Yıldız evrimi Önceki yazılarımızda yıldız merkezindeki hidrojeni yakıp bitirdikten sonra (içindeki toplam hidrojenin yüzde onu gibi bir miktarı), artık merkezde helyum oluşmuştur. Mevcut sıcaklıkta helyum yanmaz. Daha yüksek sıcaklık ve basınç gerekmektedir helyum yanması için. Yeterli enerji bulunursa helyum atomları da yakılabilecek ve yıldız parlamasını sürdürecektir.  Füzyon tepkimeleri dışında, enerji için yıldızın B-planı çekimsel çökmedir. Bu noktada B-planı devreye girer. Helyum atomlarını yakacak kadar enerjiye ulaşıncaya kadar çekimsel çökme devam eder; atomların kinetik enerjisi artar, yani merkezdeki sıcaklık ve basınç yükselir. Bu sürecin ne kadar devam edeceğini ise yıldızın kütlesi belirler. Helyum füzyonunda üç tane helyum atomu birleşerek yanar ve karbon atomunu oluşturur.  Merkezindeki helyumu yakıp bitirdikten sonra, yıldız artık aktif yaşamının önemli kısmını tamamlamış demektir. Helyumun yanmasıyla merkezde karbon atomları oluşur. Artık karbon atomu sıradadır. Bir sonraki aşamada karbon yanacaktır. Yıldızın merkezindeki sıcaklık 200 milyon dereceye çıkmış, ve bir santimetreküpünün ağırlığı 200000 gram olmuştur. Yıldız her kademede merkezindeki sıcaklığı çökerek veya büzülerek artırmaktadır. Bu işlem karbon yandıktan sonra da devam edecek ve diğer elementlerin yakılması gündeme gelecektir. Belli bir noktadan sonra yaşamının sonuna gelecektir. Çocukluğundan sonra, gençliğini, yaşlılığını yaşayacak, emekli olacak ve nihayet beklenen sonu yaşayacak ve ölecektir! Yıldızın sonunun nasıl olacağını belirleyen nedir? Tüm yıldızların sonu aynı mıdır, yoksa farklı mı olmaktadır? Daha ileri gitmeden bu soruya cevap arayan bir bilim insanından söz etmeden geçemeyiz. Bilim insanları bu sorunun cevabını ararken 1920’li yılların sonuna gelinir. 1928 yılında Hintli bir lisansüstü öğrencisi, İngiltere’ye (Cambridge’e), Sör A. Eddington isminde bir uzay bilimci ile çalışma yapmak üzere yola koyulur. A. Eddington o dönemde çok saygı duyulan aristokrat bir İngiliz astronomudur. Söz ettiğimiz öğrenci ise İngiliz sömürge ülkesinden gelen, 1910 Lahore doğumlu (şimdiki Pakistan), meşhur Subrahmanyan Chandrasekhar’dır. Chandrasekhar gemi ile yola çıkar. Uzun süren bir yolculuktur. Yaklaşık bir ay gibi. İnsan beyni ister karada ister denizde durmadan çalışmasını sürdürür şüphesiz. Chandrasekhar gemi yolculuğu süresince çalışmış, hesaplar yapmış ve sorunun cevabını bulmuştur. Sonunda İngiltere’ye vasıl olur ve Sör Eddington ile buluşur. Yaptığı çalışmaları ona anlatır. Ne yazık ki çalışmasını kabul ettirmekte çok zorlanmıştır. Beklediği desteği hocasından görememiştir. O yıllarda çekirdek tepkimeleri konusunda kıta Avrupasında da önemli araştırma ve çalışma yapan fizikçiler vardı (meşhur atom fizikçisi Niels Bohr gibi). Chandrasekhar yaptığı çalışmaları Avrupa’lı fizikçilere anlatmış ve beklediği kabul ve desteği görmüştür. Bu aşamadan sonra Eddington da destek vermek durumunda kalmıştır. Hintli fizikçinin gemi yolculuğu sırasında yaptığı bu çalışmalar alanında çığır açmıştır. Yıldızların evriminde kütlesinin tayin edici olduğu matematiksel olarak gösterilmiş ve sonradan gözlemlerle teyit edilmiştir. Doktorasını 1933 yılında Cambridge’de tamamlar ve bu çalışması için 1983 yılında Nobel ödülü alır. Böylece, yıldız yaşamının olası bir sonu olan ve “Beyaz Cüce” olarak bilinen evrim olayını keşfediyordu. Beyaz cüce olabilmesi için yıldızın kütlesi, yaklaşık Güneşinkinin bir buçuk katı veya bundan daha küçük olmalıydı. Chandrasekhar’ın hesapları bunu gösteriyordu. Bir sonraki yazımızda beyaz cüceyi anlatacağız ve ölüm sürecinin ve olayının nasıl olacağından; ölümünün ne kadar zaman sonra gerçekleşeceğinden söz edeceğiz. Ne kadar zaman sonra beyaz cücenin evrende karanlık bir maddeye dönüşeceğini, görünmez hale geleceğini ve ışık yaymayı durduracağını anlatacağız.