Simon Singh - Big Bang'in Romanı-Büyük Patlama ve Evrenin Başlangıcı

bir yıldızın ömrünün sonlarına geldiğinde, hidrojen yakıtı
bitmeye başladığında ne olacağını öğrenmek istiyordu.
Doğal olarak yakıtın tükenmesi yıldızın soğumasına neden
olur. Sıcaklığın düşmesi yıldızın içinden dışarı doğru
olan basıncın düşmesini sağlar ve çekim kuvveti basınca
galip gelerek yıldızın büzülmesine sebebiyet verir. Fakat
Hoyle, bu büzülmenin her şeyin sonu olmadığını anlamıştı.
Tüm yıldız içine doğru çökmeye başladıkça basınç, yıldızın
çekirdeğini tekrar ısıtıp yıldızın dışarı doğru basıncını
arttırıp büzülmeyi durdururdu. Büzülmeyle birlikte
artan sıcaklığın birçok nedeni vardır ama en önemlisi büzülmenin
daha çok nükleer tepkimeyi tetiklemesi ve böylece
ısı üretilmesidir.
Her ne kadar bu ekstra ısı, yıldızın tekrar dengelenmesine
sebep olsa da bu geçici bir durumdur, yıldızın ölümü
sadece bir süre ertelenir. Yıldız daha fazla yakıt tüketmeye
devam eder ve azalan yakıt stoğu kritik boyutlara
erişir. Yakıtın bitmesi, enerji üretiminin bitmesi anlamına
gelir, ve yıldızın çekirdeği tekrar soğumaya başlar ve tekrar
büzülme yaşanır. Bu durum yeniden çekirdeğin ısınmasına
yol açar ve bir sonraki yakıt sıkıntısına kadar büzülmeyi
durdurur. Bu dur-başla büzülme periyotları, birçok
yıldızın çok yavaşça öldüğü anlamına gelir.
Hoyle değişik türlerde yıldızlan analiz etmeye başladı
(örn. Ufak, orta, büyük, Popülasyon I, Popülasyon II,
vs.) ve yıllar süren hummalı çalışmalardan sonra, değişik
türdeki yıldızların ömürleri bittikçe yaşadıkları basınç ve
sıcaklık değişimlerini hesapladı. Hepsinden önemlisi, son
nefesini veren yıldızlarda yaşanan nükleer tepkimeleri ve
Tablo 5’te gösterildiği gibi, değişik sıcaklık ve basınçlann
ağır atom çekirdeklerinin ortaya çıkmasını sağlayabileceğini
ortaya koydu.
Farklı türde yıldızlarda, birçok değişik elementin üretebileceği,
çünkü yıldızlann çekirdeklerinin yıldızın ömrü
ve ölümü boyunca son derece değiştiği ortaya çıktı. Hoyle’un
hesaplamaları günümüzde karşılaştığımız element-
355