Yıldızların Evrimi Ana Koldan Önceki Gelişme Yıldızlar hayatlarına ana kolda başlar. Fakat ana kola gelebilmeleri için bir ön gelişm...
Ana Koldan Önceki Gelişme
Yıldızlar hayatlarına ana kolda başlar. Fakat ana kola gelebilmeleri için bir ön gelişme de olmalıdır. Bu önceki hal, yıldızlar arası ortamdır. Yıldızlar arasında mevcut ince gaz ve toz, yıldızları meydana getirir.
Yıldızlar arası ortam tam düzgün değildir ve büyük yoğunluk farkları vardır. Maddenin çekim kuvveti onları bir araya çekecektir. Fakat atomların ısı hareketleri buna karşı koyacaktır. Yer yer çekim kuvvetinin üstün geleceği şekilde bölgesel yoğunlaşmalar olacaktır. Bu bölgedeki maddeler genel ortama göre daha fazla toplanmış olacaktır.
Yıldızlar arası uzayda bir yıldız kütlesi toplandığı zaman çok büyük, ince ve soğuktur. Başlangıçta büzülme çekim potansiyel enerjisinin kaybolmasıyla sonuçlanacak ve çökmeyi daha çabuklaştıracaktır. İç basınç meydana gelerek büzülmeyi yavaşlatacaktır. Yıldız basınç kuvvetlerinin çekim etkisini tam olarak karşıladığı bir duruma geçecektir. Çekim enerjisi kaybının bir kısmı ısı enerjisine dönüşecektir. Bunun bir kısmı ışınım şeklinde salınır ve cisim ısınmaya başlar. Cismin kütlesi yeteri kadar büyük ise, iç yoğunluk ve sıcaklık çekirdek reaksiyonlarını başlatacak yüksekliğe erişecektir. Bu reaksiyonlar yeter hızda devam etmeye başladığı zaman enerji ışınımı olacak çekim büzülmesi de durarak yıldız ana koldaki yerine ulaşacaktır.
Ana Kol Yıldızlarının Evrimi
Bir yıldız hayatına homojen kimyasal yapı ile ana kol üzerinde başlar. Yıldızların merkezinde füzyon meydana gelir. Hidrojen, Helyuma dönüştürülür. Yıldızın merkezindeki hidrojen helyuma dönüştükçe özellikleri değişir. 4 parçacık 1 parçacığa dönüştüğünden buradaki basınç düşer. Merkezindeki hidrojen çekirdek reaksiyonlarıyla yıldızın çekimini karşılayacak yeter enerji veremeyecek kadar azaldığı zaman ana kolda önceki yerinde kalmaya devam ederek biraz daha parlar. Çekim büzülmesi, yıldızın dış kısımları genişleyip iç kısımları büzülürken, önemli bir enerji kaynağı olur. Yıldız çok çabuk parlar ve soğuyarak H - R diyagramında kırmızı devlere doğru hareket eder.
İç kısmının büzülmesi, merkez kısmının daha yoğun ve sıcak olmasına sebep olur. Merkezden uzaklarda (kabuklarda) hidrojen yanması meydana gelir. Daha sonra merkez koşulları helyumun üçlü alfa değişimi denen olayda karbon meydana getirmek üzere çekirdek yanmasına uygun olacak şekilde değişecektir. İkinci yanma evresi başlayacaktır. Helyum yanması (devlik süresi), hidrojen yanması (ana kol süresi) kadar uzun sürmeyecektir.
Ana koldan devlik evresine geçişin geniş olarak açıklanabilmesi kütleye bağlıdır. Orta ve küçük kütleler için helyumdan meydana gelen yıldız çekirdeğinde elektron gazının yozlaşması, iç kısmın büzülmesini yavaşlatır. Böylece helyumun yanması gecikir. Daha büyük kütleli yıldızlarda hidrojen CN çevrimi ile yanar ve iç kısımda dolaşım başlar. Bu maddenin iyi karışmasını sağlar ve merkeze diğer halden daha fazla hidrojen temin eder. Küçük kütleli yıldızlarda PP zinciri reaksiyonları olur ve iç kısımlarda dolaşım akımı olmaz. Bunlarda, kısmen boşalmış merkezden dış kısımlara doğru, kimyasal yapı düzgün olarak değişir.
Devler ve Süperdevler
Hidrojen yanması bittiğinde çekirdek büzülecektir. Sıcaklığın artmasına rağmen helyum elementi yakılamaz, çünkü sıcaklığın 100 000 000 °K olması gereklidir. Yüksek sıcaklık çekirdeği saran kabukta hidrojenin yanmasını başlatacaktır. Artan basınç nedeniyle yıldızı saran zarf dışarıya doğru genişleyecektir. Bunun neticesinde yıldız, bir dev veya bir süper dev yıldız haline gelecektir. Dev ve süper dev yıldızlar genişleyen yıldızlardır; yarıçapları çok büyüktür ve büyük ışınım gücüne sahiptirler.Çekirdekte çok yüksek sıcaklık değerleri mevcuttur.
Devlikten Sonraki Gelişme
Devlikten sonraki gelişme evresi, buraya kadar irdelenen evrelerden daha düşündürücüdür. Bir yıldızı kırmızı devler bölgesine getiren genel ilerleme onu tekrar uzaklaştırabilir. Çekim büzülmesi çekirdek reaksiyonlarını başlatacak koşulları oluşturabilir. Yeni yakıtlar daha çabuk bitecek ve yıldız bir kez daha büzülmeye başlayacaktır.
Bu geçiş evreleri, iki nedenle sonsuza kadar devam edemez. İlk olarak, en fazla dengeli elementler periyodik cetvelde demir bölgesindeki elementlerdir. Eğer hidrojenden daha ağır elementler çekirdek birleşmesiyle oluşacaksa reaksiyonlar demir bölgesine gelinceye kadar enerji verecektir. Bundan sonraki reaksiyonlar, yöreye enerji verme yerine, yöreden enerji alacaktır. Yıldızda ısı alan reaksiyonlar önemli düzeyde ise, yıldızın ısı enerjisi dışarı verilme yerine çok çabuk kullanılarak, çevrimin devam etmesi ani olarak duracaktır.
İkinci önemli nokta ise, yıldız içindeki madde yozlaşmaya başladığı zaman daha fazla büzülmeye karşı koyacaktır. Bu nedenle yine çevrim son bulacaktır. Belli bir sıcaklıkta yoğunluk arttığı zaman madde yozlaştığı için bütün yıldızların yozlaşmış bir cisim olarak son bulacakları ortaya çıkar. Bununla beraber, bir karışıklık vardır. S. Chandrasekhar tarafından kütlesi belli bir kritik sınırdan (1,4 Güneş kütlesi) az olmadıkça bir yıldızın tamamen yozlaşamayacağı gösterilmiştir. Chandrasekhar sınırından daha büyük kütleli yıldızlar tamamen yozlaşamayacak şekilde, yoğunlukları ne kadar büyük olursa olsun büzülerek sıcaklıklarını arttıracaktır.
Beyaz cüceler, böyle yozlaşmış yıldızlara örnektir. Bunlara çoğunun sıcak olmalarından dolayı bu isim verilmiştir. Renkleri beyaz olup ana kolun çok altında yer alırlar. Bu onların yarıçapının çok küçük olduğunu ifade eder.
Yıldızların Yaşamı ve Sonu (Yıldızların Oluşumu ve Ölümü)
Yemek ve Yemeğin Evrimi
Beynin Evrimi
Yıldızların Oluşumu ve Evrimi
Acaba yıldızlar, örneğin insanlar gibi, doğar, yaşar ve ölürler mi? Jeolojik kanıtlardan Yer küre'nin yaşının 4.5 milyar yıl olduğunu biliyoruz. Demek ki bizim yıldızımız Güneş, en az 4.5 milyar yıldır, Yer küre'ye ışık veriyor. Insan ömrü ya da bilimsel kayıtların tutulduğu zaman aralığı, bunun yanında saniyenin çok küçük bir kesri gibi olduğuna göre yukarıdaki soruyu nasıl yanıtlayacağız? Yeni doğmuş yıldızları tanıyabilir miyiz? Cüce yıldızlar mı önce ortaya çıktı, devler mi? Nasıl bileceğiz?
Bugün bu soruların yanıtlarını oldukça iyi biliyoruz. Bir yıldıza, doğumundan ölümüne kadar elbette tanık olmamız olanaksızdır, fakat yıldızları yaş sıralamasına koyabiliriz. Bir benzetme yapalım: Diyelim ki insanları hiç bilmeyen bir akıllı uzaylı, bir kaç saatliğine Dünyamızı ziyaret ediyor. İyi bir gözlemci olan bu uzaylı bir okul bahçesinde oynayan küçükleri, emekliyenleri, annesinin bakımı altında olanları izleyebilir, fotoğraflarını çekebilir.
Caddelerde yürüyen büyükleri, bastonla yürüyen ak saçlıları aynı şekilde belgeleyebilir; bunların kiminin sarışın, kiminin esmer, (uzaylı İstanbul'da ise) kiminin siyah renkli olduğunu görebilir. Ak saçlı insanların sayısının azlığını farkedebilir. Bu bilgilerden insanların yaş sıralamasını çıkarması kolay değil. Caddede yürüyen büyükler ya da bastonla yürüyen ak saçlılar yaşlanınca okul bançesindeki küçükler gibi mi olacak? Ten rengi ya da saç rengi yaşla mı değişiyor?
Gök bilimcinin yıldızlara ilişkin yaklaşımı bundan farklı değildir. Uzun yılları kapsayan gözlemsel ve kuramsal çalışmalardan sonra; yıldızların oluşumu (doğumu, evrimi gelişmesi) ve ölümüne ilişkin fiziksel süreçleri, yanıtlanmamış birkaç ayrıntı dışında, artık iyi biliyoruz.
Yıldızlararası Ortam
Yıldızlar nasıl ve nerede oluşur? Samanyolu'na ışık kirliliğinden uzak karanlık bir yerden çıplak gözle bakıldığında, ya da fotoğraf çekildiğinde parlak bulutlar ve karanlık bölgeler görülür. Parlak bulutlar, ayrıştırılamayan uzak yıldızların birlikte görünümüdür. Karanlık bölgeler aslında boş değil, yıldızlar arası madde arkadaki yıldızların optik ışığını engellediği için karanlık görülmektedir. Bu parlak ve karanlık bölgelerde, binlerce hatta milyonlarca Güneş kütlesine denk kütle içeren soğuk molekül bulutları vardır. Yıldızların oluşum yerleri bu molekül bulutları, ‘ham' maddesi ise bu molekül bulutlarındaki gaz ve tozdur. Yıldızlar arası ortam soğuk gaz (lt; 100 K) ve tozdan oluşur: Her 100 atomun 90'ı hidrojen, 9'u helyum; 1'i de daha ağır elementler.Keşfedilen moleküller: H2, H2O, CO, NH3, CH3OH ve daha başka 150 molekül.
Yoğunluk düşük: 106 atom/m3 (= 1 atom/cm3); Dünya üzerinde laboratuvarda ulaşılan vakumdan ( 1010 molekül /m3) daha boş! Yıldızlararası toz daha az: 1000 parçaçık /km3 (Dünya boyutlarında bir hacimde ancak bir çift tavla zarı maddesi kadar madde var!).Fakat bizimYer atmosferimiz daha “temizâ€: atmosferdeki toz oranı yıldızlararası ortamdaki toz oranı kadar olsaydı görüş mesafemiz ancak birkaç metre olurdu!
Kaynak: Astronomi ve Uzay Bilimleri (Astronomi Ders Kitabı Notları)
Acaba yıldızlar, örneğin insanlar gibi, doğar, yaşar ve ölürler mi? Jeolojik kanıtlardan Yer küre'nin yaşının 4.5 milyar yıl olduğunu biliyoruz. Demek ki bizim yıldızımız Güneş, en az 4.5 milyar yıldır, Yer küre'ye ışık veriyor. Insan ömrü ya da bilimsel kayıtların tutulduğu zaman aralığı, bunun yanında saniyenin çok küçük bir kesri gibi olduğuna göre yukarıdaki soruyu nasıl yanıtlayacağız? Yeni doğmuş yıldızları tanıyabilir miyiz? Cüce yıldızlar mı önce ortaya çıktı, devler mi? Nasıl bileceğiz?
Bugün bu soruların yanıtlarını oldukça iyi biliyoruz. Bir yıldıza, doğumundan ölümüne kadar elbette tanık olmamız olanaksızdır, fakat yıldızları yaş sıralamasına koyabiliriz. Bir benzetme yapalım: Diyelim ki insanları hiç bilmeyen bir akıllı uzaylı, bir kaç saatliğine Dünyamızı ziyaret ediyor. İyi bir gözlemci olan bu uzaylı bir okul bahçesinde oynayan küçükleri, emekliyenleri, annesinin bakımı altında olanları izleyebilir, fotoğraflarını çekebilir.
Caddelerde yürüyen büyükleri, bastonla yürüyen ak saçlıları aynı şekilde belgeleyebilir; bunların kiminin sarışın, kiminin esmer, (uzaylı İstanbul'da ise) kiminin siyah renkli olduğunu görebilir. Ak saçlı insanların sayısının azlığını farkedebilir. Bu bilgilerden insanların yaş sıralamasını çıkarması kolay değil. Caddede yürüyen büyükler ya da bastonla yürüyen ak saçlılar yaşlanınca okul bançesindeki küçükler gibi mi olacak? Ten rengi ya da saç rengi yaşla mı değişiyor?
Gök bilimcinin yıldızlara ilişkin yaklaşımı bundan farklı değildir. Uzun yılları kapsayan gözlemsel ve kuramsal çalışmalardan sonra; yıldızların oluşumu (doğumu, evrimi gelişmesi) ve ölümüne ilişkin fiziksel süreçleri, yanıtlanmamış birkaç ayrıntı dışında, artık iyi biliyoruz.
Yıldızlararası Ortam
Yıldızlar nasıl ve nerede oluşur? Samanyolu'na ışık kirliliğinden uzak karanlık bir yerden çıplak gözle bakıldığında, ya da fotoğraf çekildiğinde parlak bulutlar ve karanlık bölgeler görülür. Parlak bulutlar, ayrıştırılamayan uzak yıldızların birlikte görünümüdür. Karanlık bölgeler aslında boş değil, yıldızlar arası madde arkadaki yıldızların optik ışığını engellediği için karanlık görülmektedir. Bu parlak ve karanlık bölgelerde, binlerce hatta milyonlarca Güneş kütlesine denk kütle içeren soğuk molekül bulutları vardır. Yıldızların oluşum yerleri bu molekül bulutları, ‘ham' maddesi ise bu molekül bulutlarındaki gaz ve tozdur. Yıldızlar arası ortam soğuk gaz (lt; 100 K) ve tozdan oluşur: Her 100 atomun 90'ı hidrojen, 9'u helyum; 1'i de daha ağır elementler.Keşfedilen moleküller: H2, H2O, CO, NH3, CH3OH ve daha başka 150 molekül.
Yoğunluk düşük: 106 atom/m3 (= 1 atom/cm3); Dünya üzerinde laboratuvarda ulaşılan vakumdan ( 1010 molekül /m3) daha boş! Yıldızlararası toz daha az: 1000 parçaçık /km3 (Dünya boyutlarında bir hacimde ancak bir çift tavla zarı maddesi kadar madde var!).Fakat bizimYer atmosferimiz daha “temizâ€: atmosferdeki toz oranı yıldızlararası ortamdaki toz oranı kadar olsaydı görüş mesafemiz ancak birkaç metre olurdu!
Kaynak: Astronomi ve Uzay Bilimleri (Astronomi Ders Kitabı Notları)
Yıldızların Evrimi Ve Ölümü
Beyaz Cüce
Güneşe benzeyen yıldızlar, yaşamlarını beyaz cüce olarak, sonlandırırlar. Yıldızların %98'i, evrimlerinin son aşamasında, beyaz cüceye dönüşürler. Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri, hidrojeni helyuma dönüştüren zincirdir (hidrojen yanması). Ancak yıldızın nükleer yakıtı sınırlıdır.
1- Hidrojen azalıp helyum arttıkça, çekirdeğin yoğunluğu artar. Merkezdeki kütle çekim, gaz basıncına baskın hale gelmeye başladıkça da, yıldızın çekirdeği çökmeye başlar.
2- Basıncı iyice artan hidrojeni yakan katman, çok hızlı bir yanma sürecine girer. Böylece, ortaya çıkan ışınım basıncı, yıldızın dış katmanlarının genişlemesine yol açar. Yıldız, o kadar genişler ki; çapı eski çapının 100 katını geçer. Bu Kırmızı Dev aşamasıdır. Yüzey alanı çok arttığından, 1000 kat daha fazla ışıma yapar.
3- Sıkışan çekirdek, helyumun karbon oluşturmasına yol açar. Bu süreçte yıldız, hemen hemen eski büyüklüğüne döner. Hidrojen yakan kabuk, sonunda yakıtını bitirerek zayıfladığında, yıldız büzülür, mavileşir( Mavi Yıldız ).
DEVAMI
Beyaz Cüce
Güneşe benzeyen yıldızlar, yaşamlarını beyaz cüce olarak, sonlandırırlar. Yıldızların %98'i, evrimlerinin son aşamasında, beyaz cüceye dönüşürler. Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri, hidrojeni helyuma dönüştüren zincirdir (hidrojen yanması). Ancak yıldızın nükleer yakıtı sınırlıdır.
1- Hidrojen azalıp helyum arttıkça, çekirdeğin yoğunluğu artar. Merkezdeki kütle çekim, gaz basıncına baskın hale gelmeye başladıkça da, yıldızın çekirdeği çökmeye başlar.
2- Basıncı iyice artan hidrojeni yakan katman, çok hızlı bir yanma sürecine girer. Böylece, ortaya çıkan ışınım basıncı, yıldızın dış katmanlarının genişlemesine yol açar. Yıldız, o kadar genişler ki; çapı eski çapının 100 katını geçer. Bu Kırmızı Dev aşamasıdır. Yüzey alanı çok arttığından, 1000 kat daha fazla ışıma yapar.
3- Sıkışan çekirdek, helyumun karbon oluşturmasına yol açar. Bu süreçte yıldız, hemen hemen eski büyüklüğüne döner. Hidrojen yakan kabuk, sonunda yakıtını bitirerek zayıfladığında, yıldız büzülür, mavileşir( Mavi Yıldız ).
DEVAMI
Yıldız Evrimi
Yıldız Evrimi
Yıldızların Yaşamı ve Sonu (Yıldızların Oluşumu ve Ölümü)
Yemek ve Yemeğin Evrimi
Beynin Evrimi
YORUMLAR