yıldızlar nasıl oluşur

yıldızlar evrende nasıl oluşur

Evren boyunca gök kubbeyi oluşturan tüm yıldızları görüyoruz. Ancak, pek çok insan iyi bilmiyor yıldızlar nasıl oluşur. Bu yıldızların bir başlangıcı ve bir sonu olduğunu bilmelisiniz. Her yıldız türünün farklı bir oluşumu ve bu oluşuma göre özellikleri vardır.

Bu yazımızda sizlere yıldızların nasıl oluştuğunu, özelliklerinin neler olduğunu ve evren için önemini anlatacağız.

Yıldızlar neler

yıldızlar nasıl oluşur

Yıldız, gazdan (çoğunlukla hidrojen ve helyum) oluşan astronomik bir nesnedir ve içinde bulunur. Yerçekiminin onu sıkıştırma eğiliminde olması ve onu genişleten gaz basıncının dengelenmesi. Bu süreçte bir yıldız, hidrojenden helyum ve diğer elementleri sentezleyebilen bir füzyon reaktörünü barındıran çekirdeğinden çok fazla enerji üretir.

Bu füzyon reaksiyonlarında kütle tamamen korunmaz, ancak küçük bir kısmı enerjiye dönüştürülür. Bir yıldızın kütlesi çok büyük olduğundan, en küçük bile olsa, her saniye saldığı enerji miktarı da öyledir.

temel özellikleri

yıldız oluşumu

Yıldızların başlıca özellikleri şunlardır:

  • Kitle: Güneş kütlesinin çok küçük bir kısmından Güneş'in kütlesinin birkaç katı kütleye sahip süper kütleli yıldızlara kadar oldukça değişkendir.
  • Sıcaklık: aynı zamanda bir değişkendir. Bir yıldızın parlak yüzeyi olan fotosferde sıcaklık 50.000-3.000 K aralığındadır. Merkezinde ise sıcaklık milyonlarca Kelvin'e ulaşır.
  • Renk: sıcaklık ve kalite ile yakından ilişkilidir. Bir yıldız ne kadar sıcaksa rengi o kadar mavidir ve tersine ne kadar soğuksa o kadar kırmızıdır.
  • Parlaklık: normalde tekdüze olmayan yıldız radyasyonunun gücüne bağlıdır. En sıcak ve en büyük yıldızlar en parlak olanlardır.
  • Genlik: Dünya'dan görüldüğü gibi görünen parlaklığı.
  • hareket: yıldızların kendi alanlarına göre göreceli hareketinin yanı sıra dönme hareketi de vardır.
  • Yaş: Bir yıldız, evrenin yaşı (yaklaşık 13 milyar yıl) veya bir milyar yıl kadar genç olabilir.

yıldızlar nasıl oluşur

Bulutsular

Yıldızlar, yoğunlukları sürekli değişen dev gaz ve kozmik toz bulutlarının kütleçekimsel çöküşüyle ​​oluşur. Bu bulutlardaki ana malzemeler moleküler hidrojen ve helyum ve Dünya'da bilinen tüm elementlerin küçük miktarlarıdır.

Uzayda dağılmış kütle kütlesini oluşturan parçacıkların hareketi rastgeledir. Ancak bazen yoğunluk belirli bir noktada hafifçe artar ve sıkıştırma oluşturur..

Gazın basıncı bu sıkıştırmayı ortadan kaldırma eğilimindedir, ancak molekülleri birbirine bağlayan yerçekimi kuvveti daha güçlüdür çünkü parçacıklar birbirine daha yakındır, bu da etkiyi ortadan kaldırır. Ayrıca, yerçekimi kütleyi daha da artıracaktır. Bu olduğunda, sıcaklık kademeli olarak artar.

Şimdi bu muazzam yoğunlaştırma sürecini, her zaman mevcut olan bir hayal edin. Yerçekimi radyaldir, bu nedenle ortaya çıkan madde bulutu küresel simetriye sahip olacaktır. Buna önyıldız denir. Ayrıca, bu madde bulutu durağan değildir, daha ziyade madde büzüştükçe hızla döner.

Zamanla, aşırı yüksek sıcaklıklarda ve muazzam basınçlarda bir çekirdek oluşacak ve bu da yıldızın füzyon reaktörü olacak. Bu kritik bir kütle gerektirir, ancak bunu yaptığında yıldız dengeye ulaşır ve deyim yerindeyse yetişkin yaşamına başlar.

Yıldız kütlesi ve sonraki evrim

Çekirdekte meydana gelebilecek reaksiyon türleri, ilk kütlesine ve yıldızın sonraki evrimine bağlı olacaktır. Güneş kütlesinin 0,08 katından daha az kütleler için (yaklaşık 2 x 10 30 kg), çekirdek tutuşmayacağı için hiçbir yıldız oluşmayacaktır. Bu şekilde oluşan nesne yavaş yavaş soğuyacak ve yoğunlaşma durarak kahverengi bir cüce üretecektir.

Öte yandan, önyıldız çok büyükse, yıldız olmak için gerekli dengeye de ulaşamayacak ve bu nedenle şiddetli bir şekilde çökecektir.

Yıldızları oluşturmak için kütleçekimsel çöküş teorisi, aynı zamanda evrenin sabit durum teorisini de geliştiren İngiliz astronom ve kozmolog James Jeans'e (1877-1946) atfedilir. Günümüzde maddenin sürekli yaratıldığı teorisi Big Bang teorisi lehine terk edilmiştir.

yıldız yaşam döngüsü

Gaz ve kozmik tozdan oluşan bulutsuların yoğunlaşma süreci sayesinde yıldızlar oluşur. Bu süreç zaman alır. Yıldızın nihai kararlılığa ulaşmasından 10 ila 15 milyon yıl önce meydana geldiği tahmin ediliyor. Genişleyen gazın basıncı ve yerçekiminin sıkıştırma kuvveti dengelendiğinde, yıldız ana dizi olarak bilinen şeye girer.

Yıldız, kütlesine bağlı olarak, Hertzplan-Russell diyagramının veya kısaca HR diyagramının satırlarından birine oturur. İşte, tümü yıldızın kütlesi tarafından belirlenen çeşitli yıldız evrimi çizgilerini gösteren bir diyagram.

Yıldız evrim çizgisi

Ana seri, grafiğin ortasından geçen kabaca çapraz şekilli bir alandır. Orada bir noktada yeni oluşan yıldızlar kütlelerine göre girerler. En sıcak, en parlak, en büyük kütleli yıldızlar sol üstte, en soğuk ve en küçük yıldızlar ise sağ alttadır.

Kütle, birçok kez söylendiği gibi, yıldızların evrimini kontrol eden parametredir. Aslında, çok büyük yıldızların yakıtı hızla tükenirken, küçük, soğuk yıldızlar, kırmızı cüceler gibi, daha dikkatli kullanın.

İnsanlar için kırmızı cüceler neredeyse sonsuzdur ve bilinen hiçbir kırmızı cüce ölmemiştir. Anakol yıldızlarına bitişik olan yıldızlar, evrimlerinin bir sonucu olarak başka galaksilere taşınmış yıldızlardır. Bu sayede dev ve üstdev yıldızlar en üstte, beyaz cüceler ise en altta yer alır.

Umarım bu bilgilerle yıldızların nasıl oluştuğunu, özelliklerinin neler olduğunu ve çok daha fazlasını öğrenebilirsiniz.


Makalenin içeriği şu ilkelerimize uygundur editoryal etik. Bir hata bildirmek için tıklayın burada.

İlk yorumu siz

Yorumunuzu bırakın

E-posta hesabınız yayınlanmayacak.

*

*

  1. Verilerden sorumlu: Miguel Ángel Gatón
  2. Verilerin amacı: Kontrol SPAM, yorum yönetimi.
  3. Meşruiyet: Onayınız
  4. Verilerin iletilmesi: Veriler, yasal zorunluluk dışında üçüncü kişilere iletilmeyecektir.
  5. Veri depolama: Occentus Networks (AB) tarafından barındırılan veritabanı
  6. Haklar: Bilgilerinizi istediğiniz zaman sınırlayabilir, kurtarabilir ve silebilirsiniz.