YıLdıZlarıN YaşAmı Ve Sonu

Yıldızlar Nerede Doğmuştur?

Ana Sıra Yıldızları

Güneşimiz gibi, ana sıra yıldızları, çekirdeklerinde hidrojeni yakarak helyuma dönüştüren yıldızlardır Verilen bir kimyasal bileşim ve yıldız yaşı için, birim zamanda yıldız tarafından yayılan toplam enerji, bir yıldızın parlaklığı, sadece onun kütlesine dayanmaktadır Güneş'ten on kat daha ağır yıldızlar Güneşten bin kereden daha parlaktırlar Bununla berebar, Güneş'in düşük parlaklığı ile mahçup olmamalıyız: kütlesi yarısı kadar olan bir yıldızdan on kat daha parlaktır Daha ağır bir ana sıra yıldızı, olduğundan daha parlak ve daha mavidir Örneğin, Orion takımyıldızının alt solunda bulunan Sirius, köpek yıldızı, Güneşten daha ağırdır ve dikkate değer derecede daha mavidir Öte yandan, en yakın komşumuz olan, Alfa Kentaur (Erboğa takımyıldızı), Güneş'ten daha az kütlelidir ve bu yüzden daha kırmızı ve daha az aydınlıktır

Yıldızların çekirdeklerinde sınırlı bir hidrojen tedariki olduğundan, ana sıra yıldızları olarak sınırlı yaşam süreleri vardır Bu yaşam süresi fM/L ile orantılıdır Burada f yıldızın toplam kütlesinin kesridir, M, çekirdekte nükleer yanma için elverişlilik, ve L de yıldızın ana sıra yaşam süresi boyunca ortalama parlaklığıdır Parlaklığın kütleye olan güçlü bağımlılığı sebebiyle, yıldızların yaşam süreleri hassas olarak kütlesine bağlıdır Bu yüzden, Güneşimizin olduğundan daha kütleli olmaması bizim için bir şanstır Çünkü yüksek kütleli yıldızlar çekirdek hidrojen stoklarını hızla tüketmektedirler Bir yıldız çekirdek hidrojen stoğunu tüketince, yıldız daha kırmızı, daha büyük ve daha parlak olur: bir kırmızı dev yıldız olur Bu kütle ve yaşam süresi arasındaki ilişki astronomların evrenin yaşı üzerinde daha düşük bir sınır koymalarını sağlamıştır

Güneş gibi düşük kütleli bir yıldız çekirdeğindeki hidrojen yakıtını tükettikten sonra, artık çekirdeği yerçekimine karşı destekleyecek herhangi bir kaynağı yoktur Yıldızın çekirdeği kütle çekimi altında helyumu karbona yakacak yeterli derecede yüksek bir yoğunluğa ulaşıncaya dek çöker Bu arada, yıldızların dış katmanı genleşir ve yıldız bir kırmızı deve dönüşür Güneş bir kırmızı dev olunca, atmosferi Yerküreyi kaplayacak ve gezegenimiz ateşli bir ölümle tüketilecektir

Güneş çekirdeğindeki helyumu tükettikçe eninde sonunda bir kırmızı süper deve dönüşecektir Bu aşamda, Jüpiter'e kadar uzanan bir dış katmana sahip olacaktır Oluşumunun sadece birkaç on bin yıl süren bu kısa aşamasında, Güneş güçlü bir rüzgarda kütlesini kaybedecektir Sonunda, Güneş zarfındaki tüm kütlesini kaybedecek ve arkasında bir çıkan gaz nebulası içinde bulunan sıcak bir karbon çekirdeği bırakacaktır Bu sıcak çekirdekten çıkan radyasyon, aynen diğer yıldızların artıklarının etrafında görülen nebulalar gibi, çarpıcı bir "gezegensel nebula" üreterek nebulayı iyonlaştıracaktır Karbon çekirdeği sonunda soğuyacak ve bir zamanlar parlak bir yıldızın yoğun donuk kalıntısı olan bir beyaz cüce olacaktır

Kütleli (Ağır) Bir Yıldızın Ölümü

Nebula

Kütleli yıldızlar daha parlak yanarlar ve çoğundan daha dramatik bir şekilde yok olurlar Güneşten on kat daha kütleli bir yıldız çekirdeğindeki helyumu tükettiğinde, nükleer yanma devresi devam eder Karbon çekirdeği daha da sıkışır ve karbonu oksijene, neona, silikona, sülfüre ve son olarak da demire çevirecek kadar yüksek sıcaklığa ulaşır Demir nükleer maddenin en kararlı (sağlam) şeklidir ve onu daha ağır bir elemente yakarak elde edilebilecek hiçbir enerji yoktur Yerçekimin dengeleyecek herhangi bir ısı kaynağı olmaksızın, demir çekirdeği nükleer yoğunluklara ulaşıncaya dek çöker Bu yüksek yoğunluktaki çekirdek kesin maddenin çekirdekten sıçramasına sebep olan daha ileri bir çökmeye direnir Bu ani (enerjik nötrinoların çekirdekten açığa çıkmasını içeren) çekirdek sıçraması bir süpernova patlaması ortaya çıkarır Bir parlak ay boyunca, tek bir yıldız bir milyar yıldızlık tüm bir galaksiden daha parlak yanar Süpernova patlamaları yıldızlar arası boşluğa karbon, oksijen, silikon ve demire kadar daha ağır elementleri enjekte ederler Bunlar aynı zamanda demirden daha ağır maddelerin ortaya çıktıkları bölgedir Gazla zenginleştirilmiş bu ağır element yıldızların ve gezegenlerin gelecek nesillerini de kapsamaktadır Kütleli yıldızların ateşli ölümü , süpernova olmaksızın, yaşamı mümkün kılan karbon, oksijen ve diğer elementler hiç olmayacaktı

Sıcak nötron çekirdeğinin kaderi ön üretici yıldızın kütlesine bağlıdır Eğer önceki kütle Güneşin kütlesinin on katı civarında ise, nötron yıldız çekirdeği bir nötron yıldızı oluşturacak kadar soğuyacaktır Nötron yıldızları potansiyel olarak radyo emisyonlarının güçlü işaret ışıkları olan "pulsarlar" (atarcalar) olarak tespit edilebilirler Eğer önceki yıldızın kütlesi daha büyük ise, o zaman bileşke çekirdek nükleer güçlerin bile kütle çekim gücüne direnemeyeceği kadar ağır olur ve çekirdek bir kara delik oluşturmak için çöker

Kaynak:Bilimnet

gerçektende ben astronomi konusuna ilgiliyimdir cok enterasan şekilde hiç yoktan var olmuş dünyamız bi 10 üzeri -31 saniye gibi kısacık cok kısacık bir zamanda dünyada o zamandan daha kısa bir zaman dilimi mecvut deildir bir tek atom halinde big bang teorisidir bu biliyorsunuz oda carbon atomuymuş ondan sonra evrenin genişleme teorisi var evrenimiz genişliyor biliyorsunuz o atom genişleye genişleye bu gunku ucsuz bucaksız evrenimizi olurştur (yaradana şükürler olsun) bu süre yanılmıyorsam 15 milyar yıldır bi zaman gelicekmiş ve sonrada evren kapanmaya başlıyacakmış o sürede kıyamet olsa gerek daha cok ilginç olaylar var benim cok ilgimi çeker evren kainat olayları