SlideShare a Scribd company logo
1 of 40
YILDIZ
OLUŞUMU
• Galaksimiz Samanyolu’nda kabaca her yıl 1 veya 2 yıldız
oluşuyor. Küçük bir rakam olarak görülse de, yılda 1
yıldızın oluşması gökbilim ölçeklerindeki zaman dilimleri
göz önüne alındığında çok hızlıdır.
• İnsanlık, yıldızların gizemini, teknolojideki ve fizikteki
gelişmelerin neticesinde ancak 19. Yüzyıl sonlarında
çözmeyi başarmıştır.
• Yıldızların en temel özelliği, Evren’e enerji yayıyor
olmalarıdır. Hemen tüm yıldızların içeriğinin neredeyse
%98 i, Evren’in Büyük Patlama ile doğumu sırasında
oluşmuş iki element olan Hidrojen ve Helyum dan ibarettir.
• Bunların haricindeki diğer elementler ise, yıldızların
yaşamları sırasında kendi çekirdekleri içerisindeki nükleer
tepkimeler sonucu oluşup, yıldızların ölümleri neticesinde
uzaya saçılmış daha ağır elementlerdir.
• Günümüzde, yapılan detaylı incelemeler sonucunda artık
yıldızların nasıl doğup nasıl öldüklerini, ne şekilde bir
yaşam sürdüklerini ve bu yaşam süreçleri içerisinde ne tür
aşamalar kaydettiklerini tespit edebiliyoruz.
YENGEÇ SÜPERNOVASI
• Samanyolu’na ışık kirliliğinden uzak karanlık bir yerden
çıplak gözle bakıldığında ya da fotoğraf çekildiğinde parlak
bulutlar ve karanlık bölgeler görülür.
• Parlak bulutlar ayrıştırılamayan uzak yıldızların birlikte
görünümüdür.
• Karanlık bölgeler aslında boş değil, yıldızlararası madde
arkadaki yıldızların optik ışığını engellediği için karanlık
görülmektedir.
• Bu parlak ve karanlık bölgelerde, binlerce hatta milyonlarca
Güneş kütlesine denk kütle içeren soğuk molekül bulutları
vardır.
• Yıldızların oluşum yerleri bu molekül bulutları, hammaddesi
ise bu molekül bulutlarındaki gaz ve tozdur.
• Detaylara girmeden önce uzay boşluğunda yıldız
oluşumuna katkısı olabilecek materyalleri inceleyelim.
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Oldukça soğuk 10 Kelvin (-263 santigrat) olan bu gaz ve toz
bulutu küreleri aynı zamanda oldukça yoğun koyu renkli,
neredeyse arkasından ışık alamadığımız kürelerdir.
• Boyutları diğer gaz ve toz bulutu öbekleriyle karşılaştırıldığında
oldukça küçük, kütleleri de ortalama 20 Güneş kütlesi kadardır.
BART DAMLACIĞI
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Bu küreleri önemli kılan özellik, aslında birer yıldız oluşum
bölgesi olmalarıdır.
• Yıldız oluşumu esnasında zaten ortada kuvvetli bir ışık kaynağı
yoktur, üstüne bu bulutların oluşturduğu yoğun gaz ortamı
gelince, gözlem iyice zorlaşır.
• Fakat infrared dalga boyunda yapılan gözlemler bu kürelerin
içerisinde yıldız oluşum bölgeleri olduğunu doğruluyor.
BART DAMLACIĞI
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Uzayda yer alan gaz kümelerinin yoğunlaşıp yıldız
oluşturabilecek öbekler haline gelebilmesi için oldukça soğuk
olmaları gerekir.
• Çünkü, sıcak gaz kütleleri, moleküllerin yüksek enerjisi
nedeniyle hareketlidir ve bir araya gelip yoğunlaşmaları
oldukça güçtür.
BART DAMLACIĞI
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Ancak, gazın bu derece soğuk olduğu nebula bölgelerinde gaz
ve toz molekülleri kendi kütle çekimleri altında birleşip
yoğunlaşarak Bart Küreleri oluşturma eğilimi gösterirler.
• Orion nebulası buna örnektir. Dışardan bakıldığında bu
bölgeler uzayda siyah bir leke olarak görülseler de, içerisinde
yoğun bir yıldız oluşumu vardır.
BART DAMLACIĞI
BART DAMLACIKLARI
Free PowerPoint Templates
HI bölgeleri nötr H ve H2 gazlarından (hidrojen gazı)
oluşmaktadır.
Bu bulutsular 10-100 atom/cm3 atom konsantrasyonuna
sahiplerdir ve sıcaklıkları 50 ila 100 Kelvin (-223/-173
santigrat derece) arasında değişebilir. Kütleleri 1 ila 100
Güneş kütlesi arasında değişebilir.
HI Bölgeleri
Free PowerPoint Templates
Fakat bu durum her kendi içine çöken bulutsudan yıldız
oluşacağı anlamına da gelmiyor.
Bir bulutsudan yıldız oluşabilmesi için o bulutsunun yaklaşık
olarak en az bizim yıldızımız Güneş’in % 8,5 i yada daha
fazla miktardaki kütlesi yıldız oluşumu için kullanılmalıdır.
HI Bölgeleri
ORION BULUTSUSU
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Yıldızlar, yıldızlar arası gaz ve tozdan oluşur. Bir bulutun çökerek
yıldız oluşturması milyonlarca yıl sürer. Merkezinde çekirdek
tepkimesi başladığında yıldız haline gelmiş olur.
• Bu evre yıldızın en uzun ve kararlı evresidir. Yıldızlar merkezlerinde
artık çekirdek tepkimesi yapamaz hale geldiklerinde ölmüş olur.
• Bir yıldızın evriminin nasıl sonlanacağı başlangıç (ilk yıldız olduğu
andaki) kütlesine bağlıdır. Bir yıldız, evrimini ya beyaz cüce, ya
nötron yıldızı ya da bir kara delik olarak tamamlar.
YILDIZLARIN OLUŞUM EVRELERİ
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Evrenin her yerinde olduğu gibi bulutlarda da en bol element
hidrojendir.
• Bulutun sıcaklığı neredeyse mutlak sıfır (-273 santigrat derece)
civarındadır. Böylesine seyrek ve soğuk ortamda parçacıkların
hızları da çok küçüktür ve bulut içerisindeki parçacıklar
aralarında hemen hemen hiç çarpışmaz.
1. EVRE
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Gök ada dönerken sarmal kollar, yıldızlar arası bulutları sıkıştıran
şok dalgaları oluşturur. Yakındaki bir gök adanın kütle çekim
etkisi ya da yine yakındaki bir süpernova patlaması da benzer bir
şok dalga oluşturabilir.
• Bulutların böylesi bir şok dalgası ile tetiklenerek büzülmeye
başlaması yeni yıldızların doğum sürecini de başlatmış olur.
Bulut büzülerek çökmeye devam ederken yoğunluğu ve sıcaklığı
giderek artar.
• Bulut çökerken bir yandan da bulut içerisinde yoğun
kümelenmeler başlar
1. EVRE
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Bu aşamada parçaların her birinin sıcaklığı yaklaşık 10 K (-263
santigrat derece )’dir.
• Bulut ilerleyen süreçte bu kümelenmeler etrafında parçalanır.
Bu parçaların her biri çökmesini sürdürür ve sonunda yeni bir
yıldıza dönüşür
2. EVRE
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Bulut içerisinde yıldızlar oluştukça onların ışınımları ile bulut
içerisindeki gazlar iyonlaşır ve böylece HI bölgesi ortaya çıkar.
• Ana bulutun parçalanmasıyla ortaya çıkan küçük bulut parçaları
kendi çekim kuvvetleri altında çökerek büzülmeye devam eder.
• Merkezi kısımların yoğunluğu ve sıcaklığı yavaş yavaş artar.
Yoğunluğun yeterince yükselmesinden sonra iç kısımlar artık
ışık geçirmez hale gelir.
• Bu sırada merkezi kısımlarda sıcaklık 100 K (-173 santigrat
derece) değerine yükselmiştir. Bulut parçasının yüzey
bölgelerinin sıcaklığı yine 10 K’dir.
3. EVRE
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Işığı geçirmez hale gelen iç kısımlar giderek ısınır ve
merkezdeki sıcaklık 10 000 K’e ulaşır ve yüzeyinde kara cisim
ışıması yapan bir katman (fotosfer) gelişir.
• Protostar (bir yıldızın yıldız öncesi hali) çökmeye devam
ettiğinden dolayı hem merkezi bölgelerinde hem de yüzeyinde
sıcaklığı artarken ışıtması zamanla azalır.
• Protostarın ışınımının kaynağı büzülme ile potansiyel enerjisinin
ışınım enerjisine dönüşmesidir. Henüz çekirdek tepkimeleri
başlamamıştır.
3. EVRE
YENİ OLUŞAN YILDIZ
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Protostarın merkezindeki sıcaklık 10 milyon K’e ulaştığında
çekirdek tepkimeleri başlar (hidrojen yanma evresi). Artık yeni
bir yıldız doğmuştur.
• Merkezde üretilen enerjinin yüzeye doğru uyguladığı ışınım
basıncı ile yıldızın çökmesi yavaşlar ve bir süre sonra durur. Bu
anda dışa doğru olan ışınım kuvveti ile içeriye doğru olan çekim
kuvvetleri birbirlerini dengelemiş olur.
• Bu denge haline hidrostatik denge adı verilir. Merkezinde
hidrojen yakan yıldızlara “anakol yıldızı” denir.
ANAKOL EVRESİ
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Güneş de halen bir anakol yıldızıdır. Bir yıldızın anakol
evresinin süresi kütlesi ile yakından ilgilidir.
• Güneş ve Güneş ile aynı kütleye sahip olan yıldızların (Güneş
benzeri yıldızlar) anakol evresi yaklaşık 10 milyar yıl sürer.
• Yıldızın kütlesi ne kadar büyük ise anakolun ömrü de o kadar
kısadır. Çünkü, büyük kütleli bir yıldızın merkezi bölgesinde
basınç ve yoğunluk çok yüksektir ve bu durum çekirdek
tepkimelerini hızlandırarak merkezdeki hidrojenin hızla
yakılarak tükenmesine neden olur.
• Yıldızlar, merkezlerindeki hidrojeni tamamen yakıp tüketinceye
kadar anakol evresinde kalır.
ANAKOL EVRESİ
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Kimyasal yapıları yaklaşık aynı olan bir yıldızın iç yapısını,
büyüklüğün, sıcaklığını, ışınım gücünü, evrimini, ömrünü yalnız
kütlesi belirler.
• Oluşan yıldızlar kütlelerine göre üç gruba ayırabiliriz:
I. Küçük kütleli yıldızlar: kütleleri 0.08-0.8 Güneş kütlesi kadar
II.Orta kütleli yıldızlar: kütleleri 0.8-8 Güneş kütlesi kadar
III.Büyük kütleli yıldızlar: kütleleri 8 Güneş kütlesinden büyük
KÜTLELERİNE GÖRE YILDIZLAR
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Küçük yıldızlar çok uzun yaşarlar, 10 milyardan 100 milyara kadar
ömürleri olabilir.
• Az kütleye sahip yıldızların tek enerji kaynakları hidrojen füzyonudur.
Hidrojeni yavaş yavaş helyuma çevirirler ve çekirdeklerinde helyum
birikmeye başlar.
KÜÇÜK YILDIZLAR
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Fakat çekirdeği bu helyumu füzyona sokacak ısıya ulaşamadığından
hidrojeni bittiğinde bütün enerjisi de bitmiş olur.
• 0,8 Güneş kütlesinden küçük yıldızlar bu sınıfa girer ve kırmızı cüce
olarak adlandırılırlar, öldüklerinde ve ışık saçması bittiğinde kara cüce
adını alırlar fakat bunun için geçmesi gereken süre evrenin yaşından
(13.6 milyar yıl) daha fazla olduğu için evrende hiç siyah cüce olmadığı
düşünülüyor.
KÜÇÜK YILDIZLAR
TEMSİLİ SİYAH CÜCE
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Orta yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 8 Güneş kütlesi arasında
kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve sarı cüce olarak anılırlar.
• Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise
beyaz cüce olarak ölürler.
• Kızıl dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder.
Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak
çekirdek açığa çıkar.
• Bu sıcak çekirdeğin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur.
Buna gezegenimsi bulutsu denir.
ORTA YILDIZLAR
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Sıcak çekirdek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Çekirdeğin
etrafındaki bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla
yıldızlararası ortama karışır.
• Çekirdek ise etrafa ışık vermeye devam eder. Etrafa ışık saçan
bu çekirdeğe beyaz cüce denir.
• Beyaz cüce olarak son zamanlarını yaşayan yıldızın zamanla
enerjisi tamamen tükenir ve artık etrafına ışık veremez hale
gelir. Yıldızın bu son safhasına siyah cüce denir.
ORTA YILDIZLAR
BEYAZ CÜCE
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Büyük yıldızlar yakıtlarını çok daha fazla tükettikleri için daha
sıcaktırlar ve bundan dolayı mavi rengindedirler.
• Orta büyüklükteki yıldızlarla başlangıçta aynı süreçten geçerler,
fakat sonları farklıdır.
• Orta yıldızların aksine karbon füzyonu başlatabilirler. Bu süreç
demire gelene kadar devam eder, demire geldiği anda demir
füzyonu yıldızın bütün enerjisini emmeye başlar ve yıldızı dışarı
doğru iterek dengede tutan bir kuvvet olmadığı için yıldız hızla
çökmeye başlar.
BÜYÜK YILDIZLAR
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Bu çöküş beyaz cüce oluşumundaki çöküşten farklıdır
çünkü Chandrasekhar limitini aşar. Bunun anlamı, elektron
basıncının kütle basıncını dengeleyememesidir.
• Kütle basıncı protonun etrafındaki elektrona dahi basınç uygular
ve onu protonun içine doğru iter. Sonunda nötron oluşmuş olur
ve proton ile elektronun birleştiği nükleosentez tepkimesinden
dolayı çok büyük enerji açığa çıkar ve süpernova patlamasını
oluşturur. Geriye ise nötron yıldızı kalır.
BÜYÜK YILDIZLAR
NÖTRON YILDIZI
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
• Eğer yıldız çok daha fazla kütleye sahipse nötron dejenere
basıncı bile kütleyi dengeleyemez. Nötronlar bile birbirinin içine
çökmeye başlar ve sıfır hacime kadar çökerler. Böylece kara
delikler oluşur.
• Tek bir noktada yıldızın kütlesine sahiptir. Işığın dahi
kurtulamadığı çevresine olay ufku denir.
BÜYÜK YILDIZLAR
KARA DELİK
Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates
DİNLEDİĞİNİZ İÇİN TEŞEKKÜRLER

More Related Content

What's hot

Black hole presentation
Black hole presentationBlack hole presentation
Black hole presentationGareth Jenkins
 
Cosmic Ray Presentation
Cosmic Ray PresentationCosmic Ray Presentation
Cosmic Ray Presentationguest3aa2df
 
The Boltzmann Equation in Cosmology
The Boltzmann Equation in CosmologyThe Boltzmann Equation in Cosmology
The Boltzmann Equation in CosmologyJia-Long Yeh
 
Интересни факти за светлината
Интересни факти за светлинатаИнтересни факти за светлината
Интересни факти за светлинатаpetrova72
 
Il sistema solare e le costellazioni per la V elementare
Il sistema solare e le costellazioni per la V elementareIl sistema solare e le costellazioni per la V elementare
Il sistema solare e le costellazioni per la V elementareSara Ciet
 
Planet Mercury Astronomy Unit Lesson PowerPoint
Planet Mercury Astronomy Unit Lesson PowerPointPlanet Mercury Astronomy Unit Lesson PowerPoint
Planet Mercury Astronomy Unit Lesson PowerPointwww.sciencepowerpoint.com
 
Astrophysics lecture
Astrophysics lectureAstrophysics lecture
Astrophysics lectureAhmed Haider
 
IB Astrophysics - intro to the universe - Flippingphysics by nothingnerdy
IB Astrophysics -  intro to the universe - Flippingphysics by nothingnerdyIB Astrophysics -  intro to the universe - Flippingphysics by nothingnerdy
IB Astrophysics - intro to the universe - Flippingphysics by nothingnerdyNothingnerdy
 
Exploring the universe
Exploring the universeExploring the universe
Exploring the universelovelady1478
 
Dark matter and dark energy
Dark matter and dark energyDark matter and dark energy
Dark matter and dark energyblkninja
 
Black Holes [Krunal Saija]
Black Holes  [Krunal Saija]Black Holes  [Krunal Saija]
Black Holes [Krunal Saija]Krunal Saija
 
FROM BIG BANG TO THE PRESENT TIME
FROM BIG BANG TO THE PRESENT TIMEFROM BIG BANG TO THE PRESENT TIME
FROM BIG BANG TO THE PRESENT TIMENepal Flying Labs
 

What's hot (20)

Black hole presentation
Black hole presentationBlack hole presentation
Black hole presentation
 
Cosmic Ray Presentation
Cosmic Ray PresentationCosmic Ray Presentation
Cosmic Ray Presentation
 
The Boltzmann Equation in Cosmology
The Boltzmann Equation in CosmologyThe Boltzmann Equation in Cosmology
The Boltzmann Equation in Cosmology
 
Jovian Planets (2010)
Jovian Planets (2010)Jovian Planets (2010)
Jovian Planets (2010)
 
Интересни факти за светлината
Интересни факти за светлинатаИнтересни факти за светлината
Интересни факти за светлината
 
Il sistema solare e le costellazioni per la V elementare
Il sistema solare e le costellazioni per la V elementareIl sistema solare e le costellazioni per la V elementare
Il sistema solare e le costellazioni per la V elementare
 
Exoplanets
ExoplanetsExoplanets
Exoplanets
 
Prezentacja Gwiazdy
Prezentacja GwiazdyPrezentacja Gwiazdy
Prezentacja Gwiazdy
 
Planet Mercury Astronomy Unit Lesson PowerPoint
Planet Mercury Astronomy Unit Lesson PowerPointPlanet Mercury Astronomy Unit Lesson PowerPoint
Planet Mercury Astronomy Unit Lesson PowerPoint
 
Astrophysics lecture
Astrophysics lectureAstrophysics lecture
Astrophysics lecture
 
Układ słoneczny
Układ słonecznyUkład słoneczny
Układ słoneczny
 
Neutrinos
NeutrinosNeutrinos
Neutrinos
 
IB Astrophysics - intro to the universe - Flippingphysics by nothingnerdy
IB Astrophysics -  intro to the universe - Flippingphysics by nothingnerdyIB Astrophysics -  intro to the universe - Flippingphysics by nothingnerdy
IB Astrophysics - intro to the universe - Flippingphysics by nothingnerdy
 
Astronomia 2008
Astronomia 2008Astronomia 2008
Astronomia 2008
 
Exploring the universe
Exploring the universeExploring the universe
Exploring the universe
 
Dark matter and dark energy
Dark matter and dark energyDark matter and dark energy
Dark matter and dark energy
 
Black Holes [Krunal Saija]
Black Holes  [Krunal Saija]Black Holes  [Krunal Saija]
Black Holes [Krunal Saija]
 
via lactea
via lacteavia lactea
via lactea
 
Dark matter
Dark matterDark matter
Dark matter
 
FROM BIG BANG TO THE PRESENT TIME
FROM BIG BANG TO THE PRESENT TIMEFROM BIG BANG TO THE PRESENT TIME
FROM BIG BANG TO THE PRESENT TIME
 

Similar to Yildiz olusumu

Dünya mı yok olucak yoksa İnsanoğlu mu?
Dünya mı yok olucak yoksa İnsanoğlu mu?Dünya mı yok olucak yoksa İnsanoğlu mu?
Dünya mı yok olucak yoksa İnsanoğlu mu?Dr.Zeynep Elif Yildizel
 
Güneş sistemi ve ötesi
Güneş sistemi ve ötesiGüneş sistemi ve ötesi
Güneş sistemi ve ötesiAsliDemirkaya
 
Dünya'mız, Ay ve Yaşam Kaynağımız Güneş
Dünya'mız, Ay ve Yaşam Kaynağımız GüneşDünya'mız, Ay ve Yaşam Kaynağımız Güneş
Dünya'mız, Ay ve Yaşam Kaynağımız Güneşdilaybulut
 
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira.pptx
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira.pptxDoğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira.pptx
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira.pptxShaira Matniyazova
 
Günes sıstemiiii
Günes sıstemiiiiGünes sıstemiiii
Günes sıstemiiiisnury
 
Astronomi sefa
Astronomi sefaAstronomi sefa
Astronomi sefabilgic13
 
Güneş si̇stemi̇ ve ötesi̇
Güneş si̇stemi̇ ve ötesi̇Güneş si̇stemi̇ ve ötesi̇
Güneş si̇stemi̇ ve ötesi̇tuğba hasar
 
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shairaDoğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shairaShaira Matniyazova
 
Doğal süreçler yer kabuğu
Doğal süreçler yer kabuğuDoğal süreçler yer kabuğu
Doğal süreçler yer kabuğuKübra Eminoğlu
 
Doğal süreçler yer kabuğuvvh
Doğal süreçler yer kabuğuvvhDoğal süreçler yer kabuğuvvh
Doğal süreçler yer kabuğuvvhKübra Eminoğlu
 
Güneş sistemi iç gezegenler
Güneş sistemi iç gezegenlerGüneş sistemi iç gezegenler
Güneş sistemi iç gezegenlerbilgic13
 
Güneş Sistemi ve Ötesi
Güneş Sistemi ve ÖtesiGüneş Sistemi ve Ötesi
Güneş Sistemi ve ÖtesiDilek Özbek
 
büyük patlama teorisi
büyük patlama teorisibüyük patlama teorisi
büyük patlama teorisiHüseyin Tamer
 
Uzayın bilinmeyen yüzü
Uzayın bilinmeyen yüzüUzayın bilinmeyen yüzü
Uzayın bilinmeyen yüzütekinmetin
 
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdfbykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdfAlisefaYavlak
 
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdfbykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdfAlisefaYavlak
 

Similar to Yildiz olusumu (20)

Dünya mı yok olucak yoksa İnsanoğlu mu?
Dünya mı yok olucak yoksa İnsanoğlu mu?Dünya mı yok olucak yoksa İnsanoğlu mu?
Dünya mı yok olucak yoksa İnsanoğlu mu?
 
Güneş sistemi ve ötesi
Güneş sistemi ve ötesiGüneş sistemi ve ötesi
Güneş sistemi ve ötesi
 
Güneş (The Sun)
Güneş (The Sun)Güneş (The Sun)
Güneş (The Sun)
 
Dünya'mız, Ay ve Yaşam Kaynağımız Güneş
Dünya'mız, Ay ve Yaşam Kaynağımız GüneşDünya'mız, Ay ve Yaşam Kaynağımız Güneş
Dünya'mız, Ay ve Yaşam Kaynağımız Güneş
 
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira.pptx
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira.pptxDoğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira.pptx
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira.pptx
 
Günes sıstemiiii
Günes sıstemiiiiGünes sıstemiiii
Günes sıstemiiii
 
Astronomi sefa
Astronomi sefaAstronomi sefa
Astronomi sefa
 
Güneş si̇stemi̇ ve ötesi̇
Güneş si̇stemi̇ ve ötesi̇Güneş si̇stemi̇ ve ötesi̇
Güneş si̇stemi̇ ve ötesi̇
 
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shairaDoğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira
Doğal süreçler üni̇tesi̇ 8 shaira
 
Gezegenler
GezegenlerGezegenler
Gezegenler
 
Doğal süreçler yer kabuğu
Doğal süreçler yer kabuğuDoğal süreçler yer kabuğu
Doğal süreçler yer kabuğu
 
Doğal süreçler yer kabuğuvvh
Doğal süreçler yer kabuğuvvhDoğal süreçler yer kabuğuvvh
Doğal süreçler yer kabuğuvvh
 
Güneş sistemi iç gezegenler
Güneş sistemi iç gezegenlerGüneş sistemi iç gezegenler
Güneş sistemi iç gezegenler
 
Güneş Sistemi ve Ötesi
Güneş Sistemi ve ÖtesiGüneş Sistemi ve Ötesi
Güneş Sistemi ve Ötesi
 
Madde ve isi
Madde ve isiMadde ve isi
Madde ve isi
 
büyük patlama teorisi
büyük patlama teorisibüyük patlama teorisi
büyük patlama teorisi
 
Günes sistemi
Günes sistemiGünes sistemi
Günes sistemi
 
Uzayın bilinmeyen yüzü
Uzayın bilinmeyen yüzüUzayın bilinmeyen yüzü
Uzayın bilinmeyen yüzü
 
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdfbykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
 
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdfbykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
bykpatlamateorisi-141210161205-conversion-gate02 (1)_Insert Watermark.pdf
 

More from Murat Eser

storyboard araçları
storyboard araçlarıstoryboard araçları
storyboard araçlarıMurat Eser
 
Akilli teknolojiler
Akilli teknolojilerAkilli teknolojiler
Akilli teknolojilerMurat Eser
 
Egitim teknolojileri
Egitim teknolojileriEgitim teknolojileri
Egitim teknolojileriMurat Eser
 
Uzaktan egitim
Uzaktan egitimUzaktan egitim
Uzaktan egitimMurat Eser
 
Kopernik ve güneş merkezli model
Kopernik ve güneş merkezli modelKopernik ve güneş merkezli model
Kopernik ve güneş merkezli modelMurat Eser
 

More from Murat Eser (9)

storyboard araçları
storyboard araçlarıstoryboard araçları
storyboard araçları
 
Ornek olay
Ornek olayOrnek olay
Ornek olay
 
Bagli ogrenme
Bagli ogrenmeBagli ogrenme
Bagli ogrenme
 
Akilli teknolojiler
Akilli teknolojilerAkilli teknolojiler
Akilli teknolojiler
 
Bulut
BulutBulut
Bulut
 
Egitim teknolojileri
Egitim teknolojileriEgitim teknolojileri
Egitim teknolojileri
 
7e teknigi
7e teknigi7e teknigi
7e teknigi
 
Uzaktan egitim
Uzaktan egitimUzaktan egitim
Uzaktan egitim
 
Kopernik ve güneş merkezli model
Kopernik ve güneş merkezli modelKopernik ve güneş merkezli model
Kopernik ve güneş merkezli model
 

Yildiz olusumu

  • 2. • Galaksimiz Samanyolu’nda kabaca her yıl 1 veya 2 yıldız oluşuyor. Küçük bir rakam olarak görülse de, yılda 1 yıldızın oluşması gökbilim ölçeklerindeki zaman dilimleri göz önüne alındığında çok hızlıdır. • İnsanlık, yıldızların gizemini, teknolojideki ve fizikteki gelişmelerin neticesinde ancak 19. Yüzyıl sonlarında çözmeyi başarmıştır. • Yıldızların en temel özelliği, Evren’e enerji yayıyor olmalarıdır. Hemen tüm yıldızların içeriğinin neredeyse %98 i, Evren’in Büyük Patlama ile doğumu sırasında oluşmuş iki element olan Hidrojen ve Helyum dan ibarettir.
  • 3. • Bunların haricindeki diğer elementler ise, yıldızların yaşamları sırasında kendi çekirdekleri içerisindeki nükleer tepkimeler sonucu oluşup, yıldızların ölümleri neticesinde uzaya saçılmış daha ağır elementlerdir. • Günümüzde, yapılan detaylı incelemeler sonucunda artık yıldızların nasıl doğup nasıl öldüklerini, ne şekilde bir yaşam sürdüklerini ve bu yaşam süreçleri içerisinde ne tür aşamalar kaydettiklerini tespit edebiliyoruz.
  • 5. • Samanyolu’na ışık kirliliğinden uzak karanlık bir yerden çıplak gözle bakıldığında ya da fotoğraf çekildiğinde parlak bulutlar ve karanlık bölgeler görülür. • Parlak bulutlar ayrıştırılamayan uzak yıldızların birlikte görünümüdür. • Karanlık bölgeler aslında boş değil, yıldızlararası madde arkadaki yıldızların optik ışığını engellediği için karanlık görülmektedir.
  • 6. • Bu parlak ve karanlık bölgelerde, binlerce hatta milyonlarca Güneş kütlesine denk kütle içeren soğuk molekül bulutları vardır. • Yıldızların oluşum yerleri bu molekül bulutları, hammaddesi ise bu molekül bulutlarındaki gaz ve tozdur. • Detaylara girmeden önce uzay boşluğunda yıldız oluşumuna katkısı olabilecek materyalleri inceleyelim.
  • 7. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Oldukça soğuk 10 Kelvin (-263 santigrat) olan bu gaz ve toz bulutu küreleri aynı zamanda oldukça yoğun koyu renkli, neredeyse arkasından ışık alamadığımız kürelerdir. • Boyutları diğer gaz ve toz bulutu öbekleriyle karşılaştırıldığında oldukça küçük, kütleleri de ortalama 20 Güneş kütlesi kadardır. BART DAMLACIĞI
  • 8. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Bu küreleri önemli kılan özellik, aslında birer yıldız oluşum bölgesi olmalarıdır. • Yıldız oluşumu esnasında zaten ortada kuvvetli bir ışık kaynağı yoktur, üstüne bu bulutların oluşturduğu yoğun gaz ortamı gelince, gözlem iyice zorlaşır. • Fakat infrared dalga boyunda yapılan gözlemler bu kürelerin içerisinde yıldız oluşum bölgeleri olduğunu doğruluyor. BART DAMLACIĞI
  • 9. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Uzayda yer alan gaz kümelerinin yoğunlaşıp yıldız oluşturabilecek öbekler haline gelebilmesi için oldukça soğuk olmaları gerekir. • Çünkü, sıcak gaz kütleleri, moleküllerin yüksek enerjisi nedeniyle hareketlidir ve bir araya gelip yoğunlaşmaları oldukça güçtür. BART DAMLACIĞI
  • 10. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Ancak, gazın bu derece soğuk olduğu nebula bölgelerinde gaz ve toz molekülleri kendi kütle çekimleri altında birleşip yoğunlaşarak Bart Küreleri oluşturma eğilimi gösterirler. • Orion nebulası buna örnektir. Dışardan bakıldığında bu bölgeler uzayda siyah bir leke olarak görülseler de, içerisinde yoğun bir yıldız oluşumu vardır. BART DAMLACIĞI
  • 12. Free PowerPoint Templates HI bölgeleri nötr H ve H2 gazlarından (hidrojen gazı) oluşmaktadır. Bu bulutsular 10-100 atom/cm3 atom konsantrasyonuna sahiplerdir ve sıcaklıkları 50 ila 100 Kelvin (-223/-173 santigrat derece) arasında değişebilir. Kütleleri 1 ila 100 Güneş kütlesi arasında değişebilir. HI Bölgeleri
  • 13. Free PowerPoint Templates Fakat bu durum her kendi içine çöken bulutsudan yıldız oluşacağı anlamına da gelmiyor. Bir bulutsudan yıldız oluşabilmesi için o bulutsunun yaklaşık olarak en az bizim yıldızımız Güneş’in % 8,5 i yada daha fazla miktardaki kütlesi yıldız oluşumu için kullanılmalıdır. HI Bölgeleri
  • 15. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Yıldızlar, yıldızlar arası gaz ve tozdan oluşur. Bir bulutun çökerek yıldız oluşturması milyonlarca yıl sürer. Merkezinde çekirdek tepkimesi başladığında yıldız haline gelmiş olur. • Bu evre yıldızın en uzun ve kararlı evresidir. Yıldızlar merkezlerinde artık çekirdek tepkimesi yapamaz hale geldiklerinde ölmüş olur. • Bir yıldızın evriminin nasıl sonlanacağı başlangıç (ilk yıldız olduğu andaki) kütlesine bağlıdır. Bir yıldız, evrimini ya beyaz cüce, ya nötron yıldızı ya da bir kara delik olarak tamamlar. YILDIZLARIN OLUŞUM EVRELERİ
  • 16. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Evrenin her yerinde olduğu gibi bulutlarda da en bol element hidrojendir. • Bulutun sıcaklığı neredeyse mutlak sıfır (-273 santigrat derece) civarındadır. Böylesine seyrek ve soğuk ortamda parçacıkların hızları da çok küçüktür ve bulut içerisindeki parçacıklar aralarında hemen hemen hiç çarpışmaz. 1. EVRE
  • 17. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Gök ada dönerken sarmal kollar, yıldızlar arası bulutları sıkıştıran şok dalgaları oluşturur. Yakındaki bir gök adanın kütle çekim etkisi ya da yine yakındaki bir süpernova patlaması da benzer bir şok dalga oluşturabilir. • Bulutların böylesi bir şok dalgası ile tetiklenerek büzülmeye başlaması yeni yıldızların doğum sürecini de başlatmış olur. Bulut büzülerek çökmeye devam ederken yoğunluğu ve sıcaklığı giderek artar. • Bulut çökerken bir yandan da bulut içerisinde yoğun kümelenmeler başlar 1. EVRE
  • 18. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Bu aşamada parçaların her birinin sıcaklığı yaklaşık 10 K (-263 santigrat derece )’dir. • Bulut ilerleyen süreçte bu kümelenmeler etrafında parçalanır. Bu parçaların her biri çökmesini sürdürür ve sonunda yeni bir yıldıza dönüşür 2. EVRE
  • 19. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Bulut içerisinde yıldızlar oluştukça onların ışınımları ile bulut içerisindeki gazlar iyonlaşır ve böylece HI bölgesi ortaya çıkar. • Ana bulutun parçalanmasıyla ortaya çıkan küçük bulut parçaları kendi çekim kuvvetleri altında çökerek büzülmeye devam eder. • Merkezi kısımların yoğunluğu ve sıcaklığı yavaş yavaş artar. Yoğunluğun yeterince yükselmesinden sonra iç kısımlar artık ışık geçirmez hale gelir. • Bu sırada merkezi kısımlarda sıcaklık 100 K (-173 santigrat derece) değerine yükselmiştir. Bulut parçasının yüzey bölgelerinin sıcaklığı yine 10 K’dir. 3. EVRE
  • 20. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Işığı geçirmez hale gelen iç kısımlar giderek ısınır ve merkezdeki sıcaklık 10 000 K’e ulaşır ve yüzeyinde kara cisim ışıması yapan bir katman (fotosfer) gelişir. • Protostar (bir yıldızın yıldız öncesi hali) çökmeye devam ettiğinden dolayı hem merkezi bölgelerinde hem de yüzeyinde sıcaklığı artarken ışıtması zamanla azalır. • Protostarın ışınımının kaynağı büzülme ile potansiyel enerjisinin ışınım enerjisine dönüşmesidir. Henüz çekirdek tepkimeleri başlamamıştır. 3. EVRE
  • 22. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Protostarın merkezindeki sıcaklık 10 milyon K’e ulaştığında çekirdek tepkimeleri başlar (hidrojen yanma evresi). Artık yeni bir yıldız doğmuştur. • Merkezde üretilen enerjinin yüzeye doğru uyguladığı ışınım basıncı ile yıldızın çökmesi yavaşlar ve bir süre sonra durur. Bu anda dışa doğru olan ışınım kuvveti ile içeriye doğru olan çekim kuvvetleri birbirlerini dengelemiş olur. • Bu denge haline hidrostatik denge adı verilir. Merkezinde hidrojen yakan yıldızlara “anakol yıldızı” denir. ANAKOL EVRESİ
  • 23. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Güneş de halen bir anakol yıldızıdır. Bir yıldızın anakol evresinin süresi kütlesi ile yakından ilgilidir. • Güneş ve Güneş ile aynı kütleye sahip olan yıldızların (Güneş benzeri yıldızlar) anakol evresi yaklaşık 10 milyar yıl sürer. • Yıldızın kütlesi ne kadar büyük ise anakolun ömrü de o kadar kısadır. Çünkü, büyük kütleli bir yıldızın merkezi bölgesinde basınç ve yoğunluk çok yüksektir ve bu durum çekirdek tepkimelerini hızlandırarak merkezdeki hidrojenin hızla yakılarak tükenmesine neden olur. • Yıldızlar, merkezlerindeki hidrojeni tamamen yakıp tüketinceye kadar anakol evresinde kalır. ANAKOL EVRESİ
  • 24. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Kimyasal yapıları yaklaşık aynı olan bir yıldızın iç yapısını, büyüklüğün, sıcaklığını, ışınım gücünü, evrimini, ömrünü yalnız kütlesi belirler. • Oluşan yıldızlar kütlelerine göre üç gruba ayırabiliriz: I. Küçük kütleli yıldızlar: kütleleri 0.08-0.8 Güneş kütlesi kadar II.Orta kütleli yıldızlar: kütleleri 0.8-8 Güneş kütlesi kadar III.Büyük kütleli yıldızlar: kütleleri 8 Güneş kütlesinden büyük KÜTLELERİNE GÖRE YILDIZLAR
  • 25.
  • 26. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Küçük yıldızlar çok uzun yaşarlar, 10 milyardan 100 milyara kadar ömürleri olabilir. • Az kütleye sahip yıldızların tek enerji kaynakları hidrojen füzyonudur. Hidrojeni yavaş yavaş helyuma çevirirler ve çekirdeklerinde helyum birikmeye başlar. KÜÇÜK YILDIZLAR
  • 27. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Fakat çekirdeği bu helyumu füzyona sokacak ısıya ulaşamadığından hidrojeni bittiğinde bütün enerjisi de bitmiş olur. • 0,8 Güneş kütlesinden küçük yıldızlar bu sınıfa girer ve kırmızı cüce olarak adlandırılırlar, öldüklerinde ve ışık saçması bittiğinde kara cüce adını alırlar fakat bunun için geçmesi gereken süre evrenin yaşından (13.6 milyar yıl) daha fazla olduğu için evrende hiç siyah cüce olmadığı düşünülüyor. KÜÇÜK YILDIZLAR
  • 29. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Orta yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 8 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve sarı cüce olarak anılırlar. • Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler. • Kızıl dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak çekirdek açığa çıkar. • Bu sıcak çekirdeğin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir. ORTA YILDIZLAR
  • 30. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Sıcak çekirdek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Çekirdeğin etrafındaki bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır. • Çekirdek ise etrafa ışık vermeye devam eder. Etrafa ışık saçan bu çekirdeğe beyaz cüce denir. • Beyaz cüce olarak son zamanlarını yaşayan yıldızın zamanla enerjisi tamamen tükenir ve artık etrafına ışık veremez hale gelir. Yıldızın bu son safhasına siyah cüce denir. ORTA YILDIZLAR
  • 32.
  • 33. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Büyük yıldızlar yakıtlarını çok daha fazla tükettikleri için daha sıcaktırlar ve bundan dolayı mavi rengindedirler. • Orta büyüklükteki yıldızlarla başlangıçta aynı süreçten geçerler, fakat sonları farklıdır. • Orta yıldızların aksine karbon füzyonu başlatabilirler. Bu süreç demire gelene kadar devam eder, demire geldiği anda demir füzyonu yıldızın bütün enerjisini emmeye başlar ve yıldızı dışarı doğru iterek dengede tutan bir kuvvet olmadığı için yıldız hızla çökmeye başlar. BÜYÜK YILDIZLAR
  • 34. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Bu çöküş beyaz cüce oluşumundaki çöküşten farklıdır çünkü Chandrasekhar limitini aşar. Bunun anlamı, elektron basıncının kütle basıncını dengeleyememesidir. • Kütle basıncı protonun etrafındaki elektrona dahi basınç uygular ve onu protonun içine doğru iter. Sonunda nötron oluşmuş olur ve proton ile elektronun birleştiği nükleosentez tepkimesinden dolayı çok büyük enerji açığa çıkar ve süpernova patlamasını oluşturur. Geriye ise nötron yıldızı kalır. BÜYÜK YILDIZLAR
  • 36. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates • Eğer yıldız çok daha fazla kütleye sahipse nötron dejenere basıncı bile kütleyi dengeleyemez. Nötronlar bile birbirinin içine çökmeye başlar ve sıfır hacime kadar çökerler. Böylece kara delikler oluşur. • Tek bir noktada yıldızın kütlesine sahiptir. Işığın dahi kurtulamadığı çevresine olay ufku denir. BÜYÜK YILDIZLAR
  • 38.
  • 39.
  • 40. Sage-Fox.com Free PowerPoint Templates DİNLEDİĞİNİZ İÇİN TEŞEKKÜRLER