Yıldızlar (stars)

Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, yoğun ve karanlık uzayda ışık saçan, gökyüzünde nokta olarak görünen bir plazma küresidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar, gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır. Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın kaynağı da olan Güneş'tir.

Önyıldız oluşumu, Anakol, Ana dizi ötesi (büyük yıldızlar, çöküş)
Yaş, Kimyasal bileşim, Çap, Devinim, Kütle, Dönme, Sıcaklık
Parlaklık, Kadir sınıfı

Gün ışığı dâhil olmak üzere Dünya’daki enerjinin çoğunun kaynağı Güneş'tir. Diğer yıldızlar, yeryüzünden bakıldığında Güneş’in ışığı altında kalmadıkları zaman, yani geceleri gökyüzünde görünür. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen füzyon (çekirdek kaynaşması) tepkimelerinde açığa çıkan enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra uzaya ışın (radyasyon) olarak yayılmasıdır.

Gökbilimciler bir yıldızın tayfını, parlaklığını ve uzaydaki hareketini gözlemleyerek kütlesini, yaşını, kimyasal bileşimini ve bunun gibi birçok özelliğini belirleyebilir. Yıldızların güncel yaşını ve gelişim sürecindeki aşamasını belirlemek için Hertzsprung-Russell (1873-1967) adıyla anılan H-R diyagramı kullanılır.

Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı) yıldızları özellikleriyle (ışın gücü, etkin sıcaklıklar, parlaklık, vs.) tanımlayan bir çizelgedir. 1910 yılı civarında Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından geliştirilmiş olup yıldızların evrimini anlama çalışmalarında önemli bir rol oynamıştır. Yıldızın çizelgedeki konumunun değişimine bakılarak yıldızın evrimi izlenebilmektedir.
Güneş gibi yıldızlar yaklaşık 10 milyar yıllık bir tahmini ömre sahiptir. Güneş, "Beyaz Cüce" veya "Kırmızı Dev" yıldızına kıyasla "Ana Dizi" yıldızı olarak adlandırılır.


Hertzsprung-Russell diyagramı; bazı yıldızların Günes’e göre göreceli boyutları ve yerleşimleri

Yıldız gelişiminin ilk halkası hidrojen, bir miktar helyum ve çok az miktarda daha ağır ögelerden oluşan ve içe doğru çökmeye başlayan bir madde bulutudur. Yıldız çekirdeği yeteri kadar yoğunlaştıktan sonra içindeki hidrojenin bir kısmı sürekli olarak çekirdek füzyon helyuma döner. Yıldızın geri kalan kısmı, açığa çıkan enerjiyi, ışın ve konveksiyonla çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve enerji, yıldız yüzeyinde bir yıldız rüzgârı yaratarak dış uzaya doğru ışın yoluyla yayılır.

Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, yıldız genişleyerek, daha ağır olan ögeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşır ve kırmızı dev hâline gelir. Takiben, maddenin bir kısmı yıldızlar arası ortama salınarak, ağır ögelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli yaratacak şekle dönüşür.

Füzyon (nükleer füzyon, nükleer kaynaşma), iki hafif elementin nükleer reaksiyonlar sonucu birleşerek daha ağır bir element oluşturmasıdır. Çekirdek tepkimesi olarak da bilinen bu tepkimenin sonucunda çok büyük miktarda enerji açığa çıkar.

Füzyon tepkimeleri Güneş'te her an doğal olarak gerçekleşmektedir. Güneş'ten gelen ısı ve ışık, hidrojen çekirdeklerinin birleşerek helyuma dönüşmesi ve bu dönüşüm sırasında kütle kaybı karşılığı enerjinin ortaya çıkmasıyla meydana gelir. Kütle kaybının karşılığı enerjinin büyüklüğü Einstein'in E = mc² formülüyle hesaplanabilir.

İlk yapay füzyon reaksiyonu 1932'de Mark Oliphant tarafından gerçekleştirilmiştir.


(a) Döteryumun trityum ile füzyonu (helyum-4 oluşması), (b) Füzyon reaksiyon hızının sıcaklıkla değişimi


https://calgary.rasc.ca/nightskychanges.htm
https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion
https://en.wikipedia.org/wiki/Star#Formation_and_evolution
https://tr.wikipedia.org/wiki/Y%C4%B1ld%C4%B1z


17 Eylül 2019


GERİ (astronomik obje)
GERİ (astronomik cisim)