Küçük Bir Yıldızın Yaşam Döngüsü

İçerik

• Protostar Oluşumu
• Thermonuclear Yaşam Kıvılcımı
• Küçük Yıldız Yaşam Döngüsü: Ana Sıra
• Ana Sıra Sonrası - Altın Yıllar
• Sun-Sized Yıldızlar Gezegen Bulutsusu Olmak Üzere Genişliyor
• Kalanlar Beyaz Cücedir
• Kitle Yaşam Döngüsünü Etkiliyor

Yıldızlar gerçekte yıldız tozundan doğarlar, çünkü yıldız tüm ağır elementleri üreten fabrikalardır, dünyamız ve içindeki her şey yıldız tozundan da gelir.

Çoğunlukla hidrojen gaz moleküllerinden oluşan bulutları, yerçekimi kendileri üzerinde çökmelerine ve yıldızlar oluşturmaya zorlanıncaya dek, düşünülemeyecek derecede soğuklukta yüzer.

Bütün yıldızlar eşit yaratılır, ancak insanlar gibi birçok çeşitlilikte gelirler. Yıldız özelliklerinin birincil belirleyicisi, oluşumunda yer alan yıldız tozu miktarıdır.

Bazı yıldızlar çok büyüktür ve kısa, muhteşem yaşamları vardır, diğerleri o kadar küçüktür ki, ilk başta bir yıldız olmak için zar zor yeterli kütleye sahipti ve bunlar çok uzun ömürlüdür. Bir yıldızın yaşam döngüsü, NASA ve diğer uzay yetkililerinin açıkladığı gibi, kitleye oldukça bağlıdır.

Güneşimizin büyüklüğü kadar olan yıldızlar küçük yıldızlar olarak kabul edilir, ancak güneşin yarısı kadar kütlesi olan ve bir yıldızın alabileceği kadar ebedi olmaya yakın olan kırmızı cüceler kadar küçük değildirler.

G tipi, ana sekans yıldızı (veya sarı cüce) olarak sınıflandırılan güneş gibi düşük kütleli bir yıldızın yaşam döngüsü yaklaşık 10 milyar yıl sürer. Bu büyüklükteki yıldızlar süpernovaya dönüşmese de, yaşamlarını dramatik bir şekilde sonlandırıyorlar.

Protostar Oluşumu

Ayaklarımızı yere yapıştırılmış tutan ve gezegenlerin yörüngelerinde dönen gezegenleri tutan gizemli kuvvet yıldız oluşumundan sorumludur. Yerçekimi etrafında yüzen yıldızlararası gaz ve toz bulutları içinde yerçekimi, molekülleri küçük kümeler halinde birleştirerek, ana bulutlarından kurtulan protostarlar oluşturur. Bazen çöküş, bir süpernova gibi kozmik bir olayla çökeltilir.

Protostarlar artan kütleleri sayesinde daha fazla yıldız tozu çekebilir. Momentumun korunumu, çöken maddenin dönen bir disk oluşturmasına neden olur ve sıcaklık, artan basınç ve merkeze çekilen gaz molekülleri tarafından salınan kinetik enerji nedeniyle artar.

Orion Bulutsusu'nda diğer yerlerin yanı sıra birkaç protostar olduğuna inanılıyor. Çok genç olanlar görünür olmak için çok dağınıktır, ancak birleştiklerinde sonunda opak hale gelirler. Bu olurken, madde birikimi çekirdekteki kızılötesi radyasyonu hapseder, bu da sıcaklığı ve basıncı daha da arttırır ve sonunda çekirdeğin içine daha fazla madde düşmesini önler.

Bununla birlikte, yıldızın örtüsü maddeyi çekmeye ve büyümeye devam ediyor, ancak inanılmaz bir şey oluncaya kadar.

Thermonuclear Yaşam Kıvılcımı

Nispeten zayıf bir kuvvet olan yerçekiminin, termonükleer bir reaksiyona yol açan olaylar zincirini çökertebileceğine inanmak zor, ama olan bu. Protostar maddeyi biriktirmeye devam ettikçe, çekirdekteki basınç o kadar yoğunlaşır ki hidrojen, helyuma karışmaya başlar ve protostar bir yıldız haline gelir.

Termonükleer aktivitenin ortaya çıkışı, dönme ekseni boyunca yıldızdan atılan yoğun bir rüzgar yaratır. Yıldızın çevresinde dolaşan malzeme bu rüzgar tarafından dışarı atılır. Bu, fişekleri ve püskürmeleri içeren kuvvetli yüzey aktivitesi ile karakterize edilen yıldız oluşumunun T-Tauri evresidir. Yıldız, güneşin büyüklüğü için birkaç milyon yıl süren bu aşamada yıldız kütlesinin yüzde 50'sini kaybedebilir.

Sonunda, yıldızların etrafındaki malzeme dağılmaya başlar ve geriye kalanlar gezegenlerde birleşir. Güneş rüzgârı azalır ve yıldız ana sekansta bir stabilite periyoduna yerleşir. Bu süre zarfında, hidrojenin çekirdekte meydana gelen helyuma füzyon reaksiyonu sonucu ortaya çıkan dış kuvvet, yerçekiminin içe doğru çekilmesini dengeler ve yıldız ne madde kaybeder ne de kazanır.

Küçük Yıldız Yaşam Döngüsü: Ana Sıra

Gece gökyüzündeki yıldızların çoğu ana yıldızlardır, çünkü bu süre herhangi bir yıldızın ömrü boyunca en uzun zamandır. Ana dizilimdeyken, bir yıldız hidrojeni helyuma birleştirir ve hidrojen yakıtı bitene kadar bunu sürdürür.

Füzyon reaksiyonu büyük yıldızlarda, küçük yıldızlarda olduğundan daha hızlı gerçekleşir, bu yüzden büyük yıldız beyaz veya mavi bir ışıkla daha sıcak yanar ve daha kısa bir süre boyunca yanar. Güneşin büyüklüğü 10 milyar yıl sürecek bir yıldız olsa da, süper büyük mavi dev sadece 20 milyon sürecek.

Genel olarak, ana sekans yıldızlarında iki tip termonükleer reaksiyon meydana gelir, ancak güneş gibi daha küçük yıldızlarda, sadece bir tip oluşur: proton-proton zinciri.

Protonlar hidrojen çekirdeğidir ve bir yıldız çekirdeğinde, elektrostatik itmenin üstesinden gelebilecek kadar hızlı hareket ederler ve helyum-2 çekirdeği oluşturmak üzere çarpışırlar. v-neutrino ve süreçte bir pozitron. Başka bir proton yeni oluşturulmuş bir helyum-2 ile çarpıştığında çekirdeği, helyum-3'e bağlanır ve bir gama foton salınır. Son olarak, iki helyum-3 çekirdeği bir helyum-4 çekirdeği ve iki daha fazla proton oluşturmak üzere çarpışır ve bu da zincir reaksiyonunu sürdürmeye devam eder, bu yüzden, sonuçta, proton-proton reaksiyonu dört proton tüketir.

Ana reaksiyon içinde oluşan bir alt zincir berilyum-7 ve lityum-7 üretir, ancak bunlar iki helyum-4 çekirdeği oluşturmak için bir pozitronla çarpışmadan sonra birleşen geçiş elemanlarıdır. Başka bir alt zincir, kararsız olan ve kendiliğinden iki helyum-4 çekirdeğine bölünen berilyum-8'i üretir. Bu alt süreçler toplam enerji üretiminin yaklaşık yüzde 15'ini oluşturuyor.

Ana Sıra Sonrası - Altın Yıllar

Bir insanın yaşam döngüsündeki altın yıllar, enerjinin azalmaya başladığı yıllardır ve aynısı bir yıldız için de geçerlidir. Düşük kütleli bir yıldızın altın yılı, yıldızın çekirdeğindeki tüm hidrojen yakıtını tükettiğinde meydana gelir ve bu süre ana-sonrası dizi olarak da bilinir. Çekirdekteki füzyon reaksiyonu durur ve dış helyum kabuğu çöker, çökmekte olan kabuktaki potansiyel enerji olarak termal enerji üreterek kinetik enerjiye dönüştürülür.

Ekstra sıcaklık, kabuktaki hidrojenin tekrar kaynaşmaya başlamasına neden olur, ancak bu kez reaksiyon, yalnızca çekirdekte gerçekleştiğinde olduğundan daha fazla ısı üretir.

Hidrojen kabuğu katmanının füzyonu, yıldızın kenarlarını dışarı doğru iter ve dış atmosfer, yıldızı kırmızı bir dev haline getirerek genişler ve soğur. Bu, yaklaşık 5 milyar yıl içinde güneşe geldiğinde, Dünya'ya olan mesafenin yarısını genişletecek.

Genleşme, kabukta meydana gelen hidrojen füzyon reaksiyonları ile daha fazla helyumun içine atılmasından dolayı, çekirdekte artan sıcaklıklara eşlik eder. O kadar sıcaklaşır ki helyum füzyonu çekirdekte başlar, berilyum, karbon ve oksijen üretir ve bu reaksiyon (helyum parlaması adı verilen) başladıktan sonra hızlı bir şekilde yayılır.

Kabuktaki helyum tükendikten sonra, küçük bir yıldızın çekirdeği, yaratılan daha ağır elemanları kaynatmak için yeterli ısı üretemez ve çekirdeği çevreleyen kabuk yeniden çöker. Bu çökme, kabuktaki helyum füzyonuna başlamaya yetecek kadar büyük miktarda ısı üretir ve yeni reaksiyon, yıldız yarıçapının orijinal yarıçapının 100 katına kadar arttığı yeni bir genleşme periyoduna başlar.

Güneşimiz bu aşamaya ulaştığında, Mars'ın yörüngesinin ötesine genişleyecektir.

Sun-Sized Yıldızlar Gezegen Bulutsusu Olmak Üzere Genişliyor

Çocuklar için bir yıldızın yaşam döngüsünün herhangi bir hikayesi, gezegenimsi bulutsularının bir açıklamasını içermelidir, çünkü bunlar evrendeki en çarpıcı fenomenlerden bazılarıdır. Gezegenimsi bulutsusu terimi yanlış bir isimdir, çünkü gezegenlerle ilgisi yoktur.

Tanrının Gözü'nün (Helix Bulutsusu) dramatik görüntülerinden ve interneti dolduran diğer görüntülerden sorumlu olan fenomendir. Doğada gezegensel olmaktan uzak, gezegenimsi bir bulutsu, küçük bir yıldızın ölümünün imzasıdır.

Yıldız, ikinci kırmızı dev fazına doğru genişledikçe, çekirdek, aynı zamanda, orijinal yıldızın kütlesinin çoğunu Dünya boyutundaki bir küreye paketlenmiş olan yoğun bir kalıntı olan süper sıcak bir beyaz cüceye çöküyor. Beyaz cüce, genişleyen kabuktaki gazı iyonize eden ve çarpıcı renkler ve şekiller üreten ultraviyole radyasyon yayar.

Kalanlar Beyaz Cücedir

Gezegenimsi bulutsu, yaklaşık 20.000 yıl içinde dağılmayacak kadar uzun ömürlü değildir. Bununla birlikte, gezegenimsi bir bulutsunun dağılmasından sonra kalan beyaz cüce yıldızı çok uzun ömürlüdür. Temel olarak, dejenere oldukları söylenecek kadar sıkı bir şekilde paketlenmiş elektronlarla karıştırılmış bir karbon ve oksijen yığını. Kuantum mekaniğinin yasalarına göre, daha fazla sıkıştırılamazlar. Yıldız, sudan milyon kat daha yoğundur.

Beyaz bir cüce içinde füzyon reaksiyonu oluşmaz, ancak yaydığı enerji miktarını sınırlayan küçük yüzey alanı sayesinde sıcak kalır. Sonunda siyah, inert bir karbon yığını ve dejenere elektronlar olmak için soğuyacak, ancak bu 10 ila 100 milyar yıl alacaktır. Evren bunun gerçekleşmesi için yeterince yaşlı değil.

Kitle Yaşam Döngüsünü Etkiliyor

Güneşin büyüklüğündeki bir yıldız, hidrojen yakıtını tükettiğinde beyaz bir cüce olacak, ancak çekirdeğinde kütlenin 1.4 katı kadar olan bir kütle, güneşin boyutunda farklı bir kaderi deneyimleyecek.

Chandrasekhar sınırı olarak bilinen bu kütleye sahip olan yıldızlar, elektron dejenerasyonunun dış direncinin üstesinden gelmek için yeterli olduğu için çekim kuvveti çökmeye devam eder. Beyaz cüceler olmak yerine, nötron yıldızı olurlar.

Chandrasekhar kütle limiti, yıldız kütlesinin büyük bir kısmını yaydıktan sonra çekirdek için geçerli olduğundan ve kaybedilen kütle dikkate değer olduğundan, yıldız, kırmızı bir dev faza girmeden önce güneşin kütlesinin yaklaşık sekiz katı olmalıdır. nötron yıldızı.

Kırmızı cüce yıldızlar, güneş kütlesinin dörtte üçü kütlesi olan kütlelerdir. Onlar tüm yıldızların en havalılarıdır ve çekirdeğinde çok fazla helyum biriktirmezler. Sonuç olarak, nükleer yakıtlarını tükettikleri zaman, kırmızı devler olmak için genişlemiyorlar. Bunun yerine, gezegenimsi bir bulutsu üretmeden doğrudan beyaz cücelere bürünüyorlar. Bu yıldızlar çok yavaş yandıkları için, bunlardan biri bu sürece girmeden önce uzun bir süre - belki de 100 milyar yıl kadar - olacaktır.

0.5 güneş kütlesinden daha küçük kütleli yıldızlar kahverengi cüceler olarak bilinir. Gerçekten yıldız değiller, çünkü oluştukları zaman, hidrojen füzyonunu başlatmak için yeterli kütleye sahip değillerdi. Basınç yerçekimi kuvvetleri, bu tür yıldızların yayılması için yeterli enerji üretir, ancak spektrumun uzak kırmızı ucunda çok az algılanabilen bir ışıkla.

Yakıt tüketimi olmadığı için, böyle bir yıldızın, evren sürdüğü sürece olduğu gibi kalmasını engelleyecek hiçbir şey yoktur. Güneş sisteminin yakın mahallesinde onlardan biri ya da birkaçı olabilirdi ve çok loş olduklarından, orada olduklarını asla bilemezlerdi.