Yıldız yapısı: Revizyonlar arasındaki fark
[kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Ömer Berkay (mesaj | katkılar) |
Ömer Berkay (mesaj | katkılar) terimler yaygın kullanılanlarıyla değiştirildi + yazım hataları giderildi |
||
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 kütle çekim kuvveti ve bunu karşılayan plazma gazının ısı
| 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>
Hidrostatik dengenin dışında kararlı bir yıldızın içinde
[[Dosya:Sun parts big.jpg|thumb|360px|sol|Bu resim güneş tipi bir yıldızın kesitini gösterir. ''NASA resmi'']]
[[Işınım bölgesi]] yıldızın içinde
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 = https://web.archive.org/web/20141119192647/http://imagine.gsfc.nasa.gov/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 = https://web.archive.org/web/20160617054536/http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | arşivtarihi = 17 Haziran 2016 | ölüurl = no }}</ref> Yıldızların çoğunda
Ana dizi yıldızının gözlemci tarafından görülebilen kısmına ışıkyuvar (fotosfer) denir. Bu katmanda yıldızın plazma gazı ışığın
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 km. içinde çok hızlı bir şekilde sıcaklığın arttığı geçiş bölgesi çevreler. Bunun ötesinde milyonlarca kilometre dışarıya uzanabilen aşırı ısıtılmış plazma olan [[güneş tacı]] bulunur.<ref>{{Basın açıklaması kaynağı| yayımcı=ESO | tarih=1 Ağustos, 2001 | başlık=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html | erişimtarihi=2006-07-10 }}</ref> Bir tacın oluşumu yıldızın dış katmanlarında ısıyayımın oluşumuna bağlıdır.<ref name="imagine" /> Çok yüksek ısısına rağmen taç çok az ışık yayar. Güneş’in tacı yalnızca [[güneş tutulması]]nda görünür hâle gelir.
|