Yıldız evrimi: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
IpsumVelit (mesaj | katkılar) Gerekçe: + kaynak gerektiren bilgi eklentisi |
Arşiv bağlantısı eklendi |
||
11. satır:
Bir yıldızın oluşumu, bir özdeciksel bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir [[Süpernova|üstnovan]]ın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki [[gökada]]nın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar. [[Jeans Kararsızlığı]] kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
Bulut çöktükçe, [[Bart damlacığı]] adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu [[hidrostatik denge]] durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir [[önyıldız]] oluşur.<ref>{{Web kaynağı | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | başlık = Slow Contraction of Protostellar Cloud | erişimtarihi = 2006-09-05 | ilk = Courtney | son = Seligman | arşivurl = http://web.archive.org/web/20120730100424/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | arşivtarihi = 30 Temmuz 2012}}</ref> Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. Kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.
İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara [[T Tauri yıldızı]], daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da [[Herbig Ae/Be yıldızları]] denir. Bu yenidoğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtır ve [[Herbig-Haro nesnesi]] denen küçük bulutçuklar oluşturur.<ref>{{Konferans kaynağı| yazar=J. Bally, J. Morse, B. Reipurth | yıl = 1996 | başlık=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks | kitapbaşlık=
21. satır:
Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların [[ana dizi]]de olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. Ana dizinin başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve dolayısıyla da çekirdekteki çekirdek kaynaşması tepkimesini istenen hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı yavaşça artacaktır.<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross | başlık=Stellar evolution from the zero-age main sequence | dergi=Astrophysical Journal Supplement Series | yıl=1979 | cilt=40 | sayfalar=733-791 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M }}</ref> Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce ana diziye giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.<ref>{{Dergi kaynağı| son=Sackmann| ilk=I.-Juliana| coauthors=Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer | yıl=1993| month=11| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...418..457S | başlık=Our Sun. III. Present and Future| dergi=Astrophysical Journal| cilt=418| sayfalar=457}}</ref>
Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir [[yıldız rüzgârı]] üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10<sup>−14</sup> güneş kütlesi kadar <ref>{{Dergi kaynağı| yazar=B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky | başlık=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity | dergi=The Astrophysical Journal | yıl=2002 | cilt=574 | sayfalar=412-425 | url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/dergi/issues/ApJ/v574n1/55336/55336.text.html }}</ref> ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder. Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10<sup>−7</sup> ile 10<sup>−5</sup> güneş kütlesi arasında madde kaybeder.<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers | başlık=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind | dergi=Astronomy and Astrophysics | yıl=1977 | cilt=61 | basım=2 | sayfalar=251-259 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D }}</ref> 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana dizide kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727 | başlık = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun | erişimtarihi = 2006-09-07 | yayımcı = Royal Greenwich Observatory | arşivurl = http://web.archive.org/web/20070930015551/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727 | arşivtarihi = 30 Eylül 2007}}</ref>
=== Küçük ve Orta büyüklükte yıldızlar ===
27. satır:
Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa olur. [[Kırmızı cüce]] adı verilen küçük yıldızlar yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybeder ve [[kara cüce]] hâline dönerler.<ref name="late stages" /> Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin varolması henüz beklenmemektedir.
En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar <ref name="late stages">{{Web kaynağı | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | başlık = Late stages of evolution for low-mass stars | erişimtarihi = 2006-08-04 | yayımcı = Rochester Institute of Technology | ilk = Michael | son = Richmond | arşivurl = http://web.archive.org/web/20160617054536/http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | arşivtarihi = 17 Haziran 2016}}</ref> çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir [[kırmızı dev]] oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra [[Güneş]] kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki [[Merkür (gezegen)|Merkür]]’ü ve büyük olasılıkla [[Venüs (gezegen)|Venüs]]’ü de içine alarak yokedecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim, ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilir. Ancak o zamana kadar Güneş’in kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacaktır ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır.<ref name="sun_future">{{Dergi kaynağı| yazar=I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer | başlık=Our Sun. III. Present and Future | dergi=Astrophysical Journal | yıl=1993 | cilt=418 | sayfalar=457 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S }}</ref> Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.
=== Büyük yıldızlar ===
[[Dosya:Estrellatipos.png|350px|left]]
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek [[kırmızı süper dev]] olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır öğelerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç [[karbon]] çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, [[oksijen]], [[neon]], [[silikon]] ve [[kükürt]]ün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir öğe çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra ağır öğeler diye devam eder.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/ | başlık = What is a star? | erişimtarihi = 2006-09-07 | yayımcı = Royal Greenwich Observatory | arşivurl = http://web.archive.org/web/20070930035229/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299 | arşivtarihi = 30 Eylül 2007}}</ref>
Son aşamaya, yıldız [[demir]] üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir öğeciklerinin (atom) çekirdeği diğer ağır öğelerin öğecik çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra erke açığa çıkarmazlar, dolayısıyla bu süreç erke tüketir. Aynı şekilde daha hafif öğelerin öğecik çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığından [[Fisyon|bölünüm]] (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz. Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların merkezinde büyük ve eylemsiz bir demir çekirdeği toplanır. Daha ağır öğeler yıldızın yüzeyine çıkarak [[Wolf-Rayet yıldızı]] denen nesnelere dönüşür. Bu yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.
41. satır:
[[Dosya:Crab Nebula.jpg|thumb|200px|right|[[Yengeç Bulutsusu]]: yaklaşık olarak 1050 yılında ilk olarak gözlemlenen bir üstnovanın kalıntıları.]]
Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam edir. Çekirdeğin içindeki eksicikler (elektron) önelciklere (proton) yönlendirilince ve ters [[beta çözünmesi]] ya da [[eksicik yakalanması]] (elektron yakalanması) ile patlayıp ılıncık (nötron) ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanının bir [[süpernova|üstnova]] olarak patlar. Üstnovalar o kadar parlaktır ki kısa süre içinde bulunduğu gökadanın tamamından daha parlaktır. [[Samanyolu]]nda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir.<ref name="supernova">{{Web kaynağı | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | başlık = Introduction to Supernova Remnants | erişimtarihi = 2006-07-16 | yayımcı = Goddadr Space Flight Center | tarih = [[6 Nisan]], [[2006]] | arşivurl = http://web.archive.org/web/20160731233421/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | arşivtarihi = 31 Temmuz 2016}}</ref>
Yıldızın maddesinin çoğu, üstnova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur.<ref name="supernova" />) Geri kalan bir [[Nötron yıldızı|ılıncık yıldızı]] (nötron yıldızı) hâline gelir (kendilerini bazen [[Pulsar|atarca]] (pulsar) ya da [[X ışını patlaması]] şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise [[karadelik]] olur.<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=C. L. Fryer | başlık=Black-hole formation from stellar collapse | dergi=Classical and Quantum Gravity | yıl=2003 | cilt=20 | sayfalar=S73-S80 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309 }}</ref> Bir ılıncık yıldızında madde, ılıncık (nötron) yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de [[QCD özdeği]] denen daha da ekzotik bir yozlaşmış özdek bulunur. Karadeliğin içindeki özdeğin hâli henüz anlaşılamamıştır.
| |||