Güneş nasıl oluştu ve yıldızlar nasıl evrildi?
Güneş, güneş sisteminin merkezinde yer alır ve aynı zamanda dünya için ana ışık ve enerji kaynağıdır. Sekiz gezegen, asteroitler, göktaşları ve kuyruklu yıldızların tümü, kendi yörüngelerinde bu büyük ateş topunun etrafında dönüyor. Güneşin yüzey bileşimi hidrojen, helyum ve eser miktarda demir, nikel, oksijen, silikon, kükürt, magnezyum, karbon, neon, kalsiyum ve krom gibi diğer elementleri içerir. Güneş yaklaşık 5780K (5506.85 ° C) yüzey sıcaklığına sahiptir ve dünyadan 1.496 × 10 üzeri 11. metredir (149.6 milyon kilometre). Şimdi, bu devasa sıcak yıldızın oluşumunu tartışalım.
Güneşin oluşumu hakkında kesin bilgi bulamamış olsak da güneşin 10 ila 20 milyon yıl önce oluştuğuna inanılıyor. Gökbilimcilere göre Güneş'in yüzeyindeki hidrojen, Büyük Patlama ile üretildi. Diğer bir deyişle, güneşin ve evrendeki diğer maddelerin oluşum zamanı kabaca aynıdır. Büyük Patlama meydana geldiğinde, hidrojen yoğunlaşarak büyük bir bulut oluşturdu ve ardından bulut büyük bir evren oluşturmak için toplandı. Bir miktar hidrojen, evrende yüzen birikime katılmaz.
Daha sonra, nedense, bu serbestçe yüzen hidrojen gazı, güneşi ve güneş sistemini oluşturmak için toplandı. Genel olarak, güneşin ve güneş sisteminin öncülünün, hidrojen molekülleri, helyum molekülleri ve tozdan oluşan, yavaş dönen bir moleküler bulut olduğunu düşünüyoruz. Bundan sonra, moleküler bulut kendi yerçekimi nedeniyle sıkıştırılır ve sıkıştırma işlemi ile moleküler bulutun dönüş hızı daha hızlı hale gelir. Moleküler bulutun yüksek hızlı dönüşü sonunda onu devasa bir diske dönüştürdü.
Diskin kütlesi esas olarak merkezde yoğunlaşır, böylece merkezde bir gaz topu oluşur.Bu gaz topu sürekli olarak diskten maddeler çeker, bu da gaz topunda sıcaklık ve basınçta artışa neden olur ve atomların gaz topu içinde hareket etmeye başlamasını sağlar. Merkez entegrasyonu. Bu, gaz topundan güneşin oluştuğu andır, diskin gaz topu dışındaki diğer kısımları gezegenleri ve güneş sisteminin diğer bileşenlerini oluşturur.
İlgili bilgi okuma
Güneş sisteminin oluşumu ve evrimi ve yıldızların evrimi
Bugün güneş, hayatının en istikrarlı kısmının yaklaşık yarısıdır Son dört milyar yılda büyük ölçüde değişmedi ve önümüzdeki beş milyar yıl boyunca nispeten istikrarlı kalacaktır. Bununla birlikte, çekirdeğindeki hidrojen füzyonu sona erdikten sonra, güneşin hem içi hem de dışı büyük değişiklikler yaşayacaktır.
Güneşin oluşumu
Güneş, yaklaşık 4.6 milyar yıl önce, başka birçok yıldız üretmiş olabilecek devasa bir hidrojen ve helyum moleküler bulutunun çökmesinden oluşmuştur. Yaşı, yıldız evriminin ve nükleer kozmolojinin bilgisayar modelleri tarafından tahmin edilmektedir. Bu sonuç, güneş sistemindeki en eski maddenin 4.567 milyar yıl önceki radyasyon ölçüm verileriyle tutarlıdır. Eski meteor yağmurları üzerinde yapılan çalışma, yalnızca patlayan kısa ömürlü yıldızlarda oluşan demir-60 (Fe) gibi kısa ömürlü izotopların kararlı yavru çekirdeklerini ortaya çıkardı.
Bu, güneş oluşumunun yakınında birden fazla süpernovanın meydana geldiği anlamına gelir. Yakındaki bir süpernovadan gelen bir şok dalgası, moleküler buluttaki maddeyi sıkıştıracak ve belirli alanların kendi yerçekimi altında çökmesine neden olarak güneşin oluşumunu tetikleyecektir. Moleküler bulutlardan biri çöktüğünde, açısal momentumun korunması nedeniyle de dönmeye ve yüksek basınçla ısınmaya başladı. Kütlenin çoğu merkezde yoğunlaşır ve geri kalanı bir diske dönüşür ve daha sonra yıldızlara ve diğer güneş sistemi gök cisimlerine dönüşür. Moleküler bulutun çekirdeğindeki yerçekimi kuvveti ve basınç, çok fazla ısı üretiyor ve çevredeki disklerden daha fazla madde biriktiriyor, bu da sonunda nükleer füzyonu tetikliyor.
Yıldızların evrimi, yıldızların zamanla değiştiği bir süreçtir. Yıldızın kütlesine bağlı olarak ömrü, en küçük ölçekte birkaç milyon yıldan en büyük ölçekte birkaç trilyon yıla kadar değişebilir. Bu aslında evrenin yaşam süresinden çok daha uzun. Bu tablo, kütlelerinin bir fonksiyonu olarak yıldızların yaşam sürelerini göstermektedir. Tüm yıldızlar, genellikle bulutsu veya moleküler bulutlar olarak adlandırılan çökmüş bulutların gaz ve tozundan oluşur. Birkaç milyon yıl sonra, bu protostarlar stabilize oldu ve bir denge durumuna girdi ve sözde ana dizi yıldızları haline geldi.
Nükleer füzyon, bir yıldızın yaşamının çoğuna güç sağlar.Birincisi, enerji, ana dizi yıldızındaki hidrojen atomlarının füzyonu ile üretilir. Daha sonra çekirdekteki baskın atom helyum haline gelir ve güneş benzeri yıldız, hidrojen ve çekirdek etrafındaki küresel kabuk ile birleşmeye başlar. Bu süreç, yıldızın hacminin kademeli olarak artmasına neden olur ve kırmızı dev aşamaya ulaşıncaya kadar subgiant aşamadan geçer. Güneşin yarısı kadar kütleye sahip yıldızlar da helyum füzyonu yoluyla enerji üretmeye başlayabilir; daha büyük yıldızlar, eşmerkezli kabuklar boyunca ağır elementler sentezleyebilir.
Güneş benzeri bir yıldız nükleer yakıtı tükendiğinde, çekirdeği yoğun bir beyaz cüce yıldıza dönüşürken, dışarısı bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür ve güneşten on kat veya daha fazla kütleye sahip yıldızlar patlayarak süpernovalara dönüşür. , Hareketsiz demir çekirdek, çok yoğun bir nötron yıldızına veya kara deliğe çöker. Evren henüz herhangi bir kırmızı cücenin yaşamlarının sonuna ulaşması için yeterince yaşlanmamasına rağmen, yıldız modeli, hidrojen yakıtı bitmeden önce yavaş yavaş daha parlak ve daha sıcak hale geleceklerini ve sonunda düşük yoğunluklu beyaz cüceler haline geleceğini öne sürüyor.
Yıldızların evrimi, bir yıldızın yaşamını gözlemleyerek incelenmez, çünkü çoğu yıldız, birkaç yüzyıl sonra bile tespit edilemeyecek kadar yavaş değişir. Bunun yerine, astrofizikçiler hayatlarının farklı dönemlerinde çok sayıda yıldızı gözlemleyerek ve yıldızların yapısını simüle etmek için bilgisayar modellerini kullanarak yıldızların nasıl evrimleştiğini anlıyorlar.
Referans
1. Wikipedia Ansiklopedisi
2. Astronomik terimler
3. yaşam tarzı - Astronomiyi seven / yeteneği olmayan bir insanı seven Maddi
İlgili herhangi bir içerik ihlali varsa, silmek için lütfen 30 gün içinde yazarla iletişime geçin
Lütfen yeniden basım için yetki alın ve bütünlüğü korumaya ve kaynağı belirtmeye dikkat edin
