İçeriğe atla

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.

Bu resim güneş tipi bir yıldızın kesitini gösterir. NASA resmi

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

Kaynakça

Özel
  1. ^ a b c Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5. 
  2. ^ "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. 3 Ekim 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2006. 
  3. ^ a b "What is a Star?". NASA. 1 Eylül 2006. 19 Kasım 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2006. 
  4. ^ 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. 
  5. ^ "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

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Jüpiter</span> Güneş Sisteminde yer alan en büyük gezegen

Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegenidir. Güneş'ten uzaklığa göre beşinci sırada yer alır. Adını Roma mitolojisindeki tanrıların en büyüğü olan Jüpiter'den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devi sınıfına girmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Güneş</span> Güneş Sisteminin merkezinde yer alan yıldız

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan bir yıldızdır. Çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonları ile akkor hale gelene kadar ısınan, %10'u morötesi olmak üzere esas olarak görünür ışık ve kızılötesi radyasyon olarak yüzeyinden enerji yayan, oldukça büyük ve sıcak bir plazma küresidir. Dünya'daki yaşam için açık ara en önemli enerji kaynağıdır. Güneş birçok kültürde kutsallık atfedilen bir nesne olmuştur. Antik çağlardan beri astronomik araştırmalar için merkezi bir konudur.

<span class="mw-page-title-main">Atmosfer</span> Bir gök cismini çevreleyen gaz katmanları

Atmosfer, gaz yuvarı veya hava yuvarı herhangi bir gök cisminin etrafını saran ve gaz ile buhardan oluşan tabaka.

<span class="mw-page-title-main">Nükleer füzyon</span> Hafif çekirdeklerin daha ağır bir çekirdek oluşturmak için birleşmesi

Nükleer füzyon, nükleer kaynaşma ya da kısaca füzyon; iki hafif elementin nükleer reaksiyonlar sonucu birleşerek daha ağır bir element oluşturmasıdır. Çekirdek tepkimesi olarak da bilinen bu tepkimenin sonucunda çok büyük miktarda enerji açığa çıkar.

<span class="mw-page-title-main">Gezegenimsi bulutsu</span>

Gezegenimsi bulutsu veya gezegenimsi nebula, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.

<span class="mw-page-title-main">Yıldız</span> nükleer füzyon ile karanlık uzayda etrafına ısı ve ışık saçan kozmik cisim, plazma küresi

Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, karanlık uzayda ışık saçan, gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu galaksiler, gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır. Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın gerçekleşmesi için gerekli olan ısı ve ışığın kaynağı da olan Güneş'tir.

<span class="mw-page-title-main">Kırmızı dev</span> yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız

Kırmızı dev, yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız. 4.700 °C ya da daha düşük sıcaklıkta olabilir. Dış atmosferi şişkin ve seyrektir. Kırmızı devin dış görünümü sarı-turuncudan kırmızıya uzanabilmektedir ve K ve M tayfsal tipini içerir ayrıca S sınıfı yıldız ve karbon yıldızı.

<span class="mw-page-title-main">Üçlü alfa süreci</span>

Üç alfa süreci, üç helyum çekirdeğinin karbona çevrilme süreci. Yüksek helyum yoğunluğuna sahip yıldızlarda, 100.000.000 K sıcaklıkta, çekirdeksel kaynaşma bağlamında hızlı gerçekleşen bir tepkimedir. Dolayısıyla genelde yakıtının önemli bir kısmını harcayıp, helyum üretmiş olan yaşlı yıldızlarda gözlemlenir:

4He + 4He ↔ 8Be
8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7.367 MeV
<span class="mw-page-title-main">Proton-proton zincirleme reaksiyonu</span> yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürdüğü bilinen iki nükleer füzyon reaksiyonu setinden biri

proton-proton (pp) zincir reaksiyonu, yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürdüğü bilinen iki nükleer füzyon reaksiyonu setinden biridir. Güneş kütlesine eşit veya daha az kütleli yıldızlarda egemendir. Bilinen diğer reaksiyon CNO döngüsüdür. CNO, daha çok güneş kütlesinin yaklaşık 1.3 katından daha büyük kütlelere sahip yıldızlarda hakim olabilen reaksiyonlardır.

Işınım bölgesi veya radyatif bölge, enerjinin esas olarak konveksiyondan ziyade radyatif difüzyon ve termal iletim yoluyla dışa doğru taşındığı bir yıldızın içindeki bir katmandır. Enerji ışınım bölgesinde, ışık tanecikleri olan fotonların elektromanyetik dalgalar halinde yayılmasıyla ilerler.

<span class="mw-page-title-main">Önyıldız</span>

Önyıldız ya da protostar, yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir. Önyıldız, yıldız evrimi sürecindeki en erken evredir. Bu oluşum, Güneş kütleli yıldız için yaklaşık 10 milyon yıl sürer. Süreç, moleküler bir bulutun kendiliğinden kütleçekimi kuvveti altında çöktüğü zaman başlar. Artan yıldız kütlesinin radyasyon enerjisine dönüşümünü gösteren süpersonik güneş rüzgarı biçimi olan T Tauri rüzgarı, önyıldızın oluşacağını gösterir.

<span class="mw-page-title-main">Yıldız oluşumu</span>

Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta geniş bölgelerden oluşan moleküler bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır elementlerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar.

Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan, trilyonlarca yıla ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.

<span class="mw-page-title-main">Nükleosentez</span> Başta proton ve nötronlar olmak üzere önceden var olan nükleonlardan yeni atom çekirdekleri yaratan süreç

Nükleosentez, daha önceden var olan çekirdek parçacıklarından, esasen proton ve nötronlardan, yeni atomik çekirdeklerin yaratılması sürecidir. İlk atomik çekirdekler, Büyük Patlama'dan yaklaşık üç dakika sonra, Büyük Patlama nükleosentezi olarak bilinen sürecin sonunda oluşmuştur. Hidrojen ve helyumun ilk yıldızların bileşenlerini oluşturması ve kainatın bugünkü hidrojen/helyum oranı o zamanlara dayanır.

Standart solar model (SSM), güneşi küresel bir gaz topu olarak ele alan matematiksel bir yaklaşımdır. Teknik olarak simetrik küresel durağanımsı bir yıldız modeli olan bu model, yıldızsal yapıyı tarif eden basit fizik prensiplerinden elde edilmiş birçok diferansiyel denkleme sahiptir. Bu model, güneşin ışıklılığı, çapı, yaşı ve bileşenleri gibi iyi bilinen sınır koşullara bağlıdır. Güneş'in yaşı direkt olarak ölçülemez. Tahmini bir değer bulmanın yollarından biri en eski meteorların yaşını bulmak ve Güneş sisteminin gelişim modellerine bakmaktır. Günümüzdeki Güneş'in fotosferinin yapısı %74,9 oranında hidrojen ve %23.8 oranında helyumdan oluşmaktadır. Astronomide metaller denilen tüm ağır elementler ise %2den daha az bir kütleye tekabül etmektedir. Standart solar model yıldızsal gelişim teorisinin doğruluğunu test etmek için kullanılmaktadır. Aslında, iki serbest parametre olan helyum mevcudiyeti ve karışma uzunluğu değerlerini bulmanın tek yolu SSMyi gözlemlenen güneşe "uygun" hale getirecek şekilde ayarlamaktır.

Nükleer bağlanma enerjisi, atomun çekirdeğini bileşenlerine ayırmak için gereken enerjidir. Bu bileşenler nötron, proton ve nükleondur. Bağ enerjisi genelde pozitif işaretlidir çünkü çoğu çekirdek parçalara ayrılmak için net bir enerjiye ihtiyacı vardır. Bu yüzden, genelde bir atomun çekirdeğinin kütlesi ayrı ayrı ölçüldüğünde daha azdır. Bu fark nükleer bağlanma enerjisidir ki bu enerji birbirini tutan bileşenlerin uyguladığı kuvvet tarafından sağlanır. Çekirdeği bileşenlerine ayırırken, kütlenin bir kısmı büyük bir enerjiye dönüştürülür bu yüzden bir kısım kütle eksilir, eksik kütlede bir fark yaratır çekirdekte. Bu eksik kütle, kütle eksiği diye bilinir ve çekirdek oluşurken çıkan enerjiye takabül eder.

<span class="mw-page-title-main">Sarı cüce</span>

Sarı cüce yıldız veya G-tipi anakol yıldızı, yıldız sınıfı G ve aydınlatma gücü V olan anakol yıldızlarıdır. Bu tür yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 1,2 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve ortalama sıcaklıkları 5.300-6.000 °K arasındadır. Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler. Güneş, G-tipi anakol yıldızları arasında en çok bilinenidir. Güneş her saniyede bir yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürerek füzyon nükleer enerjisi üretmektedir. Bilinen diğer G-tipi yıldızlar Alpha Centauri A, Tau Ceti ve 51 Pegasi'dir.

<span class="mw-page-title-main">Yatay kol</span> Hertzsprung-Russell diyagramında kararlı helyum yanması durumundaki orta kütleli yıldızlar

Yatay kol yıldızları yıldız evriminde kırmızı devlerden sonraki aşamaya geçen, Güneş kütlesine yakın kütleye sahip yıldızlardır. Hidrojen füzyonu yapan anakol yıldızları çekirdekteki hidrojenleri bittiğinde kendi içlerine çökerler ve çekirdek etrafındaki kabukta hidrojen füzyonu yapmaya başlarlar. Bu yıldızlara kırmızı dev adı verilir. Zamanla çekirdeğin etrafındaki hidrojen de bittiğinde yıldız tekrar kendi içine çöker ve bu sefer helyum füzyonu yapabilen yatay kol yıldızları meydana gelir. Bu yıldızlar çekirdekte helyumu ve çekirdeğin etrafında da hidrojeni füzyona uğratabilirler.

<span class="mw-page-title-main">Helyum parlaması</span>

Helyum parlaması yaklaşık Güneş kütlesinde bir yıldızın kırmızı dev aşamasından sonra geçirdiği bir evredir. Yıldızın çekirdeğindeki helyum atomları çok kısa bir süreç içerisinde birbirleriyle üçlü alfa süreci ile kaynaşarak karbon atomlarına dönüşürler ve bu süreçte çok büyük enerji ortaya çıkar. Güneş anakol yıldızı olmaktan çıkıp kırmızı dev aşamasına geldikten yaklaşık 1,2 milyar yıl sonra helyum parlaması geçirecektir.

Karbon yakma işlemi veya karbon füzyonu, karbonu diğer elementlerle birleştiren büyük kütleli yıldızların (doğumda en az 8 tane) çekirdeğinde gerçekleşen bir dizi nükleer füzyon reaksiyonudur. Yüksek sıcaklıklar (> 5×108 K veya 50 keV) ve yoğunluklar (> 3×109 kg/m3) gerektirmektedir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.