Vikipedi

Yıldız yapısı: Revizyonlar arasındaki fark

Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
Khutuck Bot (mesaj | katkılar)
Botlar
1.111.729 değişiklik
k Kaynaklar ve referanslarda düzenleme
InternetArchiveBot (mesaj | katkılar)
Botlar
775.190 değişiklik
Rescuing 7 sources and tagging 0 as dead.) #IABot (v2.0
4. satır:
| 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | başlık = Formation of the High Mass Elements | erişimtarihi = 11 Temmuz 2006 | yayımcı = Smoot Group | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20160616202239/http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | arşivtarihi = 16 Haziran 2016 | ölüurl = no }}</ref>
 
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.
11. satır:
[[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.<ref name="Schwarzschild" />
 
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.<ref name="imagine">{{Web kaynağı | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | başlık = What is a Star? | erişimtarihi = 11 Temmuz 2006 | yayımcı = NASA | tarih = 1 Eylül 2006 | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20141119192647/http://imagine.gsfc.nasa.gov:80/docs/science/know_l2/stars.html | arşivtarihi = 19 Kasım 2014 | ölüurl = no }}</ref> 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz.<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 = 4 Ağustos 2006 | yayımcı = Rochester Institute of Technology | ilk = Michael | son = Richmond | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20160617054536/http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | arşivtarihi = 17 Haziran 2016 | ölüurl = no }}</ref> Yıldızların çoğunda yıldz yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri de değişir.<ref name="Schwarzschild" />
 
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.
31. satır:
 
=== Dış bağlantılar ===
* [https://web.archive.org/web/20060929051359/http://www-pat.llnl.gov/Research/OPAL/ OPAL opacity code]
* The [https://web.archive.org/web/20060422070305/http://astro.ensc-rennes.fr/index.php?pw=ycesam Yellow CESAM code], stellar evolution and structure [[FORTRAN]] source code
* [https://web.archive.org/web/20070430180640/http://theory.kitp.ucsb.edu/%7Epaxton~paxton/EZ-intro.html EZ to Evolve ZAMS Stars] a FORTRAN 90 software derived from Eggleton's Stellar Evolution Code, a web-based interface can be found [https://web.archive.org/web/20080311180652/http://shayol.bartol.udel.edu/~rhdt/ezweb/ here].
* [http://obswww.unige.ch/~mowlavi/evol/stev_database.html Geneva Grids of Stellar Evolution Models] (some of them including rotational induced mixing)
* The [http://www.oa-teramo.inaf.it/BASTI BaSTI] database of stellar evolution tracks
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Yıldız_yapısı" sayfasından alınmıştır