Yıldızların Doğuşu
En baştan başlayacağım. Evren iki ana unsurdan oluşur ve bunlar hidrojen ve helyumdur. Bu iki elementten oluşan devasa toz ve gaz bulutları var. Zamanla, bu bulutlar bir araya gelir. Boyutları ışık yılı boyunca olabilir .
Bir toz ve gaz bulutu yeterince büyük hale geldiğinde (Kot sınırı olarak adlandırılan kritik bir kütle sınırını aşar), yerçekimi altında çökmeye başlar. Bu çöküş uzun süre devam eder ve dönen bir kütle küresi oluşturur. Bu kütle toz ve gazla örtülür. Sıcaklığı artmaya devam ediyor. Yaklaşık 15 milyon K değerine ulaştığında hidrojen füzyonu başlar ve bir yıldız doğar. Bu yıldız, Hertzsprung Russell diyagramındaki ana diziye girer .
Ana Dizi Aşaması
Ana dizi, HR diyagramında, hidrojeni çekirdeklerindeki helyuma birleştiren bir yıldız grubudur. Güneşimiz ana dizi yıldızıdır. Ana dizi fazının en tuhaf özelliği yıldızın mutlu olmasıdır. Bu, mükemmel hidrostatik dengede olduğu anlamına gelir. Büyük boyutu nedeniyle, yerçekimi onu ezmeye çalışır. Bu içe doğru çekim kuvveti, çekirdekteki nükleer reaksiyondan dışarıya çıkan gaz basıncı ile mükemmel bir şekilde dengelenir.
Özde, hidrojen, bir önceki makalede tartıştığımız PP zinciri veya CNO döngüsü tarafından helyuma dönüştürülmektedir . Güneş benzeri orta büyüklükteki yıldızlarda PP zinciri hakimdir. Yavaş bir reaksiyon. Bu yüzden Güneş’in hidrojeni çekirdeğinde tamamen helyuma dönüştürmesi yaklaşık 10 milyar yıl alacaktır. Nükleer reaksiyonun sadece sıcaklığın yeterince yüksek olduğu çekirdek bölgede (15 milyon K) gerçekleştiğine dikkat edin. Güneş’in yüzey sıcaklığı sadece 6.000 K’dır.
Kalkış Noktası
Bir gün, tüm hidrojen çekirdekte helyuma dönüşür. Bir sonraki nükleer reaksiyon, üçlü alfa işlemi yoluyla helyuma karbondur, ancak sorun sıcaklıktır. Çekirdek 15 milyon K’dadır ve üçlü alfa sürecini başlatmak için gereken sıcaklık yaklaşık 100 milyon K’dır. Bu yüksek sıcaklığın yokluğunda çekirdek kapanır ve atıl hale gelir. Bu sapma noktası olarak bilinir. Yıldız şimdi ana diziden çıkar ve alt dallara doğru ilerler.
Subgiant Aşaması
Bunu mümkün olduğunca kolaylaştırmaya çalışacağım. Yıldız sapma noktasına ulaştığında, devam eden bir çekirdek reaksiyon yoktur. Şimdi, hidrojeni aşağıda gösterildiği gibi helyum çekirdeği etrafındaki kalın bir kabukta helyuma kaynaştırmaya başlar.
Schonberg-Chandrasekhar sınırı (SC sınırı) olarak bilinen bir çekirdek kütle sınırı vardır . Kavram basit. Çekirdeğin kütlesi bu sınırı aşarsa, çekirdek artık termal dengede kalamaz. Güçlü bir sıcaklık gradyanı gelişmeye başlar, yani çekirdek izotermal değildir. Kabuk hidrojen füzyonu nedeniyle, atıl helyum çekirdeğinin kütlesi, “kül” yukarıdan düştükçe artmaya başlar. Çekirdek kütle SC sınırını arttırdığında, küçülür ve ısınmaya başlar. Başlangıçtaki çekirdek kütleye bağlı olarak, yıldızların bu sınıra ulaşması için geçen süre değişir. Bu iç hikayeydi. Dışarıda, kabuk füzyonu nedeniyle, yıldızın dış katmanları genişler ve serinler.
Kırmızı Dev Şube
Kızıl Dev Şube (RGB) ve kapanış noktası
Yıldızın çekirdeği şimdi ısınıyor. Dışarıda, boyutu artıyor ve genişleme nedeniyle yüzey soğuyor. Başka bir deyişle, yıldız kırmızı bir dev haline geliyor ve Hertzsprung Russell diyagramında sağa doğru hareket ediyor ve Kızıl Dev Dal’a (RGB) yükseldiği söyleniyor.
Yıldızın içinde 3 ana bölge vardır: Çekirdek, radyasyon bölgesi ve konveksiyon bölgesi (görüntüde sırasıyla 1,2 ve 3 olarak işaretlenmiştir). Çekirdekten gelen ısı radyasyon bölgesine doğrudan radyasyon yoluyla ulaşır. Konveksiyon bölgesinde, plazma konveksiyon akımlarındadır.
Bir tencereye su ısıtmayı hayal edin. Benzer şekilde, radyasyon bölgesinin yakınındaki sıcak plazma yükselir, yüzeye gelir, soğur ve geri düşer. RGB aşamasında, bu konveksiyon bölgesi çekirdek bölgeye yakın derinleşir. Bu, helyum ve karbon gibi ağır füzyon elemanlarının onunla karışmasına ve sonunda spektrumunda tespit edildikleri yüzeye gelmesine neden olur. Bu fenomen araştırmak olarak bilinir. Bir tarama, yıldızların iç reaksiyonları hakkında önemli bilgiler verir.
Helyum Flaşı
Çekirdek sıcaklığı 100 milyon K’ye ulaştığında, helyum füzyonu kaçak bir şekilde başlar. Bu helyum flaş olarak bilinir. O kadar patlayıcı bir olay ki, çekirdeğin% 6’sı aniden karbona dönüşüyor. Yıldız daha sonra üçlü alfa işlemi ile helyumu karbona kaynaştırmaya başlar.
RGB’de yıldız hidrostatik dengede değildi. Çekirdek nükleer reaksiyonun yokluğunda yerçekimi üstünlük kazanmış ve yıldızı eziyordu. Çekirdek bu kırma kuvveti ile ısınıyordu. Ama neden yerçekimi yıldızı ezmedi? Sonuçta RGB’de bunun için yaklaşık 2 milyar yıl vardı. Cevap elektron dejenerasyon basıncıdır.
Hepimiz elektronların Fermiyonlar olduğunu biliyoruz ve Pauli’nin dışlama ilkesine uyuyorlar. Böylece iki elektron aynı kuantum halini işgal edemez. Maddeyi ezmeye çalıştığımızda, elektronlar en düşük kuantum durumlarını işgal etmeye başlar ve daha fazla ezilme, dejenerasyon basıncı olarak bilinen bu elektronlardan dışarı doğru bir basınç ile sonuçlanır. Bu yozlaşma baskısı Pauli’nin dışlama ilkesinden kaynaklanıyor.
Böylece çekirdek dejenere olur ve helyum flaşından salınan muazzam enerji, bu dejenerasyonu kaldırmak için kullanılır. Tüm yıldızların flaştan önce dejenere olmadığını ve bu nedenle büyük yıldızlar için flaş oluşmadığını unutmayın.
Helyum parladıktan sonra, çekirdek tekrar aktif hale gelir. Şimdi çekirdek, üçlü alfa süreci ile helyumu karbona dönüştürüyor. Yıldız büzülür ve yüzey sıcaklığı artar. Böylece İK diyagramında sola hareket eder. Yatay dal adı, farklı spektral tiplerde (yüzey ekseni, x ekseninde) yatay bir yıldız dalında aynı parlaklığa (yıldız, parlaklık, y ekseni) sahip yıldızların varlığı nedeniyle verilir. Bir HB yıldızı şu şekilde karakterize edilir: helyum yakan bir çekirdek, ardından hidrojen yakan bir zarf veya kabuk.
Asimptotik Dev Şube
Bir gün yıldızın özünde helyum bitiyor. Tüm helyum karbona dönüştürüldü ve çekirdek yine inert hale geldi. Bunun nedeni, karbon füzyonunun 500 milyon K’lik bir sıcaklık gerektirmesidir. Bu senaryoda, hidrojeni helyuma kaynaştıran kabuk şimdi helyumu karbona yakmaya başlar. Bu kabuğun yanındaki yeni bir kabuk, aşağıda gösterildiği gibi hidrojeni helyuma yakmaya başlar.
Yıldız tekrar yüzey sıcaklığı düştükçe HR diyagramının sağına hareket eder. Bu önceki RGB’ye paraleldir ve bu nedenle bu yeni dal Asimptotik Dev Dal (AGB) olarak bilinir. AGB yıldızları çok büyük. İnert bir karbon çekirdeği, ardından helyum yakan bir kabuk ve hidrojen yakan bir kabuk ile karakterizedir. Birincisi yıldızı şişirir ve yarıçapı 1 AU kadar büyük olabilir. Bu yıldızlarda ikinci bir tarama meydana gelir. Serin ve masif AGB yıldızlarının spektrumlarında güçlü karbon çizgileri göstermesinin nedeni budur.
Güneş benzeri yıldızlar, çekirdekte tam ölçekli bir karbon füzyonuna ev sahipliği yapma potansiyeline sahip değildir. Dış malzemelerinin çoğunu gezegenimsi bir bulutsu olarak dışarı atarlar ve karbon-oksijen çekirdeği açıkta kalır. Bu karbon-oksijen beyaz cücelerden sorumludur. Beyaz cücelerin herhangi bir nükleer reaksiyonu yok. Böyle bir durumda, çöküşleri yukarıda tartıştığımız elektron dejenerasyon basıncı ile durdurulur.
Beyaz cüceler, küçük ve orta boy yıldızların uç noktalarıdır. Son derece yoğundurlar çünkü beyaz cüceleri oluşturan madde dejenere olur. Malzemesinden bir çay kaşığı bile Dünya üzerindeki en ağır nesneden ağır basabilir. Bu noktada beyaz cüceler ile ilgili bir terimi tartışmak önemlidir: Chandrasekhar sınırı , Hindistan Astrofizikçisi S.Chandrasekhar tarafından 19 yaşında. Chandrasekhar sınırı, elektron dejenerasyonu tarafından desteklenebilecek maksimum beyaz cücelerin kütlesidir. basınç. Kütle bu sınırı geçerse, elektron dejenerasyon basıncı muazzam yerçekimi çöküşünü durdurmak için yetersiz olacaktır. Sonuç olarak, nötron yıldızları veya kara delikler oluşabilir.
İK diyagramında, beyaz cüceler sol alt köşededir. Bu, çok yüksek bir yüzey sıcaklığına sahip oldukları, ancak küçük boyutları nedeniyle, enerji çıktıları veya parlaklıkları daha az olduğu anlamına gelir.
