Stellar evrim, bir yıldızın zaman içinde değişme prosesidir.
Yıldızın kütlesine bağlı olarak, ömrü en masif için birkaç milyon yıldan en az
masif için trilyonlarca yıla kadar değişebilir, bu da evrenin yaşından önemli
derecede daha uzundur. Tüm yıldızlar, genellikle nebula (bulutsular) veya
moleküler bulutlar olarak adlandırılan çökelmiş gaz ve toz bulutlarından
oluşur. Milyonlarca yıl boyunca bu protostarlar bir dengeye ulaşır ve ana-dizi yıldız
olarak bilinen hale gelir.
Nükleer füzyon, bir yıldıza varolabilmesi için gerekli gücü
verir. Başlangıçta enerji, ana-dizi yıldızının çekirdeğindeki hidrojen
atomlarının füzyonu (erime) ile üretilir. Daha sonra, çekirdekteki atomların çoğunluğu
helyuma dönüşürken, Güneş gibi yıldızlar, çekirdeği çevreleyen küresel bir
kabuk boyunca hidrojeni eritmeye başlar. Bu proses, yıldızın yavaş yavaş
büyümesine ve altdev durumdan geçerek kırmızı dev fazına ulaşmasını sağlar.
Güneş'in en az yarısı kadar kütleye sahip yıldızlar,
çekirdeğinde helyum füzyonu yoluyla enerji üretmeye başlayabilirken, daha büyük
kütleli yıldızlar bir dizi eşmerkezli kabuk boyunca daha ağır elementleri
birleştirebilir. Güneş gibi bir yıldız nükleer yakıtını tükettiğinde, çekirdeği
yoğun bir beyaz cüceye dönüşür ve dış katmanları bir gezegenimsi nebula
(bulutsu) olarak dışarı atılır.
Güneş'in yaklaşık on katı veya daha fazla kütlesine sahip
yıldızlar, hareketsiz demir çekirdeklerinin son derece yoğun bir nötron yıldızı
veya kara delikte çökmesiyle bir süpernovada patlayabilir. Evren, en küçük kırmızı
cücelerden herhangi birinin varoluşlarının sonuna ulaşması için yeterince yaşlı
olmasa da, stellar modeller, hidrojen yakıtı bitmeden ve düşük kütleli beyaz
cüceler haline gelmeden önce yavaş yavaş daha parlak ve daha sıcak olacaklarını
öne sürüyor.
https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_evolution
23 Aralık 2020
GERİ
(yıldız)
GERİ (yıldızlar)
GERİ (astronomik obje)
GERİ (basit bedenler)
GERİ
(kara delikler)
