Yıldızlar nasıl oluşur?
Yanıtlar
Yıldızların oluşumu çok ilginç bir süreçtir. Yıldızlar nebulalarda doğar.
Nebulalar aslında yıldızlararası uzayda toz bulutlarıdır. Yıldızlararası bir bulut genellikle hidrostatik dengededir, bu da yerçekimi kuvveti ile gaz basıncı arasında bir denge olduğu anlamına gelir. Ancak bir bulut yeterince yoğun ve yeterince soğuksa, yerçekimi kuvveti gaz basıncına üstün gelir ve bu da bulutun yerçekimsel olarak çökmesine yol açar.
- PROTOSTAR AŞAMASI- Bulut çökmeye devam ettikçe, kümenin merkezi, büzülmeye devam ettikçe ısınan protostar olarak bilinen yoğun, yerçekimsel olarak kararlı bir çekirdeğe çöker. Protostar, çevredeki moleküler buluttan daha fazla malzeme toplayarak büyür ve böylece çekirdeği daha yoğun ve daha sıcak hale gelir. Açısal momentumun korunumu nedeniyle, bu malzeme yıldıza doğru spiraller çizer ve yıldızın yörüngesinde dönen, parlak patlamalar halinde yıldızın üzerine yavaşça birleşen ve böylece çevredeki bulutu aydınlatan bir malzeme diski oluşturur.
Resimde gösterildiği gibi bir şey. - YENİ DOĞAN YILDIZ - Her yığılma patlamasıyla, yıldız daha sıcak ve daha kütleli hale gelir, sıcaklık o kadar yükselir ki nükleer füzyon gerçekleşmeye başlar. İlk başta, yıldız sadece Döteryum'u yakabilir, ancak ısındıkça tıpkı kendi Güneşimiz gibi hidrojeni yakar. Yıldız şimdi oldukça parlak bir şekilde parlamaya başlar ve yıldızdan gelen radyasyon, yıldızın üzerine daha fazla malzeme birikmesini önler ve hatta yıldızı çevreleyen diskte kalan malzemeyi bile dağıtabilir.
Yıldız, hidrojenden helyuma nükleer füzyona başladığında, yıldızın doğduğunu söylüyoruz.
Hidrojen füzyonu yıldızların çoğu için doğal bir enerji kaynağıdır. Yıldızlar, demirin atom numarasına ulaşana kadar hafif ve ağır elementlerin kaynaşmasına devam eder. Bu noktada itici kuvvetler daha güçlüdür ve füzyon enerji gerektiren endotermik bir süreç haline gelir.
Demirden daha ağır elementler sadece Süpernova patlamalarında üretilir.
Kaynaklar - Google görselleri
Yıldızlar gaz bulutlarından (nebula) oluşur. Gazın yerçekimi vardır, bu nedenle gaz türbülans nedeniyle sıkışmaya başladığında belirli bölgelerde daha yoğun hale gelir ve dolayısıyla o bölgede metrekare başına düşen toplam çekim artar. Bu da çevredeki gazların daha fazlasını 'çeker' ve böylece gaz bulutu çöktüğünde bu gaz demetinin boyutu artar.
Bu gaz demetinin boyutu yeterince büyüdüğünde merkezdeki basınç o kadar artar ki ısınmaya başlar. Bu sıcak merkez, bir gün yıldız olacak şeydir.
Olgunlaştığında, merkezdeki ısı ve basınç o kadar artar ki, yıldız çekirdeği kendi üzerine çökerken hidrojen gibi daha ağır elementleri demire kadar oluşturan nükleer füzyon gerçekleşir.
Bu da, eğer bu süreç sabit / tutarlı değilse, yıldızın titreşmesine neden olabilir ve bu da dış katmanlarını atmasına neden olur.
Tüm dış katmanlar döküldüğünde, yalnızca aşırı sıcak çekirdek veya daha doğrusu beyaz bir cüce elde edersiniz. Güneşimiz büyük olasılıkla bu kaderi yaşayacak. Sonunda, daha fazla yakıt kalmaması nedeniyle, bu beyaz cüce, elektron basıncının daha fazla çökmeye karşı çekirdeği destekleyemeyeceği kadar büyük olmadığı sürece soğuyacak ve "yok olacaktır".
Bununla birlikte, bu yıldız ikili bir sistemdeyse, bu kadar küçük bir alanda sıkıştırılmış çok fazla kütleye sahip olması nedeniyle yakınındaki diğer yıldızlardan gazları 'çalacaktır'. Bu, yakındaki yıldızlardan 'çaldığı' gazın dış katmanlarının bir nükleer füzyon patlaması nedeniyle çekirdekten atıldığı bir nova gerçekleşene kadar devam edecek.
Bazen beyaz cüceler bu gazları o kadar çok dışarı atarlar ki, süpernova olarak bildiğimiz tamamen patlarlar.
Çok büyük yıldızlarda yıldız, çekirdeği çökmeye karşı desteklemek için daha ağır elementler oluşturmaya devam edecektir, ancak artık daha ağır elementler oluşturamadığında, çekirdek 'açıkta' kalır ve birkaç bin mil çapından küçülebilir. birkaç mil. Dış katman başlangıçta çekirdekle birlikte çöker, ancak daha sonra serbest bırakılan ve vahşice dışarı atılan muazzam enerji nedeniyle geri tepir.
Çekirdeği yeterince büyük (1.4 ila 3 güneş kütlesi) olan bu süpernova meydana geldiğinde, basınç o kadar büyük hale gelir ki elektronlar ve protonlar nötronları oluşturmak için birleşir. Resmi olarak, artık beyaz cüce gibi çok yoğun ancak oldukça küçük, büyük miktarda kütlesi küçük bir bölgeye sıkıştırılmış bir nötron yıldızınız olur. Bununla birlikte, nötron yıldızı çok daha yoğun bir şekilde sıkıştırılmış olan çok daha fazla kütleye sahiptir.
Ayrıca atomik parçacıkları kutupları etrafında hızlandıran ve doğrudan Dünya'ya yöneltildiğinde titreşimli bir ışık olarak görebileceğimiz güçlü bir ışın üreten son derece güçlü manyetik alanlara sahiptirler. Bu durumda ona Pulsar derdik.
Bir süpernova meydana geldiğinde çekirdek 3 güneş kütlesinden daha büyükse, çekirdeğin bir kara deliğe çöktüğü yerde daha fazla çökme meydana gelir. Sonsuz küçük bir alana (tekillik) sıkıştırılan son derece büyük kütle nedeniyle, yerçekimi o kadar büyük olur ki ışık bile ondan kaçamaz. Bu nedenle onları doğrudan göremiyoruz, ancak bu olay bir ikili yıldız sisteminde meydana gelirse, kara delik çevredeki yıldızlardan gazları çalacak ve bu gazlar kara deliği çevreleyecek ve gazlar aşırı derecede ısındığından sıcaklıklarda x-ışınları ve gama ışınları yayarlar ki bu ışınları daha sonra bir kara delik olduğunu doğrulamak için tespit edebiliriz.
Kara delik daha fazla madde 'emdikçe' yerçekimi artar ve böylece yerçekiminin etkilediği alan boyut olarak büyür. Etkilenen alan geniştir, ancak çekirdekten uzaklık açısından ışığın yerçekimsel çekimden hala kaçabileceği bir sınır vardır. Bu 'eşik' olay ufku olarak adlandırılır. Bir kez yaklaştığınızda, hiçbir şey çekimden kaçamaz.
Nova ve süpernovaya dönüp baktığınızda, ortaya çıkan bir miktar anka kuşu etkisine sahipsiniz. Bu yıldızların ölümünde, onları oluşturan elementler çevreleyen sistemlerin geri kalanına dağılır ve bu da sonuçta aynı yaşam döngüsünü takip edecek olan yeni yıldızların ve gezegen sistemlerinin doğuşuna yol açar.