Yıldız - Star
Bir yıldız bir bir astronomik bir amacı bir ışık oluşan küremsi arasında plazma kendi ile bir arada tutulan yerçekimi . En yakın yıldız Dünya'ya olan , Sun . Diğer pek çok yıldız, gece boyunca Dünya'dan çıplak gözle görülebilir ve Dünya'dan çok uzak olmaları nedeniyle gökyüzünde çok sayıda sabit ışıklı nokta olarak görünür . Tarihsel olarak, en göze çarpan yıldızlar takımyıldızlar ve yıldız işaretleri olarak gruplandırılmış , en parlakları özel isimler almışlardır. Gökbilimciler , bilinen yıldızları tanımlayan ve standartlaştırılmış yıldız katalogları oluşturdular.yıldız işaretleri . Gözlemlenebilir Evren tahminen içeriyor1 × 10 24 bizim dışındaki tüm yıldızlar dahil yıldız, ancak çoğu Dünya'dan çıplak gözle görülemeyen, galaksi , Samanyolu .
Aktif ömrü çoğu için, bir yıldız nedeniyle parlar termonükleer füzyon arasında hidrojen içine helyum yıldızın iç ve daha sonra erişir enerji serbest bırakma, özünde yayar içine uzaydan . Helyumdan daha ağır doğal olarak oluşan hemen hemen tüm elementler , yıldızın yaşamı boyunca yıldız nükleosenteziyle ve bazı yıldızlar için süpernova nükleosentezi ile patladığında yaratılır . Bir yıldız, ömrünün sonuna doğru dejenere madde de içerebilir . Gökbilimciler belirleyebilir kitle , yaş, metalliğe alanı, onun aracılığıyla hareket gözlemleyerek bir yıldızın (kimyasal bileşim), ve bir çok diğer özellikleri parlaklık ve spektrum sırasıyla. Bir yıldızın toplam kütlesi, onun evrimini ve nihai kaderini belirleyen ana faktördür . Yıldızın çevresi onun dönüşünü ve hareketini etkilerken, bir yıldızın çapı ve sıcaklığı gibi diğer özellikleri ömrü boyunca değişir. Parlaklıklarına göre birçok yıldızın sıcaklığının grafiği, Hertzsprung-Russell diyagramı (H – R diyagramı) olarak bilinen bir grafik oluşturur . Bu diyagramda belirli bir yıldızı çizmek, o yıldızın yaşının ve evrimsel durumunun belirlenmesine olanak tanır.
Bir yıldızın yaşam başlar ile gravitasyonal bir gaz ve bulutsu ağır elementler, helyum ve eser miktarda ile birlikte, esas olarak, hidrojen oluşan malzeme elde edildi. Yıldız çekirdeği yeterince yoğun olduğunda, hidrojen, nükleer füzyon yoluyla sürekli olarak helyuma dönüşür ve bu süreçte enerji açığa çıkar. Yıldızın iç kısmının geri kalanı, ışıma ve konvektif ısı transfer süreçlerinin bir kombinasyonu yoluyla enerjiyi çekirdekten uzağa taşır . Yıldızın iç basıncı, kendi yerçekimi altında daha fazla çökmesini engeller. Güneş'in 0,4 katından daha büyük kütleye sahip bir yıldız , çekirdeğindeki hidrojen yakıtı tükendiğinde kırmızı bir dev olacak şekilde genişleyecektir . Bazı durumlarda, daha ağır öğeleri çekirdekte veya çekirdek etrafındaki kabuklarda birleştirir. Yıldız genişledikçe, daha ağır elementlerle zenginleştirilmiş kütlesinin bir kısmını daha sonra yeni yıldızlar olarak geri dönüştürülmek üzere yıldızlararası ortama atar. Bu arada, çekirdek bir yıldız kalıntısı haline gelir : beyaz bir cüce , bir nötron yıldızı veya yeterince büyükse bir kara delik .
İkili ve çoklu yıldız sistemleri, kütleçekimsel olarak bağlı olan ve genellikle sabit yörüngelerde birbirlerinin etrafında hareket eden iki veya daha fazla yıldızdan oluşur . Bu tür iki yıldız nispeten yakın bir yörüngeye sahip olduğunda, kütleçekimsel etkileşimleri evrimleri üzerinde önemli bir etkiye sahip olabilir. Yıldızlar, yıldız kümesi veya galaksi gibi çok daha büyük kütleçekimsel olarak bağlı bir yapının parçasını oluşturabilir .
Gözlem geçmişi
Tarihsel olarak, yıldızlar dünya çapında medeniyetler için önemli olmuştur . Dini uygulamaların bir parçası olmuşlardır ve göksel navigasyon ve yönelim için kullanılmıştır . Birçok antik gökbilimci, yıldızların göksel bir küreye kalıcı olarak eklendiğine ve değişmez olduklarına inanıyordu. Geleneksel olarak, gökbilimciler yıldızları takımyıldızlar halinde gruplandırdılar ve onları gezegenlerin hareketlerini ve Güneş'in tahmin edilen konumunu izlemek için kullandılar . Güneş'in arka plandaki yıldızlara (ve ufka) karşı hareketi, tarımsal uygulamaları düzenlemek için kullanılabilecek takvimler oluşturmak için kullanıldı. Gregoryen takvim şu anda dünyada hemen her yerde kullanılan, bir olan güneş takvimi yerel yıldızın, Güneş'ten için Dünya'nın dönme ekseninin açısı dayalı
Doğru tarihli en eski yıldız haritası , MÖ 1534'teki eski Mısır astronomisinin sonucuydu . Bilinen en eski yıldız katalogları , Mezopotamya'nın eski Babil gökbilimcileri tarafından Kassite Dönemi'nde (MÖ 1531-1155) MÖ 2. binyılın sonlarında derlendi.
İlk yıldız kataloğu içinde Yunan astronomi tarafından oluşturulan Aristillus yardımıyla, yaklaşık 300 MÖ Timocharis . Hipparchus'un (MÖ 2. yüzyıl) yıldız kataloğu 1020 yıldız içeriyordu ve Ptolemy'nin yıldız kataloğunu oluşturmak için kullanıldı. Hipparchus, kaydedilen ilk nova'nın (yeni yıldız) keşfiyle bilinir . Bugün kullanılan takımyıldızların ve yıldız isimlerinin çoğu Yunan astronomisinden türemiştir.
Göklerin görünürdeki değişmezliğine rağmen, Çinli gökbilimciler yeni yıldızların ortaya çıkabileceğinin farkındaydı. MS 185'te , şimdi SN 185 olarak bilinen bir süpernova hakkında ilk gözlemleyen ve yazan kişilerdi . Kaydedilen tarihteki en parlak yıldız olayı, 1006'da gözlemlenen ve Mısırlı gökbilimci Ali ibn Ridwan ve birkaç Çinli gökbilimci tarafından yazılan SN 1006 süpernovasıydı . Sn 1054 doğurdu süpernova, Yengeç Bulutsusu , ayrıca Çince ve İslam gökbilimciler tarafından gözlenmiştir.
Ortaçağ İslami gökbilimciler , günümüzde hala kullanılan birçok yıldıza Arapça isimler verdiler ve yıldızların konumlarını hesaplayabilecek çok sayıda astronomik alet icat ettiler . Esas olarak Zij yıldız katalogları üretmek amacıyla ilk büyük gözlemevi araştırma enstitülerini kurdular . Bunlar arasında Sabit Yıldızlar Kitabı (964), birkaç yıldız, yıldız kümeleri ( Omicron Velorum ve Brocchi'nin Kümeleri dahil ) ve galaksiler ( Andromeda Gökadası dahil ) gözlemleyen Persli astronom Abd al-Rahman al-Sufi tarafından yazılmıştır. ). A. Zahoor'a göre, 11. yüzyılda Persli bilge bilgini Ebu Rayhan Biruni , Samanyolu galaksisini bulanık yıldız özelliklerine sahip çok sayıda parça olarak tanımlamış ve 1019'daki bir ay tutulması sırasında çeşitli yıldızların enlemlerini vermiştir .
Josep Puig göre, Endülüs astronom İbn Bajjah Samanyolu bitmek etkisiyle birbirlerini dokundu ve sürekli bir görüntü olduğu ortaya çıktı birçok yıldız oluşuyordu önerdi kırılma onun gözlemini gerekçe sublunary malzemeden birlikte bir Kanıt olarak 500 AH'de (1106/1107 AD) Jüpiter ve Mars . Tycho Brahe gibi erken Avrupalı gökbilimciler , gece gökyüzünde (daha sonra novae olarak adlandırılacak ) yeni yıldızları belirleyerek , göklerin değişmez olmadığını öne sürdü. 1584 yılında, Giordano Bruno yıldız Güneş'ten gibiydi ve önerdi olabilir diğer gezegenleri , hatta dünya benzeri, onların yörüngesinde dönen bir fikir daha önce eski önermiş.İddianamede Yunan filozoflarının , Demokritos ve Epikuros ve tarafından Fakhr al-Din al-Razi gibi ortaçağ İslami kozmologlar . Sonraki yüzyılda, yıldızların Güneş'le aynı olduğu fikri gökbilimciler arasında bir fikir birliğine varıyordu. Isaac Newton , bu yıldızların neden Güneş Sistemi üzerinde net bir çekim kuvveti uygulamadığını açıklamak için, ilahiyatçı Richard Bentley tarafından ortaya atılan bir fikirle yıldızların her yönde eşit olarak dağıldığını öne sürdü .
İtalyan gökbilimci Geminiano Montanari , 1667'de Algol yıldızının parlaklığındaki değişimleri gözlemlediğini kaydetti. Edmond Halley , bir çift yakındaki "sabit" yıldızın doğru hareketinin ilk ölçümlerini yayınlayarak, bunların antik Yunan zamanından beri konumlarının değiştiğini gösterdi. gökbilimciler Ptolemy ve Hipparchus.
William Herschel , gökyüzündeki yıldızların dağılımını belirlemeye çalışan ilk astronomdu. 1780'lerde, 600 yönde bir dizi gösterge oluşturdu ve her görüş hattı boyunca gözlemlenen yıldızları saydı. Bundan, yıldız sayısının Samanyolu çekirdeği doğrultusunda gökyüzünün bir tarafına doğru giderek arttığını çıkardı . Oğlu John Herschel bu çalışmayı güney yarımkürede tekrarladı ve aynı yönde buna karşılık gelen bir artış buldu. William Herschel, diğer başarılarına ek olarak, bazı yıldızların yalnızca aynı görüş hattında yer almadıklarını, aynı zamanda ikili yıldız sistemlerini oluşturan fiziksel yoldaşlar olduklarını keşfetmesiyle de dikkat çekiyor.
Yıldız spektroskopisi bilimine Joseph von Fraunhofer ve Angelo Secchi öncülük etti . Sirius gibi yıldızların spektrumlarını Güneş ile karşılaştırarak, soğurma çizgilerinin kuvveti ve sayısında - atmosferin belirli frekansları soğurmasının neden olduğu yıldız spektrumundaki koyu çizgiler - farklılıklar buldular . 1865'te Secchi, yıldızları spektral tiplere ayırmaya başladı . Bununla birlikte, yıldız sınıflandırma şemasının modern versiyonu , 1900'lerde Annie J. Cannon tarafından geliştirilmiştir .
Bir yıldız (uzaklığın doğrudan ölçümü ilk 61 Cygni 11.4 de ışık yılı ) tarafından 1838 yılında yapılmıştır Friedrich Bessel kullanılarak paralaks tekniği. Paralaks ölçümleri, göklerdeki yıldızların büyük ölçüde ayrıldığını gösterdi. 19. yüzyılda çift yıldızların gözlemlenmesi giderek artan bir önem kazandı. 1834'te Friedrich Bessel, Sirius yıldızının doğru hareketindeki değişiklikleri gözlemledi ve gizli bir yol arkadaşı olduğu sonucuna vardı. Edward Pickering ilk spektroskopik ikiliyi 1899'da Mizar yıldızının spektral çizgilerinin 104 günlük bir periyotta periyodik bölünmesini gözlemlediğinde keşfetti . Friedrich Georg Wilhelm von Struve ve SW Burnham gibi gökbilimciler tarafından birçok ikili yıldız sisteminin ayrıntılı gözlemleri toplandı ve yıldız kütlelerinin yörünge elemanlarının hesaplanmasından belirlenmesine olanak sağladı . Teleskop gözlemlerinden bir çift yıldız yörüngesi elde etme sorununa ilk çözüm, 1827'de Felix Savary tarafından yapıldı. Yirminci yüzyıl, yıldızların bilimsel çalışmasında giderek daha hızlı ilerlemeler gördü. Fotoğraf önemli bir astronomik araç haline geldi. Karl Schwarzschild bir yıldız rengi ve dolayısıyla, bunun sıcaklığı karşılaştırılmasıyla belirlenebilir keşfetti görsel büyüklüğünü karşı çekim büyüklük . Fotoelektrik fotometrenin geliştirilmesi , çoklu dalga boyu aralıklarında hassas büyüklük ölçümlerine izin verdi. 1921'de Albert A. Michelson , Mount Wilson Gözlemevi'ndeki Hooker teleskopu üzerinde bir girişim ölçer kullanarak yıldız çapının ilk ölçümlerini yaptı .
Yıldızların fiziksel yapısı üzerine önemli teorik çalışma, yirminci yüzyılın ilk on yıllarında gerçekleşti. 1913'te, yıldızların astrofiziksel çalışmasını ilerleten Hertzsprung-Russell diyagramı geliştirildi. Yıldızların içini ve yıldızların evrimini açıklamak için başarılı modeller geliştirildi. Cecilia Payne-Gaposchkin ilk olarak 1925 tarihli doktora tezinde yıldızların öncelikle hidrojen ve helyumdan oluştuğunu öne sürdü. Yıldızların tayfları, kuantum fiziğindeki gelişmelerle daha da anlaşıldı . Bu, yıldız atmosferinin kimyasal bileşiminin belirlenmesine izin verdi.
Süpernovalar haricinde, bireysel yıldızlar öncelikle Yerel Grupta ve özellikle Samanyolu'nun görünen kısmında (galaksimiz için mevcut olan ayrıntılı yıldız kataloglarında gösterildiği gibi) gözlemlenmiştir . Ancak , Dünya'dan yaklaşık 100 milyon ışıkyılı uzaklıkta, Başak Kümesi'nin M100 galaksisinde bazı yıldızlar gözlemlendi . In Yerel Üstkümesi'ndeki o yıldız kümelerini görmek mümkündür ve mevcut teleskoplar prensipte Yerel Grubundaki soluk bireysel yıldızlı (bkz gözlemlemek Sefeidleri ). Bununla birlikte, Yerel Gökada Üstkümesi dışında, ne tek tek yıldızlar ne de yıldız kümeleri gözlemlenmemiştir. Bunun tek istisnası, bir milyar ışıkyılı uzaklıkta bulunan yüz binlerce yıldızı içeren büyük bir yıldız kümesinin soluk görüntüsüdür - daha önce gözlemlenen en uzak yıldız kümesinden on kat daha uzaktır.
Şubat 2018'de gökbilimciler, yeniden iyonlaşma döneminin bir sinyalini ilk kez, oluşan en erken yıldızlardan gelen ışığın dolaylı olarak tespit edildiğini bildirdi - Büyük Patlama'dan yaklaşık 180 milyon yıl sonra .
Mayıs 2018'de gökbilimciler, Evrende şimdiye kadar tespit edilen en uzak oksijenin ve Atacama Büyük Milimetre Dizisi veya Çok Büyük Teleskop tarafından şimdiye kadar gözlemlenen en uzak galaksinin tespit edildiğini bildirdiler. Ekip, sinyalin 13,3 milyar yıl önce yayıldığını ortaya çıkardı. (veya Big Bang'den 500 milyon yıl sonra ). Galaksinin gözlenen parlaklığının, yıldız oluşumunun başlangıcının Evren başladıktan sonra sadece 250 milyon yıla karşılık geldiği ve yaklaşık 15'lik bir kırmızıya kaymaya karşılık gelen bir model tarafından iyi bir şekilde açıklandığını buldular .
Tanımlamalar
Takımyıldız kavramının Babil döneminde var olduğu biliniyordu . Eski gökyüzü gözlemcileri, yıldızların öne çıkan düzenlemelerinin desenler oluşturduğunu hayal ettiler ve bunları doğanın belirli yönleriyle veya mitleriyle ilişkilendirdiler. Bu oluşumlardan on ikisi , ekliptik kuşağı boyunca uzanıyordu ve bunlar astrolojinin temeli oldu . Daha öne çıkan yıldızların çoğuna, özellikle Arapça veya Latince isimlerle adlar da verildi .
Bazı takımyıldızların ve Güneş'in yanı sıra, ayrı ayrı yıldızların kendi mitleri vardır . To Eski Yunanlılar olarak bilinen bazı "yıldız", gezegenler ( "gezgin" anlamına Yunan πλανήτης (planētēs),), gezegenlerin isimleri hangi çeşitli önemli tanrıları temsil Merkür , Venüs , Mars , Jüpiter ve Satürn alınmıştır. ( Uranüs ve Neptün aynı zamanda Yunan ve Roma tanrılarıydı , ancak her iki gezegen de düşük parlaklıklarından dolayı Antik Çağda bilinmiyordu. İsimleri daha sonraki astronomlar tarafından verildi.)
Yaklaşık 1600, takımyıldızların isimleri gökyüzünün karşılık gelen bölgelerindeki yıldızları adlandırmak için kullanıldı. Alman gökbilimci Johann Bayer bir dizi yıldız haritası oluşturdu ve her takımyıldızdaki yıldızlara işaret olarak Yunan harflerini uyguladı . Daha sonra yıldızın sağ yükselişine dayanan bir numaralandırma sistemi icat edildi ve John Flamsteed'in "Historia coelestis Britannica" (1712 baskısı) adlı kitabında yıldız kataloğuna eklendi , bu numaralandırma sistemine Flamsteed atama veya Flamsteed numaralandırma adı verildi .
Gök cisimlerini adlandırmak için uluslararası olarak tanınan tek otorite Uluslararası Astronomi Birliği'dir (IAU). Uluslararası Astronomi Birliği , yıldızların özel isimlerini kataloglayan ve standartlaştıran Yıldız İsimleri Çalışma Grubunu (WGSN) sürdürmektedir . Bir dizi özel şirket, İngiliz Kütüphanesi'nin düzenlemesiz ticari işletme olarak adlandırdığı yıldız isimlerini satıyor . IAU, bu ticari uygulamadan ayrıldı ve bu isimler ne IAU, profesyonel astronomlar ne de amatör astronomi topluluğu tarafından tanınmıyor. Böyle bir yıldız isimlendirme şirketi, 1980'lerde, atanan ismin resmi gibi görünmesini sağlamak için aldatıcı uygulamalarla suçlanan Uluslararası Yıldız Tescilidir . Artık durdurulan bu ISR uygulaması gayri resmi olarak bir dolandırıcılık ve dolandırıcılık olarak etiketlendi ve New York Şehri Tüketiciyi ve İşçileri Koruma Dairesi, aldatıcı bir ticaret uygulamasına giriştiği için ISR'ye karşı bir ihlal yayınladı.
Ölçü birimleri
Yıldız parametreleri SI birimlerinde veya CGS birimlerinde ifade edilebilmesine rağmen , Güneş'in özelliklerine göre güneş birimlerindeki kütle , parlaklık ve yarıçapları ifade etmek genellikle en uygun yöntemdir . IAU, 2015 yılında yıldız parametrelerinden alıntı yapmak için kullanılabilecek bir dizi nominal güneş değeri tanımladı (belirsizlikler olmadan SI sabitleri olarak tanımlandı):
Güneş kütle M ⊙ açıkça bağlı büyük görece belirsizlik (10 IAU tarafından tanımlanmamış -4 ) ve Newtoncu yerçekimi sabiti Newton yerçekimi sabiti ve güneş kütle, birlikte (GM ürünü için, G. Ancak ⊙ ) olmuştur IAU, çok daha büyük bir hassasiyetle belirlenen nominal güneş kütlesi parametresini şu şekilde tanımladı :
nominal güneş kütlesi parametresi: GM ⊙ = 1,3271244 × 10 20 m 3 s −2
Bununla birlikte, güneş kütlesini yaklaşık 1.9885 × 10 30 kg olarak türetmek için nominal güneş kütlesi parametresi Newton kütleçekim sabiti G'nin en son (2014) CODATA tahmini ile birleştirilebilir . Parlaklık, yarıçap, kütle parametresi ve kütle için kesin değerler, gözlemsel belirsizlikler nedeniyle gelecekte biraz değişiklik gösterse de, 2015 IAU nominal sabitleri, yıldız parametrelerinden alıntı yapmak için yararlı ölçüler olmaya devam ettiklerinden aynı SI değerleri olarak kalacaktır.
Dev bir yıldızın yarıçapı veya ikili bir yıldız sisteminin yarı büyük ekseni gibi büyük uzunluklar, genellikle astronomik birim cinsinden ifade edilir - yaklaşık olarak Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafeye eşittir (150 milyon km veya yaklaşık 93 milyon mil). 2012 yılında IAU, astronomik sabiti metre cinsinden tam uzunluk olarak tanımladı: 149.597.870.700 m.
Oluşum ve evrim
Yıldızlar , daha yüksek madde yoğunluğuna sahip uzay bölgelerinden yoğunlaşır , ancak bu bölgeler bir vakum odası içinde olduğundan daha az yoğundur . Moleküler bulutlar olarak bilinen bu bölgeler , yaklaşık yüzde 23 ila 28 helyum ve yüzde birkaç daha ağır elementlerle çoğunlukla hidrojenden oluşur. Böyle bir yıldız oluşum bölgesine bir örnek Avcı Bulutsusu'dur . Çoğu yıldız, düzinelerce ila yüz binlerce yıldızdan oluşan gruplar halinde oluşur. Bu gruplardaki büyük yıldızlar bu bulutları güçlü bir şekilde aydınlatabilir , hidrojeni iyonlaştırabilir ve H II bölgeleri oluşturabilir . Yıldız oluşumundan kaynaklanan bu tür geribildirim etkileri, nihayetinde bulutu bozabilir ve daha fazla yıldız oluşumunu engelleyebilir.
Tüm yıldızlar, varoluşlarının çoğunu, esas olarak hidrojenin çekirdeklerindeki helyuma nükleer füzyonu ile beslenen ana dizi yıldızları olarak geçirirler . Bununla birlikte, farklı kütlelerdeki yıldızlar, gelişimlerinin çeşitli aşamalarında belirgin şekilde farklı özelliklere sahiptir. Daha büyük yıldızların nihai kaderi, parlaklıkları ve çevreleri üzerindeki etkileri gibi, daha az kütleli yıldızlardan farklıdır. Buna göre, gökbilimciler genellikle yıldızları kütlelerine göre gruplandırırlar:
- 0,5 M altındaki kütleli çok düşük kütleli yıldızlar tamamen konvektiftir ve ana dizideyken helyumu tüm yıldız boyunca eşit olarak dağıtır. Bu nedenle, asla kabuk yanmasına uğramazlar, asla kırmızı devler haline gelmezler , kaynaşmayı bırakıp helyum beyaz cücelerine dönüşürler ve hidrojenlerini tükettikten sonra yavaş yavaş soğurlar . Ancak, 0.5 M ☉ yıldızın ömrü evrenin yaşından daha uzun olduğundan, böyle bir yıldız henüz beyaz cüce aşamasına ulaşmamıştır.
- Düşük kütleli yıldızlar (Güneş dahil), bileşime bağlı olarak kütleleri 0,5 M ☉ ile 1,8–2,5 M arasında olup , çekirdek hidrojeni tükendiğinde kırmızı devler haline gelirler ve bir helyum parlamasında çekirdekteki helyumu yakmaya başlarlar ; daha sonra asimptotik dev dalda dejenere bir karbon-oksijen çekirdeği geliştirirler ; sonunda bir gezegenimsi bulutsu olarak dış kabuklarını patlatırlar ve beyaz bir cüce şeklinde çekirdeklerini geride bırakırlar.
- Orta kütleli yıldızlar , 1,8-2,5 arası M ☉ ve 5-10 M ☉ , düşük kütleli yıldızların benzer evrimsel aşamalardan geçer, ama üzerinde nispeten kısa bir süre sonra kırmızı dev şube flaşsız onlar tutuşturmak helyum ve daha uzun bir süre geçirmek içinde kırmızı küme dejenere karbon-oksijen çekirdeği oluşturan önce.
- Büyük kütleli yıldızlar genellikle minimum 7–10 M ☉ (muhtemelen 5–6 M ☉ kadar düşük ) kütlelerine sahiptir . Çekirdekteki hidrojeni tükettikten sonra bu yıldızlar süper devler haline gelir ve helyumdan daha ağır elementleri kaynaştırmaya devam eder . Çekirdekleri çöktüğünde hayatlarına son verirler ve süpernova olarak patlarlar.
Yıldız oluşumu
Bir yıldızın oluşumu, daha yüksek yoğunluklu bölgelerin neden olduğu bir moleküler bulut içindeki yerçekimi kararsızlığı ile başlar - genellikle bulutların büyük yıldızlardan gelen radyasyonla sıkıştırılması, yıldızlararası ortamdaki genişleyen kabarcıklar, farklı moleküler bulutların çarpışması veya çarpışma ile tetiklenir. galaksiler ( yıldızlarla dolup taşan bir galakside olduğu gibi ). Bir bölge, Jeans istikrarsızlığı kriterlerini karşılamak için yeterli bir madde yoğunluğuna ulaştığında , kendi çekim kuvveti altında çökmeye başlar.
Bulut çökerken, yoğun toz ve gazdan oluşan münferit kümeler " Bok kürecikleri " oluşturur. Küre çöktükçe ve yoğunluk arttıkça, yerçekimi enerjisi ısıya dönüşür ve sıcaklık yükselir. Proto yıldız bulutu yaklaşık olarak kararlı hidrostatik denge durumuna ulaştığında , çekirdekte bir protostar oluşur. Bu ana dizilim öncesi yıldızlar genellikle bir ön- gezegen diski ile çevrilidir ve temel olarak yerçekimi enerjisinin dönüşümü ile güçlendirilir. Kütleçekimsel daralma dönemi yaklaşık 10 ila 15 milyon yıl sürer.
2 M ☉ altındaki ilk yıldızlara T Tauri yıldızları denir , daha büyük kütleli olanlara ise Herbig Ae / Be yıldızları denir . Bu yeni oluşan yıldızlar, dönme eksenleri boyunca gaz fıskiyeleri yayarlar, bu da çöken yıldızın açısal momentumunu azaltabilir ve Herbig-Haro nesneleri olarak bilinen küçük bulutsu lekeleriyle sonuçlanabilir . Yakındaki büyük yıldızlardan gelen radyasyonla birlikte bu jetler, yıldızın oluştuğu çevredeki bulutu uzaklaştırmaya yardımcı olabilir.
Gelişimlerinin erken dönemlerinde, T Tauri yıldızları Hayashi yolunu izlerler - kabaca aynı sıcaklıkta kalırken büzülürler ve parlaklıkta azalma olurlar . Daha az kütleli T Tauri yıldızları ana diziye kadar bu yolu takip ederken, daha büyük kütleli yıldızlar Henyey pistine dönüyor .
Çoğu yıldızın ikili yıldız sistemlerinin üyesi olduğu gözlemlenir ve bu ikili yıldızların özellikleri, oluştukları koşulların sonucudur. Bir gaz bulutunun çökmesi ve bir yıldız oluşturması için açısal momentumunu kaybetmesi gerekir. Bulutun birden fazla yıldıza bölünmesi, bu açısal momentumun bir kısmını dağıtır. İlkel ikili dosyalar, genç yıldız kümelerindeki diğer yıldızlarla yakın karşılaşmalar sırasında yerçekimi etkileşimleriyle bir miktar açısal momentum aktarır. Bu etkileşimler, daha geniş olarak ayrılmış (yumuşak) ikili dosyaları parçalama eğilimindeyken, sert ikili dosyaların daha sıkı bir şekilde bağlanmasına neden olur. Bu, ikili dosyaların gözlemlenen iki popülasyon dağılımına ayrılmasını sağlar.
Ana sıra
Yıldızlar, çekirdeğin yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınç reaksiyonlarında hidrojeni helyuma kaynaştırarak varoluşlarının yaklaşık% 90'ını harcarlar. Bu tür yıldızların ana dizide olduğu söylenir ve bunlara cüce yıldızlar denir. Sıfır yaş ana sekansından başlayarak, bir yıldızın çekirdeğindeki helyum oranı, yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı gibi, çekirdekteki nükleer füzyon oranı da yavaş yavaş artacaktır. O (4.6 × 10 ana diziyi 4,6 milyar ulaştı beri Sun, örneğin, 40 yaklaşık göre% parlaklığındaki arttığı tahmin edilmektedir 9 ) yıllar önce.
Her yıldız , uzaya sürekli bir gaz çıkışına neden olan yıldız bir parçacık rüzgarı üretir . Çoğu yıldız için, kaybedilen kütle önemsizdir. Güneş her yıl 10 −14 M ☉ veya tüm ömrü boyunca toplam kütlesinin yaklaşık% 0,01'ini kaybeder . Bununla birlikte, çok büyük yıldızlar her yıl 10 −7 ila 10 −5 M ☉ kaybedebilir ve bu da evrimlerini önemli ölçüde etkiler. 50 M ☉'dan fazla başlayan yıldızlar , ana dizideyken toplam kütlelerinin yarısından fazlasını kaybedebilirler.
Bir yıldızın ana dizide geçirdiği zaman, öncelikle sahip olduğu yakıt miktarına ve onu kaynaştırma hızına bağlıdır. Güneş'in 10 milyar (10 10 ) yıl yaşaması bekleniyor . Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı tüketirler ve kısa ömürlüdürler. Düşük kütleli yıldızlar yakıtlarını çok yavaş tüketirler. 0.25 daha az masif Yıldız M ☉ denilen kırmızı cüceler , neredeyse bütün bunların kütlesinin kaynaştırmak mümkün iken yıldızlı 1 hakkında M ☉ kendi kütlesinin can sadece sigorta yaklaşık 10%. Yavaş yakıt tüketimi ve nispeten büyük kullanılabilir yakıt tedarikinin birleşimi, düşük kütleli yıldızların yaklaşık bir trilyon (10 12 ) yıl dayanmasına izin verir ; 0.08 M ☉ ile en uç noktası yaklaşık 12 trilyon yıl sürecektir. Kızıl cüceler helyum biriktirdikçe daha sıcak ve daha parlak hale gelir . Sonunda hidrojeni bitince, beyaz bir cüceye dönüşürler ve sıcaklıkları düşer. Bununla birlikte, bu tür yıldızların ömrü , evrenin şu anki yaşından (13,8 milyar yıl) daha uzun olduğu için , yaklaşık 0,85 M ☉ altındaki hiçbir yıldızın ana diziden çıkması beklenmemektedir.
Kütlenin yanı sıra, helyumdan daha ağır elementler yıldızların evriminde önemli bir rol oynayabilir. Gökbilimciler helyumdan daha ağır olan tüm elementleri "metaller" olarak etiketlerler ve bir yıldızdaki bu elementlerin kimyasal konsantrasyonuna metalikliği adını verirler . Bir yıldızın metalikliği, yıldızın yakıtını yakma süresini etkileyebilir ve yıldız rüzgarının gücünü etkileyen manyetik alanlarının oluşumunu kontrol edebilir. Daha yaşlı, popülasyon II yıldızlar, oluştukları moleküler bulutların bileşimi nedeniyle daha genç olan 1. popülasyon yıldızlarından önemli ölçüde daha az metalikliğe sahiptir. Zamanla, bu tür bulutlar, daha yaşlı yıldızlar ölürken ve atmosferlerinin bir kısmını dökerken daha ağır elementler bakımından giderek daha zengin hale gelir .
Ana sıra sonrası
En az 0,4 M değerindeki yıldızlar çekirdeğindeki hidrojen arzını tüketirken , helyum çekirdeğinin dışındaki bir kabukta hidrojeni kaynaştırmaya başlarlar. Kırmızı bir dev oluştururken dış katmanları genişler ve büyük ölçüde soğur . Yaklaşık 5 milyar yıl içinde, Güneş helyum yakma aşamasına girdiğinde, kabaca 1 astronomik birim (150 milyon kilometre) maksimum yarıçapına , bugünkü boyutunun 250 katı genişleyecek ve mevcut kütlesinin% 30'unu kaybedecek.
Hidrojen kabuğunun yanması daha fazla helyum ürettikçe, çekirdek kütle ve sıcaklık olarak artar. 2.25 M'ye kadar olan bir kırmızı devde , helyum çekirdeğinin kütlesi helyum füzyonundan önce dejenere olur . Son olarak, sıcaklık yeterince arttığında, helyum flaşı denen şeyde helyum füzyonu patlayarak başlar ve yıldız yarıçapı hızla küçülür, yüzey sıcaklığını arttırır ve HR diyagramının yatay dalına hareket eder . Daha büyük yıldızlar için, helyum çekirdek füzyonu çekirdek dejenere olmadan önce başlar ve yıldız , dış konvektif zarf çökmeden ve yıldız daha sonra yatay dala hareket etmeden önce kırmızı kümede yavaşça helyum yakarak biraz zaman geçirir .
Yıldız, çekirdeğinin helyumunu kaynaştırdıktan sonra, karbon ürünü, kaynayan helyumun dış kabuğuyla sıcak bir çekirdek oluşturarak birleşir. Yıldız daha sonra , tanımlanmış diğer kırmızı dev faza paralel olan, ancak daha yüksek bir parlaklıkla asimptotik dev dal (AGB) adı verilen evrimsel bir yolu izler . Daha büyük AGB yıldızları, çekirdek dejenere olmadan önce kısa bir karbon füzyonu dönemine girebilir.
Büyük yıldızlar
Helyum yakma evresinde, 9'dan fazla güneş kütlesine sahip bir yıldız, önce bir mavi ve sonra bir kırmızı süperdev oluşturmak için genişler . Özellikle büyük yıldızlar, güçlü konveksiyon ve yoğun kütle kaybı nedeniyle yüzeye ulaşan hidrojenden daha ağır elementlerin emisyon çizgilerinin hakim olduğu spektrumlarla karakterize edilen bir Wolf-Rayet yıldızına dönüşebilir .
Büyük bir yıldızın çekirdeğinde helyum tükendiğinde, çekirdek daralır ve sıcaklık ve basınç karbonu kaynaştıracak kadar yükselir (bkz. Karbon yakma süreci ). Bu işlem, ardışık aşamalar tarafından yakıt edilir, devam neon (bakınız neon yakma süreci ,) oksijen (bakınız oksijen yanma işlemi ), ve silikon (bakınız silikon yakma süreci ). Yıldızın ömrünün sonuna doğru, büyük bir yıldızın içindeki bir dizi soğan tabakası kabuğu boyunca füzyon devam ediyor. Her bir kabuk, en dıştaki kabuk hidrojeni kaynaştırarak farklı bir elemanı birleştirir; bir sonraki kabuk helyumu kaynaştırıyor vb.
Son aşama, büyük bir yıldız demir üretmeye başladığında gerçekleşir . Demir çekirdekleri daha ağır çekirdeklerden daha sıkı bağlandığından , demirin ötesindeki herhangi bir füzyon net bir enerji salınımı üretmez.
Çöküş
Bir yıldızın çekirdeği küçüldükçe, o yüzeyden gelen radyasyonun yoğunluğu artar ve gazın dış kabuğunda öyle bir radyasyon basıncı yaratır ki, bu katmanları uzaklaştırır ve bir gezegenimsi bulutsu oluşturur . Dış atmosfer döküldükten sonra geriye kalan kabaca 1,4 M'den daha azsa , beyaz cüce olarak bilinen Dünya'nın büyüklüğünde nispeten küçük bir nesneye küçülür . Beyaz cüceler, daha fazla yerçekimi sıkıştırmasının gerçekleşmesi için kütleden yoksundur. Elektron dejenere madde beyaz cüce içindeki yıldız genellikle plazma küreler olarak adlandırılır rağmen artık bir plazma olduğunu. Sonunda, beyaz cüceler çok uzun bir süre sonra siyah cücelere dönüşür .
Büyük yıldızlarda füzyon, demir çekirdek artık kendi kütlesini kaldıramayacak kadar büyük (1,4 M ☉'den fazla ) büyüyene kadar devam eder . Bu çekirdek, elektronları protonlarına sürüldükçe aniden çökecek ve bir elektron yakalama ve ters beta bozunması patlamasıyla nötronlar, nötrinolar ve gama ışınları oluşturacak . Shockwave bu ani çöküş oluşturduğu yıldızın kalanı bir süpernova patlamasıyla patlamaya neden olur. Süpernovalar o kadar parlak hale gelir ki, yıldızın tüm galaksisini kısaca gölgede bırakabilirler. Samanyolu'nda meydana geldiklerinde, süpernovalar tarihsel olarak çıplak gözle gözlemciler tarafından daha önce hiçbirinin görünmediği "yeni yıldızlar" olarak gözlemlendi.
Bir süpernova patlaması yıldızın dış katmanlarını uçurarak Yengeç Bulutsusu gibi bir kalıntı bırakır . Çekirdek, bazen kendisini bir pulsar veya X-ışını patlaması olarak gösteren bir nötron yıldızına sıkıştırılır . En büyük yıldızlar durumunda, kalıntı 4 M M'dan büyük bir kara deliktir . Bir nötron yıldızında madde, nötron-dejenere madde olarak bilinen bir durumdadır ve muhtemelen çekirdekte bulunan daha egzotik bir dejenere madde, QCD maddesi formu vardır . Bir kara delik içinde, madde şu anda anlaşılamayan bir durumdadır.
Ölmekte olan yıldızların savrulan dış katmanları, yeni yıldızların oluşumu sırasında geri dönüştürülebilen ağır elementler içerir. Bu ağır elementler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Süpernovalardan çıkan akış ve büyük yıldızların yıldız rüzgarı, yıldızlararası ortamı şekillendirmede önemli bir rol oynar.
İkili yıldızlar
İkili yıldızların ana sıra sonrası evrimi, aynı kütleye sahip tek yıldızların evriminden önemli ölçüde farklı olabilir. İkili sistemdeki yıldızlar yeterince yakınsa, yıldızlardan biri genişleyerek kırmızı bir dev haline geldiğinde, Roche lobundan , malzemenin kütleçekimsel olarak o yıldıza bağlandığı bir yıldızın çevresindeki bölgeden taşabilir ve bu da malzemenin diğerine aktarılmasına neden olabilir. . Roche lobu ihlal edildiğinde, temas ikili dosyaları , ortak zarf ikili dosyaları, felaket değişkenleri ve tip Ia süpernovaları dahil olmak üzere çeşitli fenomenler ortaya çıkabilir .
Dağıtım
Yıldızlar evrende tekdüze bir şekilde dağılmazlar, ancak normalde yıldızlararası gaz ve tozla birlikte galaksiler halinde gruplanırlar. Tipik bir galaksi, yüz milyarlarca yıldız içerir ve 2 trilyondan (10 12 ) fazla galaksi vardır. Genel olarak, tahmin edildiği kadar çok var1 × 10 24 yıldız ( Dünya gezegenindeki tüm kum taneciklerinden daha fazla yıldız ). Genellikle yıldızların yalnızca galaksiler içinde var olduğuna inanılırken, galaksiler arası yıldızlar keşfedilmiştir.
Bir çok yıldız sistemi iki veya daha fazla yer çekimine bağlı yıldızlı bu yörünge birbirlerine oluşur. En basit ve en yaygın çoklu yıldız sistemi ikili yıldızdır, ancak üç veya daha fazla yıldızdan oluşan sistemler de bulunur. Yörünge kararlılığı nedeniyle, bu tür çok yıldızlı sistemler genellikle hiyerarşik ikili yıldız kümeleri halinde düzenlenir. Yıldız kümeleri adı verilen daha büyük gruplar da mevcuttur. Bunlar , yalnızca birkaç yıldızlı gevşek yıldız birlikteliklerinden yüz binlerce yıldızın bulunduğu devasa küresel kümelere kadar uzanır . Bu tür sistemler ev sahibi galaksinin yörüngesinde dolaşır.
Yıldızların çoğunun yerçekimine bağlı, çoklu yıldız sistemlerinde meydana geldiği uzun zamandır kabul edilen bir varsayım olmuştur. Bu, özellikle yıldızların% 80'inin çoklu yıldız sistemlerinin parçası olduğuna inanılan çok büyük O ve B sınıfı yıldızlar için geçerlidir. Yıldız kütlesinin azalmasıyla tek yıldız sistemlerinin oranı artar, bu nedenle kırmızı cücelerin yalnızca% 25'inin yıldız arkadaşları olduğu bilinmektedir. Tüm yıldızların% 85'i kırmızı cüce olduğundan, Samanyolu'ndaki çoğu yıldız muhtemelen doğumdan itibaren bekardır.
Güneş dışında Dünya'ya en yakın yıldız 39,9 trilyon kilometre veya 4,2 ışık yılı olan Proxima Centauri'dir . Uzay Mekiğinin yörünge hızında (saniyede 8 kilometre - saatte neredeyse 30.000 kilometre) gidildiğinde, ulaşması yaklaşık 150.000 yıl alacaktı. Bu, galaktik disklerdeki tipik yıldız ayrımlarıdır . Yıldızlar, galaksilerin merkezlerinde ve küresel kümelerde birbirlerine çok daha yakın olabilir veya galaktik halelerde çok daha uzak olabilirler .
Galaktik çekirdek dışındaki yıldızlar arasındaki nispeten büyük mesafeler nedeniyle, yıldızlar arasındaki çarpışmaların nadir olduğu düşünülüyor. Küresel kümelerin çekirdeği veya galaktik merkez gibi daha yoğun bölgelerde, çarpışmalar daha yaygın olabilir. Bu tür çarpışmalar, mavi başıboşlar olarak bilinenleri üretebilir . Bu anormal yıldızlar, ait oldukları kümeyle aynı parlaklığa sahip diğer ana dizi yıldızlarından daha yüksek yüzey sıcaklığına sahiptir.
Özellikler
Bir yıldızla ilgili hemen hemen her şey, parlaklık, boyut, evrim, ömür ve nihai kaderi gibi özellikler dahil olmak üzere başlangıçtaki kütlesi tarafından belirlenir.
Yaş
Yıldızların çoğu 1 milyar ile 10 milyar yaş arasındadır. Hatta bazı yıldızlar , evrenin gözlemlenen yaşı olan 13,8 milyar yaşında bile olabilir . Şu ana kadar keşfedilen en eski yıldız , Methuselah yıldızı lakaplı HD 140283 , tahminen 14.46 ± 0.8 milyar yaşında. ( Değerdeki belirsizlik nedeniyle yıldız için bu yaş, Planck uydusunun 13.799 ± 0.021 olarak belirlediği Evren yaşı ile çelişmemektedir).
Yıldız ne kadar kütleli olursa, ömrü o kadar kısadır, çünkü büyük yıldızların çekirdeklerinde daha fazla basınç vardır ve bu onların hidrojeni daha hızlı yakmalarına neden olur. En büyük kütleli yıldızlar ortalama birkaç milyon yıl yaşarken, minimum kütleli yıldızlar (kırmızı cüceler) yakıtlarını çok yavaş yakarlar ve onlarca ila yüz milyarlarca yıl yaşayabilirler.
|İlk Kütle ( M ☉ )||Ana sıra||Subgiant||İlk Kızıl Dev||Core He Burning|
|1.0||7,41||2.63||1.45||0.95|
|1.5||1.72||0.41||0.18||0.26|
|2.0||0.67||0.11||0.04||0.10|
Kimyasal bileşim
Şu andaki Samanyolu galaksisinde yıldızlar oluştuğunda, kütle ile ölçüldüğü üzere yaklaşık% 71 hidrojen ve% 27 helyumdan oluşur ve küçük bir ağır element fraksiyonu içerir. Demir ortak bir element olduğundan ve soğurma hatlarının ölçülmesi nispeten kolay olduğundan, tipik olarak ağır elementlerin oranı yıldız atmosferinin demir içeriği cinsinden ölçülür. Daha ağır elementlerin oranı, yıldızın bir gezegen sistemine sahip olma olasılığının bir göstergesi olabilir.
Şimdiye kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip yıldız, Güneş'in yalnızca 1 / 200.000'inde demir içeriğiyle cüce HE1327-2326'dır. Buna karşılık, süper metal zengini yıldız μ Leonis , Güneş'e kıyasla neredeyse iki kat demir bolluğuna sahipken, gezegen taşıyan yıldız 14 Herculis demiri neredeyse üçe katladı . Ayrıca , spektrumlarında belirli elementlerin olağandışı bolluğunu gösteren kimyasal olarak tuhaf yıldızlar da vardır ; özellikle krom ve nadir toprak elementleri . Güneş dahil daha soğuk dış atmosfere sahip yıldızlar, çeşitli iki atomlu ve çok atomlu moleküller oluşturabilir.
Çap
Nedeniyle Dünya'dan onların büyük mesafe nedeniyle, Sun dışındaki tüm yıldız noktaları parlayan olarak çıplak gözle görünen gece gökyüzünde o pırıltı çünkü Dünya atmosferinin etkisi. Güneş de bir yıldızdır, ancak Dünya'ya bir disk olarak görünecek ve gün ışığını sağlayacak kadar yakındır. Güneş'ten başka, en büyük görünen boyuta sahip yıldız , yalnızca 0,057 yay saniyelik bir açısal çapa sahip olan R Doradus'tur .
Yıldızların çoğunun diskleri, mevcut yer tabanlı optik teleskoplarla gözlemlenemeyecek kadar çok küçük açısal boyuttadır ve bu nedenle bu nesnelerin görüntülerini üretmek için interferometre teleskopları gereklidir. Yıldızların açısal boyutunu ölçmenin bir başka tekniği de örtme yöntemidir . Tam o tarafından occulted gibi bir yıldızın parlaklığı damla ölçerek Ay (ya da yeniden görünür parlaklığı artış), yıldızın açısal çapı hesaplanabilir.
Yıldız boyutu değişir nötron yıldızları için, 20 ila çapı 40 km (25 mil) kadar her yerde değişir, süperdev gibi Betelgeuse içinde Orion takımyıldızı bizim güneşin 1,000 kere çapı,. Ancak Betelgeuse, Güneş'ten çok daha düşük bir yoğunluğa sahiptir.
Kinematik
Bir yıldızın Güneş'e göre hareketi, bir yıldızın kökeni ve yaşının yanı sıra onu çevreleyen galaksinin yapısı ve evrimi hakkında yararlı bilgiler sağlayabilir. Bir yıldızın hareket bileşenleri , Güneş'e doğru veya Güneş'ten uzaklaşan radyal hızdan ve onun doğru hareketi olarak adlandırılan çapraz açısal hareketten oluşur .
Radyal hız, yıldızın spektral çizgilerinin doppler kayması ile ölçülür ve km / s birimleri cinsinden verilir . Bir yıldız olarak, uygun bir şekilde hareket paralaks , binde bir birimi olarak hassas astrometrik ölçümlerle belirlenir yay saniye yılda (mas). Yıldızın paralaksı ve mesafesi bilgisi ile uygun hareket hızı hesaplanabilir. Radyal hız ile birlikte toplam hız hesaplanabilir. Düzgün hareket hızı yüksek olan yıldızların Güneş'e nispeten yakın olmaları muhtemeldir ve bu da onları paralaks ölçümleri için iyi adaylar yapar.
Her iki hareket hızı da bilindiğinde, yıldızın Güneş'e veya galaksiye göre uzay hızı hesaplanabilir. Yakındaki yıldızlar arasında, daha genç popülasyon I yıldızlarının, yaşlı popülasyon II yıldızlardan genellikle daha düşük hızlara sahip olduğu bulunmuştur. İkincisi, galaksi düzlemine eğimli eliptik yörüngelere sahiptir. Yakındaki yıldızların kinematiğinin karşılaştırılması, gökbilimcilerin kökenlerini dev moleküler bulutlardaki ortak noktalara kadar takip etmelerine olanak sağladı ve yıldız dernekleri olarak adlandırıldı .
Manyetik alan
Manyetik alan bir yıldızın iç bölgeler içinde oluşturulan konvektif sirkülasyon meydana gelir. İletken plazmanın bu hareketi, mekanik bir dinamo gibi elektrik yüklerinin hareketinin manyetik alanları indüklediği bir dinamo gibi işlev görür. Bu manyetik alanlar, yıldızın her yerine ve ötesine uzanan geniş bir menzile sahiptir. Manyetik alanın kuvveti yıldızın kütlesi ve bileşimine göre değişir ve manyetik yüzey aktivitesinin miktarı yıldızın dönme hızına bağlıdır. Bu yüzey aktivitesi , güçlü manyetik alan bölgeleri olan ve normal yüzey sıcaklıklarının altında olan yıldız lekeleri üretir . Koronal döngüler , bir yıldızın yüzeyinden yıldızın dış atmosferine, koronasına yükselen kavisli manyetik alan akısı çizgileridir. Koronal halkalar, uzunlukları boyunca taşıdıkları plazma nedeniyle görülebilir. Yıldız parlamaları , aynı manyetik aktivite nedeniyle yayılan yüksek enerjili parçacıkların patlamalarıdır.
Genç, hızla dönen yıldızlar, manyetik alanlarından dolayı yüksek yüzey aktivitesine sahip olma eğilimindedir. Manyetik alan, bir yıldızın yıldız rüzgarına etki ederek zamanla dönme hızını kademeli olarak yavaşlatmak için bir fren görevi görebilir. Bu nedenle, Güneş gibi daha yaşlı yıldızlar çok daha yavaş bir dönme hızına ve daha düşük bir yüzey aktivitesine sahiptir. Yavaşça dönen yıldızların aktivite seviyeleri döngüsel bir şekilde değişme eğilimindedir ve zaman dilimleri için tamamen kapanabilir. Örneğin, Maunder Minimum sırasında, Güneş neredeyse hiç güneş lekesi aktivitesi olmaksızın 70 yıllık bir süre geçirdi.
kitle
Bilinen en büyük kütleli yıldızlardan biri , Güneş'ten 100-150 kat daha fazla kütleye sahip olan ve yalnızca birkaç milyon yıllık bir ömre sahip olacak olan Eta Karina'dır . En büyük açık kümeler üzerine yapılan araştırmalar , evrenin şu anki çağındaki yıldızlar için bir üst sınır olarak 150 M ☉ önermektedir . Bu, biriken gaz bulutu üzerindeki artan radyasyon basıncı nedeniyle oluşan yıldızların kütlesindeki teorik sınır için deneysel bir değeri temsil eder. Büyük Macellan Bulutu'ndaki R136 kümesindeki birkaç yıldız daha büyük kütlelerle ölçüldü, ancak büyük kütleli sistemlerde 150 M ☉ sınırını aşarak , yakın ikili sistemlerde büyük yıldızların çarpışması ve birleşmesi yoluyla yaratılmış olabileceği belirlendi. yıldız oluşumu.
Big Bang'den sonra oluşan ilk yıldızlar , bileşimlerinde lityumdan daha ağır elementlerin tamamen yokluğundan dolayı 300 M ☉'a kadar daha büyük olabilir . Bu süper kütleli popülasyon III yıldızlarının bu nesli , muhtemelen çok erken evrende var olmuş (yani, yüksek bir kırmızıya kaymaya sahip oldukları gözlemlenmiştir) ve daha sonraki oluşum için gerekli olan hidrojenden daha ağır kimyasal elementlerin üretimine başlamış olabilir . gezegenler ve yaşam . Haziran 2015'te gökbilimciler , Cosmos Redshift 7 galaksisinde z = 6,60'da Popülasyon III yıldızlarına ilişkin kanıtlar bildirdi .
Jüpiter'in ( M J ) kütlesinin yalnızca 80 katı olan 2MASS J0523-1403 , çekirdeğinde nükleer füzyon geçiren bilinen en küçük yıldızdır. Güneş'e benzer metalikliğe sahip yıldızlar için, yıldızın çekirdekte sahip olabileceği ve hala füzyona uğrayabileceği teorik minimum kütlenin yaklaşık 75 M J olduğu tahmin edilmektedir . Metallilik çok düşük olduğunda, bununla birlikte, asgari yıldızı boyutu güneş kütlesinin 8,3 yaklaşık% veya 87 hakkında görünüyor M J . Kahverengi cüceler olarak adlandırılan daha küçük bedenler , yıldızlar ve gaz devleri arasındaki zayıf bir şekilde tanımlanmış gri alanı kaplar .
Bir yıldızın yarıçapı ile kütlesinin birleşimi, yıldızın yüzeydeki yerçekimini belirler. Dev yıldızlar, ana dizideki yıldızlardan çok daha düşük yüzey kütlesine sahipken, beyaz cüceler gibi yozlaşmış, kompakt yıldızlar için durum tam tersidir. Yüzey yerçekimi, bir yıldızın spektrumunun görünümünü etkileyebilir ve daha yüksek yerçekimi, soğurma çizgilerinin genişlemesine neden olur .
Rotasyon
Yıldızların dönme hızı, spektroskopik ölçümlerle veya daha kesin olarak yıldız noktaları izlenerek belirlenebilir . Genç yıldızlar ekvatorda 100 km / s'den daha büyük bir dönüşe sahip olabilir. Örneğin, B sınıfı yıldız Achernar , yaklaşık 225 km / s veya daha büyük bir ekvator hızına sahiptir, bu da ekvatorunun dışa doğru çıkmasına neden olur ve kutuplar arasındakinden% 50 daha büyük bir ekvator çapı verir. Bu dönme hızı, yıldızın parçalanacağı hız olan 300 km / s'lik kritik hızın hemen altındadır. Buna karşılık Güneş, 1,93 km / s ekvator hızıyla enleme bağlı olarak 25–35 günde bir döner. Bir ana dizilim yıldızının manyetik alanı ve yıldız rüzgarı, ana dizide geliştikçe dönüşünü önemli ölçüde yavaşlatmaya yarar.
Bozulmuş yıldızlar kompakt bir kütleye büzülerek hızlı bir dönme hızına neden oldu. Bununla birlikte, açısal momentumun korunmasından beklenene kıyasla nispeten düşük dönme oranlarına sahiptirler - dönen bir cismin, boyuttaki bir daralmayı, dönüş hızını artırarak telafi etme eğilimi. Yıldız rüzgarının kütle kaybının bir sonucu olarak yıldızın açısal momentumunun büyük bir kısmı dağılır. Buna rağmen, bir pulsarın dönüş hızı çok hızlı olabilir. Örneğin Yengeç Bulutsusu'nun kalbindeki atarca saniyede 30 kez döner. Atarcanın dönüş hızı radyasyon emisyonu nedeniyle kademeli olarak yavaşlayacaktır.
Sıcaklık
Ana dizideki bir yıldızın yüzey sıcaklığı, çekirdeğinin enerji üretim hızı ve yarıçapı ile belirlenir ve genellikle yıldızın renk indeksinden tahmin edilir . Sıcaklık, normal olarak , enerjisini yıldızla aynı yüzey alanı başına parlaklıkta yayan idealleştirilmiş bir siyah cismin sıcaklığı olan etkili bir sıcaklık cinsinden verilir . Çekirdeğe doğru sıcaklık arttıkça, efektif sıcaklığın sadece yüzeyin bir temsilcisi olduğuna dikkat edin. Bir yıldızın çekirdek bölgesindeki sıcaklık birkaç milyon Kelvin'dir .
Yıldız sıcaklığı, çeşitli elementlerin iyonlaşma oranını belirleyecek ve spektrumda karakteristik absorpsiyon çizgileri oluşmasına neden olacaktır. Bir yıldızın yüzey sıcaklığı, görsel mutlak büyüklüğü ve soğurma özellikleriyle birlikte bir yıldızı sınıflandırmak için kullanılır (aşağıdaki sınıflandırmaya bakın).
Büyük ana dizi yıldızlarının yüzey sıcaklıkları 50.000 K olabilir. Güneş gibi daha küçük yıldızların yüzey sıcaklıkları birkaç bin K'dir. Kırmızı devlerin nispeten düşük yüzey sıcaklıkları yaklaşık 3.600 K'dır; ama aynı zamanda geniş dış yüzey alanlarından dolayı yüksek bir parlaklığa sahiptirler.
Radyasyon
Yıldız tarafından üretilen enerji, nükleer füzyon ürünü, her ikisi de uzay yayar elektromanyetik radyasyon ve parçacık radyasyon . Bir yıldız tarafından yayılan parçacık radyasyonu, dış katmanlardan elektrik yüklü protonlar ve alfa ve beta parçacıkları olarak akan yıldız rüzgarı olarak tezahür eder . Neredeyse kütlesiz olmasına rağmen , yıldızın çekirdeğinden çıkan sabit bir nötrino akışı da vardır .
Çekirdekte enerji üretimi, yıldızların bu kadar parlak bir şekilde parlamasının nedenidir: iki veya daha fazla atom çekirdeği , yeni bir ağır elementin tek bir atom çekirdeğini oluşturmak için birleştiğinde , gama ışını fotonları nükleer füzyon ürününden salınır. Bu enerji, yıldızın dış katmanlarına ulaştığında, görünür ışık gibi daha düşük frekanslı elektromanyetik enerjinin diğer biçimlerine dönüştürülür .
Bir yıldızın, görünür ışığın en yoğun frekansı tarafından belirlenen rengi, yıldızın fotosfer dahil dış katmanlarının sıcaklığına bağlıdır . Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar, insan gözüyle görülemeyen elektromanyetik radyasyon formları da yayarlar . Aslında, yıldız elektromanyetik radyasyon açıklıklı tüm elektromanyetik spektrum gelen en uzun, dalga boyu arasında radyo dalgaları yoluyla enfraruj , görünür ışık, ultraviyole kısa için, X-ışınları ve gama ışınları . Bir yıldız tarafından yayılan toplam enerji açısından, yıldız elektromanyetik radyasyonun tüm bileşenleri önemli değildir, ancak tüm frekanslar yıldızın fiziğine ilişkin içgörü sağlar.
Gökbilimciler yıldız spektrumunu kullanarak bir yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey yerçekimini , metalikliğini ve dönme hızını da belirleyebilirler . Yıldızın mesafesi, örneğin paralaks ölçülerek bulunursa, yıldızın parlaklığı türetilebilir. Kütle, yarıçap, yüzey yerçekimi ve dönme süresi daha sonra yıldız modellerine göre tahmin edilebilir. ( İkili sistemlerdeki yıldızlar için kütle, yörünge hızları ve mesafeleri ölçülerek hesaplanabilir . Tek bir yıldızın kütlesini ölçmek için yerçekimi mikromercekleme kullanılmıştır.) Bu parametrelerle astronomlar yıldızın yaşını da tahmin edebilirler.
Parlaklık
Bir yıldızın parlaklığı, birim zamanda yaydığı ışık miktarı ve diğer ışıyan enerji formlarıdır . Güç birimleri var . Bir yıldızın parlaklığı, yarıçapı ve yüzey sıcaklığı ile belirlenir. Çoğu yıldız, tüm yüzeyleri boyunca eşit olarak yayılmaz. Örneğin, hızla dönen yıldız Vega , ekvatordan daha yüksek bir enerji akısına (birim alan başına güç) sahiptir.
Yıldız yüzeyinin ortalamadan daha düşük sıcaklık ve parlaklığa sahip yamaları, yıldız lekeleri olarak bilinir . Bizim Güneşimiz gibi küçük, cüce yıldızlar , genellikle sadece küçük yıldız lekeleri olan, özünde özelliksiz disklere sahiptir. Dev yıldızlar çok daha büyük, daha belirgin yıldız lekelerine sahiptir ve ayrıca güçlü yıldız uzuv koyulaşması sergilerler . Yani parlaklık, yıldız diskin kenarına doğru azalır. UV Ceti gibi kırmızı cüce parlama yıldızları da önemli yıldız lekesi özelliklerine sahip olabilir.
Büyüklük
Bir yıldızın görünen parlaklığı , görünen büyüklüğü ile ifade edilir . Yıldızın parlaklığının, Dünya'dan uzaklığının , yıldızlararası toz ve gazın sönme etkisinin ve Dünya atmosferinden geçerken yıldızın ışığının değişmesinin bir fonksiyonudur. İçsel veya mutlak büyüklük, bir yıldızın parlaklığıyla doğrudan ilişkilidir ve Dünya ile yıldız arasındaki mesafe 10 parsek (32,6 ışıkyılı) olsaydı, bir yıldızın görünen büyüklüğü ne olurdu.
|Görünen


büyüklük


Yıldız sayısı
|0||4|
|1||15|
|2||48|
|3||171|
|4||513|
|5||1.602|
|6||4.800|
|7||14.000|
Hem görünen hem de mutlak büyüklük ölçekleri logaritmik birimlerdir : büyüklükteki bir tam sayı farkı, yaklaşık 2,5 katlık bir parlaklık değişimine eşittir (100'ün 5. kökü veya yaklaşık olarak 2.512). Bu, birinci büyüklükteki bir yıldızın (+1,00), ikinci büyüklükteki (+2,00) bir yıldızdan yaklaşık 2,5 kat , altıncı büyüklükteki bir yıldızdan (+6,00) yaklaşık 100 kat daha parlak olduğu anlamına gelir. İyi görüş koşullarında çıplak gözle görülebilen en sönük yıldızlar yaklaşık +6 büyüklüktedir.
Hem görünen hem de mutlak büyüklük ölçeklerinde, büyüklük sayısı ne kadar küçükse yıldız o kadar parlaktır; büyüklük sayısı ne kadar büyükse yıldız o kadar sönüktür. Her iki ölçekte de en parlak yıldızlar negatif büyüklük sayılarına sahiptir. İki yıldız arasındaki parlaklık (Δ L ) değişimi , daha parlak yıldızın büyüklük sayısı ( m b ) daha sönük yıldızın büyüklük sayısından ( m f ) çıkarılıp , ardından bu fark taban sayı için bir üs olarak kullanılarak hesaplanır. 2.512; demek ki:
Dünya'dan hem parlaklığına hem de uzaklığına göre, bir yıldızın mutlak büyüklüğü ( M ) ve görünen büyüklüğü ( m ) eşdeğer değildir; örneğin, parlak yıldız Sirius'un görünür büyüklüğü -1.44'tür, ancak mutlak büyüklüğü +1.41'dir.
Güneş'in görünür büyüklüğü -26.7'dir, ancak mutlak büyüklüğü yalnızca +4.83'tür. Sirius , parlak yıldız gece gökyüzünde iken Dünya'dan görüldüğü gibi, yaklaşık 23 kat daha parlak Güneş'ten daha Canopus , -5.53 mutlak büyüklüğü ile gece gökyüzündeki en parlak ikinci yıldız, yaklaşık olarak 14.000 kat daha parlak olduğu Güneş. Canopus, Sirius'tan çok daha parlak olmasına rağmen, Sirius, Canopus'tan daha parlak görünüyor. Bunun nedeni, Sirius'un Dünya'dan yalnızca 8.6 ışıkyılı uzaklıkta, Canopus'un ise 310 ışıkyılı uzaklıkta olmasıdır.
2006 yılı itibariyle, bilinen en yüksek mutlak büyüklüğe sahip yıldız, −14,2 büyüklüğünde LBV 1806-20'dir. Bu yıldız, Güneş'ten en az 5.000.000 kat daha parlaktır. Şu anda bilinen en az parlak yıldızlar NGC 6397 kümesinde yer almaktadır . Kümedeki en zayıf kırmızı cüceler 26 kadirdi, 28. kadir beyaz cüce de keşfedildi. Bu sönük yıldızlar öylesine sönüktür ki, Dünya'dan bakıldığında ışıkları Ay'daki bir doğum günü mumu kadar parlaktır.
Sınıflandırma
|Sınıf||Sıcaklık||Örnek yıldız|
|Ö||33.000 K veya daha fazla||Zeta Ophiuchi|
|B||10.500–30.000 K||Rigel|
|Bir||7.500-10.000 K||Altair|
|F||6.000–7.200 K||Procyon A|
|G||5.500–6.000 K||Güneş|
|K||4.000–5.250 K||Epsilon Indi|
|M||2.600-3.850 K||Proxima Centauri|
Yıldız sınıflandırılmıştır, geçerli yıldız sınıflandırma sistemi, 20. yüzyılın başlarında kökenli A için Q gücüne dayalı olarak hidrojen hattı . Hidrojen hattı kuvvetinin, sıcaklığın basit bir doğrusal fonksiyonu olduğu düşünülüyordu. Bunun yerine, daha karmaşıktı: artan sıcaklıkla güçlendi, 9000 K civarında zirveye ulaştı ve ardından daha yüksek sıcaklıklarda düştü. Sınıflandırmalar o zamandan beri modern şemanın dayandığı sıcaklığa göre yeniden düzenlendi.
Yıldızlar, spektrumlarına göre çok sıcak olan O tipinden , atmosferlerinde moleküller oluşabilecek kadar soğuk olan M'ye kadar tek harfli bir sınıflandırma yapılır . Yüzey sıcaklığının azaltılması için ana sınıflandırmalar: O, B, A, F, G, K ve M . Çeşitli nadir spektral türlere özel sınıflandırmalar verilmiştir. Bunlardan en yaygın olanı , en soğuk düşük kütleli yıldızları ve kahverengi cüceleri sınıflandıran L ve T tipleridir . Her harfin azalan sıcaklık sırasına göre 0 ile 9 arasında numaralandırılmış 10 alt bölümü vardır. Bununla birlikte, O0 ve O1 sınıfları mevcut olmayabileceğinden , bu sistem aşırı yüksek sıcaklıklarda bozulur .
Ek olarak, yıldızlar, uzaysal boyutlarına karşılık gelen ve yüzey ağırlıklarıyla belirlenen spektral çizgilerinde bulunan parlaklık etkilerine göre sınıflandırılabilir. Bunlar 0'dan ( hipergantlar ) III'e ( devler ) V'ye (ana dizi cüceleri); bazı yazarlar VII (beyaz cüceler) ekler . Ana sekans yıldızları, mutlak büyüklüklerine ve spektral tiplerine göre grafiğe dönüştürüldüğünde dar, çapraz bir bant boyunca düşer. Güneş, orta sıcaklıkta ve normal büyüklükte bir ana sekans G2V sarı cücesidir .
Spektrumun kendine özgü özelliklerini belirtmek için spektral tipin sonuna eklenmiş küçük harfler şeklinde ek isimlendirme. Örneğin, bir " e " emisyon çizgilerinin varlığını gösterebilir; " m ", alışılmadık derecede güçlü metal seviyelerini temsil eder ve " var ", spektral tipte varyasyonlar anlamına gelebilir.
Beyaz cüce yıldızların D harfiyle başlayan kendi sınıfları vardır . Bu, spektrumda bulunan belirgin çizgilerin türlerine bağlı olarak DA , DB , DC , DO , DZ ve DQ sınıflarına ayrılmıştır . Bunu, sıcaklığı gösteren sayısal bir değer izler.
Değişken yıldızlar
Değişken yıldızlar, içsel veya dışsal özelliklerinden dolayı parlaklıkta periyodik veya rastgele değişikliklere sahiptir. Kendinden değişken yıldızlardan birincil türler, üç ana gruba ayrılabilir.
Yıldız evrimleri sırasında, bazı yıldızlar atımlı değişkenler haline gelebilecekleri aşamalardan geçerler. Titreşen değişken yıldızlar, yıldızın boyutuna bağlı olarak, yarıçap ve parlaklık bakımından zaman içinde değişiklik gösterir, genişleyerek ve yıllardan yıllara değişen periyotlarla daralır. Bu kategori, Cepheid ve Sefeid benzeri yıldızları ve Mira gibi uzun dönem değişkenleri içerir .
Patlayan değişkenler, parlamalar veya kütle fırlatma olayları nedeniyle parlaklıkta ani artışlar yaşayan yıldızlardır. Bu grup, ön yıldızları, Wolf-Rayet yıldızlarını ve parıldayan yıldızların yanı sıra dev ve süperdev yıldızları içerir.
Felaket veya patlayıcı değişken yıldızlar, özelliklerinde dramatik bir değişikliğe uğrayan yıldızlardır. Bu grup, nova ve süpernovaları içerir . Yakındaki bir beyaz cüceyi içeren bir ikili yıldız sistemi, nova ve bir Tip 1a süpernova dahil olmak üzere bu muhteşem yıldız patlamalarının belirli türlerini üretebilir. Patlama, beyaz cüce yoldaş yıldızdan hidrojen topladığında ve hidrojen füzyona girene kadar kütle oluşturduğunda meydana gelir. Bazı yenilikler de tekrar eder, periyodik orta büyüklükte patlamalara sahiptir.
Yıldızların parlaklığı, örtme çiftleri gibi dış faktörlerin yanı sıra aşırı yıldız lekeleri üreten dönen yıldızlar nedeniyle de değişebilir. Tutulma ikilisinin dikkate değer bir örneği, 2,87 günlük bir süre boyunca düzenli olarak 2,1 ila 3,4 arasında değişen büyüklükte Algol'dur.
Yapısı
Kararlı bir yıldızın içi hidrostatik bir denge durumundadır : herhangi bir küçük hacim üzerindeki kuvvetler neredeyse tam olarak birbirini dengeler . Dengeli kuvvetler, içe doğru yerçekimi kuvveti ve yıldızın içindeki basınç gradyanı nedeniyle dışa doğru bir kuvvettir . Basınç gradyanı plazma sıcaklığı gradyanı ile oluşturulur; yıldızın dış kısmı çekirdekten daha soğuktur. Ana dizinin veya dev yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık en az 10 7 K düzeyindedir. Bir ana dizi yıldızının hidrojen yakan çekirdeğinde ortaya çıkan sıcaklık ve basınç, nükleer füzyonun oluşması ve yeterli enerji için yeterlidir. yıldızın daha fazla çökmesini önlemek için üretilecek.
Atom çekirdeği çekirdekte kaynaştığı için gama ışınları şeklinde enerji yayarlar . Bu fotonlar çevredeki plazma ile etkileşime girerek çekirdekteki termal enerjiye katkıda bulunur. Ana sekanstaki yıldızlar, hidrojeni helyuma dönüştürerek, çekirdekte yavaş ama sürekli artan bir helyum oranı oluşturur. Sonunda helyum içeriği baskın hale gelir ve enerji üretimi çekirdekte durur. Bunun yerine, en fazla 0,4 yıldızlı için M ☉ füzyon etrafında yavaş genişleyen kabuk oluşur dejenere helyum çekirdek.
Hidrostatik dengeye ek olarak, kararlı bir yıldızın içi de termal dengenin enerji dengesini koruyacaktır . İç kısım boyunca, dışa doğru akan bir enerji akışı ile sonuçlanan radyal bir sıcaklık gradyanı vardır. Yıldızın içinde herhangi bir katmandan çıkan enerji akışı, aşağıdan gelen akı ile tam olarak eşleşecektir.
Radyasyon bölgesi konvektif ısı transferi bu bölge verimsizdir çünkü enerji akışı olarak dışarı doğru, ışınım ısı transferi bağlıdır yıldız iç bölgesidir. Bu bölgede plazma bozulmayacak ve herhangi bir kütle hareketi yok olacaktır. Ancak durum böyle değilse, plazma kararsız hale gelir ve konveksiyon meydana gelecek ve bir konveksiyon bölgesi oluşturacaktır . Bu, örneğin çekirdeğin yakınında olduğu gibi çok yüksek enerji akışlarının meydana geldiği bölgelerde veya dış zarfta olduğu gibi yüksek opaklığa sahip (radyasyonla ısı transferini verimsiz kılan ) alanlarda meydana gelebilir .
Bir ana dizilim yıldızının dış zarfında konveksiyon oluşumu, yıldızın kütlesine bağlıdır. Güneş'in kütlesinin birkaç katı olan yıldızların iç kısımlarının derinliklerinde bir konveksiyon bölgesi ve dış katmanlarda bir ışınım bölgesi vardır. Güneş gibi daha küçük yıldızlar, dış katmanlarda bulunan konvektif bölge ile tam tersidir. 0,4 M değerinden daha düşük kırmızı cüce yıldızlar , bir helyum çekirdeğinin birikmesini önleyen, her yerde konvektiftir. Çoğu yıldız için konvektif bölgeler, yıldız yaşlandıkça ve iç mekanın yapısı değiştikçe zamanla da değişecektir.
Fotosfer bir gözlemci tarafından görülebilir bir yıldız kısmıdır. Bu, yıldızın plazmasının ışık fotonlarına karşı şeffaf hale geldiği katmandır. Buradan, çekirdekte üretilen enerji uzaya yayılmak için serbest hale gelir. Ortalama sıcaklıktan daha düşük bölgeler olan güneş lekeleri , fotosfer içinde görülür.
Fotoküre seviyesinin üzerinde yıldız atmosferi var . Güneş gibi bir ana dizi yıldızında, atmosferin en düşük seviyesi, ışık kürenin hemen üzerinde, sivri uçların göründüğü ve yıldız parlamalarının başladığı ince kromosfer bölgesidir . Bunun üzerinde, sıcaklığın sadece 100 km (62 mil) mesafe içinde hızla arttığı geçiş bölgesidir. Bunun ötesinde , birkaç milyon kilometreye kadar uzanabilen süper ısıtılmış plazma hacmi olan korona vardır . Bir koronanın varlığı, yıldızın dış katmanlarındaki konvektif bir bölgeye bağlı görünmektedir. Yüksek sıcaklığına ve korona, düşük gaz yoğunluğu nedeniyle çok az ışık yayar. Güneş'in korona bölgesi normalde yalnızca güneş tutulması sırasında görülebilir .
Koronadan, yıldızlararası ortam ile etkileşime girene kadar yıldızdan dışarıya doğru plazma parçacıkları rüzgarı genişler . Güneş için, güneş rüzgârının etkisi heliosfer adı verilen kabarcık şeklindeki bir bölgeye yayılır .
Nükleer füzyon reaksiyon yolları
Yıldızların çekirdeklerinde, kütlelerine ve bileşimlerine bağlı olarak çeşitli nükleer füzyon reaksiyonları meydana gelir. Çekirdekler kaynaştığında, erimiş ürünün kütlesi orijinal parçaların kütlesinden daha azdır. Kaybedilen bu kütle, kütle-enerji denklik ilişkisi E = mc 2'ye göre elektromanyetik enerjiye dönüştürülür .
Hidrojen füzyon süreci sıcaklığa duyarlıdır, bu nedenle çekirdek sıcaklığındaki orta dereceli bir artış, füzyon hızında önemli bir artışa neden olacaktır. Sonuç olarak, ana dizideki yıldızların çekirdek sıcaklığı, küçük bir M sınıfı yıldız için yalnızca 4 milyon kelvin'den devasa bir O sınıfı yıldız için 40 milyon Kelvin'e kadar değişir.
Güneşte, 10 milyon kelvin çekirdeği olan hidrojen, proton-proton zincir reaksiyonunda helyum oluşturmak üzere birleşir :
- 4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (2 x 0.4 M eV )
- 2 e + + 2 e - → 2 γ (2 x 1.0 MeV)
- 2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2 γ (2 x 5.5 MeV)
- 2 3 He → 4 He + 2 1 H (12.9 MeV)
Bu reaksiyonlar genel reaksiyonla sonuçlanır:
- 4 1 H → 4 He + 2e + + 2γ + 2ν e (26.7 MeV)
burada e + bir pozitron , γ bir gama ışını fotonu, ν e bir nötrino ve H ve He sırasıyla hidrojen ve helyum izotoplarıdır. Bu reaksiyonla açığa çıkan enerji, milyonlarca elektron volt cinsindendir, ki bu aslında çok küçük bir miktardır. Bununla birlikte, bu reaksiyonların muazzam sayıları sürekli olarak meydana gelir ve yıldızın radyasyon çıkışını sürdürmek için gereken tüm enerjiyi üretir. Karşılaştırıldığında, iki hidrojen gaz molekülünün bir oksijen gaz molekülüyle yanması yalnızca 5,7 eV açığa çıkarır.
|Eleman||
Güneş


kütleleri
|Hidrojen||0.01|
|Helyum||0.4|
|Karbon||5|
|Neon||8|
Genel bir tepki için:
- 3 4 O → 12 C + γ + 7.2 MeV
Büyük yıldızlarda, daha ağır elementler, neon yakma süreci ve oksijen yakma işlemi yoluyla daralan bir çekirdekte de yakılabilir . Yıldız nükleosentez işleminin son aşaması , kararlı izotop demir-56'nın üretilmesiyle sonuçlanan silikon yakma işlemidir . Başka herhangi bir füzyon, enerji tüketen endotermik bir süreç olacaktır ve bu nedenle daha fazla enerji yalnızca kütleçekimsel çökme yoluyla üretilebilir.
|Yakıt


malzemesi
|Sıcaklık


(milyon Kelvin)
|Yoğunluk


(kg / cm 3 )
|Yanma süresi


(yıl olarak τ)
|H||37||0.0045||8.1 milyon|
|O||188||0.97||1.2 milyon|
|C||870||170||976|
|Ne||1.570||3.100||0.6|
|Ö||1.980||5.550||1.25|
|S / Si||3.340||33.400||0,0315|
Soldaki tablo, 20 M değerindeki bir yıldızın tüm nükleer yakıtını tüketmesi için gereken süreyi göstermektedir . O-sınıfı bir ana dizi yıldızı olarak, güneş yarıçapının 8 katı ve Güneş'in parlaklığının 62.000 katı olacaktır.
Ayrıca bakınız
Referanslar
daha fazla okuma
- Gribbin, John ; Gribbin, Mary (2001). Stardust: Süpernova ve Yaşam - Kozmik Bağlantı . Yale Üniversitesi Yayınları . ISBN 978-0-300-09097-0.
- Hawking, Stephen (1988). Zamanın Kısa Tarihi . Bantam Books. ISBN 978-0-553-17521-9.
- Pickover, Uçurum (2001). Cennetin Yıldızları . Oxford University Press. ISBN 978-0-19-514874-9.
|Ücretsiz sözlük olan Wiktionary'de yıldıza bakın .|
|Wikimedia Commons, Yıldızlarla ilgili medyaya sahiptir .|
- Kaler, James. "Yıldız Portreleri ve Takımyıldızları" . Illinois Üniversitesi . Erişim tarihi: 2010-08-20 .
- "Tanımlayıcı, koordinatlar veya referans koduna göre yıldız sorgusu" . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Erişim tarihi: 2010-08-20 .
- "Sınıflandırma Kodları Nasıl Çözülür?" . Güney Avustralya Astronomi Derneği . Erişim tarihi: 2010-08-20 .
- Prialnick, Dina; et al. (2001). "Yıldızlar: Yıldız Atmosferleri, Yapı ve Evrim" . St. Andrews Üniversitesi . Erişim tarihi: 2010-08-20 .