YILDIZLAR: ÖZELLIKLER, NASIL OLUŞTUKLARI, YAŞAM DÖNGÜSÜ, YAPI - BILIM - 2025

Bir yıldız gaz, esas olarak hidrojen ve helyum, oluşan ve sıkıştırma eğilimi yerçekimi kuvveti ve denge sayesinde tutulan bir astronomik bir amacı, ve genişleyen gaz basıncıdır.

Bu süreçte bir yıldız, helyum ve diğer elementleri hidrojenden sentezleyen bir füzyon reaktörünün bulunduğu çekirdeğinden büyük miktarda enerji üretir.

Şekil 1. Boğa takımyıldızındaki kuzey kışı boyunca görülebilen Ülker, 400 ışıkyılı uzaklıkta yaklaşık 3.000 yıldızdan oluşan bir küme oluşturur. Kaynak: Wikimedia Commons.

Bu füzyon reaksiyonlarında kütle tam olarak korunmaz, ancak küçük bir kısmı enerjiye dönüştürülür. Ve bir yıldızın kütlesi çok büyük olduğu için, en küçüklerinden biri olduğu zaman bile, saniyede verdiği enerji miktarı da öyle.

Yıldızların özellikleri

Bir yıldızın temel özellikleri:

- Kütle : Güneş kütlesinin küçük bir kısmından güneş kütlesinin birkaç katı kütleye sahip süper kütleli yıldızlara kadar çok değişken.

- Sıcaklık : aynı zamanda değişken bir miktardır. Yıldızın parlak yüzeyi olan fotosferde sıcaklık 50000-3000 K aralığındadır. Merkezindeyken milyonlarca Kelvin'e ulaşır.

- Renk : sıcaklık ve kütle ile yakından ilgilidir. Bir yıldız ne kadar sıcaksa, rengi o kadar mavidir ve tersine, ne kadar soğuksa, o kadar kırmızıya yönelir.

- Parlaklık : Yıldızın yaydığı güce bağlıdır ve bu genellikle tek tip değildir. En sıcak ve en büyük yıldızlar en parlak olanlardır.

- Büyüklük : Dünya'dan bakıldığında sahip oldukları görünen parlaklıktır.

- Hareket : Yıldızların kendi alanlarına göre göreceli hareketleri ve dönme hareketleri vardır.

- Yaş : yıldızlar evren kadar yaşlı olabilir - yaklaşık 13,8 milyar yıl - ve 1 milyar yaşında bile olabilir.

Yıldızlar nasıl oluşur?

Samanyolu'ndaki milyonlarca yıldızdan biri olan Güneş.

Yıldızlar, yoğunluğu sürekli dalgalanan devasa kozmik gaz ve toz bulutlarının yerçekimsel çöküşünden oluşur. Bu bulutlardaki ilkel malzeme moleküler hidrojen ve helyumdur ve ayrıca Dünya'daki bilinen tüm elementlerin izleridir.

Uzayda yayılan bu büyük miktardaki kütleyi oluşturan parçacıkların hareketi rastgeledir. Ancak ara sıra yoğunluk bir noktada hafifçe artarak sıkışmaya neden olur.

Gazın basıncı bu sıkıştırmayı bozma eğilimindedir, ancak molekülleri bir araya getiren yerçekimi kuvveti biraz daha yüksektir, çünkü parçacıklar birbirine daha yakındır ve dolayısıyla bu etkiye karşı koyar.

Ayrıca kütlenin daha da artmasından yerçekimi sorumludur. Ve bu olurken, sıcaklık yavaş yavaş artar.

Şimdi bu yoğunlaşma sürecini geniş ölçekte ve her zaman mevcut olarak hayal edin. Yerçekimi kuvveti radyaldır ve bu şekilde oluşan madde bulutu küresel bir simetriye sahip olacaktır. Protostar denir.

Ek olarak, bu madde bulutu statik değildir, ancak malzeme büzüldükçe hızla döner.

Zamanla çok yüksek sıcaklıkta ve muazzam basınçta bir çekirdek oluşacak ve bu da yıldızın füzyon reaktörü haline gelecektir. Bunun için kritik bir kütleye ihtiyaç vardır, ancak bu gerçekleştiğinde yıldız dengeye ulaşır ve böylece, tabiri caizse yetişkin yaşamına başlar.

Yıldızların kütlesi ve sonraki evrimi

Çekirdekte meydana gelebilecek reaksiyonların türü, başlangıçta sahip olduğu kütleye ve onunla birlikte yıldızın sonraki evrimine bağlı olacaktır.

Güneş kütlesinin 0,08 katından daha küçük kütleler için - yaklaşık 2 x 10 30 kg - çekirdek tutuşmayacağı için yıldız oluşmayacaktır. Bu şekilde oluşan nesne yavaş yavaş soğuyacak ve yoğunlaşma yavaşlayarak kahverengi bir cüceye yol açacaktır.

Öte yandan, protostar çok büyükse, yıldız olmak için gerekli dengeyi de sağlayamayacağı için şiddetle çökecektir.

Kütleçekimsel çöküşle yıldız oluşumu teorisi, evrenin sabit durumu teorisini de öneren İngiliz astronom ve kozmolog James Jeans'e (1877-1946) bağlıdır. Maddenin sürekli olarak yaratıldığını savunan bu teori, bugün Big Bang teorisi lehine bir kenara atıldı.

Yıldızların yaşam döngüsü

Yukarıda açıklandığı gibi yıldızlar, gaz ve kozmik tozdan oluşan bir bulutsunun yoğunlaşma süreciyle oluşur.

Bu süreç zaman alır. Yıldızın nihai kararlılığını elde ederken 10 ila 15 milyon yıl arasında gerçekleştiği tahmin edilmektedir. Genişleyen gazın basıncı ve sıkıştırıcı yerçekimi kuvveti dengesi bir kez, yıldız ana diziye girer.

Yıldız, kütlesine göre Hertzsprung-Russell diyagramının veya kısaca HR diyagramının çizgilerinden birinde bulunur. Bu, yıldız evriminin farklı çizgilerini gösteren bir grafiktir ve bunların tümü yıldızın kütlesi tarafından dikte edilmiştir.

Bu grafikte yıldızlar, aşağıda gösterildiği gibi, etkin sıcaklıklarına göre parlaklıklarına göre sıralanmıştır:

Şekil 2. Gökbilimciler Ejnar Hertzsprung ve Henry Russell tarafından 1910 civarında bağımsız olarak oluşturulan İK diyagramı. Kaynak: Wikimedia Commons. ŞU.

Yıldız evrim çizgileri

Ana sekans, diyagramın ortasından geçen kabaca çapraz bölgedir. Orada bir noktada yeni oluşan yıldızlar kütlelerine göre içeri girerler.

En sıcak, en parlak ve en büyük kütleli yıldızlar üstte ve solda, en soğuk ve en küçük yıldızlar ise sağ altta.

Kütle, defalarca söylendiği gibi, yıldız evrimini yöneten parametredir. Gerçekten de, çok büyük yıldızlar yakıtlarını hızla tüketirken, kırmızı cüceler gibi küçük, havalı yıldızlar daha yavaş idare ederler.

Şekil 3. Gezegenler (1 ve 2) ve yıldızlar (3,4,5 ve 6) arasındaki boyutların karşılaştırılması. Kaynak: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Bir insan için kızıl cüceler neredeyse ebedidir, henüz bilinen hiçbir kırmızı cüce ölmemiştir.

Ana dizinin bitişiğinde, evrimleri nedeniyle diğer sıralara geçen yıldızlar vardır. Böylece yukarıda dev ve süperdev yıldızlar ve beyaz cücelerin altında.

Spektral tipler

Bize uzak yıldızlardan gelen şey onların ışığıdır ve onun analizinden yıldızın doğası hakkında pek çok bilgi elde edilir. HR diyagramının altında, en yaygın spektral türleri ifade eden bir dizi harf bulunur:

OBAFGKM

En yüksek sıcaklığa sahip yıldızlar O ve en soğuk olan M sınıfıdır. Sırasıyla, bu kategorilerin her biri, onları 0'dan 9'a kadar bir sayı ile farklılaştıran on farklı alt türe ayrılır. Örneğin, F0 ile F0 arasında bir ara yıldız olan F5 G0.

Morgan Keenan'ın sınıflandırması yıldızın parlaklığını I'den V'ye Roma rakamları ile spektral türe ekler. Bu şekilde Güneşimiz G2V tipi bir yıldızdır. Yıldızların büyük değişkenliği göz önüne alındığında, onlar için başka sınıflandırmalar olduğu unutulmamalıdır.

Şekildeki HR diyagramına göre her spektral sınıfın görünür bir rengi vardır. Enstrümansız veya dürbünsüz bir gözlemcinin çok karanlık ve berrak bir gecede görebileceği yaklaşık renktir.

Klasik spektral türlere göre özelliklerinin kısa bir açıklaması:

O yazın

Mor tonlu mavi yıldızlardır. HR diyagramının sol üst köşesinde bulunurlar, yani büyük ve parlaktırlar ve 40.000 ila 20.000 K arasında yüksek yüzey sıcaklıkları vardır.

Kuzey kış gecelerinde görülebilen Avcı takımyıldızının kuşağından Alnitak A ve aynı takımyıldızdaki Sigma-Orionis bu tür yıldızlara örnek olarak verilebilir.

Şekil 4. Avcı Kuşağı'nın üç yıldızı. Soldan sağa Alnitak, Alnilam ve Mintaka. Ayrıca Alnitak'ın yanında Alev ve Atbaşı Bulutsuları. Kaynak: Wikimedia Commons.

B Tipi

Çıplak gözle görülmeleri kolaydır. Rengi beyaz-mavidir ve yüzey sıcaklıkları 10.000 -7000 K arasındadır. Canis Major takımyıldızındaki bir ikili yıldız olan Sirius A, Kuğu'daki en parlak yıldız olan Deneb gibi A tipi bir yıldızdır.

F yazın

Sarıya eğilimli beyaz görünürler, yüzey sıcaklığı önceki türden daha düşüktür: 7000 ile 6000 K arasındadır. Küçük Ayı takımyıldızından kutup yıldızı Polaris ve en parlak yıldız Canopus bu kategoriye aittir. Kışın kuzey yarımkürenin çok güneyinde görülebilen takımyıldız Carina'nın manzarası.

G yazın

Sarıdırlar ve sıcaklıkları 6000 ile 4800 K arasındadır. Güneşimiz bu kategoriye girer.

K türü

Prensip olarak, bir yıldızın iç yapısını bulmak kolay değildir, çünkü çoğu çok uzak nesnelerdir.

En yakın yıldız olan Güneş'in incelenmesi sayesinde, yıldızların çoğunun, merkezinde füzyonun gerçekleştiği bir çekirdeğin bulunduğu küresel simetriye sahip gaz tabakalarından oluştuğunu biliyoruz. Bu, yıldızın toplam hacminin aşağı yukarı% 15'ini kaplar.

Çekirdeği çevreleyen, manto veya zarf gibi bir katman vardır ve nihayet, yüzeyi dış sınırı olarak kabul edilen yıldızın atmosferi vardır. Bu katmanların doğası zamanla ve yıldızın izlediği evrimle değişir.

Bazı durumlarda, ana nükleer yakıtı olan hidrojenin tükendiği bir noktada, yıldız şişer ve ardından en dıştaki katmanlarını uzaya fırlatarak, merkezinde çıplak çekirdeğin kaldığı bir gezegenimsi bulutsuyu oluşturur. , bundan böyle beyaz cüce olarak anılacaktır.

Çekirdekten dış katmanlara enerji taşınmasının gerçekleştiği yer, tam olarak yıldızın zarfındadır.

Şekil 5. En çok incelenen yıldız olan Güneş'in katmanları. Kaynak: Wikimedia Commons.

Yıldız türleri

Tayf türlerine ayrılan bölümde, şu anda bilinen yıldız türlerine çok genel olarak değinilmiştir. Bu, ışığının analizi yoluyla keşfedilen özellikler açısından.

Ancak evrimleri boyunca, yıldızların çoğu ana dizide seyahat eder ve diğer dallarda konumlanarak onu terk eder. Tüm yaşamları boyunca ana dizide yalnızca kırmızı cüce yıldızlar kalır.

Sıklıkla bahsedilen ve kısaca açıkladığımız başka yıldız türleri de vardır:

Cüce yıldızlar

Diğer yandan küçük boyutları ortak olan çok farklı yıldız türlerini tanımlamak için kullanılan bir terimdir. Bazı yıldızlar çok düşük kütleli olarak oluşurlar, ancak çok daha yüksek kütleli doğanlar bunun yerine yaşamları boyunca cüce olurlar.

Aslında, cüce yıldızlar evrendeki en bol yıldız türüdür, bu yüzden özellikleri üzerinde biraz durmaya değer:

Kahverengi cüceler

Bir yıldızı ana diziye iten nükleer reaktörü başlatmak için kütlesi yeterli olmayan protostarlardır. Jüpiter gibi bir gaz devi gezegen ile kırmızı bir cüce yıldız arasında yarı yolda oldukları düşünülebilir.

Sabit bir enerji kaynağına sahip olmadıklarından, yavaş yavaş soğumaya mahkumdurlar. Kahverengi cüceye bir örnek, Vela takımyıldızındaki Luhman 16'dır. Ancak bu, şimdiye kadar birkaç tanesi keşfedildiğinden, gezegenlerin yörüngede dönmesini engellemez.

Kırmızı cüceler

Şekil 6. Güneş, kırmızı cüce Gliese 229A, kahverengi cüceler Teide 1 ve Gliese 229 B ile Jüpiter gezegeni arasındaki karşılaştırmalı boyut. Kaynak: Wikimedia Commons aracılığıyla NASA.

Kütleleri küçüktür, Güneş'inkinden daha azdır, ancak yakıtlarını dikkatlice harcadıkları için yaşamları ana sırada geçer. Bu nedenle daha soğukturlar, ancak en bol ve aynı zamanda en uzun yıldız türüdür.

Beyaz cüceler

Çekirdeğindeki yakıt bittiğinde ana diziden ayrılan ve kırmızı bir dev olana kadar şişen bir yıldızın kalıntısıdır. Bundan sonra yıldız dış katmanlarını dökerek boyutunu küçültür ve geriye yalnızca beyaz cüce olan çekirdeği bırakır.

Beyaz cüce aşaması, ne kırmızı cüce ne de mavi dev olan tüm yıldızların evriminde yalnızca bir aşamadır. İkincisi, çok büyük olduğundan, yaşamlarını nova veya süpernova adı verilen devasa patlamalarla sona erdirme eğilimindedir.

Yıldız IK Pegasi, Güneşimizi milyonlarca yıl sonra bekleyen bir kader olan beyaz cüce örneğidir.

Mavi cüceler

Onlar varsayımsal yıldızlardır, yani varlıkları henüz kanıtlanmamıştır. Ancak kırmızı cücelerin yakıtları bittiğinde sonunda mavi cücelere dönüştüğüne inanılıyor.

Siyah cüceler

Tamamen soğumuş ve artık ışık yaymayan eski beyaz cücelerdir.

Sarı ve turuncu cüceler

Kütlesi Güneş'inkiyle karşılaştırılabilir veya daha küçük, ancak boyutları ve sıcaklığı kırmızı cücelerden daha büyük olan yıldızlar bazen bu şekilde adlandırılır.

Nötron yıldızları

Bu, süperdev bir yıldızın nükleer yakıtını zaten tükettiği ve bir süpernova patlamasına maruz kaldığı yaşamındaki son aşamadır. Patlama nedeniyle, kalan yıldızın çekirdeği, elektronların ve protonların nötron haline gelmek için birleştiği noktaya kadar inanılmaz derecede kompakt hale gelir.

Bir nötron yıldızı o kadar, ancak o kadar yoğundur ki, çapı yaklaşık 10 km olan bir kürede güneş kütlesinin iki katına kadar içerebilir. Yarıçapı çok azaldığından, açısal momentumun korunumu daha yüksek bir dönüş hızı gerektirir.

Boyutlarından dolayı, yıldızla birlikte hızla dönen ve pulsar olarak bilinen şeyi oluşturan bir ışın şeklinde yaydıkları yoğun radyasyon tarafından algılanırlar.

Yıldız örnekleri

Yıldızlar, canlılarda olduğu gibi ortak özelliklere sahip olsalar da, değişkenlik çok büyüktür. Görüldüğü gibi, daha yakın ve daha uzak, büyük kütleli, devasa büyüklükte dev ve süper yıldızlar, cüceler, nötronlar, değişkenler vardır:

-Gece gökyüzündeki en parlak yıldız, Canis Major takımyıldızındaki Sirius'tur.

Şekil 7. Yaklaşık 8 ışıkyılı uzaklıkta, Canis Major takımyıldızında bulunan Sirius, gece gökyüzündeki en parlak yıldızdır. Kaynak: Pixabay.

-Próxima Centauri, Güneş'e en yakın yıldızdır.

-En parlak yıldız olmak, en parlak yıldız olmak anlamına gelmez, çünkü mesafe çok önemlidir. Bilinen en parlak yıldız aynı zamanda en büyük kütlelidir: Büyük Macellan Bulutu'na ait olan R136a1.

-R136a1'in kütlesi Güneş'in kütlesinin 265 katıdır.

-En büyük kütleye sahip yıldız her zaman en büyük değildir. Bugüne kadarki en büyük yıldız, takımyıldız Kalkanı'ndaki UY Scuti'dir. Yarıçapı, Güneş'in yarıçapından yaklaşık 1708 kat daha büyüktür (Güneş'in yarıçapı 6.96 x 108 metredir).

-Şimdiye kadarki en hızlı yıldız, 1200 km / s hızla hareket eden US 708 idi, ancak son zamanlarda onu aşan başka bir yıldız keşfedildi: 1700 km / s hızıyla Vinç Takımyıldızı'nın S5-HVS1'i. Suçlunun Samanyolu'nun merkezindeki süper kütleli kara delik Yay A olduğuna inanılıyor.

Referanslar

1. Carroll, B. Modern Astrofiziğe Giriş. 2. Baskı. Pearson.
2. Costa, C. Galaktik kalbin karanlığından kaçan bir yıldız. Kurtarıldı: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Astronomi Üzerine Temel Notlar, Arjantin, Córdoba Üniversitesi tarafından yayınlanmıştır.
4. Jaschek, C. 1983. Astrophysics, OAS tarafından yayınlanmıştır.
5. Martínez, D. Yıldızların evrimi. Vaeliada. Kurtarıldığı yer: Google Kitaplar.
6. Oster, L. 1984. Modern Astronomi. Editoryal Reverté.
7. İspanyol Astronomi Derneği. 2009. 100 Astronomi Kavramları. Edycom SL
8. UNAM. Yüksek Enerji Astronomisi. Nötron yıldızları. Kurtarıldı: astroscu.unam.mx.
9. Vikipedi. Yıldız Sınıflandırması. Es.wikipedia.org adresinden kurtarıldı.
10. Vikipedi. Star. Es.wikipedia.org adresinden kurtarıldı.