yıldızlar

oluşumu Yıldızların oluşumu teorisi, bu yüzyılın en önemli bilimsel başarılarından biridir ve temelde, yıldızların farklı dönemlerindeki gelişimleri gözlemlenerek geliştirilmiştir.

oluşumu Uzayda en bol bulunan atomlar, hidrojen ve helyumdur. Fakat bu atomlar birbirlerinden oldukça uzaktır (cm3 başına 1 atom vardır, soluduğumuz havada ise bu rakam 1019 dur). Dolayısıyla yoğunluk bu kadar az olunca, hidrojen atomlarının birleşerek hidrojen gazı oluşturma şansı yok denecek kadar azdır.

oluşumu Bununla birlikte, yıldız gaz bulutları adı verilen, yıldızlar arasındaki bazı bölgelerde cm3 başına 100 kadar atoma rastlanabilir. Bu gaz bulutları aynı zamanda toz da içerir (bu tozlar daha önce uzaya yayılan yıldız kalıntılarıdır).

oluşumu Bu gaz bulutları gravitasyonel kuvvetlerle bir arada tutulmaktadır. Gaz bulutlarının içerisinde bu çekim kuvvetleri sonucu bazı bölgelerde içeriye doğru bir büzülme oluşur ve gaz sıkıştırılır. Böylece yoğunluğu fazla gaz yığınları oluşur.

oluşumu Yığınların en yoğun yeri merkezleridir. Burada gazlar en sıkışık durumda olup sıcaklık 10 milyon dereceyi bulur ki bu sıcaklık nükleer reaksiyonları başlatmak için yeterlidir.

oluşumu Gaz bulutu içerisindeki hidrojen atomları çekirdekleri birleşerek helyuma dönüşürler. Bu işlem muazzam büyüklükte bir enerji yayar ve bulutun parlamasına neden olur.

oluşumu

oluşumu Nük. Reak. aynı zamanda sıcak bir rüzgar meydana getirir ki bu da arkasında yeni yıldızı bırakarak toz ve gazın bir kısmını uzaklaştırır.

Güneş Sistemi

Güneş sistemimiz muhtemelen çekim kuvveti sonucu kademeli olarak büzülen büyük bir gaz bulutunun yoğunlaşması sonucunda oluştu.

Bu gaz ve toz halkaları güneşin etrafında yoğunlaştığından gezegenler oluştu. Bu bir süpernova sonucu meydana geldiğinden çok sayıda element içerdi.

Uçucu olmayan elementler güneşe yakın yerlerde yoğunlaşırken (sıcaklık çok yüksek),

uçucu olanlar ise güneşten uzakta yoğunlaştılar (sıcaklık düşük)

Böylece, güneş sistemi, güneşe yakın küçük, yoğun ve kayalıklı gezegenlerle, güneşe uzak, büyük ve akışkan gezegenlerden oluşmuştur.

Tüm gezegenlerdeki şartlar çok farklıdır ve dünyayla karşılaştırıldığında bazı kimyasal özellikleri olağan dışıdır.

Yıldızların Sonu

Sonunda yıldıza ne olacağı onun kütlesine bağlıdır.

Bir güneş kütleli yıldızlar

Güneşimizin kütlesi 1,9x1030 kg ve yarıçapı yaklaşık 700. 000 km dir Güneşimizin kütlesi 1,9x1030 kg ve yarıçapı yaklaşık 700.000 km dir. Samanyolu gökadasında 200 milyar dolayında yıldız bulunmaktadır. Bunların kütleleri 0.08 ile 100 x güneş kütlesi arasındadır. Yarıçapları da 10-700 milyon km gibi geniş bir aralıktadır. Yüzey sıcaklıkları 2000 ile 300.000oC arasında değişir.

Güneşimiz, kütlesinin % 12 siyle nükleer reaksiyon vermektedir ve saniyede 4,3 milyon ton kütle enerjiye dönüşmektedir (E=mc2). Bunun sonucunda çekirdekteki hidrojen azalmaya başlar ve hidrostatik denge (basınç-çekim dengesi) bozulmaya başlar, sıcaklık ve yoğunluk artmaya başlar.

Hidrojen tümüyle bitince (iç kısımdaki) iyice büzülür, ancak dış katmanda hidrojen hala tepkimeye devam eder ve dış kısım genişlemeye başlar. Güneşin böyle bir durumda merkürü de içine alacak biçimde genişleyeceği tahmin ediliyor (kırmızı dev).

Bu arada iç sıcaklık da artar (100 milyon derece) ve helyum bozunarak karbona dönüşür. Dış katmanlardaki genleşme sonucunda bu kısım uzaklaşarak merkezinde bir beyaz cüce bırakır.

Güneşimiz helyumu tamamen bitirdiğinde sonuçta dünya kadar bir cüce olacaktır. Yarım güneş kütleli yıldızlar ise evrimleri boyunca helyumu yakamazlar.

1.3 ile 8 güneş kütleli yıldızlar Orta kütleli yıldızlar olarak isimlendirilir. Güneşimizin evrimine benzer. Bunun sonucunda da beyaz cüce oluşur

8-30 güneş kütleli yıldızlar Büyük kütleli yıldızlar olarak isimlendirilir. Evrimleri çok hızlıdır.

Merkezde demir oluşunca sıcaklık 5 milyar dereceyi bulur. Çekirdek en sonunda demire dönüşür. Merkezden yüzeye doğru, demir, nikel, silisyum, oksijen, neon, karbon, helyum ve hidrojen kabukları oluşur. Merkezde demir oluşunca sıcaklık 5 milyar dereceyi bulur.

Demir doğal en kararlı maddedir ve nükleer tepkimeye girmesi çok zordur. Tersine, parçalanarak helyuma dönüşür ve bu işlemde sıcaklık azalır. Dolayısıyla basınç kuvveti üzerindeki ağırlığı taşıyamaz ve yıldız çekirdeği üzerine çökerek bir süpernova patlaması meydana gelir.

Nötron yıldızı (atarca) Bu patlama sonucu verilen enerji güneşinkinin 1 milyar katı civarındadır. Patlama sonucunda yıldız maddesinin tamamına yakını uzaya salınır ve geride 1015 ton/cm3 yoğunluğunda (güneş kütlesinin 10 km yarıçaplı bir hacimde bulunması gibi…) bir nötron yıldızı meydana gelir. Bunlara atarca denir. Nötron yıldızı (atarca)

30 güneş kütlesinden daha büyük yıldızlar Benzer evrimler sonucunda karadelikler meydana gelir.

Karadelikler, ışığın bile kaçamadığı, sonsuz yoğunluktaki objelerdir. Çapları onlarca kilometreyle ifade edilir (30 güneş kütleli bir yıldızın oluşturacağı kara delik yaklaşık 90 km çapında olacaktır)