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. Bu, aşağıdaki resimde gösterilmiştir:
Hidrostatik denge
Hidrostatik dengenin gösterimi
Çekirdekte 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.
Hertzsprung Russell Diyagramı Yıldızları
Ana diziyi gösteren Hertzsprung Russell diyagramı
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:
Yıldızların öznel evresi
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 Sınıfı
İK Diyagramının Kızıl Dev Sınıfı
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. Bu aşamada meydana gelen birçok iç olay vardır. Tartışmak istediğim en önemli şey araştırmak.
Tarama
Güneş’in iç yapısı
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.
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.
