Ve kendi galaksilerindeki yıldız popülasyonlarını iki temel türe ayırıyoruz: Yıldız popülasyonlarından bahsedersek, önce güneşimiz gibi bir yıldız popülasyonundan bahsedelim. Bu tür yıldızlar tipik olarak parlaktır, sıcaktır, gençtir ve metal açısından zengin dediğimiz şeylerdir. Bir dakika içinde size bunun hakkında daha fazla bilgi vereceğim. Tipik olarak bir sarmal gökada olan Samanyolu gibi sarmal gökadalar diskinde bulunurlar. Ve ayrıca bu tür yıldızların doğduğu sarmal kollarda, metal açısından zengin yıldızlardır. Bunun anlamı, atmosferlerinde ağır elementlere sahip olmalarıdır. Şimdi gökbilimciler metallerden bahsettiklerinde, aslında konuştukları şey, en hafif element olan hidrojenden daha ağır olan elementlerdir. Öte yandan, ikinci gurup yıldızlar çok daha yaşlı yıldızlardır. Metal açısından çok fakirdirler ve galaksimizdeki en eski yıldız kümelerinden bazıları olan, milyarlarca yıllık olan küresel kümelerde ve bunlardan oluşan galaksimizin merkezi çıkıntısında bulunurlar. Aslında, kendi galaksimizin başlangıcına ve doğumuna oldukça yakın bir zamanda, bu kadar düşük kütleli yıldızlar doğdu ve bu nedenle galaksimizin doğuşu sırasında var olan temel bolluklarla doğdular. Ve milyarlarca yıl önce, galaksimiz yaratıldığında, ağır metallerin bolluğu bugün olduğundan çok daha düşüktü. Birinci nüfus ve iki yıldızdan bahsettim, ancak yıldız oluşumunun kendisinden bahsetmedim. 

 Başlangıç olarak yıldızların oluşma süreci. Şimdi bu süreç oldukça iyi anlaşıldı, Bugün galaksimizde sahip olduğumuz yıldızlar açısından. Bu yıldızlar tipik olarak moleküler bulutlarda, bazen de dev moleküler bulutlarda oluşur. Belki de kendi güneşimizin kütlesinin bir milyon katı kütlelerle. Bu bulutlar çok soğuk ve çok opaktır, bu yüzden normal optik ışık hiç nüfuz edemez, ancak bu moleküler bulutlar kendi kütleçekimleri altında büzüşürler. Bu, yoğunluğun artmasına yol açar, ancak aynı zamanda bir duruma gelene kadar sıcaklığı da arttırır, fiziksel koşullar nükleer füzyon oluşturmak için gereken inanılmaz sıcaklıklara yol açmak için tam olarak doğrudur. Ve o aşama, çöken protostar kendi ışığıyla parlamaya başlar ve yeni bir yıldız etkili bir şekilde doğar. Şimdi bu, yerçekimsel büzülme yoluyla bir süreç. Peki bu yerçekimi daralması nasıl gerçekleşir? Bir de kendi galaksileriyle çiftleşen, hızlı yaşayan ve genç ölen, belki de sadece birkaç on milyon yıl yaşayan büyük yıldızlar süpernova olduklarında, yıldızlararası şok dalgaları gönderdiklerinde, kendi kendini çoğaltan şeyler fikri de var. Ve bu şok dalgaları, çevredeki artık gaz ve tozu sıkıştırabilir ve etrafında yeni yıldızların doğabileceği yeni bir çekirdek oluşturabilir. Bir yıldızın doğduğunda kütlesindeki küçük bir değişiklik, aslında yıldızın ömrü üzerinde inanılmaz bir etkiye sahiptir. Öyleyse, yaşam süresini milyonlarca yıl değiştirmek için bir yıldızın kütlesini yalnızca yüzde birkaç değiştirmeniz gerekir. Dolayısıyla, tanımı gereği bir güneş kütlesi olan bizim güneşimiz gibi bir kütle, yaklaşık sekiz veya dokuz milyar yıl dayanacaktır. Oysa, bizim güneşimizin kütlesinin yalnızca sekiz katı olan sekiz güneş kütlesine sahip bir yıldız, belki de yalnızca birkaç yüz milyon yıl dayanabilir. Öyleyse buradaki nokta, bir yıldızın kütlesinin yaşam süresini, nasıl yaşayacağını belirlediğidir. Dediğim gibi, devasa yıldızlar hızlı yaşar ve genç ölürler ve muhteşem süpernova patlamalarında dışarı çıkarlar. Güneşimiz gibi yıldızlar milyarlarca yıl yaşarlar ve güneş rüzgârında küçük miktarlarda madde yayarlar. Ve sonunda, yüz milyarlarca yıl boyunca sonunda solup soğuyacağı bir beyaz cüce haline gelir. Yani bir yıldızın yaşamı, kütlesine kritik bir şekilde bağlıdır. 

  Şimdi sadece kendi galaksimizde değil, aslında evrende oluşan ilk yıldızlardan bahsedeceğim. Bu üç yıldızın, Büyük Patlama'dan sonra evren tarihinde çok erken bir zamanda oluştuğu düşünülüyordu. Çeşitli modeller, evrenimizdeki ilk yıldızların bu ilk doğum yaşının, bugün 13,8 milyar yıl önce olduğunu bildiğimiz Büyük Patlamadan 30 milyon ila 500 milyon yıl sonra olabileceğini gösteriyor. Bu ilk yıldızlar tipik olarak bugün var olan çoğu yıldızdan çok daha parlak parladı. Ve çok büyük oldukları için, bizim güneşimizin 50 ila 100, 150 katı kütleye sahip oldukları için, sadece birkaç milyon yıl içinde doğumdan ölüme geçerler. Bir süpernova olarak patlamadan önce, belki iki ila üç milyon yıl. 

İlk Yıldızlar: 

Zaman çizelgesi 

13,8 milyar yıl önce: Büyük Patlama 

Büyük Patlama'dan 3 dakika sonra: Hidrojen ve helyum çekirdeğinin oluşumu 

Büyük Patlamadan 380.000 yıl sonra: Kozmik fon radyasyonunun salınımı ve elektriksel olarak nötr hidrojen atomlarının oluşumu 

Büyük Patlamadan 560 milyon yıl sonra: İlk yıldızlar kısa süre sonra oluşan galaksilerle canlanıyor 

8-10 milyar yıl önce: Diğer birkaç galaksinin birleşmesinden galaksimiz Samanyolu'nun oluşumu. 

4.567 milyar yıl önce: Güneş'in oluşumu ve güneş sistemimizin oluşumunun başlangıcı. 

İlk Yıldızlar:

Sözlük

Elektromanyetik spektrum: Elektromanyetik radyasyonun olası tüm frekanslarının aralığı; İnsan gözü elektromanyetik spektrumun yalnızca çok küçük bir kısmını görebilir. Bilim adamları geri kalanını görüntülemek için özel aletler kullanıyor. Elektromanyetik spektrumu görüntülemek özellikle yıldızları ve daha geniş Evreni incelemek için faydalıdır.

Galaktik arkeoloji: Gökyüzünün belirli bir parçası için somut bir anlatı oluşturmak üzere evrene bakma, yıldızların yaşlarını tahmin etme, onları büyüklük, nitelik, kimyasal yapı vb. açısından sınıflandırma süreci.

Foton: Elektromanyetik radyasyonun temel bir parçacığı, en yaygın olarak ışık fotonları olarak anılır.

1. Yıldız Popülasyonu: Genellikle daha genç, daha büyük ve metal açısından zengin olma eğilimindedirler çünkü bunlar süpernova sırasında daha yaşlı yıldızlardan fırlatılan kimyasal elementlerin alıcılarıdır.

2. Yıldız Popülasyonu: Genellikle daha küçük, daha yaşlı olma eğilimindedirler, milyarlarca ve milyarlarca yıl boyunca daha soğuk yanarlar ve sonuç olarak metal bakımından fakirdirler çünkü büyük ölü yıldızlardan gelen kimyasal elementlerin alıcısı olmamışlardır.

Güneş Kütlesi: Kendi Güneşimizin kütlesini tek bir birim olarak kullanarak yıldızların kütlesini ölçmek için bir referans çerçevesi. Daha büyük bir yıldız, örneğin 8 güneş kütlesine sahiptir (Güneşimizin 8 katı büyüklüğünde).

Beyaz Cüce: Bir yıldızın ömrünün sonuna gelmiş kalıntısı.