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
