yıldızların oluşumu
advertisement
YILDIZLARIN OLUŞUMU Bu hikaye yaklaşık 7-8 milyar yıl önce başladı İlk çekirdek tepkimelerinin oluşumuna kadar geçen süre bir yıldızın doğuşunu oluşturur Yıldızın ilk oluşum anına kadar kütleçekim kuvveti baskındır. Sonra çekirdek tepkimelerin başlamasıyla içten dışa doğru bir basınç oluşur ve kararlı durum meydana gelir Güneşimizin bu kararlı durumu yaklaşık 4 milyar yıldır devam etmektedir Güneşin dış yüzeyinin sıcaklığı 5700 C dir ve merkezindeki sıcaklık 15 milyon C Dünyadan uzaklığı 149.565.800 km dir Çapı 1.392.00.000 km dir Güneşin yüzeyinin her cm2 dir Güneşin %70 H, %30 He ve %03 de daha ağır elementlerden oluşmuşlardır Güneşteki fuzyon olaylarını meydana getiren hidrojenlerin frontelden çarpışmaları yaklaşık 7 milyar yılda bir olmaktadır Güneşte her saniyede 657 milyon ton H yanarak 652.5 milyon ton He dönüşüyor Kütle dönüşümü arasındaki fark ısı ve ışık olarak evrene yayılır Güneşin merkezinde üretilen ışığın yüzeye ulaşması için geçen süre 20.000.000 yıldır GÜNEŞ RÜZGARLARI Güneş sadece enerjilerini dalga olarak değil aynı zamanda parçacık olarak ta yayarlar Bu tanecikli ışınlar saniyede 500 km hızla Güneş yüzeyini terk ederler Birkaç günlük bir uçuştan sonra hızları zayıflayarak yaklaşık ses hızının bin katı bir hız ile dünyaya ulaşırlar Bu tanecikli ışınlar Dünyamızı zararlı ışından korur Bu tanecikli ışınımlar GÜNEŞ RÜZGARLARI olarak isimlendirilir Bize en yakın yıldız PROKSİMA CENTAURİ dir ve 4.2 ışık yılı uzaktadır Güneşimizin etrafında kuyruklu yıldızlar oluşur Güneş patlamaları sonucu adına AURARA BOREALİS ve AURARA AUSTRALİS denilen kutup ışınımları yoğunlaşmaktadır Bu ışınlar dünyanın manyetik alanları nedeniyle oluşmaktadırlar ve güneşten gelen ve elektriksel parçacıklardan oluşmaktadır Dünyanın manyetik alanları dünyanın çevresinde allen kuşakları oluşturuyor Allen kuşakları dünyanın çevresinde iki kuşak olarak oluşmakta ve dıştaki kalın ve büyük kuşak elektronlardan içteki kuşak ise protonlardan oluşmaktadır GÖRÜNMEZ KÜRE Güneşin yüzeyinin hemen dışında 1 milyon derece sıcaklığa sahip bir gaz tabakasıyla sarılmıştır ve bunaTAÇ (KRONA) denilmektedir Bunların sebebinin güneş patlamalarından dolayı içteki yüksek sıcaklığa sahip gazların dışarıya çıkmasıdır Dışarıya çıkan bu gazlar yüzeyi hareketlendirip karıştırarak çok yüksek enerjili parçacıklar, manyetik alanlar yüksek sıcaklıklı bir atmosfer tacı oluştururlar Bu fışkıran gazların boyları 15 milyon kilometreyi bulmaktadır Güneş tacı X-ışınları ve güneş rüzgarı adı verilen yüksek enerjili parçacıklar yayar GÜNEŞİMİZİN İÇİNDEN BİLGİ ALMA YÖNTEMLERİ 1. Güneş sismolojisi yöntemi: Güneşin içinde oluşan titreşimler aynen depremlerin oluşması gibi yüzeye bilgi taşır Güneşin yüzeyinde oluşan gaz titreşimleri de merkezdeki yoğunluk, sıcaklık ve dönüş hızları konularında bilgi taşır Güneşin iç katmanlarıyla dış katmanları aynı hızla döner 2. Dopler kayması yöntemi ile merkez hakkında bilgi alınır Güneş yüzeyinin titreşim yapması yaydığı ışığın dalga boyunu değiştirir 3. Merkezde üretilen nötrinolar YILDIZLARIN YAŞAMI VE ÖLÜMÜ Hertzsprung ve Russel yakın yıldızları renklleri bir eksende, ışıma güçlerini diğer eksende alarak yıldızların çoğunun diagonal bir yapı oluşturduğunu gördüler Işıma güçleri ile renkler arasında bir ilişki vardır Işıma gücü yüksek olanlar mavi, düşük olanlar kırmızı ışığı yayarlar (Yıl.Zzm. 45) Yıldızların çoğunun üzerinde yer aldığı bu diagonal banda ANA KOL denir Bir yıldızın ana koldaki yerini belirleyen kriter o yıldızın kütlesidir Kütlesi büyük olanlar mavi ve parlak, küçük kütleli yıldızlar ise daha kırmızımsı ve sönüktür Renk sıcaklıkla doğrudan ilişkilidir Bazı yıldızlar Hertzsprung ve Russel diyagramına uymazlar Bu yıldızlar anakolda bulunmazlar ve evrimlerinin ileri aşamasında olan yıldızlar olarak düşünülmektedir Bir yıldız doğar büyür ve ölür Yıldız H yakıtının yaklaşık %10 nu tüketince yıldızın merkez bölgeleri büzülürken dış bölgeleri genişler Bu durumda yıldız parlamayı sürdürür Parlamanın kaynağı merkez bölgesi büzülürken salınan çekim enerjisidir Yıldızın yüzeyi genişlerken de soğur ve yıldız bir ana kol yıldızına göre çok daha kırmızı görünmesine sebep olur Böyle yıldızlara KIRMIZI DEV denir Bu aşamadan sonra yıldız diğer agır elementleri üretmeye devam eder Yıldızın merkezi demire dönüşür Demir elementlerin en kısırıdır Bu durumda yıldız çökmek zorundadır Büyük kütleli yıldızlar küçüklerine göre yakıtını daha hızlı harcarlar Bir yıldızın kütlesi güneş kütlesinin 1/8 zinden küçük olan yıldızlar nükleer yakıtını tükettikten sonra beyaz cüceye dönüşür Bir yıldızın kütlesi Bunun sonucu yıldız süpernova ya dönüşerek nötron yıldızını oluşturur Nötron yıldızının büyüklüğü güneşin kütlesinin üç katı ise bu durumda yıldız KRADELİĞE dönüşür
