İlkel yıldız yavaş bir biçimde büzülerek ısınmaya başlar. Merkez bölgelerdeki sıcaklık bir milyon Kelvin'in üzerine çıktığında n...
İlkel yıldız yavaş bir biçimde büzülerek ısınmaya başlar. Merkez bölgelerdeki sıcaklık bir milyon Kelvin'in üzerine çıktığında nükleer reaksiyonlar başlar ve bir yıldız oluşmuş olur.Bu aşamada merkeze doğru etki yapan kütle çekim kuvveti, merkezdeki basınçtan doğan ve dışarıya doğru etki yapan kuvvet tarafından dengelendiğinden, yıldız hidrostatik dengededir. Sıcaklık ve basınç öylesine yüksektir ki, hidrojen atomları tümüyle iyonlaşarak serbest proton ve elektronlara dönüşmüştür.
Nükleer füzyon yoluyla enerji üretebilmek için protonlar arasındaki karşılıklı itme kuvvetinin yenilmesi gerekir Nükleer reaksiyonlar yıldıza dengeli ve kalıcı bir ısı kaynağı sağlar. Yıldız hidrojen yakıt deposunu tükettiğinde merkezi yeniden büzülür ve sıcaklık da ha yüksek değerlere ulaşır. Bu yüksek sıcaklıklarda helyum çekirdekleri (her birinin elektrik yükü hidrojen çekirdeğinin elektrik yükünün iki katıdır) arasındaki itme kuvveti yenilerek helyum füzyonu başlar. Ne yazık ki iki helyum atomunun füzyonu 2He4 -> Be8 sonucunda çok çabuk bozunan, dengesiz bir berilyum izotopu ortaya çıkar (Berilyumun dengeli izotopu Be9 biçiminde gösterilir).
Füzyon yoluyla helyumun nasıl daha ağır elementlere dönüşebileceği, iki teorisyen tarafından bulundu. Önce, 1953 yılında Bedevin Salpeter He4 ile Be8 elementlerinin ortak bir özelliği bulunduğuna (çekirdekler uyarıldığında benzer enerji seviyelerine sahip olurlar) bu nedenle de iki helyum çekirdeğinin füzyon sonucu kaynaşarak Be8 çekirdeği oluşturma olasılığının çok yüksek olduğuna dikkat çekti. Sonuçta, her ne kadar berilyum kendi kendine bozunsa da aynı hızda üretilebileceği ortaya çık. Ama berilyumun daha ağır olan karbon elementine dönüşmesi için bu yeterli değildi.
Bununla birlikte hemen hemen aynı yıl Fred Hoyle, berilyumla karbonun en yaygın izotopu olan C12'nin de çekirdekleri uyarıldığında en azından bir ortak enerji seviyesine sahip olmaları gerektiğini ileri sürdü. Bu ortak enerji seviyesi berilyumun bir helyum çekirdeği daha yakalayarak bir başka reaksiyona daha girme olasılığını arttırıyordu ( bu reaksiyona üçlü alfa süreci adı veriliyor). Bu reaksiyon sonucunda üç helyum çekirdeği kaynaşarak bir karbon çekirdeği oluştururlar. Bu durumda berilyum bir ara evre olarak reaksiyon dışı kalır.
Yakalama olasılığındaki bu artışlar, bir beyzbol oyuncusuna beyzbol eldiveni vererek onun topu yakalama olasılığını arttırmaya benzer. Hoyle'un öngörüsünden yalnızca bir yıl sonra Cj2'nin uyarılmış enerji seviyesinin varlığı bir deneyle doğrulandı. Yıldızlardaki karbon üretimi yaşamın sırrıdır: vücutlarımızda bulunan karbon, milyarlarca yıl önce, şu anda çoktan ölmüş bulunan kırmızı dev yıldızların içinde üçlü alfa süreciyle oluşmuştur.
Çekirdekte helyum yanmaya başlayınca yıldızın ışıma gücü çarpıcı bir biçimde artar. Yıldızın dış katmanları balon gibi şişer ve yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Örneğin, Güneş'imiz yaklaşık beş milyar yıl sonra bir kırmızı dev haline gelmeye mahkûmdur. Dünyamız da bu durumda Güneş'in yakıcı atmosferinin içinde kalacaktır. Helyum yaklaşık 100 milyon derecede yanarak karbona dönüşür ve büyük kütleli yıldızların iç geç evrim aşamalarında daha da ağır elementler oluşur. Aslında tüm ağır elementler yıldızların içinde çekirdek sentezi yoluyla ortaya çıkar.
Kaynak: Bilgiland
Yıldızların Yaşamı ve Sonu (Yıldızların Oluşumu ve Ölümü)
Yıldızların Evrimi
Antroz (Eklem Yaşlanması)
Evrenin Yaşının Tespiti
Gökbilimciler evrenin yaşının belirlenmesinde bağımsız bir yol oluşturacak eşsiz bir ölçüm sağlamak için Çok Büyük Teleskoplar kullanmışlardır. İlk kez, içinde yaşadığımız gökada olan Samanyolu'nun henüz durağan olduğu zamanlarda doğmuş olan bir yıldızdaki, radyoaktif Uranyum-238 miktarını ölçmüşlerdir.
Bu Uranyum "saati" tıpkı arkeolojideki karbon testi gibi, ancak çok daha uzun zaman ölçeklerinde yıldızın yaşını ölçmektedir. Yıldızın 12,5 milyar yaşında olduğu görülmüştür. Yıldız, Evren'in kendisinden daha yaşlı olamayacağına göre Evren bu yaştan da yaşlı olmalıdır. Bu, Evren'imizin yaşının 13,7 milyar yıl olduğu yönündeki kozmoloji bilgimizle de uyum sağlamaktadır. Yıldız ve gökadamız Büyük Patlama'dan hemen sonra oluşmuş olmalıdırlar.
Başka bir sonuç, astronomik teknolojiyi sınırlara götürmekte ve Samanyolu'nun en erken zamanlarına ışık tutmaktadır. Gökbilimciler küresel bir kümedeki iki yıldızda ilk defa Berilyum içeriği ölçümü yaptılar. Bu sayede, Samanyolu'ndaki ilk yıldızların oluşumu ile bu yıldız kümesindekiler arasındaki erken safhalar üzerinde çalıştılar. Samanyolu Gökadası'ndaki birinci nesil yıldızların Büyük Patlama'yı takip eden ve ~200 milyon yıl süren "Karanlık Çağlar"ın sonunda oluşmuş olmaları gerektiğini buldular=>
Kaynak: ESO Basın Açıklaması
Gökbilimciler evrenin yaşının belirlenmesinde bağımsız bir yol oluşturacak eşsiz bir ölçüm sağlamak için Çok Büyük Teleskoplar kullanmışlardır. İlk kez, içinde yaşadığımız gökada olan Samanyolu'nun henüz durağan olduğu zamanlarda doğmuş olan bir yıldızdaki, radyoaktif Uranyum-238 miktarını ölçmüşlerdir.
Bu Uranyum "saati" tıpkı arkeolojideki karbon testi gibi, ancak çok daha uzun zaman ölçeklerinde yıldızın yaşını ölçmektedir. Yıldızın 12,5 milyar yaşında olduğu görülmüştür. Yıldız, Evren'in kendisinden daha yaşlı olamayacağına göre Evren bu yaştan da yaşlı olmalıdır. Bu, Evren'imizin yaşının 13,7 milyar yıl olduğu yönündeki kozmoloji bilgimizle de uyum sağlamaktadır. Yıldız ve gökadamız Büyük Patlama'dan hemen sonra oluşmuş olmalıdırlar.
Başka bir sonuç, astronomik teknolojiyi sınırlara götürmekte ve Samanyolu'nun en erken zamanlarına ışık tutmaktadır. Gökbilimciler küresel bir kümedeki iki yıldızda ilk defa Berilyum içeriği ölçümü yaptılar. Bu sayede, Samanyolu'ndaki ilk yıldızların oluşumu ile bu yıldız kümesindekiler arasındaki erken safhalar üzerinde çalıştılar. Samanyolu Gökadası'ndaki birinci nesil yıldızların Büyük Patlama'yı takip eden ve ~200 milyon yıl süren "Karanlık Çağlar"ın sonunda oluşmuş olmaları gerektiğini buldular=>
Kaynak: ESO Basın Açıklaması
Bir Kümede Farklı Yaşlarda Yıldızlar
Açık ve kapalı yıldız kümelerindeki yıldızların belirli bir yıldızlar arası gaz ve toz bulutlarından aynı anda oluştukları biliniyor. Benzer maddeden oluştuklarından dolayı bu yıldızların özellikleri de birbirine benzer oluyor. Oluşulan maddedeki yerel yoğunlaşmalar nedeniyle yıldızlar büyüklük olarak birbirinden farklı olabiliyor. Hubble Haber Merkezinin son duyurusunda yer verilen NGC 6791 açık yıldız kümesinde ise farklı yaşlarda üç farklı yıldız topluluğuna rastlandı. Bulgular açık kümelerdeki yıldız oluşumu hakkında teorileri zorlar nitelikte.
Hubble Uzay Teleskobu'nun ACS(Advanced Camera Survey) ile çekilen detaylı fotoğraflarda kümede hareketli dönemlerini tamamlamış beyaz cüceler incelendi. Bu beyaz cücelerden bir kısmının 6 milyar, bir kısmı da 4 milyar yaşında olduğu saptandı. İşin ilginç yanı, kümenin geri kalan diğer yıldızların ise 8 milyar yaşında oldukları biliniyor. Yıldızların yaşları konusundaki bu farklılık beyaz cüce oluşumu teorileri konusunda hatalar olup olmadığına dair kafalarda soru işaretleri oluşturuyor.
Aynı yaşta olması gerekirken birbirinden farklı görünen beyaz cüce yıldızlar detaylı olarak incelendiğinde aradaki farkın genç görünen yıldızların diğerlerinden farklı olarak çift yıldız sistemleri olmasından landığı tahmin ediliyor. Kümenin uzaklığı ve kameranın çözünürlüğü sebebiyle astronomlar bu yıldızları tek yıldız olarak gözlemişlerdi. NGC 6791'deki yıldızlar arasında çift yıldızlara çok sık rastlanıyor fakat çift sistemler beyaz cüceler arasında ilk kez gözleniyorlar.
Araştırmacılar bu bulgu ile beyaz cüceler arasındaki görünen yaş farklılığı sorununu çözdüler gibi görünüyor fakat diğer yıldızlar ile aralarındaki 2 milyar yıllık farkı açıklayamıyorlar. Bunun için de beyaz cücelerin evrimini yavaşlatan bir işleyiş mekanizması bulmanın peşindeler.
Beyaz cüceler aktif yıldızların yakıtlarını tüketmelerinin ardından geçirdikleri evrede oluşuyorlar. Yakacak maddeleri kalmadığından milyonlarca yıl boyunca soğuyarak az da olsa ışıma yapmaya devam ediyorlar. Beyaz cüceler yıldız kümelerinde ilk yıldızların kalıntıları olduklarından yaş belirlemelerinde sıklıkla başvurulan lardan birini oluşturuyorlar.
Çalgı(Lyrae) takım yıldızındaki NGC 6791 bize en uzak ve en yaşlı açık yıldız kümelerinden birisi. İçerdiği 10 000'e yakın yıldız ile en kalabalık yıldız kümelerinden birini oluşturuyor.
Kaynak:
Açık ve kapalı yıldız kümelerindeki yıldızların belirli bir yıldızlar arası gaz ve toz bulutlarından aynı anda oluştukları biliniyor. Benzer maddeden oluştuklarından dolayı bu yıldızların özellikleri de birbirine benzer oluyor. Oluşulan maddedeki yerel yoğunlaşmalar nedeniyle yıldızlar büyüklük olarak birbirinden farklı olabiliyor. Hubble Haber Merkezinin son duyurusunda yer verilen NGC 6791 açık yıldız kümesinde ise farklı yaşlarda üç farklı yıldız topluluğuna rastlandı. Bulgular açık kümelerdeki yıldız oluşumu hakkında teorileri zorlar nitelikte.
Hubble Uzay Teleskobu'nun ACS(Advanced Camera Survey) ile çekilen detaylı fotoğraflarda kümede hareketli dönemlerini tamamlamış beyaz cüceler incelendi. Bu beyaz cücelerden bir kısmının 6 milyar, bir kısmı da 4 milyar yaşında olduğu saptandı. İşin ilginç yanı, kümenin geri kalan diğer yıldızların ise 8 milyar yaşında oldukları biliniyor. Yıldızların yaşları konusundaki bu farklılık beyaz cüce oluşumu teorileri konusunda hatalar olup olmadığına dair kafalarda soru işaretleri oluşturuyor.
Aynı yaşta olması gerekirken birbirinden farklı görünen beyaz cüce yıldızlar detaylı olarak incelendiğinde aradaki farkın genç görünen yıldızların diğerlerinden farklı olarak çift yıldız sistemleri olmasından landığı tahmin ediliyor. Kümenin uzaklığı ve kameranın çözünürlüğü sebebiyle astronomlar bu yıldızları tek yıldız olarak gözlemişlerdi. NGC 6791'deki yıldızlar arasında çift yıldızlara çok sık rastlanıyor fakat çift sistemler beyaz cüceler arasında ilk kez gözleniyorlar.
Araştırmacılar bu bulgu ile beyaz cüceler arasındaki görünen yaş farklılığı sorununu çözdüler gibi görünüyor fakat diğer yıldızlar ile aralarındaki 2 milyar yıllık farkı açıklayamıyorlar. Bunun için de beyaz cücelerin evrimini yavaşlatan bir işleyiş mekanizması bulmanın peşindeler.
Beyaz cüceler aktif yıldızların yakıtlarını tüketmelerinin ardından geçirdikleri evrede oluşuyorlar. Yakacak maddeleri kalmadığından milyonlarca yıl boyunca soğuyarak az da olsa ışıma yapmaya devam ediyorlar. Beyaz cüceler yıldız kümelerinde ilk yıldızların kalıntıları olduklarından yaş belirlemelerinde sıklıkla başvurulan lardan birini oluşturuyorlar.
Çalgı(Lyrae) takım yıldızındaki NGC 6791 bize en uzak ve en yaşlı açık yıldız kümelerinden birisi. İçerdiği 10 000'e yakın yıldız ile en kalabalık yıldız kümelerinden birini oluşturuyor.
Kaynak:
Gökbilimciler Yıldızların Yaşını Hesapladı
Gökbilimciler bir milyardan yaşlı bir grup yıldızın yaşını dönüş hızlarından yararlanarak tespit etmeyi başardı.Yıldızlar kaç yaşında? Bu sorunun cevabı gökbilimciler için hayati önem arz ediyor. Bilim insanlarının yeni keşfiyle bu soruyu cevaplamak artık mümkün. Zira dönüş hızlarından yıldızların yaşı tespit edilebiliyor. Bu bağlamda yıldızların yaşının dönüş hızlarından tam olarak tespit edilebildiği kanıtlandı. Uzmanlar yaptıkları çalışmayı Seattle'daki Amerikan Gökbilim Derneği'nin kongresine sundular.
Yıldızların yaşlandıkça daha yavaş döndükleri biliniyordu. Ancak yakın zamana kadar tam bir yaş hesaplaması yapmak için yeterli veri yoktu. Amerikalı gökbilimciler ilk kez bir milyar yıldan yaşlı bir grup yıldızın dönüş hızını ölçmeyi başardı. Ve sonuç tahminleriyle birebir örtüştü.Gökbilimciler için yıldızların yaşının hesaplanması son derece önemli. Zira bu sayede yıldız kümelerinin oluşum aşamaları ve kronolojisi saptanabiliyor. Dönüş hızının ölçülmesi yöntemi ilk olarak 1970'lerde önerilmiş, 2003 yılında da bu yönteme "jirokronoloji" adı verilmişti.
Kaynak: Ntvmsnbc / Gökbilim Derneği Kongresi (07 Ocak 2015)
Gökbilimciler bir milyardan yaşlı bir grup yıldızın yaşını dönüş hızlarından yararlanarak tespit etmeyi başardı.Yıldızlar kaç yaşında? Bu sorunun cevabı gökbilimciler için hayati önem arz ediyor. Bilim insanlarının yeni keşfiyle bu soruyu cevaplamak artık mümkün. Zira dönüş hızlarından yıldızların yaşı tespit edilebiliyor. Bu bağlamda yıldızların yaşının dönüş hızlarından tam olarak tespit edilebildiği kanıtlandı. Uzmanlar yaptıkları çalışmayı Seattle'daki Amerikan Gökbilim Derneği'nin kongresine sundular.
Yıldızların yaşlandıkça daha yavaş döndükleri biliniyordu. Ancak yakın zamana kadar tam bir yaş hesaplaması yapmak için yeterli veri yoktu. Amerikalı gökbilimciler ilk kez bir milyar yıldan yaşlı bir grup yıldızın dönüş hızını ölçmeyi başardı. Ve sonuç tahminleriyle birebir örtüştü.Gökbilimciler için yıldızların yaşının hesaplanması son derece önemli. Zira bu sayede yıldız kümelerinin oluşum aşamaları ve kronolojisi saptanabiliyor. Dönüş hızının ölçülmesi yöntemi ilk olarak 1970'lerde önerilmiş, 2003 yılında da bu yönteme "jirokronoloji" adı verilmişti.
Kaynak: Ntvmsnbc / Gökbilim Derneği Kongresi (07 Ocak 2015)
Yıldızların Yaşamı ve Sonu (Yıldızların Oluşumu ve Ölümü)
Yıldızların Evrimi
Antroz (Eklem Yaşlanması)
YORUMLAR