Yıldız yapısı: Revizyonlar arasındaki fark
[kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
1. satır:
Farklı yaş ve kütledeki yıldızların iç yapıları da değişik olur. Yıldızlarla ilgili yapı modelleri, bir yıldızın iç yapısını ayrıntılı olarak tanımlar ve parlaklık hakkındaki ayrıntılı tahminler de, yıldızın rengi ve gelecekteki evrimi hakkında bilgiler sunar.
Kararlı, ana dizi yıldızının içi kuvvetlerin birbirini sürekli karşıladığı sürekli bir denge hâlindedir. Birbirini dengeleyen kuvvetler içeri doğru yönelen kütleçekim kuvveti ve bunu karşılayan plazma gazının ısı erkidir. Bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi için tipik bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 10<sup>7</sup> [[kelvin|K]] ya da daha yüksek olmalıdır. Bir ana dizi yıldızının hidrojen yakan çekirdeğinde ortaya çıkan sıcaklık ve basınç çekirdek kaynaşmasının oluşması ve yıldızın daha fazla çökmesini önleyecek kadar yeterli erke üretir.
| ilk=Martin | son=Schwarzschild | başlık=Structure and Evolution of the Stars | yayımcı=Princeton University Press | yıl=1958 | id=ISBN 0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>
Öğecik çekirdekleri yıldızın çekirdeğinde kaynaştıkça gama ışınları şeklinde erke yayarlar. Bu ışıközleri (foton) çevresini saran plazma ile etkileşime girerek çekirdeğe ısı erkesi eklerler. Ana dizideki yıldızlar hidrojeni helyuma çevirerek yavaş ama düzenli artan bir oran da çekirdekteki helyumu artırırlar. Sonunda helyum oranı baskın hâle gelir ve çekirdekteki erke üretimi durur. Bunun yerine 0,4 güneş kütlesinden büyük yıldızlarda yozlaşmış helyum çekirdeğin çevresinde yavaşça genişleyen kabukta çekirdek kaynaşması oluşur.
Hidrostatik dengenin dışında kararlı bir yıldızın içinde erke dengesini sağlayacak ısıl denge de bulunur. İçeride bulunan ışınsal sıcaklık eğimi sonucunda dışarıya doğru sürekli olarak bir erke akısı oluşur. Yıldızın herhangi bir katmanından dışa doğru akan erke akısı , yukarıdan içeriye doğru gelen erke akısına tam olarak denktir.
[[Dosya:Sun parts big.jpg|thumb|360px|left|Bu resim güneş tipi bir yıldızın kesitini gösterir. ''NASA resmi'']]
[[Işınım bölgesi]] yıldızın içinde erke akısını sağlayacak kadar verimli bir ışınım aktarımı olan bölgedir. Bu bölgede plazma hareketsizdir ve herhangi bir kütle hareketi sönümlenir. Eğer böyle olmazsa plazma dengesiz hâle gelir ve [[ısıyayımsal bölge]] oluşturacak şekilde ısıyayım (konveksiyon) oluşur. Bu çekirdeğin yakınında ya da dış katmanın yüksek [[donukluk]] olan bölgelerinde, çok yüksek erke akısının ortaya çıktığı yerlerde ortaya çıkar.
Ana dizi yıldızının dış katmanlarında ısıyayımı oluşması tayf tipine bağlıdır. Güneş’in birkaç katı kütlesi olan yıldızların içlerinde ısıyayımsal, dış katmanlarında da ışınım bölgeleri bulunur. Güneş gibi küçük yıldızlar da ise tam tersi ısıyayım dış katmanlarda yer alır.
Ana dizi yıldızının gözlemci tarafından görülebilen kısmına ışıkyuvar (fotosfer) denir. Bu katmanda yıldızın plazma gazı ışığın ışıközlerine (foton) karşı saydamlaşır. Çekirdekte üretilen enerji ışıkyuvardan uzaya doğru yayılır. [[Yıldızlekeleri]] ya da ortalamadan düşük sıcaklığa sahip bölgelere ışıkyuvarda ortaya çıkar.
Işıkyuvarın üzerinde [[yıldız gazyuvarı]] (atmosfer) bulunur. Güneş gibi ana dizi yıldızlarında gazyuvarın en alt düzeyi içinde [[İğne (güneş fiziği)|iğnelerin]] bulunduğu ve [[Güneş püskürtüsü|yıldız püskürtüleri]] başladığı ince [[renkyuvarı]]dır. Bunu 100
Taçtan sonra plazma parçacıklarından oluşan bir yıldız rüzgârı, yıldızlararası ortam ile etkileşecek şekilde dışarı doğru yayılır.
== Ayrıca bakınız ==
|