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
Farklı yaş ve kütledeki yıldızların iç yapıları da değişik olur. Yıldızlarla ilgili yapı modelleri, bir yıldızın iç yapısını ayrıntılı olarak tanımlar ve parlaklık hakkındaki ayrıntılı tahminler de, yıldızın rengi ve gelecekteki evrimi hakkında bilgiler sunar.
Kararlı, ana dizi yıldızının içi kuvvetlerin birbirini sürekli karşıladığı sürekli bir denge hâlindedir. Birbirini dengeleyen kuvvetler içeri doğru yönelen kütleçekim kuvveti ve bunu karşılayan plazma gazının ısı enerjisidir. Bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi için tipik bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 107K ya da daha yüksek olmalıdır. Bir ana dizi yıldızının hidrojen yakan çekirdeğinde ortaya çıkan sıcaklık ve basınç çekirdek kaynaşmasının oluşması ve yıldızın daha fazla çökmesini önleyecek kadar yeterli enerji üretir.
Atom çekirdekleri yıldızın çekirdeğinde kaynaştıkça gama ışınları şeklinde enerji yayarlar. Bu fotonlar, çevresini saran plazma ile etkileşime girerek çekirdeğe ısı enerjisi eklerler. Ana dizideki yıldızlar hidrojeni helyuma çevirerek yavaş ama düzenli artan bir oran da çekirdekteki helyumu artırırlar. Sonunda helyum oranı baskın hâle gelir ve çekirdekteki enerji üretimi durur. Bunun yerine 0,4 güneş kütlesinden büyük yıldızlarda yozlaşmış helyum çekirdeğin çevresinde yavaşça genişleyen kabukta çekirdek kaynaşması oluşur.
Hidrostatik dengenin dışında kararlı bir yıldızın içinde enerji dengesini sağlayacak ısıl denge de bulunur. İçeride bulunan ışınsal sıcaklık eğimi sonucunda dışarıya doğru sürekli olarak bir enerji akışı oluşur. Yıldızın herhangi bir katmanından dışa doğru akan enerji akışı, yukarıdan içeriye doğru gelen enerji akışına tam olarak denktir.
Işınım bölgesi yıldızın içinde enerji akışını sağlayacak kadar verimli bir ışınım aktarımı olan bölgedir. Bu bölgede plazma hareketsizdir ve herhangi bir kütle hareketi sönümlenir. Eğer böyle olmazsa plazma dengesiz hâle gelir ve ısıyayımsal bölge oluşturacak şekilde ısıyayım (konveksiyon) oluşur. Bu çekirdeğin yakınında ya da dış katmanın yüksek donukluk olan bölgelerinde, çok yüksek enerji akışının ortaya çıktığı yerlerde ortaya çıkar.
Ana dizi yıldızının dış katmanlarında ısıyayımı oluşması tayf tipine bağlıdır. Güneş’in birkaç katı kütlesi olan yıldızların içlerinde ısıyayımsal, dış katmanlarında da ışınım bölgeleri bulunur. Güneş gibi küçük yıldızlar da ise tam tersi ısıyayım dış katmanlarda yer alır. 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz. Yıldızların çoğunda yıldız yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri de değişir.
Ana dizi yıldızının gözlemci tarafından görülebilen kısmına ışıkyuvar (fotosfer) denir. Bu katmanda yıldızın plazma gazı ışığın fotonlara karşı saydamlaşır. Çekirdekte üretilen enerji ışıkyuvardan uzaya doğru yayılır. Yıldızl ekeleri ya da ortalamadan düşük sıcaklığa sahip bölgelere ışıkyuvarda ortaya çıkar.
Işıkyuvarın üzerinde yıldız gazyuvarı (atmosfer) bulunur. Güneş gibi ana dizi yıldızlarında gazyuvarın en alt düzeyi içinde iğnelerin bulunduğu ve yıldız püskürtüleri başladığı ince renkyuvarıdır. Bunu 100 km. içinde çok hızlı bir şekilde sıcaklığın arttığı geçiş bölgesi çevreler. Bunun ötesinde milyonlarca kilometre dışarıya uzanabilen aşırı ısıtılmış plazma olan güneş tacı bulunur. Bir tacın oluşumu yıldızın dış katmanlarında ısıyayımın oluşumuna bağlıdır. Çok yüksek ısısına rağmen taç çok az ışık yayar. Güneş’in tacı yalnızca güneş tutulmasında görünür hâle gelir.
Taçtan sonra plazma parçacıklarından oluşan bir yıldız rüzgârı, yıldızlararası ortam ile etkileşecek şekilde dışarı doğru yayılır.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- Özel
- ^ a b c Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. .
- ^ "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. 3 Ekim 2018 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 11 Temmuz 2006.
- ^ a b . NASA. 1 Eylül 2006. 19 Kasım 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2006.
- ^ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. 17 Haziran 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 4 Ağustos 2006.
- ^ (Basın açıklaması). ESO. 1 Ağustos 2001. 25 Haziran 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2006.
- Genel
- Kippenhahn, R.; Weigert, A. (1990), Stellar Structure and Evolution, Springer-Verlag
- Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004), Stellar Interiors (2. bas.), Springer, ISBN
- Kennedy, Dallas C.; Bludman, Sidney A. (1997), "Variational Principles for Stellar Structure", Astrophysical Journal, cilt 484, s. 329, doi:10.1086/304333, arXiv:astro-ph/9610099
- Weiss, Achim; Hillebrandt, Wolfgang; Thomas, Hans-Christoph; Ritter, H. (2004), Cox and Giuli's Principles of Stellar Structure, Cambridge Scientific Publishers
- Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998), Introductory Astronomy & Astrophysics (4. bas.), Saunders College Publishing, ISBN
Dış bağlantılar
- The , stellar evolution and structure FORTRAN source code
- a FORTRAN 90 software derived from Eggleton's Stellar Evolution Code, a web-based interface can be found .
- Geneva Grids of Stellar Evolution Models 25 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde . (some of them including rotational induced mixing)
- The BaSTI 14 Temmuz 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde . database of stellar evolution tracks
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
Farkli yas ve kutledeki yildizlarin ic yapilari da degisik olur Yildizlarla ilgili yapi modelleri bir yildizin ic yapisini ayrintili olarak tanimlar ve parlaklik hakkindaki ayrintili tahminler de yildizin rengi ve gelecekteki evrimi hakkinda bilgiler sunar Kararli ana dizi yildizinin ici kuvvetlerin birbirini surekli karsiladigi surekli bir denge halindedir Birbirini dengeleyen kuvvetler iceri dogru yonelen kutlecekim kuvveti ve bunu karsilayan plazma gazinin isi enerjisidir Bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi icin tipik bir yildizin cekirdegindeki sicaklik 107K ya da daha yuksek olmalidir Bir ana dizi yildizinin hidrojen yakan cekirdeginde ortaya cikan sicaklik ve basinc cekirdek kaynasmasinin olusmasi ve yildizin daha fazla cokmesini onleyecek kadar yeterli enerji uretir Atom cekirdekleri yildizin cekirdeginde kaynastikca gama isinlari seklinde enerji yayarlar Bu fotonlar cevresini saran plazma ile etkilesime girerek cekirdege isi enerjisi eklerler Ana dizideki yildizlar hidrojeni helyuma cevirerek yavas ama duzenli artan bir oran da cekirdekteki helyumu artirirlar Sonunda helyum orani baskin hale gelir ve cekirdekteki enerji uretimi durur Bunun yerine 0 4 gunes kutlesinden buyuk yildizlarda yozlasmis helyum cekirdegin cevresinde yavasca genisleyen kabukta cekirdek kaynasmasi olusur Hidrostatik dengenin disinda kararli bir yildizin icinde enerji dengesini saglayacak isil denge de bulunur Iceride bulunan isinsal sicaklik egimi sonucunda disariya dogru surekli olarak bir enerji akisi olusur Yildizin herhangi bir katmanindan disa dogru akan enerji akisi yukaridan iceriye dogru gelen enerji akisina tam olarak denktir Bu resim gunes tipi bir yildizin kesitini gosterir NASA resmi Isinim bolgesi yildizin icinde enerji akisini saglayacak kadar verimli bir isinim aktarimi olan bolgedir Bu bolgede plazma hareketsizdir ve herhangi bir kutle hareketi sonumlenir Eger boyle olmazsa plazma dengesiz hale gelir ve isiyayimsal bolge olusturacak sekilde isiyayim konveksiyon olusur Bu cekirdegin yakininda ya da dis katmanin yuksek donukluk olan bolgelerinde cok yuksek enerji akisinin ortaya ciktigi yerlerde ortaya cikar Ana dizi yildizinin dis katmanlarinda isiyayimi olusmasi tayf tipine baglidir Gunes in birkac kati kutlesi olan yildizlarin iclerinde isiyayimsal dis katmanlarinda da isinim bolgeleri bulunur Gunes gibi kucuk yildizlar da ise tam tersi isiyayim dis katmanlarda yer alir 0 4 gunes kutlesinden daha az kutleye sahip olan kirmizi cucelerin tamaminda isiyayim bulunur dolayisiyla da cekirdekte helyum birikmesi olmaz Yildizlarin cogunda yildiz yaslandikca ve icinin olusumu degistikce isiyayim bolgeleri de degisir Ana dizi yildizinin gozlemci tarafindan gorulebilen kismina isikyuvar fotosfer denir Bu katmanda yildizin plazma gazi isigin fotonlara karsi saydamlasir Cekirdekte uretilen enerji isikyuvardan uzaya dogru yayilir Yildizl ekeleri ya da ortalamadan dusuk sicakliga sahip bolgelere isikyuvarda ortaya cikar Isikyuvarin uzerinde yildiz gazyuvari atmosfer bulunur Gunes gibi ana dizi yildizlarinda gazyuvarin en alt duzeyi icinde ignelerin bulundugu ve yildiz puskurtuleri basladigi ince renkyuvaridir Bunu 100 km icinde cok hizli bir sekilde sicakligin arttigi gecis bolgesi cevreler Bunun otesinde milyonlarca kilometre disariya uzanabilen asiri isitilmis plazma olan gunes taci bulunur Bir tacin olusumu yildizin dis katmanlarinda isiyayimin olusumuna baglidir Cok yuksek isisina ragmen tac cok az isik yayar Gunes in taci yalnizca gunes tutulmasinda gorunur hale gelir Tactan sonra plazma parcaciklarindan olusan bir yildiz ruzgari yildizlararasi ortam ile etkilesecek sekilde disari dogru yayilir Ayrica bakinizStandart Gunes modeliKaynakcaOzel a b c Schwarzschild Martin 1958 Structure and Evolution of the Stars Princeton University Press ISBN 0 691 08044 5 Formation of the High Mass Elements Smoot Group 3 Ekim 2018 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 11 Temmuz 2006 a b NASA 1 Eylul 2006 19 Kasim 2014 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 11 Temmuz 2006 Richmond Michael Late stages of evolution for low mass stars Rochester Institute of Technology 17 Haziran 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 4 Agustos 2006 Basin aciklamasi ESO 1 Agustos 2001 25 Haziran 2006 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 10 Temmuz 2006 GenelKippenhahn R Weigert A 1990 Stellar Structure and Evolution Springer Verlag Hansen Carl J Kawaler Steven D Trimble Virginia 2004 Stellar Interiors 2 bas Springer ISBN 0387200894 Kennedy Dallas C Bludman Sidney A 1997 Variational Principles for Stellar Structure Astrophysical Journal cilt 484 s 329 doi 10 1086 304333 arXiv astro ph 9610099 Weiss Achim Hillebrandt Wolfgang Thomas Hans Christoph Ritter H 2004 Cox and Giuli s Principles of Stellar Structure Cambridge Scientific Publishers Zeilik Michael A Gregory Stephan A 1998 Introductory Astronomy amp Astrophysics 4 bas Saunders College Publishing ISBN 0030062284 Dis baglantilar The stellar evolution and structure FORTRAN source code a FORTRAN 90 software derived from Eggleton s Stellar Evolution Code a web based interface can be found Geneva Grids of Stellar Evolution Models 25 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde some of them including rotational induced mixing The BaSTI 14 Temmuz 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde database of stellar evolution tracks