Yıldızlar nelerden yapılmıştır? – Düşündüğümüzle aynılar mı? Yıldızlar büyük ölçüde Evrenin geri kalanını oluşturan aynı maddelerden oluşur – %73 hidrojen, %25 helyum ve %2 diğer elementler. Bazı farklılıklar olsa da, kompozisyonları hakkında eğitimli bir tahminde bulunabiliriz. İşte birkaç örnek. Diğer şeylerin yanı sıra, yıldızların farklı bir rengi ve yaşı vardır, ancak bunun dışında aynı temel maddeden yapılmıştır.
Kompozisyon
Yıldızların büyük çoğunluğu hidrojen ve helyumdan oluşur. Diğer elementler kütlelerinin %1’inden daha azını oluşturur. Yıldızlar yaşlandıkça ve nükleer yakıt kaybettikçe, iç yapılarını ve basınç değişiklikleri üretme ve yerçekimine karşı koyma mekanizmalarını kaybederler. Ek olarak, galaksimizdeki yıldızlar da Güneş gibi büyük ölçüde hidrojenden oluşur. Galaksimizdeki diğer elementlerin hepsi çok daha ağırdır ve toplam kütlenin %2’sinden daha azını oluşturur.
Spektrumlarını inceleyerek yıldızların kimyasal bileşimini belirleyebiliriz. Bu, yıldızın absorpsiyon çizgileri ve emisyon çizgileri incelenerek yapılır. Bu çizgiler, yıldızdaki element türlerini gösterecektir. Örneğin, esas olarak hidrojen ve helyumdan oluşan yıldızlar, erimiş kayalardan oluşanlardan çok daha soğuktur. Bu, yıldızların bileşiminin yaşlarına ve bulundukları yere göre değiştiği anlamına gelir.
Yıldızlar gazlı bulutsular olarak oluşur. Esas olarak hidrojenden oluşurlar, ancak eser miktarda helyum ve daha ağır elementler içerebilirler. Kütleleri ve kimyasal bileşimleri nasıl evrimleştiklerini ve doğduklarında onlara ne olacağını belirler. Sonunda, yıldızın çekirdeği, enerjiyi serbest bırakan ve daha ağır elementler oluşturan termonükleer füzyona uğrar. Ölümden sonra yıldız, beyaz cüce, nötron yıldızı veya kara delik olabilen bir yıldız kalıntısı olarak kalır.
Gezegenler ve yıldızlar aynı malzemeden oluşur, ancak farklı oranlarda. Kayalık gezegenler, dış katmanlarda yoğunlaşan malzemeden oluşur. Galaksimizin en büyük yıldızları olan kırmızı devler, hidrojen ve helyumdan yapılmıştır. Hidrojenin yanı sıra karbon, oksijen ve azottan da oluşurlar. S-proses elemanları arasında demir, hidrojen ve helyum bulunur. Ancak, bu kuralın Merkür gibi istisnaları vardır.
Renk
Yıldızların rengi, yıldız astrofiziğinde temel bir veri parçasıdır. Bir yıldızın rengi, içsel yüzey sıcaklığının bir göstergesidir. Sıcak yıldızlar mavidir, soğuk olanlar ise görünür ışık enerjilerinin çoğunu kırmızı ve kızılötesi dalga boylarında yayar. Renklerin sanatta ve günlük hayatta kullanılmasının aksine, yıldızların rengi mesafeden etkilenmez. Bununla birlikte, yıldızların renkleri yaşla birlikte değişir.
Bazı astrofotoğrafçılar, kırmızı tepkiyi artırmak için dijital kameralarını değiştirirler. Bu, insan gözünün görebileceğinden daha uzun dalga boyları eklenerek yapılır. Sonuç, yıldızların gerçek renklerinden daha kırmızı göründüğü “yanlış renkli” bir görüntüdür. Ancak, bu teknik en iyi seçenek değildir. Yıldızların rengini birkaç faktör etkileyebilir. Bu tekniği kullanırsanız, önceden kameradaki pozlama ayarlarını kontrol ettiğinizden emin olun.
Orion Bulutsusu, kozmik bir gaz bulutunun klasik bir örneğidir. Orion Bulutsusu’nun renkleri, yakındaki yıldızların buluttaki gazın uyarılmasından kaynaklanmaktadır. Bununla birlikte, kompozisyonları ve boyutları da dahil olmak üzere yıldızların rengini etkileyen birçok başka faktör vardır. Bu, bir tür bilimsel fizik olan kara cisim ışıması fenomeni ile açıklanmaktadır. Parlak mavi yıldızlar genellikle genç, kırmızı devler ise sıcak ve yaşlıdır.
Kırmızı devler mutlaka kırmızı değildir, ancak yine de turuncu-kırmızıdır. Karbon yıldızları, mavi ve mor dalga boylarındaki ışığın çoğunu emen yüksek miktarda karbon molekülüne sahiptir. Bu yıldızlar tarihsel olarak R veya N yıldızları olarak sınıflandırıldı, ancak şimdi C tipi adı altında gruplandırılmışlardır. Bu yıldız türü Güneş’in fotosferine en çok benzer. Bu yüzden yıldızların rengi astronomide önemlidir.
Yaş
Astrofizikteki en büyük zorluklardan biri yıldızların yaşlarını tahmin etmektir. Bunun nedeni, yıldızların doğrudan ölçülememesi ve yalnızca birinin bilinen bir yaşının olmasıdır. Astrofiziğin çoğu yıldız çağları etrafında döner. İşte bilim adamlarının yıldız yaşlarını tahmin etmelerinin bazı yolları. 1. Kendinize şunu sorun: “Nereden biliyorsun?”
İlk olarak, kümenizdeki yıldızların kütlesini belirleyin. Yüksek kütleli yıldızlar, düşük kütleli yıldızlardan daha büyüktür ve daha yüksek kütleleri daha hızlı tükenecektir. Daha düşük kütleli yıldızlar hala hidrojeni kaynaştırırken, daha yüksek kütleli yıldızlar zaten ölmekte olan süperdevler haline geldi. Gözlem ve teoriyi birleştirerek bir kümenin yaşını belirleyebilirsiniz. Bu, güneş sistemimizin ötesinde uzaylı yaşamı araştırmanızı planlamanıza yardımcı olabilir.
Yıldızların yaşını tahmin etmenin bir başka yolu da kütle evrimini belirlemektir. Yıldızlar zaman içinde gözlemsel özelliklerini değiştirir ve bazı değişiklikler gözle görülürken, diğerleri belirsizdir. Kütle, evrim ve yoldaşların varlığı, bir yıldızın yaşını etkiler. Bir yoldaş yıldız gözlemlerseniz, verilerden yıldızın yaşını da hesaplayabilirsiniz. Kırmızı dev-mesafe astronomisi adı verilen yeni bir yöntem, bu bilgiyi kullanarak bir yıldızın yaşını belirlemenizi sağlıyor.
Diğer yöntem ise yıldızın dönüş periyodunu ölçmektir. NGC 6811’deki yıldızların dönüş periyodunu ölçerek yaşlarını elde edebilirsiniz. Bu tekniğe gyrochronology denir ve yıldız dönüşlerini bir saat olarak kullanır ve bilinen yıldız yaşlarıyla kalibre eder. Göksel bir zaman tutucu gibidir. Yıldızların yaşını belirlemenin mükemmel bir yoludur ve her tür yıldıza uygulanması kolay bir yöntem, yıldız jirokronolojisi olarak bilinir.
Fiziksel Özellikler
Yıldızların fiziksel özelliklerinin temelleri kütleleri, parlaklıkları ve yaşlarıdır. Bu özellikler bir yıldızın boyutu ve sıcaklığı ile ilgilidir. Bir sonraki bölümde, yıldızların yaşam döngüsünü öğreneceğiz. Ayrıca bir yıldızın nasıl büyüdüğünü, değiştiğini ve öldüğünü de öğreneceğiz. Bir yıldızı güneşten farklı kılan nedir? Nasıl bilebiliriz? İki olası cevap var. Birincisi, bir yıldızın orijinal kütlesine bağlı olarak iki farklı yolu olmasıdır.
Enerji üretim süreçlerini ve bir yıldızın evrimini anlamak karmaşık bir süreçtir. Bir yıldızın temel gözlemlenebilirlerini tahmin etmek için gözlemler ve teorik modeller kullanılır. Yıldızların fiziksel özelliklerindeki en küçük değişikliklerin bile yıldızın radyasyon spektrumları üzerinde ciddi etkileri olabilir. Yıldızların evrimini anlamak, nasıl oluştuklarını daha iyi anlamak için kritik bir adımdır. Bunu yapmak için önce yıldızların yapısını anlamamız gerekir.
Kırmızı devler ve turuncu devler iki farklı yıldız türüdür. Bunlar, yüksek parlaklıklara, ancak düşük yüzey sıcaklıklarına sahip evrimleşmiş yıldızlardır. Kırmızı devler turuncu devlerden daha soğuktur ve oksijenden daha fazla karbona sahiptirler. Portakal devleri eşit miktarda karbon ve oksijene sahiptir. Samanyolu’ndaki en yaygın yıldız türüdür. Kütlesi daha düşük olanlara S-tipi yıldızlar denir. Galaksideki yıldızların yaklaşık %80’ini oluşturan en düşük kütleli yıldızlardır.
Hertzsprung-Russell diyagramı, yıldız parlaklığının yüzey sıcaklığına karşı dağılımını gösterir. Yıldızların ana dizisi, yüksek sıcaklıktan düşük sıcaklığa doğru bir sürekliliktir ve çoğu yıldız bu spektrumda yer alır. Protonların helyuma dönüşmesinden enerji elde ederler. Yıldızların yaklaşık %90’ı anakol yıldızlarıdır, oysa yüzde onu beyaz cüceler ve yüzde birden azı devlerdir.
Kimyasal Şekillenme
1879’da astronom Cecilia Payne-Gaposchkin, Güneş’in ve diğer yıldızların nasıl farklı elementlerden oluştuğunu detaylandıran “Yıldızların Kimyasal Yapısı” adlı tezini yayınladı. Ayrıca, daha önce inanıldığı gibi, yıldızların bileşiminin esas olarak hidrojenden yapılmadığını da gösterdi. Payne, yıldız spektrumlarının ölçümlerini kullanarak hidrojen ve helyumun yıldızların ana bileşenleri olduğu sonucuna vardı.
Önceki çalışmalar, yıldızların kütlece yüzde ona kadar ağır elementler içerdiğini öne sürmüştü. Ancak yıldız atmosferlerinden ve yıldızlararası malzemelerden elde edilen veriler bu fikirle çelişiyor. Bunun yerine, hidrojen ve helyum, yıldız kütlesinin yüzde 99’unu oluşturur. Yıldızlar oluştuğunda, ortalama moleküler ağırlıkları veya m, 0,5’e yakındı. m’deki herhangi bir artış, termonükleer reaksiyonlarla hidrojenin helyuma sentezine bağlanabilir.
Yıldızların bileşimi zaman içinde en yaşlıdan en küçüğüne kadar büyük ölçüde değişir. Örneğin, bir yıldızın sıcaklığı, kimyasal yapısını etkiler. Yıldızlar genellikle Dünya’dan daha soğuktur, bu nedenle bir yıldızın kimyasal yapısı parlaklığını ve tayf çizgisini etkileyebilir. Yıldızların bileşimi, evrenin ve galaksilerin evrimini anlamak için çok önemlidir. Son zamanlarda, gökbilimciler eski bir yıldızın sönük yıldız halesinde geçiş elementleri arsenik ve selenyumun varlığını tespit ettiler. Bu keşfin gezegenlerin, galaksilerin ve yıldızların gelişimi üzerinde etkileri var.
Yıldızların kimyasal yapısı, içinde doğdukları maddeye de bağlıdır. Erken evrende elementler yoktu, bu yüzden Galaksideki tüm yıldızlar sadece hidrojen ve helyum içeriyordu. Ancak yıldızların evrimi sırasında, yıldızların kimyasal yapısı değişir ve bir zamanlar onları oluşturan elementler, yıldızın iç kısmında yeniden yaratılır. Ve yeni malzeme daha sonra sonraki nesil yıldızlara dönüştürülür. Ancak, neden evrimleştiklerini ve onları benzersiz kılan şeyin ne olduğunu hala anlamıyoruz.
Yorum Yok