Vikipedi

Yıldız evrimi: 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
k düzeltme
Khutuck Bot (mesaj | katkılar)
Botlar
1.111.817 değişiklik
k Bot v3: Kaynak ve içerik düzenleme (hata bildir)
3. satır:
Yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı gözlenerek anlaşılamaz. Yıldızlarla ilgili değişiklikler belki yüzyılların üzerinde çok yavaş gerçekleşir. Bunun yerine [[astrofizik]]çiler yıldızların evrimini anlayabilmek için, yaşamlarının farklı noktalarındaki pek çok yıldızı gözlemlerler ve [[yıldız yapısı]]nı [[bilgisayar simülasyonu]]yla görürler.
 
[[Dosya:Sun Life tr.png|thumbküçükresim|600px|Güneş'in yaşam çizelgesi.]]
 
== Doğumu ==
{{Ana|Yıldız oluşumu}}
 
[[Dosya:Nursery_of_New_Stars_-_GPN-2000-000972.jpg|thumbküçükresim|[[NGC 604]], [[Üçgen gökadası]] içinde dev yıldız oluşum bölgesi.]]
Bir yıldızın oluşumu, bir moleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir [[Süpernova]]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.
 
14. satır:
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=
Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4-8, 1995 | editör = Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier | yayımcı = Space Telescope Science Institute | sayfalar = 491 | url =http://adsabs.harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B | erişimtarihi =14 Temmuz 2006 }}</ref>
 
[[Dosya:Sagittarius Star Cloud.jpg|thumbküçükresim|sol|[[Yay (takımyıldız)|Yay]] takımyıldızında yoğun yıldız alanı.]]
 
== Olgunlaşması ==
Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların [[anakol]]da olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. anakolun 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 | erişim-tarihierişimtarihi=8 Mart 2009 | arşiv-urlarşivurl=https://web.archive.org/web/20181005100539/http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M | arşiv-tarihiarşivtarihi=5 Ekim 2018 | ölüurl=hayır }}</ref> Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.<ref>{{Dergi kaynağı| son=Sackmann| ilk=I.-Juliana| yardımcıyazarlareşyazarlar=Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer | yıl=1993| ay=Kasım| 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 anakolda 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 = 7 Eylül 2006 | yayımcı = Royal Greenwich Observatory | arşivurl = https://web.archive.org/web/20070930015551/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727 | arşivtarihi = 30 Eylül 2007 | ölüurl = evet }}</ref>
 
=== Küçük ve Orta büyüklükte yıldızlar ===
[[Dosya:NGC6543.jpg|thumbküçükresim|[[Kedi Gözü bulutsusu]], Güneş'le aynı kütledeki bir yıldızın [[gezegenimsi bulutsu]] oluşumu.]]
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 var olması 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 = 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 = hayır }}</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 yok edecektir. 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 | erişim-tarihierişimtarihi=8 Mart 2009 | arşiv-urlarşivurl=https://web.archive.org/web/20151104075722/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S | arşiv-tarihiarşivtarihi=4 Kasım 2015 | ölüurl=hayır }}</ref> Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.
 
=== Büyük yıldızlar ===
38. satır:
Bir yıldız yakıtını tükettikten sonra artıkları kütlesine bağlı olarak üç farklı biçim alabilir.
 
Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir [[gezegenimsi bulutsu]]ya dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukça küçük bir nesne (yaklaşık Dünya kadar) hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük olmayan bu yıldızlara [[beyaz cüce]] denir.<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=J. Liebert | başlık=White dwarf stars | dergi=Annual review of astronomy and astrophysics | yıl=1980 | cilt=18 | basım=2 | sayfalar=363-398 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L }}</ref> Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki eksicik (elektron) yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra [[kara cüce]]lere dönüşeceklerdir.
[[Dosya:Crab Nebula.jpg|thumbküçükresim|200px|sağ|[[Yengeç Bulutsusu]]: yaklaşık olarak 1050 yılında ilk olarak gözlemlenen bir süpernovanın kalıntıları.]]
 
Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam eder. Çekirdeğin içindeki elektronlara ve protonlara yönlendirilince ve ters [[beta çözünmesi]] ya da [[elektron yakalanması]] ile patlayıp nötron ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanının bir [[süpernova]] olarak patlar. Süpernovalar 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 = 16 Temmuz 2006 | yayımcı = Goddadr Space Flight Center | tarih = 6 Nisan 2006 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160731233421/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | arşivtarihi = 31 Temmuz 2016 | ölüurl = evet }}</ref>
 
Yıldızın maddesinin çoğu, süpernova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur.<ref name="supernova" />) Geri kalan bir [[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 nötron yıldızında madde, nötron yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de [[QCD özdeği|kuark maddesi]] denen daha da egzotik bir yozlaşmış madde bulunur. Karadeliğin içindeki maddenin hâli henüz anlaşılamamıştır.
Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır elementleri de içerir. Bu ağır elementler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Süpernovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası ortamın şekillendirilmesinde önemli rol oynar.
50. satır:
{{Ana|Kara delik}}
 
[[Dosya:M87 jet.jpg|thumbküçükresim|sağ|[[Messier 87|M87]] gökadasından çıkan bu akış, muhtemelen kütlesi üç milyar güneş kütlesi olan bir dev kara deliğin etkisiyle oluşmuştur. Akışın yalnızca, bize doğru yönelen bir tarafı görünmektedir. ]]
Yıldızsal kara delikler birkaç [[güneş kütlesi]] kadar bir kütleye sahiptirler. Ölmekte olan bir [[yıldız]], eğer [[Güneş]]’imizin üç mislinden daha ağırsa, [[nötron yıldızı]] düzeyinde kalamaz, çekirdeğindeki tepkime ve yoğunluk artması devam eder ve "kara delik" haline gelir. Yıldızsal kara delik büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütlesi kadar kütleli veya daha fazla kütleli) bir yıldızın kalıntısının (artık maddesinin) çekimsel içe çökmesinin ardından doğarlar. Yıldızın kalbinde termonükleer [[tepkime]]lerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı için, bir [[süpernova]] oluşur. Bu süpernova da ardında hızla içe çökecek bir öz kısım bırakabilir.
 
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Yıldız_evrimi" sayfasından alınmıştır