Yıldızların Evrimi

WolwO · 03-01-07, 00:06

Yıldızların Evrimi

Ana Koldan Önceki Gelişme

Yıldızlar hayatlarına ana kolda başlar. Fakat ana kola gelebilmeleri için bir ön gelişme de olmalıdır. Bu önceki hal, yıldızlar arası ortamdır. Yıldızlar arasında mevcut ince gaz ve toz, yıldızları meydana getirir.
Yıldızlar arası ortam tam düzgün değildir ve büyük yoğunluk farkları vardır. Maddenin çekim kuvveti onları bir araya çekecektir. Fakat atomların ısı hareketleri buna karşı koyacaktır. Yer yer çekim kuvvetinin üstün geleceği şekilde bölgesel yoğunlaşmalar olacaktır. Bu bölgedeki maddeler genel ortama göre daha fazla toplanmış olacaktır.
Yıldızlar arası uzayda bir yıldız kütlesi toplandığı zaman çok büyük, ince ve soğuktur. Başlangıçta büzülme çekim potansiyel enerjisinin kaybolmasıyla sonuçlanacak ve çökmeyi daha çabuklaştıracaktır. İç basınç meydana gelerek büzülmeyi yavaşlatacaktır. Yıldız basınç kuvvetlerinin çekim etkisini tam olarak karşıladığı bir duruma geçecektir. Çekim enerjisi kaybının bir kısmı ısı enerjisine dönüşecektir. Bunun bir kısmı ışınım şeklinde salınır ve cisim ısınmaya başlar. Cismin kütlesi yeteri kadar büyük ise, iç yoğunluk ve sıcaklık çekirdek reaksiyonlarını başlatacak yüksekliğe erişecektir. Bu reaksiyonlar yeter hızda devam etmeye başladığı zaman enerji ışınımı olacak çekim büzülmesi de durarak yıldız ana koldaki yerine ulaşacaktır.

Ana Kol Yıldızlarının Evrimi

Bir yıldız hayatına homojen kimyasal yapı ile ana kol üzerinde başlar. Yıldızların merkezinde füzyon meydana gelir. Hidrojen, Helyuma dönüştürülür. Yıldızın merkezindeki hidrojen helyuma dönüştükçe özellikleri değişir. 4 parçacık 1 parçacığa dönüştüğünden buradaki basınç düşer. Merkezindeki hidrojen çekirdek reaksiyonlarıyla yıldızın çekimini karşılayacak yeter enerji veremeyecek kadar azaldığı zaman ana kolda önceki yerinde kalmaya devam ederek biraz daha parlar. Çekim büzülmesi, yıldızın dış kısımları genişleyip iç kısımları büzülürken, önemli bir enerji kaynağı olur. Yıldız çok çabuk parlar ve soğuyarak H – R diyagramında kırmızı devlere doğru hareket eder.
İç kısmının büzülmesi, merkez kısmının daha yoğun ve sıcak olmasına sebep olur. Merkezden uzaklarda (kabuklarda) hidrojen yanması meydana gelir. Daha sonra merkez koşulları helyumun üçlü alfa değişimi denen olayda karbon meydana getirmek üzere çekirdek yanmasına uygun olacak şekilde değişecektir. İkinci yanma evresi başlayacaktır. Helyum yanması (devlik süresi), hidrojen yanması (ana kol süresi) kadar uzun sürmeyecektir.
Ana koldan devlik evresine geçişin geniş olarak açıklanabilmesi kütleye bağlıdır. Orta ve küçük kütleler için helyumdan meydana gelen yıldız çekirdeğinde elektron gazının yozlaşması, iç kısmın büzülmesini yavaşlatır. Böylece helyumun yanması gecikir. Daha büyük kütleli yıldızlarda hidrojen CN çevrimi ile yanar ve iç kısımda dolaşım başlar. Bu maddenin iyi karışmasını sağlar ve merkeze diğer halden daha fazla hidrojen temin eder. Küçük kütleli yıldızlarda PP zinciri reaksiyonları olur ve iç kısımlarda dolaşım akımı olmaz. Bunlarda, kısmen boşalmış merkezden dış kısımlara doğru, kimyasal yapı düzgün olarak değişir.

Devler ve Süperdevler:

Hidrojen yanması bittiğinde çekirdek büzülecektir. Sıcaklığın artmasına rağmen helyum elementi yakılamaz, çünkü sıcaklığın 100 000 000 °K olması gereklidir. Yüksek sıcaklık çekirdeği saran kabukta hidrojenin yanmasını başlatacaktır. Artan basınç nedeniyle yıldızı saran zarf dışarıya doğru genişleyecektir. Bunun neticesinde yıldız, bir dev veya bir süper dev yıldız haline gelecektir. Dev ve süper dev yıldızlar genişleyen yıldızlardır; yarıçapları çok büyüktür ve büyük ışınım gücüne sahiptirler.Çekirdekte çok yüksek sıcaklık değerleri mevcuttur.

Devlikten Sonraki Gelişme

Devlikten sonraki gelişme evresi, buraya kadar irdelenen evrelerden daha düşündürücüdür. Bir yıldızı kırmızı devler bölgesine getiren genel ilerleme onu tekrar uzaklaştırabilir. Çekim büzülmesi çekirdek reaksiyonlarını başlatacak koşulları oluşturabilir. Yeni yakıtlar daha çabuk bitecek ve yıldız bir kez daha büzülmeye başlayacaktır.
Bu geçiş evreleri, iki nedenle sonsuza kadar devam edemez. İlk olarak, en fazla dengeli elementler periyodik cetvelde demir bölgesindeki elementlerdir. Eğer hidrojenden daha ağır elementler çekirdek birleşmesiyle oluşacaksa reaksiyonlar demir bölgesine gelinceye kadar enerji verecektir. Bundan sonraki reaksiyonlar, yöreye enerji verme yerine, yöreden enerji alacaktır. Yıldızda ısı alan reaksiyonlar önemli düzeyde ise, yıldızın ısı enerjisi dışarı verilme yerine çok çabuk kullanılarak, çevrimin devam etmesi ani olarak duracaktır.
İkinci önemli nokta ise, yıldız içindeki madde yozlaşmaya başladığı zaman daha fazla büzülmeye karşı koyacaktır. Bu nedenle yine çevrim son bulacaktır. Belli bir sıcaklıkta yoğunluk arttığı zaman madde yozlaştığı için bütün yıldızların yozlaşmış bir cisim olarak son bulacakları ortaya çıkar. Bununla beraber, bir karışıklık vardır. S. Chandrasekhar tarafından kütlesi belli bir kritik sınırdan (1,4 Güneş kütlesi) az olmadıkça bir yıldızın tamamen yozlaşamayacağı gösterilmiştir. Chandrasekhar sınırından daha büyük kütleli yıldızlar tamamen yozlaşamayacak şekilde, yoğunlukları ne kadar büyük olursa olsun büzülerek sıcaklıklarını arttıracaktır.
Beyaz cüceler, böyle yozlaşmış yıldızlara örnektir. Bunlara çoğunun sıcak olmalarından dolayı bu isim verilmiştir. Renkleri beyaz olup ana kolun çok altında yer alırlar. Bu onların yarıçapının çok küçük olduğunu ifade eder.

03-01-07, 00:06	#1 (permalink)
WolwO Gidiş mi, Dönüş mü... Giriş Tarihi: 01-02-2006 Yaş: 18 Mesajlar: 4,796 Rep Puanı: 17263930 Rep Gücü: 172718	Yıldızların Evrimi Yıldızların Evrimi Ana Koldan Önceki Gelişme Yıldızlar hayatlarına ana kolda başlar. Fakat ana kola gelebilmeleri için bir ön gelişme de olmalıdır. Bu önceki hal, yıldızlar arası ortamdır. Yıldızlar arasında mevcut ince gaz ve toz, yıldızları meydana getirir. Yıldızlar arası ortam tam düzgün değildir ve büyük yoğunluk farkları vardır. Maddenin çekim kuvveti onları bir araya çekecektir. Fakat atomların ısı hareketleri buna karşı koyacaktır. Yer yer çekim kuvvetinin üstün geleceği şekilde bölgesel yoğunlaşmalar olacaktır. Bu bölgedeki maddeler genel ortama göre daha fazla toplanmış olacaktır. Yıldızlar arası uzayda bir yıldız kütlesi toplandığı zaman çok büyük, ince ve soğuktur. Başlangıçta büzülme çekim potansiyel enerjisinin kaybolmasıyla sonuçlanacak ve çökmeyi daha çabuklaştıracaktır. İç basınç meydana gelerek büzülmeyi yavaşlatacaktır. Yıldız basınç kuvvetlerinin çekim etkisini tam olarak karşıladığı bir duruma geçecektir. Çekim enerjisi kaybının bir kısmı ısı enerjisine dönüşecektir. Bunun bir kısmı ışınım şeklinde salınır ve cisim ısınmaya başlar. Cismin kütlesi yeteri kadar büyük ise, iç yoğunluk ve sıcaklık çekirdek reaksiyonlarını başlatacak yüksekliğe erişecektir. Bu reaksiyonlar yeter hızda devam etmeye başladığı zaman enerji ışınımı olacak çekim büzülmesi de durarak yıldız ana koldaki yerine ulaşacaktır. Ana Kol Yıldızlarının Evrimi Bir yıldız hayatına homojen kimyasal yapı ile ana kol üzerinde başlar. Yıldızların merkezinde füzyon meydana gelir. Hidrojen, Helyuma dönüştürülür. Yıldızın merkezindeki hidrojen helyuma dönüştükçe özellikleri değişir. 4 parçacık 1 parçacığa dönüştüğünden buradaki basınç düşer. Merkezindeki hidrojen çekirdek reaksiyonlarıyla yıldızın çekimini karşılayacak yeter enerji veremeyecek kadar azaldığı zaman ana kolda önceki yerinde kalmaya devam ederek biraz daha parlar. Çekim büzülmesi, yıldızın dış kısımları genişleyip iç kısımları büzülürken, önemli bir enerji kaynağı olur. Yıldız çok çabuk parlar ve soğuyarak H – R diyagramında kırmızı devlere doğru hareket eder. İç kısmının büzülmesi, merkez kısmının daha yoğun ve sıcak olmasına sebep olur. Merkezden uzaklarda (kabuklarda) hidrojen yanması meydana gelir. Daha sonra merkez koşulları helyumun üçlü alfa değişimi denen olayda karbon meydana getirmek üzere çekirdek yanmasına uygun olacak şekilde değişecektir. İkinci yanma evresi başlayacaktır. Helyum yanması (devlik süresi), hidrojen yanması (ana kol süresi) kadar uzun sürmeyecektir. Ana koldan devlik evresine geçişin geniş olarak açıklanabilmesi kütleye bağlıdır. Orta ve küçük kütleler için helyumdan meydana gelen yıldız çekirdeğinde elektron gazının yozlaşması, iç kısmın büzülmesini yavaşlatır. Böylece helyumun yanması gecikir. Daha büyük kütleli yıldızlarda hidrojen CN çevrimi ile yanar ve iç kısımda dolaşım başlar. Bu maddenin iyi karışmasını sağlar ve merkeze diğer halden daha fazla hidrojen temin eder. Küçük kütleli yıldızlarda PP zinciri reaksiyonları olur ve iç kısımlarda dolaşım akımı olmaz. Bunlarda, kısmen boşalmış merkezden dış kısımlara doğru, kimyasal yapı düzgün olarak değişir. Devler ve Süperdevler: Hidrojen yanması bittiğinde çekirdek büzülecektir. Sıcaklığın artmasına rağmen helyum elementi yakılamaz, çünkü sıcaklığın 100 000 000 °K olması gereklidir. Yüksek sıcaklık çekirdeği saran kabukta hidrojenin yanmasını başlatacaktır. Artan basınç nedeniyle yıldızı saran zarf dışarıya doğru genişleyecektir. Bunun neticesinde yıldız, bir dev veya bir süper dev yıldız haline gelecektir. Dev ve süper dev yıldızlar genişleyen yıldızlardır; yarıçapları çok büyüktür ve büyük ışınım gücüne sahiptirler.Çekirdekte çok yüksek sıcaklık değerleri mevcuttur. Devlikten Sonraki Gelişme Devlikten sonraki gelişme evresi, buraya kadar irdelenen evrelerden daha düşündürücüdür. Bir yıldızı kırmızı devler bölgesine getiren genel ilerleme onu tekrar uzaklaştırabilir. Çekim büzülmesi çekirdek reaksiyonlarını başlatacak koşulları oluşturabilir. Yeni yakıtlar daha çabuk bitecek ve yıldız bir kez daha büzülmeye başlayacaktır. Bu geçiş evreleri, iki nedenle sonsuza kadar devam edemez. İlk olarak, en fazla dengeli elementler periyodik cetvelde demir bölgesindeki elementlerdir. Eğer hidrojenden daha ağır elementler çekirdek birleşmesiyle oluşacaksa reaksiyonlar demir bölgesine gelinceye kadar enerji verecektir. Bundan sonraki reaksiyonlar, yöreye enerji verme yerine, yöreden enerji alacaktır. Yıldızda ısı alan reaksiyonlar önemli düzeyde ise, yıldızın ısı enerjisi dışarı verilme yerine çok çabuk kullanılarak, çevrimin devam etmesi ani olarak duracaktır. İkinci önemli nokta ise, yıldız içindeki madde yozlaşmaya başladığı zaman daha fazla büzülmeye karşı koyacaktır. Bu nedenle yine çevrim son bulacaktır. Belli bir sıcaklıkta yoğunluk arttığı zaman madde yozlaştığı için bütün yıldızların yozlaşmış bir cisim olarak son bulacakları ortaya çıkar. Bununla beraber, bir karışıklık vardır. S. Chandrasekhar tarafından kütlesi belli bir kritik sınırdan (1,4 Güneş kütlesi) az olmadıkça bir yıldızın tamamen yozlaşamayacağı gösterilmiştir. Chandrasekhar sınırından daha büyük kütleli yıldızlar tamamen yozlaşamayacak şekilde, yoğunlukları ne kadar büyük olursa olsun büzülerek sıcaklıklarını arttıracaktır. Beyaz cüceler, böyle yozlaşmış yıldızlara örnektir. Bunlara çoğunun sıcak olmalarından dolayı bu isim verilmiştir. Renkleri beyaz olup ana kolun çok altında yer alırlar. Bu onların yarıçapının çok küçük olduğunu ifade eder.

Konu Araçları
Çıktı Görüntüsünü Göster Sayfayı E-posta İle Yolla