Gezegenler, Yıldız sistemleri, Galaksiler ve daha fazlası

YILDIZIN EVRİMİ

Bir yıldızın yaşı ilerledikçe yapısında meydana gelen bir dizi değişikliktir. Kütleleri güneş kütlesi kadar olan yıldızlar yaklaşık 10 yıl kadar anakolarda kalırlar. Bu periyot boyunca korlarındaki hidrojeni helyuma dönüştürmek suretiyle enerji üretirler. Merkezde ki hidrojen tükenene kadar böyle devam eder. Hidrojen tükendiği zaman kor, iç helyum korunun dışarıdaki hidrojen tabakasındaki hidrojeni yakma yeterli gelecek sıcaklığa erişinceye kadar çöker. Bu tabanın yanması, yıldızın dış zarının genişlemesine ve soğumasına neden olur. Bunun sonucu olarak yıldızın anakorlarından ayrılarak bir kısmı dev haline gelir. Korun çökmeye devam etmesi sıcaklığı 20 K’e kadar arttırır ve bu safhada helyum koru, karbona dönüşmeye başlar. Bu ani helyum yanması, düşük kütleli bir yıldızın dengesini bozabilir. Kordaki helyum da tükendiğinde bir miktar daha çökme olur ve iç korun dışındaki helyum tabakası yanmaya başlar. Yıldız tekrar bir kırmızı dev olur ve parlaklığı bir artıp, bir azalmaya başlar. Atmosfer, yavaşça yıldızın korundan uzaklaşır. Neticede, bir gezegenimsi nebula oluşmuştur. Çöken kor ise, bir beyaz cüce oluşturur.

Güneşten iki kat veya daha büyük olan yıldızlar hidrojeni helyuma, karbon çevrimiyle dönüştürür. Bu proses bunların korlarını tamamen konvektif yapar ve bu yüzden korları, Güneş kütleli yıldızlarınkinden daha az yoğundur. Birkaç milyon yıl sonra hidrojenleri tükenir ve yavaş helyum yanmaya başlar. Yıldızın kütlesi yeteri kadar büyükse, giderek büzülerek karbon, oksijen, neon ve magnezyum yakmaya başlar. Bu şekilde, demire kadar olan elementler, yıldızların içerisinde oluşabilir. Neticede bir süpernova patlaması meydana gelir ve geri kalan kor ya bir nötron yıldızı veya bir kara delik oluşturur.

Click to comment

Leave a Reply

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir

En Son Yayınlananlar

To Top