Küçük Bir Yıldızın Yaşam Döngüsü

Yıldızlar gerçekten de yıldız tozundan doğar ve yıldızlar tüm ağır elementleri üreten fabrikalar olduğu için dünyamız ve içindeki her şey de yıldız tozundan gelir.

Çoğunlukla hidrojen gazı moleküllerinden oluşan bulutlar, yerçekimi onları kendi üzerlerine çökmeye ve yıldızlar oluşturmaya zorlayana kadar uzayın düşünülemez soğukluğunda yüzer.

Tüm yıldızlar eşit yaratılmıştır, ancak insanlar gibi birçok varyasyona sahiptirler. Bir yıldızın özelliklerinin birincil belirleyicisi, oluşumunda yer alan yıldız tozu miktarıdır.

Bazı yıldızlar çok büyüktür ve kısa, muhteşem yaşamları vardır, diğerleri ise o kadar küçüktür ki, ilk etapta bir yıldız olmak için zar zor yeterli kütleye sahiptirler ve bunların son derece uzun ömürleri vardır. NASA ve diğer uzay yetkililerinin açıkladığı gibi, bir yıldızın yaşam döngüsü büyük ölçüde kütleye bağlıdır.

Yaklaşık olarak güneşimizin büyüklüğündeki yıldızlar küçük yıldızlar olarak kabul edilir, ancak kırmızı kadar küçük değildirler. Güneşinkinin yaklaşık yarısı kadar bir kütleye sahip olan ve sonsuz olmaya bir yıldızın yapabileceği kadar yakın olan cüceler almak.

G-tipi anakol 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 dramatik bir şekilde yaşamlarına son verirler.

Ayaklarımızı yere yapıştıran ve yörüngelerinde dönen gezegenleri tutan o gizemli güç olan yerçekimi, yıldız oluşumundan sorumludur. Evrenin etrafında yüzen yıldızlararası gaz ve toz bulutları içinde yerçekimi, molekülleri küçük kümeler halinde birleştirir ve bunlar ana bulutlarından ayrılarak ilk yıldızlara dönüşür. Bazen çöküş, bir süpernova gibi kozmik bir olay tarafından hızlandırılır.

Artan kütleleri sayesinde önyıldızlar daha fazla yıldız tozu çekebilirler. Momentumun korunumu, çöken maddenin dönen bir disk oluşturmasına ve sıcaklığın Artan basınç ve gaz molekülleri tarafından serbest bırakılan kinetik enerji nedeniyle artar. merkez.

Diğer yerlerin yanı sıra Orion Bulutsusu'nda birkaç protostarın var olduğuna inanılıyor. Çok genç olanlar gözle görülemeyecek kadar dağınıktır, ancak birleştikçe sonunda opaklaşırlar. Bu gerçekleştiğinde, madde birikimi çekirdekte kızılötesi radyasyonu yakalar, bu da sıcaklığı ve basıncı daha da artırır ve sonunda çekirdeğe daha fazla maddenin düşmesini önler.

Yıldızın zarfı, inanılmaz bir şey gerçekleşene kadar maddeyi çekmeye ve büyümeye devam eder.

Nispeten zayıf bir kuvvet olan yerçekiminin termonükleer reaksiyona yol açan olaylar zincirini hızlandırabileceğine inanmak zor, ama olan bu. Önyıldız madde biriktirmeye devam ederken, çekirdekteki basınç o kadar yoğun hale gelir ki, hidrojen helyuma dönüşmeye başlar ve önyıldız bir yıldız olur.

Termonükleer aktivitenin ortaya çıkışı, yıldızdan dönme ekseni boyunca titreşen yoğun bir rüzgar yaratır. Yıldızın çevresinde dolaşan malzeme bu rüzgar tarafından fırlatılır. Bu, yıldız oluşumunun, patlamalar ve patlamalar dahil olmak üzere güçlü yüzey aktivitesi ile karakterize edilen T-Boğa evresidir. Güneş büyüklüğündeki bir yıldız için birkaç milyon yıl süren bu evrede yıldız, kütlesinin yüzde 50'sini kaybedebilir.

Sonunda, yıldızın çevresindeki malzeme dağılmaya başlar ve geriye kalanlar birleşerek gezegenlere dönüşür. Güneş rüzgarı azalır ve yıldız ana dizide bir istikrar periyoduna yerleşir. Bu süre zarfında, çekirdekte meydana gelen hidrojenin helyumla füzyon reaksiyonu tarafından üretilen dışa doğru kuvvet, yerçekiminin içe doğru çekimini dengeler ve yıldız ne madde kaybeder ne de kazanır.

Gece gökyüzündeki yıldızların çoğu ana dizi yıldızlarıdır, çünkü bu periyot herhangi bir yıldızın ömründe açık ara en uzun olanıdır. Ana dizideyken, bir yıldız hidrojeni helyuma dönüştürür ve hidrojen yakıtı bitene kadar bunu yapmaya devam eder.

Füzyon reaksiyonu, büyük yıldızlarda küçüklere göre daha hızlı gerçekleşir, bu nedenle büyük yıldızlar beyaz veya mavi ışıkla daha sıcak yanar ve daha kısa sürede yanarlar. Güneş büyüklüğünde bir yıldız 10 milyar yıl yaşarken, süper kütleli bir mavi dev sadece 20 milyon yıl yaşayabilir.

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

Protonlar hidrojen çekirdekleridir ve bir yıldızın çekirdeğinde, elektrostatik itmenin üstesinden gelmek için yeterince hızlı hareket ederler ve helyum-2 çekirdeği oluşturmak üzere çarpışırlar ve bir v-nötrino ve süreçte bir pozitron. Başka bir proton, yeni oluşturulmuş bir helyum-2 çekirdeğiyle çarpıştığında, helyum-3'e kaynaşır ve bir gama fotonu serbest bırakır. Son olarak, iki helyum-3 çekirdeği, bir helyum-4 çekirdeği ve zincirleme reaksiyona devam eden iki proton daha oluşturmak için çarpışır, böylece, toplamda, proton-proton reaksiyonu dört proton tüketir.

Ana reaksiyonda meydana gelen bir alt zincir berilyum-7 ve lityum-7 üretir, ancak bunlar bir pozitronla çarpışmadan sonra iki helyum-4 çekirdeği oluşturmak için birleşen geçiş elementleridir. Başka bir alt zincir, kararsız olan ve kendiliğinden iki helyum-4 çekirdeğine ayrılan berilyum-8 üretir. Bu alt süreçler toplam enerji üretiminin yaklaşık yüzde 15'ini oluşturmaktadır.

Bir insanın yaşam döngüsündeki altın yıllar, enerjinin azalmaya başladığı yıllar ve aynısı bir yıldız için de geçerlidir. Düşük kütleli bir yıldız için altın yıllar, yıldızın çekirdeğindeki tüm hidrojen yakıtını tükettiğinde meydana gelir ve bu dönem aynı zamanda ana dizi olarak da bilinir. Çekirdekteki füzyon reaksiyonu durur ve dış helyum kabuğu çöker, çöken kabuktaki potansiyel enerji kinetik enerjiye dönüştürülürken termal enerji yaratır.

Ekstra ısı, kabuktaki hidrojenin yeniden kaynaşmaya başlamasına neden olur, ancak bu sefer reaksiyon, yalnızca çekirdekte meydana geldiğinden daha fazla ısı üretir.

Hidrojen kabuğu tabakasının füzyonu, yıldızın kenarlarını dışarı doğru iter ve dış atmosfer genişleyip soğuyarak yıldızı kırmızı bir dev haline getirir. Bu, yaklaşık 5 milyar yıl içinde güneşe olduğunda, Dünya'ya olan mesafesinin yarısını genişletecek.

Kabukta meydana gelen hidrojen füzyon reaksiyonları tarafından daha fazla helyum atıldığından, genişlemeye çekirdekte artan sıcaklıklar eşlik eder. O kadar ısınır ki çekirdekte helyum füzyonu başlar, berilyum, karbon ve oksijen üretir ve bu reaksiyon (helyum parlaması olarak adlandırılır) başladığında hızla yayılır.

Kabuktaki helyum tükendikten sonra, küçük bir yıldızın çekirdeği, yaratılmış olan daha ağır elementleri kaynaştırmak için yeterli ısı üretemez ve çekirdeği çevreleyen kabuk tekrar çöker. Bu çöküş, kabukta helyum füzyonunu başlatmaya yetecek kadar önemli miktarda ısı üretir ve yeni reaksiyon, yıldızın yarıçapının orijinalinin 100 katına kadar arttığı yeni bir genişleme dönemi başlatır. yarıçap.

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

Çocuklar için bir yıldızın yaşam döngüsüyle ilgili herhangi bir hikaye, gezegenimsi bulutsuların bir açıklamasını içermelidir, çünkü onlar evrendeki en çarpıcı fenomenlerden bazılarıdır. Gezegenimsi bulutsu terimi yanlış bir adlandırmadır, çünkü gezegenlerle hiçbir ilgisi yoktur.

Tanrı'nın Gözü'nün (Helix Bulutsusu) dramatik görüntülerinden ve interneti dolduran bu tür diğer görüntülerden sorumlu olan fenomendir. Doğası gereği gezegensel olmaktan çok uzak, gezegenimsi bir bulutsu, küçük bir yıldızın ölümünün imzasıdır.

Yıldız ikinci kırmızı dev evresine doğru genişlerken, çekirdek aynı anda çökerek süper sıcak beyaz bir renge dönüşür. Cüce, orijinal yıldızın kütlesinin çoğuna Dünya boyutunda bir pakette yer alan yoğun bir kalıntıdır. küre. Beyaz cüce, genişleyen kabuktaki gazı iyonize eden ve dramatik renkler ve şekiller üreten ultraviyole radyasyon yayar.

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

Beyaz cücenin içinde hiçbir füzyon reaksiyonu meydana gelmez, ancak yaydığı enerji miktarını sınırlayan küçük yüzey alanı sayesinde sıcak kalır. Sonunda soğuyarak siyah, hareketsiz bir karbon ve dejenere elektron yığını haline gelecek, ancak bu 10 ila 100 milyar yıl sürecek. Evren henüz bunun gerçekleşmesi için yeterince yaşlı değil.

Güneş büyüklüğündeki bir yıldız, hidrojen yakıtını tükettiğinde beyaz cüceye dönüşecek, ancak çekirdeğinde Güneş'in 1.4 katı büyüklüğünde bir kütleye sahip bir yıldız farklı bir akıbete uğrayacak.

Chandrasekhar limiti olarak bilinen bu kütleye sahip yıldızlar çökmeye devam eder, çünkü çekim kuvveti elektron dejenerasyonunun dışa direncini yenmek için yeterlidir. Beyaz cüceler olmak yerine nötron yıldızları olurlar.

Chandrasekhar kütle sınırı, yıldızın kütlesinin çoğunu yaydıktan sonra çekirdeğe uygulandığından ve kayıp kütle dikkate değer bir şekilde, yıldızın bir nötron yıldızı haline gelmesi için kırmızı dev aşamasına girmeden önce güneşin kütlesinin yaklaşık sekiz katı olması gerekir.

Kırmızı cüce yıldızlar, güneş kütlesinin yarısı ile dörtte üçü arasında kütleye sahip olanlardır. Tüm yıldızların en havalılarıdır ve çekirdeklerinde çok fazla helyum biriktirmezler. Sonuç olarak, nükleer yakıtlarını tükettiklerinde kırmızı dev olmak için genişlemezler. Bunun yerine, bir gezegenimsi bulutsu üretmeden doğrudan beyaz cücelere dönüşüyorlar. Bu yıldızlar çok yavaş yandıkları için, içlerinden birinin bu süreçten geçmesi uzun bir zaman -belki de 100 milyar yıl kadar- olacaktır.

Kütlesi 0,5 güneş kütlesinden az olan yıldızlar, kahverengi cüceler olarak bilinir. Gerçekte yıldız değiller çünkü oluştuklarında hidrojen füzyonunu başlatmak için yeterli kütleye sahip değillerdi. Yerçekiminin sıkıştırıcı kuvvetleri, bu tür yıldızların ışıması için yeterli enerji üretir, ancak tayfın uzak kırmızı ucunda zar zor algılanabilen bir ışık vardır.

Yakıt tüketimi olmadığı için, böyle bir yıldızın evren var oldukça olduğu gibi kalmasını engelleyecek hiçbir şey yoktur. Güneş sisteminin yakın çevresinde bir veya daha fazla olabilir ve çok loş bir şekilde parladıkları için orada olduklarını asla bilemeyiz.