Mavi Süper Yıldızlar Nelerdir?

Gökbilimcilerin incelediği birçok farklı yıldız türü vardır. Bazıları uzun yaşar ve başarılı olurken diğerleri hızlı pistte doğar. Bunlar nispeten kısa yıldız hayatları yaşıyor ve sadece birkaç on milyon yıl sonra patlayıcı ölümlerle ölüyor. Mavi süperdevler bu ikinci grup arasındadır. Gece gökyüzüne dağılmış durumdalar. Örneğin, Orion'daki parlak yıldız Rigel birdir ve bunların içindeki küme R136 gibi büyük yıldız oluşturan bölgelerin kalbinde koleksiyonları vardır. Büyük Macellan Bulutu.

Mavi süperdevler büyük doğarlar. Bunları yıldızların 800 kiloluk gorilleri olarak düşünün. Çoğu Güneş'in kütlesinin en az on katına sahiptir ve birçoğu daha büyük devlerdir. En büyük olanlar 100 Güneş (ya da daha fazla!)

Büyük bir yıldızın parlak kalması için çok fazla yakıta ihtiyacı vardır. Bütün yıldızlar için birincil nükleer yakıt hidrojendir. Hidrojen tükendiklerinde, çekirdeklerinde helyum kullanmaya başlarlar, bu da yıldızın daha sıcak ve daha parlak yanmasına neden olur. Ortaya çıkan ısı ve basınç yıldızın şişmesine neden olur. Bu noktada, yıldız ömrünün sonuna yaklaşıyor ve yakında (

Bu mavi bir süpergücün yönetici özeti. Bu tür nesnelerin bilimine biraz daha derine inmek çok daha fazla ayrıntı ortaya çıkarır. Onları anlamak için yıldızların nasıl çalıştığının fiziğini bilmek önemlidir. Bu bir bilim astrofizik. Yıldızların hayatlarının büyük çoğunluğunu " ana sıra". Bu aşamada, yıldızlar, proton-proton zinciri olarak bilinen nükleer füzyon işlemiyle hidrojeni çekirdeklerinde helyuma dönüştürür. Yüksek kütleli yıldızlar, reaksiyonları sürmek için karbon-azot-oksijen (CNO) döngüsünü de kullanabilirler.

Bununla birlikte, hidrojen yakıtı gittiğinde, yıldızın çekirdeği hızla çökecek ve ısınacaktır. Bu, çekirdekte üretilen ısının artması nedeniyle yıldızın dış katmanlarının dışarı doğru genişlemesine neden olur. Düşük ve orta kütleli yıldızlar için, bu adım onların gelişmesine neden olur kırmızı devyüksek kütleli yıldızlar olurken, kırmızı süperdevler.

Yüksek kütleli yıldızlarda, çekirdekler helyumu hızlı bir şekilde karbon ve oksijene kaynaşmaya başlar. Yıldızın yüzeyi kırmızıdır, Wien Yasası, düşük yüzey sıcaklığının doğrudan bir sonucudur. Yıldızın çekirdeği çok sıcakken, enerji yıldızın iç kısmından ve inanılmaz geniş yüzey alanından yayılır. Sonuç olarak, ortalama yüzey sıcaklığı sadece 3.500 - 4.500 Kelvin'dir.

Yıldız, çekirdeğindeki daha ağır ve daha ağır elementleri kaynaştırdığından, füzyon oranı çılgınca değişebilir. Bu noktada, yıldız yavaş füzyon dönemlerinde kendi kendine büzülebilir ve daha sonra mavi bir süperdev haline gelebilir. Bu tür yıldızların nihayetinde süpernovaya gitmeden önce kırmızı ve mavi süperdev aşamalar arasında salınmaları nadir değildir.

Tip II süpernova olayı, evrimin kırmızı süperdev aşaması sırasında meydana gelebilir, ancak bir yıldız mavi bir süperdev olmak için geliştiğinde de olabilir. Örneğin, Supernova 1987a Büyük Macellan Bulutu mavi bir süperdevin ölümüdür.

Kırmızı süperdevler en büyük yıldızlarHer biri Güneşimizin yarıçapının 200 ila 800 katı arasında bir yarıçapa sahip, mavi süperdevler kesinlikle daha küçüktür. Çoğu 25 güneş yarıçapından daha az. Bununla birlikte, birçok durumda, en büyük evrende. (Büyük olmak her zaman büyük olmakla aynı şey değildir. Evrendeki en büyük nesnelerden bazıları (kara delikler) çok, çok küçüktür.) Mavi süpergenler de uzaya fırlayan çok hızlı, ince yıldız rüzgarlarına sahiptir.

Yukarıda belirttiğimiz gibi, süperdevenler nihayetinde süpernova olarak öleceklerdir. Yaptıklarında, evrimlerinin son aşaması nötron yıldızı (pulsar) veya Kara delik. Süpernova patlamaları, süpernova kalıntıları adı verilen güzel gaz ve toz bulutlarının ardında bırakıyor. En çok bilinen Yengeç Bulutsusubinlerce yıl önce bir yıldız patladı. 1054 yılında Dünya'da görünür hale geldi ve bugün hala bir teleskopla görülebiliyor. Yengeç'in ata yıldızı mavi bir süperdev olmasa da, hayatlarının sonuna yaklaştıkça bu yıldızları bekleyen kaderi gösterir.

Düzenleyen ve güncelleyen Carolyn Collins Petersen.