Güne* ve Y*ld*zlar

Yıldızlar
GDM417 Astronomi
Yıldız Oluşum Bölgeleri
Evren, yıldız
oluşturacak madde
ile doludur.
Yıldız yaşamı bir bulutta başlar
Bulutlar,
yıldızların
oluştuğu gaz ve
tozu içeriler.
Bu, bildiğimiz toz değildir
İçeriğinde, düzensiz
karbon ve silikon
partikülleri bulunur.
Dengeleme görevi...
• Nükleer füzyon ile salınan enerji, iç tarafa doğru olan kütle çekimine
ters yönde kuvvet oluşturur.
Kütle çekimi
Bu iki kuvvet, yaşamı
boyunca bir yıldızın evrim
aşamalarını belirler.
Isısal
basınç
TT Tauri Yıldızları
• Güneş benzeri genç yıldızlardır
• ~107 yıl
• kütleleri 0.5 M☉< M < 3 M☉
• 1-8 gün arasında yörünge
dönemine sahip çok hızlı
dönmeye sahiptirler,
Huble uzay teleskobu ile çekilen IRAS 04302
2247 genç yıldızın görüntüsü.
Yıldızlararası Ortam
• Yıldızlararası ortamın ilk varlığı 18. yüzyılda William
Herschel tarafından fark edildi. Herschel yaptığı
gözlemlerle yıldızlar arasında karanlık alanlar
olduğunu gördü bu alanlardaki maddelerin yıldızların
görsel ışınımını sönümlediğini öne sürdü.
• Genelde gece gökyüzüne baktığımızda yıldızlar
arasında büyük boşlukların olduğunu sanırız. Ancak
dikkatli gözlemlediğimizde bazı bölgelerin
diğerlerine oranla daha karanlık olduklarını görürüz.
Oysa bazı bölgeleri ise daha parlak ve yaygın olarak
görürüz. İşte bu algı yıldızlar arasında boşlukların
değil onlar arasında bir ortam olduğu fikrini
doğurmuştur.
• Aslında bunun en iyi kanıtını bir galaksi resmine
baktığımızda özellikle galaksinin disk bölgesinde,
spiral kollarında bazı yerlerde karanlık alanlar hemen
dikkat çeker.
Yıldızlararası Ortam
• Yıldızlararası ortamdaki kütlenin %99’u gaz’dan (bunun %76 hidrojen
ve %22 si helyum) ve %1’i tozdan oluşmaktadır (Acker, 2005 ve
Lequeux, 2005).
• Yıldızlararası ortam hakkında en iyi bilgi ortamda yer alan ve gelen
ışınımın kaynağını yansıma yapan toz taneciklerinden gelmektedir.
• Yıldızlararası ortam daima bir önceki nesil yıldızların nükleosentez
sonucu üretilen elementlerce zenginleşmektedirler.
• Dolayısıyla galaksi kimyasal evriminde önemli bir role sahiptirler
Standart Gezegen Oluşum Teorisi
• Güneş Bulutsusu hipotezine göre moleküler bulutun büyüklüğü 20 pc idi ancak sadece 1 pc büyüklüğün
içinde çekimsel bir çökme meydana geldi.
• Çökme ile 0.01-0.1pc (2000 – 20000 AB)boyutunda yoğun bir çekirdek oluştu.
• Daha sonra bu yoğun çekirdekten de günümüzdeki Güneş meydana geldi.
• Eski meteoritler üzerinde yapılan çalışmalardan çökmeyi tetikleyen mekanizmanın Güneş yakınındaki bir
süpernova patlaması olduğunu göstermektedir.
• Süpernova patlamasıyla oluşan şok dalgaları bulutun çökmesini tetikledi.
• Yapılan hesaplar Güneş’i oluşturan dev moleküler bulutun Güneş’le birlikte 1000 ile 10000 arasında yeni
yıldız oluşturduğunu göstermektedir.
Standart Gezegen Oluşum Teorisi
• Açısal momentum korunumuna göre bulutsu hızlı döndükçe, atomlar
çarpışmaya başlar ve kinetik enerjilerini ısıya dönüştürür.
• Sonunda merkez daha yoğun ve sıcak olurken bulutsuda dönen yassı bir
disk halini alır. Bu süre yaklaşık 105 ile 106 yıl kadardır.
• Yassı diske gezegenimsi disk adı verilir ve çapı yaklaşık 200 AB kadardır.
• Bu evredeki Güneş T Tauri yıldızlarına benzer. Benzer T Tauri yıldızların
gözlemlerinden yola çıkılarak diskin kütlesinin yaklaşık 0.01 – 0.1 M_Güneş
arasında olduğu anlaşılmıştır.
• 50 milyon yıl içinde de merkezde termonükleer reaksiyon başlamış ve
Güneş hidrostatik dengeye oturmuştur.
Standart Gezegen Oluşum Teorisi
• Bu modelde öncelikle diskin orta düzlemindeki toz tanecikleri
çarpışmayla birbirlerine yapışmaya başlar ve 0.01-10 m aralığında
cisimler oluşur. İkinci aşamada çekimsel etki ile bu cisimlerin çarpışma
etkinliği artar ve km boyutlarında gezegenimsiler oluşur. Ayrıca
cisimler artık özel bir yörüngede dolanmaya başlarlar. Son aşamada
ise gezegenimsiler arasında karşılıklı çekimsel etkileşimler Kepler
yörüngelerinde küçük değişimlere neden olarak nihayi gezegenleri
oluşturur.
Güneş Sisteminin Oluşumu
Güneş Sisteminin Oluşumu

Bulut büzülmeye
başlar




yassılaşır
Merkezde Güneş
parlamaya başlar
Ortaya çıkan ışınım
sonucu Güeş’e
yakın gaz atılır.
Buz ve toz
yoğunlaşır (~10 km
boyutlarında) ve
bunların birleşmesi
ile gezegenler
oluşur.
Dev Moleküler Bulutlar
Zoom-in
M16
(Eagle)
M17
(Horseshoe)
Milky Way
M8
(Lagoon)
Hale-Bopp
Jupiter
Picture credit: W. Keel
Görüntüyü büyüttüğümüzde
Eagle
Nebula
(M16)
Picture credit: T.A. Rector & B.A. Wolpa
Daha büyüttüğümüzde
Eagle
Nebula
(M16)
Picture Credit: J. Hester & P. Scowen
Ve daha büyütüğümüzde
Eagle
Nebula
(M16)
Picture Credit: J. Hester & P. Scowen
Yıldız oluşum bölgesi
size of our solar system
Eagle
Nebula
(M16)
Picture Credit: J. Hester & P. Scowen
Buluttan yıldız doğumu
Gezegenimsi Disks
• HH30 gezegenimsi diskin görüntüsü (Burrows vd., 1996).
Önyıldızın Oluşumu
• Önyıldız oluşumu sırasında oluşan disklerin varlığına ilişkin birçok
gözlemsel kanıt mevcuttur.
Bilgisayar hesaplamalarına dayalı olarak bir güneş kütleli yıldızın evrimi
Güneş türü yıldızların sonu
Helyum tükendikten sonra, yıldızın dış katmanları atılır
Gezegenimsi Bulutsu
YILDIZLAR
Kütle: 100M☉ – 0.075 M☉
Işınım Güçleri: 106L☉ – 10-4L☉
Sıcaklık: 50000K – 2000 K
Yarıçap: 103R ☉- 10-1R ☉
YILDIZALTI CİSİMLER (KAHVERENGİ
CÜCELER)
Kütle: 75 Mj – 10 Mj
Sıcaklık: < 2000 K
Işınım Gücü: < 10-5L☉
Yıldızlar
Yıldızlar
Yıldızlar
• Bir cismin yıldız olabilmesi
için minimum 0.075 Güneş
kütleye sahip olması gerekir.
• Bu kritik değerin altındaki
cisimler sırasıyla kahverengi
cüceler ve dev gezegenler,
cüce gezegenler ve
uydulardır.
Işık Nedir?





Işık bir enerji dalgasıdır (elektromanyetik ışınım).
Boşluk içinde hareket edebilir.
Işık sabit bir değerle seyahat eder :
c = 3 x 1010 cm/s
Dalgaboyu (l) and frekans (n) ile tanımlanır:
c = ln
Enerjisi:
E = hc/l = hn
Işık nedir?
17. yüzyılda Christian Huygens ışığı dalga
hareketi olarak önerirken, Isaac Newton
enerjili küçük parçacıklar olarak kabul
etmekteydi.
 19. yy da, Thomas Young ışığın köşeli
yüzeylerde hafifce bükülebileceğini ve
dalga girişimi oluşturabileceğini kanıtladı.

Thomas Young’un girişim deneyi
İskoç fizikci James Clerk Maxwell 1860 larda ışığın
manyetik ve elektrik alanların birleşimi olduğunu
matematiksel olarak gösterdi.
Işık nereden gelmektedir?
 Işık
atomlardaki
elektronların
hareketinden
kaynaklanmaktadır.
Farklı enerjilere sahip fotonlar elektromanyetik ışınımın farklı
türlerini oluşturur:
Atmosfer Pencereleri
Atmosfer Pencereleri
www.answers.com/topic/radio-window
IŞINIM YASALARI
Kara cisim :
Üzerine düşen tüm
ışınımı soğuran ve bütün
dalga boylarında tekrar
yayınlayan cisimdir.
Işınım enerjisinin
soğurulması cismin
sıcaklığını arttırır. Ancak
bu yükselmenin bir sınırı vardır, cisim bu sınırda bir dengeye gelir
ve soğurduğu ışınım enerjisi kadar enerji salar (yayınlar).
Isınan cisimler ışık yayar.
Isısal ışınım
Karacisim ışınımı
Kara cismin saldığı enerji, dalga boyunun bir fonksiyonudur
(Planck yasası). Dalga boyu arttıkca salınan enerji önce çok
çabuk artar, maksimuma ulaşır, sonra yavaş yavaş sıfıra düşer.
Bu tüm sıcaklıklar için böyledir, ancak daha sıcak karacisim
eğrisinde maksimum enerji daha kısa dalga boylarında
karşımıza çıkar.
Farklı türden yıldızlar
Tekrar hatırlayalım Yıldızların farklı renkleri vardır
Nükleer Birleşme
•4H  He
•4 H çekirdeğinin kütlesi (4 proton):
4 x (1.6726 x10-27 kg) = 6.690 x 10-27 kg
•He çekirdeğinin kütlesi: = 6.643 x 10-27 kg
•Aradaki 4.7 x 10-29 kg fark?
•ENERJİ!  E = mc2
•E = (4.7 x 10-29 kg ) x (3.0 x 108 m/s)2
•E = hc/l  l = 4.6 x 10-14 m (gamma rays)
•Böylece: 4H  He + ışık!
Tayf
Bir kırınım ağı ya da prizma
kullanarak ışığı bileşenlerine ayıran
astronomlar, her bölümü bağımsız
olarak analiz edebilirler!
TAYF (Spektrum)
Karacisim, tüm dalgaboylarında ışık yaydığından, sürekli tayf verir.
Tayf Çeşitleri
Genel olarak tayflar üç sınıfa ayrılabilirler.
1- Sürekli tayf
2- Parlak çizgi (salma) tayfı
3- Karanlık çizgi (soğurma) tayfı
Bazı Elementlerin Tayfı
Yıldız ışığının analizi ile öğrendiklerimiz!
Bir yıldızın sıcaklığı (enerjinin maksimum olduğu dalgaboyu)
 Yıldızın kimyasal yapısı (tayfsal analiz yardımıyla)
 Yıldızın uzay hareketi ve dönmesi (Doppler Kayması)

Barnard’s Star
Tayfsal çift yıldızlar
Tayfsal Sınıflama
O B A F G K M
(L)
Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!
50,000 K
3,000 K
Sıcaklık
Parlak
Sıcak
Soğuk
Sönük
Yıldız Evrimi Haritası
Anakol Yıldızları
Süperdevler
Devler
Helyum Yanması
Helyum Flaş
Süpernova
Gezegenimsi Bulutsu
Kara Delik
100 M⊙
40 M⊙
Karbon
çekirdek beyaz
cüce
Devler
Ağır Elementler
10 M⊙
Nötron
Yıldızı
4 M⊙
Helyum çekirdekli beyaz cüde
Devler
Carbon Yanması
Beyaz Cüce
1.0 M⊙
0.4 M⊙
0.1 M⊙
Süpernova !