Evrenin Yapı Taşları(hepsi açıklamalı anlatım)

+ Yorum Gönder
Her Telden ve Uzay Bölümünden Evrenin Yapı Taşları(hepsi açıklamalı anlatım) ile ilgili Kısaca Bilgi
  1. 1
    xRockİnGirLx
    Süper Moderator
    Reklam

    Evrenin Yapı Taşları(hepsi açıklamalı anlatım)

    Reklam



    Evrenin Yapı Taşları(hepsi açıklamalı anlatım)

    Forum Alev
    YILDIZLAR
    Fizikçi Sir Arthur Eddington, 1920’li yıllarda, çok uzak olmayan bir gelecekte, yıldız gibi basit bir cismin nasıl “çalıştığının” anlaşılabileceğini söylemişti. Yıldızların nasıl parladığı, binlerce yıldır gökyüzü gözlemcilerinin merak konusu olmakla birlikte, bu sıcak ve parlak kürelerin anlaşılması 20. yüzyılın ortalarını buldu.

    Yıldızların sonsuzmuş gibi görünen gizemli enerji kaynağı, nükleer tepkimelerdir. Bir yıldızın sıcaklığı milyonlarca dereceyi bulan çekirdeğindeki basınç ve sıcaklık, buradaki atom çekirdeklerini füzyon yoluyla kaynaştırarak enerji ortaya çıkarır. Yıldızların çekirdeklerinde üretilen enerji, yüzeye ulaştığında, büyük oranda kızılötesi ve görünür ışınım olmak üzere uzaya yayılır. Yıldızlar, büyüklük, kütle ve parlaklık bakımlarından, büyük farklılıklar gösterirler. Çapları Güneş’inkinin 450’de biri ile 1000 katı; kütleleri Güneş’in kütlesinin 20’de biri ile 50 katı; yüzey sıcaklıkları da yaklaşık 3000°C ile 50.000°C arasında değişir.

    Yıldızlar, doğar, yaşar ve ölürler. Bu aşamalar tüm yıldızlarda geçerli olmakla birlikte, yıldızın kütlesine bağlı olarak, yıldızın yaşam süresi ve ölüm şekli farlılık gösterir.

    YILDIZLARIN TAYF SINIFLARI

    Yıldızların renkleri, yüzey sıcaklıklarıyla doğru orantılıdır. Tayf sınıflama sistemi, ilk kez 1885 yılında, gökbilimci E. C. Pickering'in yıldızları yüzey sıcaklıklarına göre yedi sınıfa ayırmasıyla ortaya çıktı. Bu sistem, ilk kez Henry Draper yıldız kataloğunun 1924 güncellemesinde yer aldı. Bu katalogda 255.000 yıldızın tayf sınıfı verildi. Buna göre tayf sınıflaması, yıldızın yüzey sıcaklığına göre şu şekilde adlandırıldı: O (>28.000 K), B (10.000-28.000 K), A (7.500-10.000 K), F (6.000-7.500 K), G (5.000-6.000 K), K (3.500-5.000 K), M (<3.500 K). Her tayf sınıfı da kendi içinde, 1'den 10'a kadar alt gruba ayrılır. Her tayf sınıfının kendine has belirgin özellikleri bulunur. Yıldızın yüzey sıcaklığına bağlı olarak bazı elementlerin "izleri" yıldızın tayfında gözlenir. Yüksüz hidrojenin oluşturduğu ve "Balmer Çizgisi" olarak adlandırılan çizgiler, yıldızın yüzey sıcaklığına göre önemli farklılık gösterir. Bu nedenle bu çizginin belirgin ya da zayıf oluşuna bakılarak yıldızın tayf türü saptanabilir. Bunun yanında yüzey sıcaklığına göre bazı elementlerin yüksüz ya da iyonlaşmış hallerinin neden olduğu soğurma çizgileri de tayf üzerinde görülür. Sıcak yıldızlar, yani tayf sınıflamasında O ve O'ya yakın yıldızlar, mavi-beyaz görünür. Bunun yanında, soğuk yıldızlar, yani M tayf sınıfındakiler, kırmızı görünürler. Sıcaklık arttıkça, yıldızın rengi kırmızı'dan maviye uzanan tayfta değişir. Gökyüzündeki tanınmış yıldızlardan örnek verecek olursak: Alnitak O9, Rigel B8, Altair A7, Deneb A2, Procyon F5, Güneş G2, Arkturus K2, Aldebaran K5, Pollux K0 ve Antares M1 tayf sınıflarındadır.

    Yıldızların renklerini ifade etmenin bir yolu da onların renk indekslerini oluşturmaktır. Bunun için özellikle, yıldızın iki ayrı dalgaboyunda yaptıkları ışıma miktarı ölçülür. Bunlar, maviye karşılık gelen 550 nm ve sarıya karşılık gelen 550 nm dalgaboylarındaki ışımalardır. Yıldızın bu iki farklı dalgaboyundaki ışıması bulunurken, yalnızca bu iki dalgaboyunu geçiren iki farklı filtreyle yıldızın ışıması ölçülür. Mavi ışık B (Blue), Sarı ışık V (Visual) harfleriyle simgelenir. Renk indeksi, B ile V arasındaki fark, yıldızın renk indeksini verir. Parlaklığın birimi kadirdir. Renk İndeksi en sıcak yıldızlarda -0,3 olurken, en soğuk yıldızlarda 2 olabilir.

    KÜÇÜK KÜTLELİ YILDIZLAR
    Kütlesi Güneş'inkinin bir buçuk katından küçük olan yıldızlar, küçük kütleli yıldız olarak kabul edilir. Yıldız oluşumu, bir bulutsuda, maddenin yoğun olduğu bölgelerde, gazın ve tozun kendi kütleçekiminin etkisiyle belli bölgelerde yoğunlaşmasıyla oluşmaya başlar.

    Sıkıştıkça basıncı ve sıcaklığı artan gaz ve toz topakları sönük de olsa ışık saçmaya başlarlar. Ancak, yıldız henüz doğmamıştır. Sıkışma daha da arttığında, yıldızın çekirdeği yaklaşık 15 milyon derece olan kritik sıcaklığa ulaştığında hidrojen atomu çekirdekleri helyum atomu çekirdeklerine dönüşmeye başlar. Bu sırada bir miktar da enerji ortaya çıkar. Artık yıldız kendi enerjisini üretebilen dev bir termonükleer reaktör haline gelmiştir.

    Yıldızın çekirdeğindeki tepkimelerin yarattığı ışınım, dışa doğru bir basınç yaratır ve bu yıldızın büzülmesini durdurur. Yıldız, ömrünün büyük bir bölümünü geçireceği kararlı döneme girmiştir. Güneş kütlesindeki bir yıldızın nükleer yakıtı, yaklaşık 10 milyar yıl süresince parlamasına yeter.

    Yıldız, çekirdeğindeki hidrojeni tükettiğinde, büyük oranda helyum içeren çekirdek büzüşmeye başlar. Hidrojenin helyuma dönüştüğü tepkimeler, bu çekirdeğin etrafındaki kabukta sürer. Çekirdek, helyumun kaynaşıp karbona dönüşebileceği kadar ısınırken, içeride giderek artan ışınım basıncının etkisiyle dış katmanlar dışa doğru itilir. Yıldız, bir kırmızı dev olmuştur. Kütlesine bağlı olarak, kırmızı dev aşamasına gelen bir yıldızın çapı 300 kat artabilir. (Örneğin, Güneş yaklaşık 5 milyar yıl sonra bir kırmızı dev olduğunda, Dünyamızın yemen yakınına sokulucak, belki de onu içine alacak.) Yıldızın genişleyen dış katmanları soğur ve kırmızı renkli bir görünüm alır. Soğuyan katmanlar yeniden büzüşür ve böyle birkaç "zonklama" süreci yaşanır. Çekirdekteki helyum büyük oranda karbon ve oksijene dönüştüğünde, yıldızın dış katmanları, dışa doğru genişlemeyi sürdüren bir kabuk halini alır. Bu kabuk, bir gezegenimsi bulutsudur. Yıldızdan geriye, yıldızın başlangıçtaki kütlesinin yaklaşık % 80'ini içeren bir çekirdek kalır.


    BÜYÜK KÜTLELİ YILDIZLAR

    Büyük kütleli yıldızlar, Güneş'in kütlesinin en az üç katı, hatta bazıları yaklaşık 50 katı kütleye sahiptir.Bir büyük kütleli yıldız, anakol aşamasına kadar küçük bir yıldızın geçirdiği aşamalardan geçer.Anakol aşamasındaki bir yıldız, çekirdeğindeki hidrojenin kaynaşarak helyum oluşturmasına kadar durmaksızın ışır.Bu süreç küçük bir yıldızdan milyarlarca yıl, büyük kütleli bir yıldızda ise sadece milyonlarca yıl sürer.Bundan sonra büyük kütleli yıldız bir süperdeve dönüşür; başlangıçta helyumdan oluşan bir çekirdek ile çekirdeği saran soğuyan ve genleşen gaz katmanları vardır. Bundan sonraki birkaç milyon yıl süresince bir dizi çekirdeksel tepkimeyle, demir çekirdeğin etrafındaki kabuklarda farklı elementler meydana gelir.Sonunda çekirdek bir saniyeden kısa bir süre içinde kendi içine çökünce adına süpernova patlaması denilen muazzam bir patlama olur; oluşan şok dalgasıyla yıldızın dış katmanları parçalanır.Süpernovalar, kısa bir süre için bütün galaksiden daha fazla parlar.
    Bazen çekirdek süpernova patlamasına dayanır.Böyle bir durumda kütlesi Güneş'inkinin 1,5 katı ile 3 katı arasındaysa büzülerek küçülür ve yoğun bir nötron yıldızı oluşturur.Çekirdeğin kütlesi Güneş'inkinin üç katından epeyce fazla ise büzülen çekirdek bir karadelik haline gelir.


    DEVLERİN ÖLÜMÜ-SUPERNOVA PATLAMALARI
    Büyük kütleli bir yıldız, hidrojen yakıtını tükettiğinde, bir kırmızı süperdeve dönüşür. Başlangıçta, helyumdan oluşan bir çekirdek ve onu çevreleyen hidrojen katmanı vardır. Ancak, yıldızın ömrüne oranla çok kısa sürede, çekirdeğin içindeki tepkimelerde, kademeli olarak giderek daha ağır elementler oluşur. Yıldız yaşlandığında, demirden oluşan çekirdeğin etrafında ondan daha hafif elementler tepkimeleri sürdürür. Yıldızın çekirdeğindeki demir miktarı artınca, tepkimler durur. Demir çekirdeklerinin kaynaşması için gereken sıcaklık bir yıldızın içinde oluşamaz. Bu nedenle, demir, bir yıldızın içinde çekirdek tepkimeleriyle oluşabilecek en ağır elementtir. Enerjisi tükenen yıldızın çekirdeği, bir saniyeden kısa süre içinde kendi üzerine çöker ve bu sırada oluşan şok dalgasıyla yıldızın dış katmanları parçalanır. Bu, evrende bilinen en görkemli parlama olan süpernova patlamasıdır. Süpernova olan bir yıldız, kısa bir süre için, içinde bulunduğu gökadadan bile daha parlak olabilir. Süpernova patlamalarında meydana gelen sıcaklık ve basınç, demir ve ondan ağır çekirdeklerin kaynaşmasını sağlayabilecek kadar yüksektir. Bu sayede ağır elementler oluşur.

    Süpernova olmuş bir yıldızın çekirdeği, bu patlamaya dayanabilmişse, bu çekirdek bir nötron yıldızı ya da kara deliğe dönüşür. Büyük kütleli bir yıldızın nötron yıldızı mı yoksa karadelik mi olacağı, yıldızın çekirdeğinden geriye kalan kütlenin miktarına bağlıdır. Kalan kütle, 1,5 ile 3 güneş kütlesi arasındaysa, yıldız bir nötron yıldızı; 3 güneş kütlesinden fazlaysa karadelik olur.




  2. 2
    İLKİN
    Bayan Üye

    Cevap: Evrenin Yapı Taşları(hepsi açıklamalı anlatım)

    Reklam



    bin dokuz yüz yirmide eldeki veriler ışığında bu bilgiler aktarılmış ve yakın bir gelcekte yıldızların nasıl çalıştığı anlaşılacak denmiş evet bu gerçekleşti belki yüz yıl sonrada galaksilerin sırrı ortaya çıkacak







+ Yorum Gönder
kütlesi yaklaşık güneş kadar olan küçük bir yıldızın geçirdiği aşamalar
5 üzerinden 5.00 | Toplam : 2 kişi