Vikipedi

Yıldız oluşumu: 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
Victor Trevor (mesaj | katkılar)
37.240 değişiklik
k düzeltme
Khutuck Bot (mesaj | katkılar)
Botlar
1.113.303 değişiklik
k Bot v3: Kaynak ve içerik düzenleme (hata bildir)
1. satır:
{{Yıldız oluşumu}}
 
[[Yıldız]]lar, [[uzay]]da bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan [[moleküler bulut]]ların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla [[hidrojen]]den ve % 23–28 [[helyum]] ile az miktarda daha ağır elementlerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir [[Nebula (astronomi)|bulutsuya]] örnek [[Orion Bulutsusu|Orion bulutsusudur]].<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=P. R. Woodward | başlık=Theoretical models of star formation | dergi=Annual review of astronomy and astrophysics | yıl=1978 | cilt=16 | sayfalar=555-584 | http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W }}</ref> Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp [[iyon]]laştırırlar ve bir [[H II bölgesi]] yaratırlar.
 
== Moleküler bulutların çökmesi ==
[[Dosya:Eagle nebula pillars.jpg|thumbküçükresim|sol|[[Hubble Uzay Teleskobu]] fotoğrafı, [[Kartal Bulutsusu]]'nda yıldız oluşum bölgesi.]]
Bir yıldızın oluşumu, bir moleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir [[süpernova]]nın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki [[gökada]]nın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütle çekimsel bir kararsızlık ile başlar. [[Jeans Kararsızlığı]] kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütle çekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
[[Dosya:Witness the Birth of a Star.jpg|thumbküçükresim|sağ|320px|Yoğun bir moleküler bulut içerisinde bir yıldızın doğuşunun bir ressam tarafından tasviri. ''NASA resmi'']]
 
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 kütle çekimsel enerji 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 = 5 Eylül 2006 | ilk = Courtney | son = Seligman | arşivurl = https://web.archive.org/web/20120730100424/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | arşivtarihi = 30 Temmuz 2012 | ölüurl = evet }}</ref> Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. Kütle çekimsel 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=
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>
 
== Düşük kütleli ve yüksek kütleli yıldız oluşumu ==
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 = 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>
 
== Kaynakça ==
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Yıldız_oluşumu" sayfasından alınmıştır