Yildiz olusumu

• 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.

• 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

• 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

• 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

• 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

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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

• 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

DİNLEDİĞİNİZ İÇİN TEŞEKKÜRLER

Yildiz olusumu

Recommended

Recommended

More Related Content

What's hot

What's hot (20)

Similar to Yildiz olusumu

Similar to Yildiz olusumu (20)

More from Murat Eser

More from Murat Eser (9)

Yildiz olusumu