Yıldız yapısı
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 kütleçekim kuvveti ve bunu karşılayan plazma gazının ısı enerjisidir. Bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi için tipik bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 107 K ya da daha yüksek olmalıdır. Bir ana dizi yıldızının hidrojen yakan çekirdeğinde ortaya çıkan sıcaklık ve basınç çekirdek kaynaşmasının oluşması ve yıldızın daha fazla çökmesini önleyecek kadar yeterli enerji üretir.[1]
Atom çekirdekleri yıldızın çekirdeğinde kaynaştıkça gama ışınları şeklinde enerji yayarlar. Bu fotonlar, çevresini saran plazma ile etkileşime girerek çekirdeğe ısı enerjisi 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 enerji üretimi durur. Bunun yerine 0,4 güneş kütlesinden büyük yıldızlarda yozlaşmış helyum çekirdeğin çevresinde yavaşça genişleyen kabukta çekirdek kaynaşması oluşur.[2]
Hidrostatik dengenin dışında kararlı bir yıldızın içinde enerji dengesini sağlayacak ısıl denge de bulunur. İçeride bulunan ışınsal sıcaklık eğimi sonucunda dışarıya doğru sürekli olarak bir enerji akışı oluşur. Yıldızın herhangi bir katmanından dışa doğru akan enerji akışı, yukarıdan içeriye doğru gelen enerji akışına tam olarak denktir.
Işınım bölgesi yıldızın içinde enerji akışını 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 enerji akışının ortaya çıktığı yerlerde ortaya çıkar.[1]
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.[3] 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz.[4] Yıldızların çoğunda yıldız yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri de değişir.[1]
Ana dizi yıldızının gözlemci tarafından görülebilen kısmına ışıkyuvar (fotosfer) denir. Bu katmanda yıldızın plazma gazı ışığın fotonlara karşı saydamlaşır. Çekirdekte üretilen enerji ışıkyuvardan uzaya doğru yayılır. Yıldızl ekeleri ya da ortalamadan düşük sıcaklığa sahip bölgelere ışıkyuvarda ortaya çıkar.
Işıkyuvarın üzerinde yıldız gazyuvarı (atmosfer) bulunur. Güneş gibi ana dizi yıldızlarında gazyuvarın en alt düzeyi içinde iğnelerin bulunduğu ve yıldız püskürtüleri başladığı ince renkyuvarıdır. 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.[5] Bir tacın oluşumu yıldızın dış katmanlarında ısıyayımın oluşumuna bağlıdır.[3] Çok yüksek ısısına rağmen taç çok az ışık yayar. Güneş’in tacı yalnızca güneş tutulmasında görünür hâle gelir.
Taçtan sonra plazma parçacıklarından oluşan bir yıldız rüzgârı, yıldızlararası ortam ile etkileşecek şekilde dışarı doğru yayılır.
Ayrıca bakınız değiştir
Kaynakça değiştir
- Özel
- ^ a b c Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5.
- ^ "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. 3 Ekim 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2006.
- ^ a b "What is a Star?". NASA. 1 Eylül 2006. 19 Kasım 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2006.
- ^ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. 17 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2006.
- ^ "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT" (Basın açıklaması). ESO. 1 Ağustos 2001. 25 Haziran 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2006.
- Genel
- Kippenhahn, R.; Weigert, A. (1990), Stellar Structure and Evolution, Springer-Verlag
- Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004), Stellar Interiors (2. bas.), Springer, ISBN 0387200894
- Kennedy, Dallas C.; Bludman, Sidney A. (1997), "Variational Principles for Stellar Structure", Astrophysical Journal, cilt 484, s. 329, doi:10.1086/304333, arXiv:astro-ph/9610099
- Weiss, Achim; Hillebrandt, Wolfgang; Thomas, Hans-Christoph; Ritter, H. (2004), Cox and Giuli's Principles of Stellar Structure, Cambridge Scientific Publishers
- Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998), Introductory Astronomy & Astrophysics (4. bas.), Saunders College Publishing, ISBN 0030062284
Dış bağlantılar değiştir
- OPAL opacity code
- The Yellow CESAM code, stellar evolution and structure FORTRAN source code
- EZ to Evolve ZAMS Stars a FORTRAN 90 software derived from Eggleton's Stellar Evolution Code, a web-based interface can be found here.
- Geneva Grids of Stellar Evolution Models 25 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (some of them including rotational induced mixing)
- The BaSTI 14 Temmuz 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. database of stellar evolution tracks