Yıldızların: Farklı renkleri vardır. Bu, onların farklı sıcaklıklarda olduklarını gösterir. Daha sıcak yıldızlar, ömürlerini daha hızlı tüketirler.

Transkript

1 Yıldızların Hayatı

2

3 Yıldızların: Farklı renkleri vardır Bu, onların farklı sıcaklıklarda olduklarını gösterir Daha sıcak yıldızlar, ömürlerini daha hızlı tüketirler.

4 Yıldız Oluşum Bölgeleri Evren, yıldız oluşturacak madde ile doludur.

5 Yıldız yaşamı bir bulutta başlar Bulutlar, yıldızların oluştuğu gaz ve tozu içeriler. Bu, bildiğimiz toz değildir İçeriğinde, düzensiz karbon ve silikon partikülleri bulunur.

6 Çökerek, ön yıldız oluşturma... Yıldız, ilk olarak yavaş bir şekilde gaz ve tozu üzerinde biriktirir. Bu yığın, kütle çekimi ile gitgide daha fazla madde biriktirmeye başlar. F = Gm 1 m 2 r 2 Yoğunlaşma nedeniyle sıcaklık ve basınç yavaş yavaş artmaya başlar.

7 Nükleer Füzyon! Yıldızın merkezi sıcaklığı 15 milyon santigrad dereceye eriştiğinde, füzyon başlar! 4 ( 1 H) --> 4 He + 2 e nötrino + enerji Peki bu enerji nereden gelmektedir? Dört tane 1 H kütlesi > bir tane 4 He kütlesi E = mc 2

8 Ne kadar enerji..? 4 ( 1 H) 4 He + 2 e nötrino + enerji Yayınlanan enerji = 25 MeV = 4 x Joule = 1 x Kalori Fakat Güneş te bu işlem saniyede defa gerçekleşir! Güneş in yakabileceği H atomu vardır!

9 Dengeleme görevi... Nükleer füzyon ile salınan enerji, iç tarafa doğru olan kütle çekimine ters yönde kuvvet oluşturur. Bu iki kuvvet, yaşamı boyunca bir yıldızın evrim aşamalarını belirler. Kütle çekimi Isısal basınç

10 Yeni yıldızlar sakin olmazlar! 200 AB Genç bir çift yıldız sisteminden atılan gaz

11 Farklı türden yıldızlar Tekrar hatırlayalım- Yıldızların farklı renkleri vardır

12 Farklı türden yıldızlar Annie J Cannon ( )

13 Yaşam döngüsü Güneş benzeri yıldızlar Büyük kütleli yıldızlar

14 Bildiğimiz Kırmızı Dev Yıldızın Boyutu Yer Yörüngesinin Boyutu Jüpiter Yörüngesinin Boyutu

15 Sonun başlangıcı: Kırmızı Devler Çekirdekteki hidrojen tükendiği zaman... Kütle Nükleer füzyon ile üretilen enerji çekimi kütle çekimini dengelemekteydi. Isısal basınç Çekirdek çöker, Çökmenin ürettiği kinetik enerji, ısıya dönüştürülür. Bu sıcaklık dış katmanların genişlemesine neden olur. Bu arada çekirdeğin çökmesi ile, Sıcaklık ve Basınç artar...

16 Daha fazla füzyon! 100 milyon santigrad derecede Helyum yanmaya başlar: 3 ( 4 He) --> 12 C + enerji (Orta düzeyde üretilir) (Sadece 7.3 MeV üretilir) Enerji, Kırmızı Dev in genişlemiş dış katmanlarının çökmesini engeller

17 Güneş türü yıldızların sonu Helyum tükendikten sonra, yıldızın dış katmanları atılır Gezegenimsi Bulutsu

18 Beyaz Cüceler Gezegenimsi Bulutsu nun merkezinde Beyaz Cüce bulunur. Boyutları Yer kadar, ancak kütlesi Güneş kadardır. Bir çay kaşığı madde, bir ton ağırlığında İçe doğru olan kütle çekim gücü, elektronların itici gücü ile dengelenir.

19 Yüksek kütleli yıldızların kaderi Helyum tükendikten sonra, çekirdek yeniden çökmeye başlar. Sıcaklık Karbon u, Magnezyum veya Oksijen e dönüştürmeye yetecek kadar yükselene kadar C + 12 C --> 24 Mg OR 12 C + 4 H --> 16 O Bu işlemler boyunca, ard arda ağır elementler oluşurlar ve yanarlar.

20 Periyodik Tablo Hafif Elementler Ağır Elementler 28 Si He 7( 3( 4 C O 4 ( He) 1 + H) C-N-O O C He Ni 20 C Çevrimi Ne Mg S O + enerji + enerji 56 Fe

21 Kütleli Yıldızlar için yolun sonu... Kütleli yıldızlar birbirini takip eden elementleri yakarlar. Demir en kararlı elementtir. Bu nedenle füzyonun da sınırıdır. Enerji üretmek yerine, enerji kullanır.

22 Süpernova!

23 Süpernova Kalıntıları: SN1987A a b c d a) Optik - Şubat 2000 Parlak madde, SN olmadan binlerce yıl evvel yıldızdan atılmıştır. b) Radyo - Eylül 1999 c) X-ışın - Ekim 1999 d) X-ışın - Ocak 2000 SN den gelen şok dalgası, çevresindeki gazı ısıtmakta

24 Süpernova Kalıntıları: Cas A Optik X-ışın

25 Süpernovalardaki Elementler Tüm X-ışın Enerjisi Silikon Kalsiyum Demir

26 Süpernova dan geriye ne kalır? Nötron Yıldızı (eğer çekirdek kütlesi < 5 x Güneş) Çökme sırasında proton ve elektronlar birleşerek, nötronları oluşturular. 10 Km çapında olur Karadelik (eğer çekirdek kütlesi > 5 x Güneş)

27 Tamamen yeni bir yaşam: X-ışın çiftleri Yakın çift sistemlerde madde, normal yıldızdan Nötron yıldızı veya Karadeliğe doğru akar. Nötron yıldızı/karadeliği çevreleyen gaz diskinden X-ışınları yayınlanır.

28 Karadelikler Yığılma Diski Olay Ufku En büyük yoğunluk bölgesi (singularity) (merkezin derinlikleri) Jet (her zaman oluşmaz)

29 SN ile YıldızlarArasıMadde Etkileşimi Supernovalar, yıldızlar arasında bulunan gaz ve tozu sıkıştırır. Bu gaz aynı zamanda atılan madde ile zenginleştirilir. Sıkıştırma işlemi, gaz ve tozun çökmesini başlatır. Sonuçta yeni yıldızlar doğar.

30