Yıldızlar, evrenin temel yapı taşlarından bazılarıdır. Sadece galaksileri değil, aynı zamanda birçok gezegen sistemini de barındırıyorlar. Bu nedenle, oluşumlarını ve evrimini anlamak galaksileri ve gezegenleri anlamak için önemli ipuçları verir.
Güneş bize burada kendi güneş sistemimizde birinci sınıf bir örnek veriyor. Sadece sekiz ışık dakika uzaklıkta, bu yüzden yüzeyinde özellikleri görmek için uzun süre beklemek zorunda değiliz. Gökbilimcilerin Güneş'i inceleyen bir dizi uydusu var ve uzun zamandır hayatının temelleri hakkında bilgi sahibi oldular. Bir kere, orta yaşlı ve hayatının tam ortasında "ana dizi" denir. Bu süre zarfında, helyum yapmak için hidrojeni çekirdeğinde kaynaştırır.
Tarihi boyunca Güneş hemen hemen aynı görünüyordu. Bizim için her zaman gökyüzünde parlayan, sarımsı-beyaz bir nesne olmuştur. En azından bizim için değişmiyor gibi görünüyor. Çünkü insanlardan çok farklı bir zaman ölçeğinde yaşıyor. Ancak bu değişiyor, ancak kısa, hızlı yaşamlarımızı yaşadığımız hıza kıyasla çok yavaş bir şekilde. Bir yıldızın yaşamına evrenin yaşı ölçeğine bakarsak (yaklaşık 13.7 milyar yıl) Güneş ve diğer yıldızların hepsi oldukça normal hayatlar yaşar. Yani, onlar doğar, yaşar, gelişir ve on milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ölürler.
Yıldızların nasıl geliştiğini anlamak için, gökbilimciler ne tür yıldızların olduğunu ve neden birbirlerinden önemli şekillerde ayrıldıklarını bilmek zorundadır. Bir adım, insanların madeni paraları veya mermerleri sıralayabileceği gibi yıldızları farklı kutulara "ayırmak" tır. Buna "yıldız sınıflandırması" denir ve yıldızların nasıl çalıştığını anlamada büyük bir rol oynar.
Yıldızları Sınıflandırma
Gökbilimciler yıldızları şu özellikleri kullanarak bir dizi "kutuda" sıralarlar: sıcaklık, kütle, kimyasal bileşim, vb. Güneş, sıcaklığı, parlaklığı (parlaklık), kütlesi ve kimyasına bağlı olarak, orta yaşlı olarak sınıflandırılır. star hayatının "ana dizi" denilen bir döneminde.
Neredeyse tüm yıldızlar yaşamlarının çoğunu ölene kadar bu ana dizide geçirirler; bazen nazikçe, bazen şiddetle.
Her şey Fusion hakkında
Bir ana dizi yıldızı yapan şeyin temel tanımı şudur: hidrojeni çekirdeğinde helyuma kaynaştıran bir yıldızdır. Hidrojen yıldızların temel yapı taşıdır. Daha sonra başka öğeler oluşturmak için kullanırlar.
Bir yıldız oluştuğunda bunu yapar, çünkü bir hidrojen gazı bulutu yerçekimi kuvveti altında büzülmeye (birlikte çekilmeye) başlar. Bu, bulutun merkezinde yoğun, sıcak bir protostar yaratır. Bu yıldızın çekirdeği oluyor.
Çekirdekteki yoğunluk, sıcaklığın en az 8 ila 10 milyon santigrat derece olduğu bir noktaya ulaşır. Protostarın dış katmanları çekirdeğe bastırılır. Bu sıcaklık ve basınç kombinasyonu nükleer füzyon adı verilen bir süreci başlatır. Bir yıldızın doğduğu nokta budur. Yıldız stabilize olur ve "hidrostatik denge" denilen bir duruma ulaşır. çekirdekten gelen basınç, üzerinde çökmeye çalışan yıldızın muazzam yerçekimi kuvvetleri tarafından dengelenir. kendisi. Tüm bu koşullar yerine getirildiğinde, yıldız "ana dizide" ve hayatını, çekirdeğindeki helyuma hidrojen yapmakla meşgul ediyor.
Her şey Kitle Hakkında
Kütle, belirli bir yıldızın fiziksel özelliklerinin belirlenmesinde önemli bir rol oynar. Ayrıca yıldızın ne kadar yaşayacağına ve nasıl öleceğine dair ipuçları verir. Yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, yıldızı çökertmeye çalışan yerçekimi basıncı o kadar büyük olur. Bu daha büyük baskı ile savaşmak için yıldızın yüksek bir füzyon hızına ihtiyacı var. Yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, çekirdek içindeki basınç o kadar büyük olur, sıcaklık o kadar yüksek olur ve bu nedenle füzyon oranı da o kadar büyük olur. Bu, bir yıldızın yakıtını ne kadar hızlı kullanacağını belirler.
Büyük bir yıldız hidrojen rezervlerini daha çabuk kaynaştıracaktır. Bu, ana diziyi yakıtı daha yavaş kullanan düşük kütleli bir yıldızdan daha hızlı bir şekilde çıkarır.
Ana Diziyi Bırakma
Yıldızlar hidrojenden tükendiğinde, çekirdeklerinde helyum kaynaşmaya başlarlar. Bu, ana diziden ayrıldıkları zamandır. Yüksek kütleli yıldızlar kırmızı süperdevlerve sonra olmak için gelişti mavi süperdevler. Helyumu karbon ve oksijene kaynaştırıyor. Sonra, bunları neonla kaynaşmaya başlar vb. Temel olarak, yıldız, sadece çekirdekte değil, çekirdeği çevreleyen katmanlarda da füzyon meydana gelen kimyasal bir yaratım fabrikası haline gelir.
Sonunda, çok yüksek kütleli bir yıldız demiri kaynaştırmaya çalışır. Bu yıldızın ölüm öpücüğü bu. Neden? Çünkü kaynaştırıcı demir yıldızın elindekinden daha fazla enerji alır. Füzyon fabrikasının raylarında ölmesini durdurur. Bu olduğunda, yıldızın dış katmanları çekirdeğin üzerine çöker. Oldukça hızlı bir şekilde gerçekleşir. Çekirdeğin dış kenarları ilk başta, saniyede yaklaşık 70.000 metre inanılmaz hızda düşer. Bu demir çekirdeğe çarptığında, her şey geri sıçramaya başlar ve bu, birkaç saat içinde yıldızdan geçen bir şok dalgası yaratır. Süreçte, şok cephesi yıldızın malzemesinden geçerken yeni, daha ağır elementler yaratılır.
Buna "çekirdek çöküşü" süpernova denir. Sonunda, dış katmanlar uzaya fırlar ve geriye kalan çöken çekirdek, nötron yıldızı veya Kara delik.
Daha az kütleli yıldızlar ana diziyi terk ettiğinde
Yarım güneş kütlesi (yani Güneş kütlesinin yarısı) ve yaklaşık sekiz güneş kütlesi arasında kütleleri olan yıldızlar, yakıt tüketilene kadar hidrojeni helyuma kaynaştırır. Bu noktada, yıldız kırmızı bir dev olur. Yıldız helyumu karbona kaynaştırmaya başlar ve dış katmanlar, yıldızı titreşen sarı bir deve dönüştürmek için genişler.
Helyumun çoğu kaynaştığında, yıldız tekrar kırmızı bir dev haline gelir, daha öncekinden bile büyük. Yıldızın dış katmanları uzaya genişleyerek, gezegenimsi bulutsu. Karbon ve oksijenin çekirdeği, Beyaz cüce.
0.5 güneş kütlesinden daha küçük yıldızlar da beyaz cüceler oluşturacaklar, ancak çekirdeklerinde küçük boyutlarından dolayı baskı eksikliği nedeniyle helyumu kaynaştırmayacaklar. Bu nedenle bu yıldızlar helyum beyaz cüceler olarak bilinir. Nötron yıldızları, kara delikler ve süperdevenler gibi, bunlar artık ana diziye ait değildir.