Yıldızların evrim süreci nedir?
Yukarıdaki resim, gökbilimcilerin yıldızların özelliklerini çizmek için kullandıkları bir harita olan "spektral parlaklık diyagramının" ne olduğunu açıklıyor. Spektral bir fotometrik diyagramda, toplam parlaklık ("parlaklık" veya "mutlak büyüklük" olarak adlandırılır) yıldızın yüzey sıcaklığına karşı çizilir. Bir yıldız yaşam döngüsünden geçtiğinde, farklı dönemler spektrofotometrede farklı konumlara karşılık gelir. Yukarıdaki sayfa, Jüpiter gibi spektral parlaklık diyagramında genel yıldızların ve "başarısız yıldızların" yaşam döngüsü yörüngelerini gösterir.
Yıldızın başlangıcı, spektrofotometrenin sağ tarafına (soğuk tarafına) karşılık gelen buzlu bir gaz kütlesidir. Kendi yerçekimi altında bu gazlar küçülmeye başlar. Kasılma sürecinde yavaş yavaş birleşecek, böylece yoğunluk ve basınç artacak ve sıcaklık da yükselecek; kritik sıcaklığa ulaşıldığında, hidrojen nükleer füzyonu oluşacak ve bir protostar doğacak. Genç bir yıldızın yüzey sıcaklığı çok düşüktür. Bununla birlikte, genellikle bu proto yıldızları göremeyiz çünkü bunlar genellikle tozla kaplıdır ve yalnızca uzak kızılötesi spektrumda çıplak gözle görülemeyen ışık yayabilirler.Optik teleskopları tespit etmek zordur.Ön yıldızları bulmak, kızılötesi astronominin önemli bir görevi haline gelmiştir.
Prototip yıldız yerçekiminin etkisi altında küçülmeye devam ettiğinde, daha sıcak ve ısınacak ve spektrofotometrede sola doğru hareket edecektir. Güneşin yüzde birinden daha az kütleye sahip olan "yıldızlar", gaz basıncı nedeniyle nihayetinde kasılmayı durdurdu. Bu yıldızlara, tıpkı Jüpiter gibi "kahverengi cüceler" veya "dev gezegenler" denir. Kendi hidrojenlerini tutuşturmayacaklar, aksine yavaş yavaş kararacaklar. Bu yıldızların yaşam döngüsü, spektral parlaklık diyagramında aşağı doğru bir eğri ile temsil edilir.
Kütleleri 0,05 ila 0,07 güneş kütlesinin üzerinde olan yıldızlar, çekirdeklerinin hidrojen yakmaya başlayacak kadar ısınmasına kadar, küçüldükçe daha sıcak ve daha sıcak hale gelir. Bir yıldız hidrojen yanma aşamasını "açtığında", yaşam döngüsünün "ana dizisine" ulaştığını ve bir protostar, kahverengi cüce veya gezegen değil gerçek bir yıldız olarak kabul edilebileceğini gösterir. "Birincil dizi", spektrofotometrede hidrojeni yakan ve kendini helyuma eriten bir yıldızı temsil eden bir eğri ile temsil edilir. Çekirdekteki füzyon süreci, yıldızın daha fazla yerçekimi çökmesine direnebilmesini ve parlamasını sağlayarak ısı ve ışığı serbest bırakıyor. Bir yıldızın yaşam döngüsünün çoğu "ana dizi" nin bir noktasındadır. Spektral parlaklık diyagramında, süper kütleli yıldızlar mavi parlayan ve çok parlak ışıkla "ana dizinin" tepesinde yer alırken, düşük kütleli yıldızlar nispeten sönüktür ve kırmızı ışık yayarlar. Güneşimiz bu iki uç nokta arasında bir yerde.
Sonunda, yıldız çekirdeğindeki hidrojen polimeri yavaş yavaş tükenir. Çekirdek, helyumun çoğu haline gelir (hidrojen füzyonunun ürünü) ve hidrojen yanma sırasında çekirdeği terk ederek çekirdeğin etrafında yanan bir kabuk oluşturur. Bu sırada çekirdek tekrar çökmeye başlar, ancak yıldızın dış bölgeleri dışa doğru itilir. Yıldızın sıcaklığı yavaş yavaş düştü ve daha parlak hale geldi. Bu kırmızı dev sahne. Güneş bundan yaklaşık 5 milyar yıl sonra kırmızı dev aşamasına ulaştığında büyüyerek Merkür'ü, Venüs'ü ve Dünyayı yutabilir.
Beyaz cüceler, orta ve düşük kütleli yıldızların evrim aşamalarının son ürünü olarak kabul edilir.Galaksimizdeki yıldızların% 97'si bu kategoriye aittir. Düşük kütleli yıldızın yaşamının ana sekans aşamasından geçtikten sonra, hidrojen füzyon reaksiyonu tamamlandıktan sonra, helyumu karbona ve oksijene yakıp kırmızı dev bir yıldıza genişleyecek olan çekirdekte helyum füzyonu gerçekleştirilecektir. Kırmızı dev yıldız, karbon füzyonuna izin veren daha yüksek bir sıcaklık üretmek için yeterli kütleye sahip değilse, çekirdekte karbon ve oksijen birikecektir. Gezegenimsi bir bulutsu haline gelmek için birkaç kat gaz yaydıktan sonra, yalnızca çekirdek kalır ve bu kalıntılar sonunda beyaz bir cüce haline gelecektir. Bu nedenle, beyaz cüceler genellikle karbon ve oksijenden oluşur. Ancak çekirdek sıcaklığın karbon füzyonu yapan ancak neon füzyonu yapmaya yetmeyen yüksek sıcaklığa ulaşması da mümkündür.Bu sırada oksijen, neon ve magnezyumdan oluşan beyaz bir cüce yıldız oluşabilmektedir. Benzer şekilde, helyumdan yapılan bazı beyaz cüceler, ikili yıldızların kütle kaybından kaynaklanır.
Beyaz cüce artık nükleer füzyon reaksiyonlarına maruz kalmaz, bu nedenle enerji üretilmez ve nükleer füzyon ısısı artık yerçekimsel çöküşe direnmek için kullanılmaz; aşırı yüksek yoğunluklu madde tarafından üretilen elektron dejenerasyonu baskısı tarafından desteklenir. Fizikte, dönüşü olmayan bir beyaz cüce için, elektron dejenerasyon basıncının destekleyebileceği maksimum kütle, Chandrasekah sınırı olan güneş kütlesinin 1,4 katıdır. Pek çok karbon-oksijenli beyaz cücenin bu sınıra yakın kütleleri vardır ve genellikle yoldaş yıldızın kütlesinden geçerek muhtemelen bilinen karbon patlaması süreciyle bir la süpernovasına dönüşürler.
Beyaz cüce çok yüksek bir sıcaklıkta oluşmuştur. Şu anda bulunan en sıcak beyaz cüce, yaklaşık 200.000 K yüzey sıcaklığı ile gezegenimsi bulutsu NGC 2440'ın merkezinde bulunan HD 62166'dır, ancak enerji kaynağı olmadığı için yavaş yavaş ısısını serbest bırakacak ve giderek soğuyacaktır. Bu, radyasyonunun başlangıçtaki yüksek renk sıcaklığından zamanla kademeli olarak azalacağı ve kırmızıya döneceği anlamına gelir. Uzun bir süre sonra beyaz cücenin sıcaklığı, parlaklığın artık görülemeyeceği noktaya kadar soğuyacak ve soğuk bir kara cüce haline gelecektir. Bununla birlikte, mevcut evren hala çok genç (yaklaşık 13,7 milyar yaşında), en yaşlı beyaz cüceler bile hala binlerce K derece yayıyor ve siyah cüceler yok.
Ana diziden sonra orta kütleli yıldızlardan kırmızı dev yıldızların evrimi iki aşamaya ayrılır: hareketsiz çekirdeği helyum olan kırmızı dev dal yıldızları ve hareketsiz çekirdeği karbon olan asimptotik dev yıldızlar. Asimptotik dev dallara sahip yıldızların hidrojen yakan kabuklarında helyum yakan kabuklar bulunurken, kırmızı dev dallara sahip yıldızların yalnızca hidrojen yakan kabukları vardır. Durum ne olursa olsun, hidrojen içeren kabuktaki hızlandırılmış yanma anında çekirdeği aşar ve yıldızın genişlemesine neden olur. Dış tabakanın çekirdekten uzağa genişlemesi yerçekiminin üzerlerindeki etkisini azaltır, bu nedenle genişlemeleri enerjideki artıştan daha hızlı olacaktır. Bu, yıldızın yüzey sıcaklığının düşmesine neden olacak ve yıldızın dış tabakası, ana dizide olduğundan daha kırmızı olacaktır.
Kırmızı dev faz, ana diziden ayrıldıktan hemen sonraki aşamadır. İlk başta, çekirdek içindeki basınç yerçekimini dengelemeye yetmediğinden, kırmızı dev dal yıldızının çekirdeği çökecektir. Bu yerçekimi çöküşünün açığa çıkardığı enerji, inert çekirdeği çevreleyen hidrojen kabuğunu hemen ısıtır, böylece eşmerkezli kabuktaki hidrojen yanmaya devam eder. Yalnızca birkaç güneş kütlesinde kırmızı dev ile çekirdek, yoğunluk elektronların dejenere basıncının yerçekimine direnmesini sağlamak için yeterli olana kadar çökmeye devam edecektir. Bu gerçekleştiğinde, çekirdek hidrostatik dengeye ulaşır: dejenere elektron basıncı, yerçekimi basıncını dengelemek için yeterlidir. Çekirdeğin yerçekimi, hidrojen kabuğunu çekirdeğe yakın sıkıştırarak hidrojenin aynı kütleli ana sekans yıldızından daha hızlı yanmasına neden olur. Bunun yerine yıldızı daha parlak hale getirir (parlaklık 1.000-10.000 kat artırılabilir) ve genişler; genişleme derecesi, parlaklıktaki artışı aşarak etkili sıcaklıkta bir düşüşe neden olur.
Süper kütleli bir yıldız için, güneşin kütlesinin 5-10 katından fazlası, yıldız demiri yakmaya hazır olana kadar birçok kez genişleyip dev yıldız dallarına (dallarına) dönüşecektir. Ancak demir füzyonu enerji salmaz; bunun yerine ısıyı emer. Böylece yıldız, dev dal aşamasında çarpışmaya devam edecek ve çekirdeği, demir kaynaşmaya hazır olana kadar çökmeye ve ısınmaya devam edecek. Ancak füzyon başladığında, etrafındaki tüm ısıyı son derece hızlı bir şekilde emerek çekirdeği soğurur. Tüm füzyon aniden durdu ve yıldızlar patladı. Bu patlama, evrendeki en büyük patlamalardan biridir: bir süpernova. Bir süre boyunca, tek bir süpernova tüm galaksiden daha parlak olabilir. Süpernovadan sonra, orijinal yıldızın kütlesine bağlı olarak beyaz cüce yıldızlar, nötron yıldızları veya karadelikler çekirdekte kalabilir.
Bu nedenle, kütlesine bağlı olarak yıldız, yaşamını bir gezegenimsi bulutsusu veya süpernovada sona erdirir ve çekirdeği yoğun bir nesne olarak kalacaktır: beyaz bir cüce yıldız, bir nötron yıldızı veya bir kara delik.
İlgili herhangi bir içerik ihlali varsa, silmek için lütfen 30 gün içinde yazarla iletişime geçin
Lütfen yeniden baskı için yetki alın ve bütünlüğü korumaya ve kaynağı belirtmeye dikkat edin
