Yıldızların Hayatı Hakkında Bilmedikleriniz

Yıldızların Hayatı

Görünür evrende meydana gelen çoğu süreç, bir şekilde veya formda yıldızları içerir. Aslında, yıldızların nükleer fırınlarında hidrojen, döteryum, helyum ve lityum (Büyük Patlama'da yaratılmış) hariç tüm elementler oluşmuştur. 

Bu, canlı organizmaların ana bileşenleri olan karbon ve oksijen gibi daha ağır elementleri içerir. Yıldızlar, parlaklık, renk, sıcaklık, boyut, kütle, diğer yıldızlarla ilişkilendirme gibi pek çok şema kullanan gökbilimciler tarafından sınıflandırılır. 



Tarihsel olarak, yıldızları parlaklıkla karakterize eden ilk kişi Yunan astronomu (2. yüzyıl) idi. Büyüklük sistemi bugün hala kullanılıyor. Hipparchus yıldızları 1. parlaklıktan (en parlak) 6. parlaklığa (en zayıf) kadar görsel parlaklıkla böldü. Her bir büyüklük, bir sonraki büyüklükten parlaklıkta 2.5 kat bir değişikliği temsil eder.

Yıldızların gerçek doğasını anlamak için belki de en yararlı olanı renk ve yüzey sıcaklığına göre tanımlanmasıdır. Yıldızlar, sıcaklıklarının tipik olarak 15 milyon Kelvin derecesine ulaştığı çekirdeğinde, derinlerinde hidrojen füzyonuyla desteklenir. 

Hidrojenin helyuma füzyonu, yıldızların çekirdeğinde muazzam miktarda enerji açığa çıkarır. Enerji, ısı, ışık ve radyasyon gibi çeşitli şekillerde serbest bırakılmadan önce yıldız yüzeyine yavaşça hareket eder. Kendi güneşimizde (ortalama kütlenin yıldızı) tek bir fotonun çekirdekten yüzeye yolculuk yapması bir milyon yıl alıyor.


Yıldızın yüzey sıcaklığı, yıldızın doğal rengini, ısıtılmış herhangi bir gövdenin sıcaklığına bağlı olarak bir renge sahip olduğu şekilde üretir. Yüzeyde salınan enerji miktarı (dolayısıyla yıldızın rengi) sırayla yıldız çekirdeğinin sıcaklığı ve kütlesi ile ilgilidir.

Yıldızları karakterize etmenin ve analiz etmenin modern ve en anlamlı yolu "spektral sınıf" dır. Bugün yıldızlardan O, B, A, F, G, K, M harfleriyle bahsediyoruz. (Bu sırayı hatırlamak için ünlü anımsatıcı, Oh, Ol, Güzel Bir Kız, Öp Beni).

 Bir yıldızın spektral sınıfı, sıcaklığın, büyüklüğün ve yoğunluğun fiziksel özellikleri ile tanımlanır. En sıcak ve en büyük yıldızlar "O" ve "B" sınıfındadır. Bu yıldızlar tipik olarak mavi veya beyazdır. 


Ara sıcaklık ve kütleli yıldızlar A tipi ile G tipi (beyazdan sarıya) ve en soğuk ve en küçük kütleli yıldızlardır K ve M (turuncu ve kırmızı). Her spektral tip ayrıca sıcaklığına bağlı olarak 0 ila 9 alt sınıflarına ayrılır. 

Çok düşük kütleli yıldızların (kahverengi cüceler, vb.) Yakın zamanda keşfedilmesi için iki yeni sınıf (L & T) eklenmiştir. Güneşimiz bir tür GII yıldızıdır ve rengi sarıdır (sıcaklık 5800 K.). 

Yıldızların yüzey sıcaklıkları 40.000 derece (tip O) ila 3.000 derece (tip M) arasında değişebilir. Yıldızların kütlesi, güneşin kütlesinin 100 katından 1 / 8'e kadar değişebilir. 

Bu alt sınırın altında nükleer füzyon gerçekleşemez.

Yıldızlar kompozisyonda değişiklik gösterir. Genellikle yıldızlar, ağırlıklı olarak hidrojen (% 90) ve helyumdan (% 10) yapılır. Dikkat çekici bir şekilde, doğada bulunan tüm elementlerin geri kalanı, yüzde 1 / 10'unu geride bırakır. Yıldızlarda bulunan baskın ağır elementler oksijen, karbon, azot ve demiri içerir.

Yıldızların doğuşu, günümüzde astrofizikte en çok çalışılan konulardan biridir, ancak yalnızca kısmen anlaşılmıştır. Yıldızlar, yıldızlararası uzayların dağınık soğuk moleküler bulutlarında başlamaktadır. 

Çeşitli faktörlerden dolayı, bu bulutlar bazen kendi yerçekimleri nedeniyle çökmeye başlarlar. Çökme ilerledikçe, yerçekimi itici güç haline gelir, çöküşü daha da yükseltir ve bulutu parçalara ayırır. 

Bulut daha da yoğunlaşarak daha da sıcaklaşıyor ve nükleer füzyon için gereken çok büyük sıcaklıklara ulaşılıyor. Böylece bir yıldız doğar. Erken aşamalarda, yıldız yerçekiminden elde edilen enerjiyle parlar. Bu aşamada yıldız ana-öncesi dizilim yıldızı olarak bilinir. 

Nükleer fırın başladığında, yerçekimi çökmesi durur. Bir yıldız ömrünün geri kalanı için, yerçekimi (çöküş) ve nükleer füzyon (genişleme) arasında zayıf bir denge kurulur. Güneşimiz gibi tipik bir yıldız, her saniye 600 milyon ton hidrojen kaynatır. Füzyon işlemi o kadar verimlidir ki, güneşimiz her saniye 4 milyon ton maddeyi enerjiye çevirir.

Hidrojeni helyumla aktif olarak birleştiren yıldızlara (güneşimiz gibi) "ana sekans yıldızları" denir. Özünde yıldızlar, füzyonla enerji üretme yetenekleriyle tanımlanır. Yıldızlar genellikle hayatlarının yaklaşık% 90'ını "ana dizilim" e harcarlar. Ana dizi yıldızları kütleleri, büyüklükleri ve sıcaklıkları arasında doğrudan bir ilişki olduğunu gösterir. 

Yıldızlar hidrojen yakıtlarını tükettikleri zaman, kaçınılmaz yıldız ölümü sürecine başlarlar. Evrimindeki bu noktada “ana dizilim” den ayrılmaya başlarlar. Bir yıldızın ömrü doğrudan kütlesi ile ilgilidir. 

En büyük yıldızlar hızla yakıtlarını kullanırlar ve sadece birkaç milyon yıl yaşayabilirler. Bu, güneşimiz gibi 10 milyar yıldan daha uzun bir ana sekans ömrünün keyfini çıkarabilen düşük kütleli yıldızların aksine.


Güneş benzeri bir yıldız (0.8 ila 10 güneş kütlesi) tükendiğinde, hidrojen çekirdeği tükenir ve ölmeye başlar, yeni bir işlem başlar. Helyum karbonu ve daha sonra oksijeni kaynatır, bu da yıldızı kısa bir süre boyunca koruyacaktır ancak daha fazla çekirdek çökmesi ve yüksek çekirdek sıcaklıkları (100 milyon derece) pahasına ve yüzeyde genişlemeye devam eder. 

Artık yerçekimi tarafından kontrol edilmeyen yıldız şişirilir ve yüzeyi daha serin hale gelir. Bu aşamada "kırmızı" bir dev olarak adlandırılır. Şişirilmiş çap, güneşimizin on katını geçebilir. Yıldız, kütlesine bağlı olarak farklı şekillerde sonlanabilen, daha ileri bir çekirdek çöküşü ve yüzey genişlemesi döngüsüne başlar.