Yıldızların Oluşumu

Yıldızların Oluşumu

Yıldızlar çok yoğun ve görünür ışımayı geçirmeyen yıldızlararası gaz ve toz bulutlarının ortasında doğar Gökadamızda her yıl, Güneş kütlesinin yaklaşık üç katıyla on katı arasında değişen bir gaz kütlesi yıldıza dönüşür Yıldızların meydana geldiği bu dev gaz ve toz bulutlarına moleküler bulutlar adı verilmektedir Moleküler bulut terimi burada moleküllerin oluşması nedeniyle kullanılmaktadır
Moleküler bulut tek bir yıldız oluşturacak biçimde çökmez (büzülmez) Bulut birkaç yoğunlaşmış bölgeye parçalanır Bu yoğunlaşmış parçalar daha sonra yıldızların oluşması için çökmeye devam ederler Bir buluttan 10 ile 1000 arasında yıldız oluşabilir
Moleküler bulutun bir parçası kritik bir kütleye ulaşırsa bu parça büzülmeye devam ederek bir yıldız oluşturabilir Fakat moleküler bulutun bu kritik kütleye ulaşması o kadar kolay olmamaktadır Kuramsal alanda, ortaya çıkan büyük güçlük, onlarca ışık yılı boyutlarında son derece seyreltik yıldızlararası gazın nasıl bu ölçüde yoğunlaştığı ve yüz binlerce kilometreyle ölçülen yıldızları oluşturduğu noktasında düğümlenir
Yıldız oluşumunda aşağıdaki süreçler gerçekleşebilmektedir


1 Yığılma:
Küçük gaz ve toz bulutlarından büyük bulutlar oluşur Bulutlar birbirleri ile birleşerek büyürler Yıldızlararası ortamın yoğunluğunun çok düşük olması nedeniyle bu işlem çok yavaş gelişir


2 Çekimsel Çökme ve ışınım basıncı:


3 Süpernova patlaması sonucu ile ortaya çıkan dalgaların etkisi ile bulutun sıkıştırılması:
Çekimsel güç bulutun büzülmesini sağlar İç ısınma basıncın oluşmasına neden olur Bulut büzülme ile parçalara ayrılır Potansiyel enerji, kinetik enerjiye dönüşür Gaz parçacıkları hızlanır ve çarpışırlar Sıcaklık artar Bu durum basıncın artmasına neden olur Çökme yavaşlar veya durur Enerji yayılmaya başlar

Açısal momentum = kütle x dolanma hızı x yarıçap olduğundan ve de açısal momentum kapalı bir sistem için sabit olduğundan (açısal momentumun korunumu), bulutun bu parçası çekim nedeniyle büzülürken daha hızlı dönmeye başlar Bulut parçası, merkezi bir çekirdeği saran, bir disk maddesi şeklinde çöker Sürtünmeyle yavaşlayan madde, sarmallar meydana getirerek merkezi şişkinliğe doğru akar ve merkezin kütlesi yavaş yavaş artar Yıldızın doğmasını sağlayacak oluşum bu merkezi yoğunlaşmadır Bu arada disk, çevresindeki maddeyi çekmeyi sürdürür Ayrıca yıldızlar arası manyetik alanın, bu diskin oluşum ve evriminde önemli bir rol oynadığı sanılmaktadır
Merkezi çekirdek etrafında bulunan disk parçalanmaya devam ederek halkalı yapılar meydana getirir Bu halkalarda bulunan parçacıklar birbirleri üzerine düşerek gezegenlerin oluşumuna neden olurlar
Merkezi çekirdeğe ön yıldız adı verilir Yüzey sıcaklığı 300 °K kadardır Çekimsel büzülme devam eder Çökme, çekim tarafından kontrol edilen serbest düşme ile başlar Merkezi çökme çok daha hızlı gerçekleşir Merkezi çekirdek böylece bir ön yıldız haline gelir Çekirdek, çevresinde bulunan zarftan, madde almaya devam eder Bu büzülme merkezi çekirdeği ısıtır Çekirdeğin, çökerken sıcaklığın artması nedeniyle, kırmızı ötesi bölgede ışınım yayılması başlar

Ön Yıldız Diyagramı

Çökmeye devam eden ön yıldız merkezi çekirdeğin sıcaklığını milyonlarca dereceye kadar çıkarır Füzyon reaksiyonları başlar Yeni bir yıldız doğar Yıldızın çökmesini engelleyen nedenler vardır
Bu nedenler,
* Çökme ısıtılan gazın basıncı ve ışınımı nedeniyle çekimsel etkiyi dengeleyerek durdurulur


* Basınç dışarıya doğru etkiyen güç iken, çekimsel güç yıldızın içeriye itilmesine neden olur


* Her iki kuvvet arasında bir dengeye ulaşılır

Paylaşım İçin Teşekkürler