Sekiz Güneş kütlesinden küçük yıldızlar “küçük yıldız” ötekiler de “büyük yıldız” olarak tanımlanır. Küçük kütleli yıldızlarda merkezdeki yakıt yani hidrojen tükenince helyum “yakılmaya” başlanır. Bu andan itibaren yıldız bir ana kol yıldızı olmaktan çıkar. Artık ömrünün son aşamasına gelmiştir. Bu yeni süreçte merkezde üretilen enerji ve oluşan basınç, yıldızın içine çökmesi için çalışan kütleçekim kuvvetini dengelemenin ötesine geçer. Bunun sonucunda merkezden uzak bölgelerde (zayıf bir kütleçekimle yıldıza bağlı olan) maddeler hızla uzaya doğru genişlemeye başlar. Yıldız sanki ikiye bölünmüş gibidir: Merkezde ışıyan ve küçülen “çekirdek” ve uzaya doğru giderek genişleyen üst katmanlar vardır. Yıldız bir dizi aşamadan geçtikten sonra bir “kırmızı dev” olur; öylesine büyür ki yarıçapı 2-3 AB kadar olabilir. Bu hızlı genişleme sürer ve zamanla yıldızın dış katmanları uzaya yayılır. Yıldızın artık geri dönüşü olmayan bir şekilde uzaya yayılan bölümüne “gezegenimsi bulutsu” denir.Bu sırada yıldızın çekirdeği de bir süre daha içine çöker. Merkezin içine çöküşü sona erdiğinde geriye çok küçük ama çok da yoğun -örneğin Güneş kütlesinde ama Dünya büyüklüğünde- bir yıldız kalır. Bu tür yıldızlara beyaz cüce denir. Beyaz cücelerin kütlesi 0,2-1,3 Güneş kütlesi arasında olur. Böylesi büyük bir kütlenin Dünya kadar küçük bir hacme sığması nedeniyle beyaz cücelerin yoğunlukları çok çok yüksektir -1 ton/cm3 kadar yani suyun bir milyon katı. Samanyolu’ndaki yıldızların %95’i küçük yıldızlardır ve sonunda birer beyaz cüce olacaklardır. Beyaz cücelerin kendi enerji kaynakları olmadığından yüzey sıcaklıkları ve parlaklıkları zamanla azalır ve renkleri değişir. Bunlar emekliye ayrılmış yıldızlar gibidir. Artık etkin değillerdir. Sahip oldukları enerjiyi uzaya yayarlar. Bu enerji de giderek azalır ve beyaz cüceler milyarlarca yıl içinde kararır. Güneş’e en yakın 100 yıldızdan sekizi beyaz cücedir.
Büyük kütleli yıldızların sonu, küçüklere göre oldukça farklı ve şiddetli olur. En büyük ana kol yıldızları yaklaşık 100 Güneş kütlesindedir. Böyle yıldızlarda yıldızı oluşturan maddeyi yıldızın merkezine doğru çeken kütleçekim kuvveti de büyüktür. Dolayısıyla yıldızın merkezindeki sıcaklık ve basınç da daha büyük olur ve nükleer tepkimeler daha hızlı gerçekleşir. Yani daha çok hidrojen, helyuma dönüşür ve daha çok enerji ortaya çıkar. Bunun sonucunda merkezden dışa doğru olan basınç da daha büyük olur. Yıldız daha büyük bir kütleçekim kuvvetiyle ona karşı koyan daha büyük bir basıncın dengesindedir. Ancak bu durumu sağlamak ve sürdürmek için merkezde daha çok madde dönüştürülür, bir anlamda “yakıt” daha hızlı tüketilir. Bu tür büyük kütleli yıldızların yüzey sıcaklıkları yüksek ve parlaklıkları büyük olur ama çok hızlı da yakıt tükettiklerinden ömürleri kısadır. Güneş’ten on kat daha kütleli bir yıldızın ömrü Güneş’inkinin neredeyse binde biri kadardır.
Bunlarda merkezdeki yakıt tükenince yeni elementlerin yakıt olarak kullanılması süreci başlar ve bu süreç demire kadar devam eder. Merkezde demirden bir çekirdek oluştuktan sonra süreç durur. Yıldızı hidrostatik dengede tutan güç son kez kesilince merkez hızla kendi içine çökmeye başlar. Kısa süren bu aşamanın sonunda yıldız süpernova denen korkunç bir patlamayla içeriğinin büyük bölümünü uzaya saçar. Bu patlama sırasında patlamanın enerjisiyle demirden daha ağır elementler oluşur ve uzaya yayılır. Patlamada yayılan ışık bir gökadanın yaydığı ışığa yakındır. Aslında bir süpernovada uzaya yayılan enerjinin ancak on binde biri görünür ışık şeklinde olur.
Eğer yıldızın ilk kütlesi 8-20 Güneş kütlesi arasındaysa, süpernovadan sonra merkezdeki çekirdekten geriye çok çok küçük bir yıldız kalır. Bu sıra dışı yıldızın neredeyse bütün kütlesi nötronlardan oluştuğu için buna nötron yıldızı denir. Bunlar gerçekte yıldız değildir. Kendi ekseninde çok hızlı -saniyede onlarca kez- dönen nötron yıldızları beyaz cücelerden de yoğun gökcisimleridir. Aşırı sıcak ve aşırı derecede de manyetiktirler. Tipik bir nötron yıldızının kütlesi 1,3-2 Güneş kütlesi arasında olur. Çapı da yalnızca 12 km kadardır. Nötron yıldızlarının yoğunlukları 1020 ton/cm3 düzeyindedir.
Eğer ölmekte olan yıldızın ilk kütlesi 20 Güneş kütlesinden daha büyükse, bu kez süpernova sırasında merkezdeki çekirdek nötron yıldızına dönüşmez. Yoğunluğu çok daha yüksek bir gökcismi ortaya çıkar: Karadelik.
Kaynak: Çağlar Sunay, 50 Soruda Evren, Bilim ve Gelecek Kitaplığı, İstanbul, 2011, ss. 176-180
