Daha önce de belirttiğimiz gibi yıldızlar büyük gaz toplarıdır. Yeni yıldızlar, bir galakside var olan yıldızlar arasında bulunan büyük ve soğuk (10 derece Kelvin) toz ve (çoğunluğu hidrojenden oluşan) gaz bulutlarından meydana gelir.
- Genellikle, yakından bir yıldızın geçmesi veya patlayan bir süpernovanın şok dalgası sonucunda bulutta bir tür çekimsel kararsızlık [gravitational disturbance] oluşur.
- Bu bozulma bulutun içerisinde kümelerin oluşmasına sebep olur.
- Gazı çekim yoluyla içe doğru çeken kümeler içe doğru çöker.
- İçe doğru çöken küme sıkışır ve ısınır.
- İçe doğru çöken küme dönmeye ve bir disk haline gelmeye başlar.
- Disk daha hızlı dönmeyi sürdürür, içe doğru daha fazla gaz ve toz çeker ve ısınır.
- Yaklaşık 1 milyon yıl sonra, diskin merkezinde küçük, sıcak (1500 drece Kelvin) ve yoğun bir çekirdek oluşur. Bu çekirdeğe önyıldız denir.
- Gaz ve toz diskin içine düşmeyi sürdürdükçe bunlar önyıldıza enerji verirler ve bu da önyıldızın daha da ısınmasına sebep olur.
- Önyıldızın sıcaklığı yaklaşık 7 milyon derece Kelvin’e ulaştığında nükleer füzyon, yani atom çekirdeği kaynaşması reaksiyonu başlar. Bu reaksiyon sırasında iki hidrojen atomu çekirdeği birleşerek daha ağır bir element olan helyumun atom çekirdeğini oluşturur. Bu sırada çok büyük miktarda enerji ortaya çıkar.
- Milyonlarca yıl boyunca genç yıldızın içine doğru gaz ve toz düşmeyi sürdürür. Bunun sebebi, çekimden kaynaklanan çökmenin, nükleer füzyonun yarattığı dışa doğru basınçtan daha fazla olmasıdır. Bundan dolayı, önyıldızın iç ısısı artar.
- Eğer yeterli kütle (yani 0.1 güneş kütlesi ya da daha fazlası) önyıldıza çökerse ve ısı füzyonun sürmesi için yeterli ısıya ulaşırsa, önyıldız dönme eksenleri boyunca, iki kutbundan büyük miktarda gaz fışkırtır. Eğer kütle yeterli değilse yıldız oluşmayacak, bunun yerine bir kahverengi cüce haline gelecektir.
- İki kutup boyunca yaşanan fışkırma genç yıldızdan gaz ve tozları uzaklaştırır. Bu gazın ve tozun bir kısmı sonradan gezegenleri oluşturmak üzere bir araya gelebilir.
Genç yıldız artık kararlı, stabil hale gelmiştir. Yani hidrojen füzyonundan kaynaklanan dışa doğru basınç, kütleçekimsel kuvvetin içe doğru çekimini dengeler.
Yıldız kararlı hale gelince, Güneş’imizde olduğu gibi şu kısımlara sahip olur:
Çekirdek – nükleer füzyon reaksiyonlarının oluştuğu kısım
Işınsal bölge – fotonların enerjiyi çekirdekten dışarıya doğru taşıdıkları kısım
Isıyayımsal bölge – Isıyayım akımlarının enerjiyi yüzeye doğru taşıdıkları bölge
Ne var ki, yıldızın büyüklüğüne göre bu katmanların konumları, dolayısıyla da iç kısım değişkenlik gösterebilir.
Ana sekansta yer alan yıldızlar füzyon yoluyla hidrojeni helyuma dönüştürerek yanarlar. Büyük yıldızlar küçük yıldızlara nazaran daha yüksek çekirdek sıcaklığı olma eğilimindedir. Bundan dolayı, büyük yıldızlar çekirdekteki hidrojen yakıtını çabucak yakarlarken, küçük yıldızlar hidrojen yakıtını daha yavaş yakarlar.
Yıldızlar, görünümlerine göre başka bir deyimle verdikleri tayfa göre üç gruba ayrılırlar:
1 – Beyaz ya da mavimsi yıldızlar: Bunlar en geç ve en yeni olan yıldızlardır.
2 – Sarı yıldızlar: Orta yaşlı olarak kabul edilen yıldızlardır.
3 – Kırmızı yıldızlar: En eski ve en ihtiyar yıldızlardır.
Bir yıldızın kütlesi ve hareketi
|
|
|
1924’te, astronom A. S. Eddington bir yıldızın ışınım gücü ve kütlesinin birbiriyle bağıntılı olduğunu gösterdi. Yıldız büyük olduğu ölçüde ışınım gücü de buna bağlı olarak artmaktadır.
Çevremizdeki yıldızlar hareket etmektedir. Bazıları bizden uzaklaşmakta ve bazıları ise bize yakınlaşmaktadır. Yıldızların bu hareketi onlardan aldığımız ışığın dalgaboylarını etkiler. Bu tıpkı önünüzden geçip giden bir itfaiye arabasının sireninin sizden uzaklaştıkça azalması gibidir. Bu görüngüye Doppler etkisi adı verilir.
Yıldızın spektrumunu ölçerek ve bunu standart bir lambanın spektrumuyla karşılaştırarakDoppler kaymasının [Doppler shift] miktarı ölçülebilir. Doppler kaymasının miktarı bize yıldızın bize itibarla hangi hızda hareket ettiğini gösterir. Buna ek olarak, Doppler kaymasının yönü bize yıldızın hareketinin ne yöne olduğunu gösterir. Bir yıldızın spektrumu mavi uca kayıyorsa o halde yıldız bize doğru hareket ediyor demektir. Eğer spektrum kırmızıya kayıyorsa, o halde yıldız bizden uzaklaşıyor demektir.
Benzer bir şekilde, eğer yıldız kendi ekseni etrafında dönüyorsa Doppler kayması veya spektrumu dönme hızının ölçülmesinde kullanılabilir.
Bir yıldız, yaşamının başlangıcından birkaç milyar yıl sonra ölür. Bir yıldızın nasıl öleceği, ne var ki, ne tür bir yıldız olduğuna bağlıdır.
Güneş gibi olan yıldızların ölümü:
Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittiğinde, kütleçekimin ağırlığı altında kendi içine çökerek büzüşecektir. (Ne var ki, bir miktar hidrojen füzyonu üst katmanlarda ortaya çıkacaktır.) Büzüşen çekirdek ısınır. Bu da üst katmanları ısıtarak onların genleşmesine sebep olur. Dış katmanlar genleşince yıldızın yarıçapı büyüyecek ve bir “kırmızı dev” haline dönüşecektir. Güneş uzak bir gelecekte bir kırmızı dev haline dönüştüğünde yarıçapı dünyanın yörüngesini biraz geçecektir. Bundan sonra belli bir noktada çekirdek helyumun füzyon yoluyla karbona dönüşmesini sağlayacak kadar sıcak hale gelecektir. Helyum yakıtı bittiğinde ise çekirdek genleşecek ve soğuyacaktır. Üst katmanlar genleşecek ve içerisindeki materyalleri dışarıya salacak ve bunlar bir gezegensel nebula oluşturmak üzere ölmekte olan yıldızın etrafında toplanacaklardır.
Nihayet çekirdek soğuyarak bir beyaz cüceye dönüşecek, o da zaman içerisinde bir kara cüce haline gelecektir. Bütün bu süreç birkaç milyar yıl alacaktır.
|
|
|
Hiç yorum yok:
Yorum Gönder