Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Helyum parlaması yaklaşık Güneş kütlesinde bir yıldızın (0,8 Güneş kütlesi ila 2,3 Güneş kütlesi arası) kırmızı dev aşamasından sonra geçirdiği bir evredir. Yıldızın çekirdeğindeki helyum atomları çok kısa bir süreç içerisinde birbirleriyle üçlü alfa süreci ile kaynaşarak karbon atomlarına dönüşürler ve bu süreçte çok büyük enerji ortaya çıkar. Güneş anakol yıldızı olmaktan çıkıp kırmızı dev aşamasına geldikten yaklaşık 1,2 milyar yıl sonra helyum parlaması geçirecektir.
Düşük kütleli yıldızlarda helyum parlaması
0,8 Güneş kütlesinin altındaki yıldızların hidrojen yakıtı tükendikten sonra çekirdekteki helyum atomları dejenere hale gelir ve yıldızın kütleçekim kuvvetine karşı kuantum fiziksel bir basınç ortaya çıkar. Bu durum yıldızın sıcaklığının yaklaşık 100 milyon Kelvin'e ulaşmasına sebep olur ancak bu sıcaklık bile helyum füzyonu için yeterli seviyede değildir.
Ancak yıldızın dış katmanları çekirdeğe doğru sıkışmaya devam eder ve bu inanılmaz basınç yıldızın sıcaklığının yaklaşık 108 K olmasına sebep olur. Bu sıcaklık helyum füzyonunu gerçekleştirmek için yeterlidir ve çok kısa bir sürede çekirdekteki ve etrafındaki helyum üçlü alfa süreci ile karbona dönüşür. İlk başta yavaş yavaş başlayan helyum füzyon tepkimeleri yavaş yavaş çekirdeğin sıcaklığını arttırmaya başlar. Ancak dejenere olmuş madde normal maddede olduğu gibi sıcaklığı arttığında genişleyemez. Genişleyemeyen yıldızdaki sıcaklık kontrol edilemez ve sıcaklık gittikçe artmaya başlar. Sıcaklık çok yüksek derecelere ulaşır ve bu sıcaklık yıldızdaki helyum atomlarının neredeyse aniden karbon atomuna dönüşmesine sebep olur. Aniden gerçekleşen bu olayda açığa çıkan enerji neredeyse bir süpernova kadardır. Ancak yıldızın dış katmanları bu enerjinin açığa çıkmasını engeller ve bu enerji yıldızın dışına çıkamaz. Dolayısıyla helyum parlamasını gözlemlememiz mümkün değildir.
İkili yıldız sistemleri
İkili yıldız sistemlerinde beyaz cüceye aktarılan hidrojen genellikle beyaz cücenin etrafında birikmeye başlar. Birikin bu hidrojen dejenere çekirdeğin etrafında bir katman oluşturacak kadar çok olabilir. Biriken bu hidrojen eğer yeterince fazla olursa bir nova oluşabilir. Eğer bu hidrojen beyaz cücenin yüzeyinde füzyon ile helyuma dönüşmeye başlarsa bu helyum atomları bir helyum parlamasını tetikleyebilir. Bazı ikili yıldız sistemlerinde büyük olan yıldız hidrojeninin tamamını kaybedip helyum vermeye başlayabilir. Helyum parlaması için gerekli olan helyum bu şekilde de sağlanabilir. Bu şekilde patlamalar sadece beyaz cücelerde değil nötron yıldızlarında da gerçekleşmektedir.
Kaynakça
- ^ a b (PDF), 12 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi, erişim tarihi: 12 Mayıs 2021
- ^ , 12 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 12 Mayıs 2021
- ^ . 12 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Mayıs 2021.
- ^ , 12 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 12 Mayıs 2021
- ^ ON THE FORMATION OF HELIUM DOUBLE DEGENERATE STARS AND PRE-CATACLYSMIC VARIABLES (PDF), 12 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından (PDF), erişim tarihi: 12 Mayıs 2021
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Helyum parlamasi yaklasik Gunes kutlesinde bir yildizin 0 8 Gunes kutlesi ila 2 3 Gunes kutlesi arasi kirmizi dev asamasindan sonra gecirdigi bir evredir Yildizin cekirdegindeki helyum atomlari cok kisa bir surec icerisinde birbirleriyle uclu alfa sureci ile kaynasarak karbon atomlarina donusurler ve bu surecte cok buyuk enerji ortaya cikar Gunes anakol yildizi olmaktan cikip kirmizi dev asamasina geldikten yaklasik 1 2 milyar yil sonra helyum parlamasi gecirecektir Uclu alfa sureciDusuk kutleli yildizlarda helyum parlamasi0 8 Gunes kutlesinin altindaki yildizlarin hidrojen yakiti tukendikten sonra cekirdekteki helyum atomlari dejenere hale gelir ve yildizin kutlecekim kuvvetine karsi kuantum fiziksel bir basinc ortaya cikar Bu durum yildizin sicakliginin yaklasik 100 milyon Kelvin e ulasmasina sebep olur ancak bu sicaklik bile helyum fuzyonu icin yeterli seviyede degildir Ancak yildizin dis katmanlari cekirdege dogru sikismaya devam eder ve bu inanilmaz basinc yildizin sicakliginin yaklasik 108 K olmasina sebep olur Bu sicaklik helyum fuzyonunu gerceklestirmek icin yeterlidir ve cok kisa bir surede cekirdekteki ve etrafindaki helyum uclu alfa sureci ile karbona donusur Ilk basta yavas yavas baslayan helyum fuzyon tepkimeleri yavas yavas cekirdegin sicakligini arttirmaya baslar Ancak dejenere olmus madde normal maddede oldugu gibi sicakligi arttiginda genisleyemez Genisleyemeyen yildizdaki sicaklik kontrol edilemez ve sicaklik gittikce artmaya baslar Sicaklik cok yuksek derecelere ulasir ve bu sicaklik yildizdaki helyum atomlarinin neredeyse aniden karbon atomuna donusmesine sebep olur Aniden gerceklesen bu olayda aciga cikan enerji neredeyse bir supernova kadardir Ancak yildizin dis katmanlari bu enerjinin aciga cikmasini engeller ve bu enerji yildizin disina cikamaz Dolayisiyla helyum parlamasini gozlemlememiz mumkun degildir Ikili yildiz sistemleriIkili yildiz sistemlerinde beyaz cuceye aktarilan hidrojen genellikle beyaz cucenin etrafinda birikmeye baslar Birikin bu hidrojen dejenere cekirdegin etrafinda bir katman olusturacak kadar cok olabilir Biriken bu hidrojen eger yeterince fazla olursa bir nova olusabilir Eger bu hidrojen beyaz cucenin yuzeyinde fuzyon ile helyuma donusmeye baslarsa bu helyum atomlari bir helyum parlamasini tetikleyebilir Bazi ikili yildiz sistemlerinde buyuk olan yildiz hidrojeninin tamamini kaybedip helyum vermeye baslayabilir Helyum parlamasi icin gerekli olan helyum bu sekilde de saglanabilir Bu sekilde patlamalar sadece beyaz cucelerde degil notron yildizlarinda da gerceklesmektedir Kaynakca a b PDF 12 Mayis 2021 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi erisim tarihi 12 Mayis 2021 12 Mayis 2021 tarihinde kaynagindan arsivlendi erisim tarihi 12 Mayis 2021 12 Mayis 2021 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 12 Mayis 2021 12 Mayis 2021 tarihinde kaynagindan arsivlendi erisim tarihi 12 Mayis 2021 ON THE FORMATION OF HELIUM DOUBLE DEGENERATE STARS AND PRE CATACLYSMIC VARIABLES PDF 12 Mayis 2021 tarihinde kaynagindan PDF erisim tarihi 12 Mayis 2021