Evren her boyutta ve türde yıldızla doludur. Oradaki en büyüklere "hiperyanlar" denir ve minik Güneş'imizi cüce ederler. Sadece bu değil, bazıları gerçekten tuhaf olabilir.
Hypergiants muazzam derecede parlaktır ve bizim gibi bir milyon yıldızı yapmak için yeterli malzemeyle doludur. Doğduklarında, bölgedeki mevcut tüm "doğum" malzemesini alırlar ve hayatlarını hızlı ve sıcak yaşarlar. Hypergianlar diğer yıldızlarla aynı süreçte doğarlar ve aynı şekilde parlarlar, ancak bunun ötesinde, küçük kardeşlerinden çok, çok farklıdırlar.
Hypergianlar hakkında bilgi edinme
Hiper-dev yıldızlar ilk önce diğer süperdevlerden ayrı olarak tanımlandılar çünkü önemli ölçüde daha parlaklar; yani daha büyük parlaklık diğerlerine göre. Işık çıktıları üzerine yapılan çalışmalar da bu yıldızların çok hızlı bir şekilde kütlesini kaybettiğini gösteriyor. Bu "kütle kaybı", bir hiper devin tanımlayıcı özelliğidir. Diğerleri sıcaklıklarını (çok yüksek) ve kütlelerini (Güneş kütlesinin birçok katına kadar) içerir.
Hiper Yıldızların Yaratılışı
Tüm yıldızlar, ne büyüklükte olurlarsa olsunlar, gaz ve toz bulutlarında oluşur. Milyonlarca yıl süren bir süreç ve sonunda yıldız, çekirdeğinde hidrojeni kaynaşmaya başladığında "yanar". İşte o zaman evriminde, ana sıra. Bu terim, gökbilimcilerin bir yıldızın yaşamını anlamak için kullandıkları yıldız evrimine işaret eder.
Bütün yıldızlar yaşamlarının çoğunu düzenli olarak hidrojeni kaynaştırarak ana dizide geçirirler. Bir yıldız ne kadar büyük ve büyükse yakıtı o kadar çabuk tüketir. Herhangi bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen yakıtı kaybolduktan sonra, yıldız esas olarak ana diziden ayrılır ve farklı bir "tip" haline gelir. Bu bütün yıldızlarda olur. Büyük fark bir yıldızın ömrünün sonunda gelir. Ve bu kütlesine bağlı. Güneş gibi yıldızlar hayatlarını şu şekilde bitirir: gezegenimsi bulutsular, ve kütlelerini gaz ve toz kabuklarında uzaya üfleyin.
Hiper hekimlere ve hayatlarına ulaştığımızda, işler gerçekten ilginçleşir. Ölümleri oldukça harika felaketler olabilir. Bu yüksek kütleli yıldızlar hidrojenlerini tükettiğinde, daha büyük süperdev yıldızlar haline gelmek için genişlerler. Güneş aslında aynı şeyi gelecekte de yapacak, ama çok daha küçük bir ölçekte.
Bu yıldızların içinde de işler değişir. Yıldız, helyumu karbon ve oksijene kaynaşmaya başladığında genişlemeye neden olur. Bu, yıldızın iç kısmını ısıtır, bu da sonunda dış kısmın şişmesine neden olur. Bu süreç, ısınsa bile, kendilerine çökmekten kaçınmalarına yardımcı olur.
Süper aşamada, bir yıldız birkaç eyalet arasında salınır. Bir olacak kırmızı süperdev bir süre için ve daha sonra çekirdeğindeki diğer elementleri kaynaşmaya başladığında, mavi süperdev. Böyle bir yıldız arasında IN, geçişi sırasında sarı bir süperdev olarak da görünebilir. Farklı renkler, yıldızın kırmızı süperdev fazda Güneşimizin yarıçapının yüzlerce katına, 25 güneş yarıçapından daha küçük bir boyuta sahip olmasından kaynaklanmaktadır. mavi süperdev fazda.
Bu süper evrelerde, bu tür yıldızlar kütleyi oldukça hızlı kaybederler ve bu nedenle oldukça parlaktırlar. Bazı süperdevler beklenenden daha parlaktır ve astronomlar onları daha derinlemesine incelemişlerdir. Görünüşe göre hiperyanlar en büyük yıldızlar şimdiye kadar ölçülmüş ve yaşlanma süreci çok daha abartılı.
Bir hipertansiyonun nasıl büyüdüğünün ardındaki temel fikir budur. En yoğun süreç, Güneşimizin kütlesinin yüz katından fazla yıldızlardan muzdariptir. En büyüğü kütlesinin 265 katından fazla ve inanılmaz derecede parlak. Parlaklıkları ve diğer özellikleri astronomları bu şişirilmiş yıldızlara yeni bir sınıflandırma yapmaya itti: hiper-dev. Esasen çok yüksek kütleye ve aynı zamanda yüksek kütle kaybı oranlarına sahip olan süper (süper, kırmızı, sarı veya mavi) maddelerdir.
Hypergianların Son Ölüm Tahtlarını Detaylandırma
Yüksek kütleleri ve parlaklıkları nedeniyle, hiper hekimler sadece birkaç milyon yıl yaşarlar. Bu bir yıldız için oldukça kısa bir ömür. Buna karşılık, Güneş yaklaşık 10 milyar yıl yaşayacak. Kısa ömürleri, bebek yıldızlarından hidrojen füzyonuna çok çabuk geçtikleri, hidrojenlerini oldukça hızlı tükettikleri ve daha küçük, daha az masif ve ironik olarak daha uzun ömürlü yıldız kardeşlerinden (Güneş gibi) çok önce süperdevre aşamasına geçerler.
Sonunda, hiper devin çekirdeği, çekirdek çoğunlukla demir olana kadar daha ağır ve daha ağır elementleri birleştirir. Bu noktada, demirin çekirdeğin sahip olduğundan daha ağır bir elementle kaynaşması daha fazla enerji gerektirir. Füzyon durur. Yıldızın geri kalanını "hidrostatik denge" denilen sıcaklıkta tutan basınç ve basınçlar (diğer bir deyişle dışa doğru) üzerindeki tabakaların ağır çekimine karşı itilen çekirdeğin basıncı) artık yıldızın geri kalanının çökmesini önlemek için yeterli değildir kendisi. Bu denge gitti ve bu yıldızdaki felaket zamanı anlamına geliyor.
Ne oluyor? Felaketle çöküyor. Çöken üst katmanlar, genişleyen çekirdek ile çarpışır. Sonra her şey geri döner. Bir gördüğümüz zaman süpernova patlar. Hiper-devin durumunda, felaket ölümü sadece bir süpernova değildir. Bir hipernova olacak. Aslında, bazıları tipik bir Tip II süpernova yerine, gama ışını patlaması (GRB) olur. Bu inanılmaz güçlü bir patlama, çevredeki alanı inanılmaz miktarlarda yıldız döküntüsü ve güçlü radyasyonla patlatıyor.
Geride ne kaldı? Böyle felaketli bir patlamanın en olası sonucu ya Kara delikveya belki bir nötron yıldızı veya magnetartüm çevreleri, birçok ışık yılı boyunca genişleyen enkazdan oluşan bir kabukla çevrilidir. Bu, hızlı yaşayan, genç ölen bir yıldızın nihai, garip sonu: muhteşem bir yıkım sahnesinin arkasında kalıyor.
Tarafından düzenlendi Carolyn Collins Petersen.