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
Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan (büyük kütleliyse), trilyonlarca yıla (küçük kütleliyse) ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.
Yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı gözlenerek anlaşılamaz. Yıldızlarla ilgili değişiklikler belki yüzyılların üzerinde çok yavaş gerçekleşir. Bunun yerine astrofizikçiler yıldızların evrimini anlayabilmek için, yaşamlarının farklı noktalarındaki pek çok yıldızı gözlemlerler ve yıldız yapısını bilgisayar simülasyonuyla görürler.
Doğumu
Bir yıldızın oluşumu, bir moleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir Süpernovanın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar. Jeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
Bulut çöktükçe, Bart damlacığı adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur. Bu anakol öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. Kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.
İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da (Herbig Ae/Be yıldızları) denir. Bu yenidoğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtır ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşturur.
Olgunlaşması
Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların anakolda olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. anakolun başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve dolayısıyla da çekirdekteki çekirdek kaynaşması tepkimesini istenen hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı yavaşça artacaktır. Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.
Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10−14 güneş kütlesi kadar ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder. Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10−7 ile 10−5 güneş kütlesi arasında madde kaybeder. 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar anakolda kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.
Küçük ve Orta büyüklükte yıldızlar
Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa olur. Kırmızı cüce adı verilen küçük yıldızlar yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybeder ve kara cüce hâline dönerler. Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin var olması henüz beklenmemektedir.
En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir kırmızı dev oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki Merkür’ü ve büyük olasılıkla Venüs’ü de içine alarak yok edecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilir. Ancak o zamana kadar Güneş’in kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacaktır ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır. Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.
Büyük yıldızlar
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı süper dev olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır elementlerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, oksijen, neon, silikon ve kükürtün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir element çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra daha ağır elementler diye devam eder.
Son aşamaya, yıldız demir üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir atom çekirdeğinin, diğer elementlerin atom çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra erke açığa çıkarmazlar, dolayısıyla bu süreç erke tüketir. Aynı şekilde daha hafif elementlerin atom çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığından bölünüm (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz. Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların merkezinde büyük ve eylemsiz bir demir çekirdeği toplanır. Daha ağır elementlerin yıldızın yüzeyine çıkarak Wolf-Rayet yıldızı denen nesnelere dönüşür. Bu yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.
Yıldız kalıntıları
Bir yıldız yakıtını tükettikten sonra artıkları kütlesine bağlı olarak üç farklı biçim alabilir.
Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukça küçük bir nesne (yaklaşık Dünya kadar) hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir. Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki eksicik (elektron) yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir.
Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam eder. Çekirdeğin içindeki elektronlara ve protonlara yönlendirilince ve ters beta çözünmesi ya da elektron yakalanması ile patlayıp nötron ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanının bir süpernova olarak patlar. Süpernovalar o kadar parlaktır ki kısa süre içinde bulunduğu gökadanın tamamından daha parlaktır. Samanyolunda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir.
Yıldızın maddesinin çoğu, süpernova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur.) Geri kalan bir nötron yıldızı hâline gelir (kendilerini bazen atarca (pulsar) ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise karadelik olur. Bir nötron yıldızında madde, nötron yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de kuark maddesi denen daha da egzotik bir yozlaşmış madde bulunur. Karadeliğin içindeki maddenin hâli henüz anlaşılamamıştır.
Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır elementleri de içerir. Bu ağır elementler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Süpernovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası ortamın şekillendirilmesinde önemli rol oynar.
Kara delikler
Yıldızsal kara delikler birkaç güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptirler. Ölmekte olan bir yıldız, eğer Güneş’imizin üç mislinden daha ağırsa, nötron yıldızı düzeyinde kalamaz, çekirdeğindeki tepkime ve yoğunluk artması devam eder ve "kara delik" haline gelir. Yıldızsal kara delik büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütlesi kadar kütleli veya daha fazla kütleli) bir yıldızın kalıntısının (artık maddesinin) çekimsel içe çökmesinin ardından doğarlar. Yıldızın kalbinde termonükleer tepkimelerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı için, bir süpernova oluşur. Bu süpernova da ardında hızla içe çökecek bir öz kısım bırakabilir.
1939’da Robert Oppenheimer, bu öz kısmın belirli bir sınırdan daha yüksek bir kütleye sahip olması durumunda kütleçekim gücünün kendisini kesinlikle tüm diğer güçlerin üzerine taşıyacağını ve bir kara delik oluşacağını ortaya koymuştur.[1]
Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim dalgaları”[2] yaymaya elverişli bir durumdur ki, bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo [3] ya da Amerikan LIGO [4] “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda [5] ve "mikrokuasar"larda[6] gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde [7] “akış”ların [8](Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ Seligman, Courtney. . 30 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Eylül 2006.
- ^ J. Bally, J. Morse, B. Reipurth (1996). Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier (Ed.). The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks - Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4-8, 1995. Space Telescope Science Institute. s. 491. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 14 Temmuz 2006.
- ^ J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. Cilt 40. ss. 733-791. 5 Ekim 2018 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 8 Mart 2009.
- ^ Sackmann, I.-Juliana (Kasım 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. Cilt 418. s. 457. 1 Haziran 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 8 Mart 2009.
- ^ B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. Cilt 574. ss. 412-425.[]
- ^ C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. Cilt 61 (2 bas.). ss. 251-259. 5 Ekim 2018 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 28 Nisan 2022.
- ^ . Royal Greenwich Observatory. 30 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2006.
- ^ a b Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. 17 Haziran 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 4 Ağustos 2006.
- ^ I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. Cilt 418. s. 457. 4 Kasım 2015 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 8 Mart 2009.
- ^ . Royal Greenwich Observatory. 30 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2006.
- ^ J. Liebert (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics. Cilt 18 (2 bas.). ss. 363-398. 7 Ocak 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 28 Nisan 2022.
- ^ a b . Goddadr Space Flight Center. 6 Nisan 2006. 31 Temmuz 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Temmuz 2006.
- ^ C. L. Fryer (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. Cilt 20. ss. S73-S80.
Dış bağlantılar
- Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes16 Aralık 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., Cole Miller, Department of Astronomy,
- , Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University
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
Yildiz evrimi bir yildizin yasami boyunca maruz kaldigi radikal degisikliklerin bir surecidir Yildiz in kutlesine bagli olarak bu yasam suresi birkac milyon yildan buyuk kutleliyse trilyonlarca yila kucuk kutleliyse ulasabilir evrenin yasi goz onune alindiginda bu cok fazladir Yildiz evrimi bir yildizin yasami gozlenerek anlasilamaz Yildizlarla ilgili degisiklikler belki yuzyillarin uzerinde cok yavas gerceklesir Bunun yerine astrofizikciler yildizlarin evrimini anlayabilmek icin yasamlarinin farkli noktalarindaki pek cok yildizi gozlemlerler ve yildiz yapisini bilgisayar simulasyonuyla gorurler Gunes in yasam cizelgesi DogumuNGC 604 Ucgen gokadasi icinde dev yildiz olusum bolgesi Bir yildizin olusumu bir molekuler bulutun icinde olusan ve siklikla bir Supernovanin buyuk yildiz patlamalari ya da iki gokadanin carpismasindan olusan sok dalgalarinin tetikledigi kutlecekimsel bir kararsizlik ile baslar Jeans Kararsizligi kriterlerini saglayacak kadar bir madde yogunluguna erisen bolge kendi kutlecekimsel kuvveti altinda cokmeye baslar Bulut coktukce Bart damlacigi adi verilen yogun toz ve gazdan olusan ayrik kumelenmeler olusur Bunlarin icinde 50 gunes kutlesine kadar madde bulunabilir Yuvar coktukce ve yogunluk arttikca kutlecekimsel erke isiya donusur ve sicaklik artar Onyildiz bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklastiginda bulutun merkezinde bir onyildiz olusur Bu anakol oncesi yildizlar genelde bir ongezegen diskiyle cevrelenmistir Kutlecekimsel buzulme donemi 10 15 milyon yil kadar surer Iki gunes kutlesinden az kutleye sahip genc yildizlara T Tauri yildizi daha yuksek kutleye sahip olan yildizlara da Herbig Ae Be yildizlari denir Bu yenidogan yildizlar donme eksenleri boyunca gaz fiskirtir ve Herbig Haro nesnesi denen kucuk bulutcuklar olusturur Yay takimyildizinda yogun yildiz alani OlgunlasmasiYildizlar yasam surelerinin 90 inda cekirdek yakininda yuksek sicaklik ve yuksek basincli cekirdek kaynasmasi tepkimeleriyle hidrojeni helyuma cevirir Bu tur yildizlarin anakolda oldugu soylenir ve cuce yildiz diye adlandirilirlar anakolun baslangicindan itibaren yildiz cekirdegindeki helyum orani duzenli olarak artar ve dolayisiyla da cekirdekteki cekirdek kaynasmasi tepkimesini istenen hizda tutabilmek icin yildizin sicakligi ve parlakligi yavasca artacaktir Ornegin yaklasik 4 6 milyar yil once anakola giren Gunes in o zamandan beri parlakliginin 40 arttigi tahmin edilmektedir Her yildiz surekli olarak gazin uzaya akmasina neden olan bir yildiz ruzgari uretir Yildizlarin cogu icin kaybedilen kutle miktari kayda deger degildir Gunes her yil 10 14 gunes kutlesi kadar ya da tum hayati boyunca kutlesinin 0 01 i kadar bir kutle kaybeder Ancak cok buyuk yildizlar gelisimlerini onemli derecede etkileyecek olan 10 7 ile 10 5 gunes kutlesi arasinda madde kaybeder 50 gunes kutlesinden daha buyuk bir kutle ile baslayan yildizlar anakolda kaldiklari surece toplam kutlelerinin yarisini kaybedebilir Kucuk ve Orta buyuklukte yildizlar Kedi Gozu bulutsusu Gunes le ayni kutledeki bir yildizin gezegenimsi bulutsu olusumu Buyuk yildizlar yakitlarini cok hizli yakarlar ve omurleri kisa olur Kirmizi cuce adi verilen kucuk yildizlar yakitlarini cok yavas yakar ve on ile yuz milyar yil arasinda yasamlarini surdururler Yasamlarinin sonuna dogru gittikce parlakliklarini kaybeder ve kara cuce haline donerler Boyle yildizlarin yasam sureleri evrenin simdiki yasindan 13 7 milyar yil daha buyuk oldugu icin kara cucelerin var olmasi henuz beklenmemektedir En azindan beste iki gunes kutlesine sahip olan yildizlar cekirdeklerindeki hidrojeni tukettiklerinde dis katmanlari genisler ve soguyarak bir kirmizi dev olusturur Yaklasik 5 milyar yil sonra Gunes kirmizi dev oldugunda o kadar buyuk olacak ki Merkur u ve buyuk olasilikla Venus u de icine alarak yok edecektir Kurulan modellemelere gore Gunes in Dunya nin su anki yorungesinin 1 astronomik birim ya da AU 99 u kadar genisleyecegi tahmin edilir Ancak o zamana kadar Gunes in kutlesinin azalmasi nedeniyle Dunya nin yorungesi 1 7 AU ya cikacaktir ve boylece gunesin icinde kalmaktan kurtulacaktir Ancak Gunes in parlakligi birkac bin katina cikarken Dunya uzerinde ne okyanus ne de havayuvar atmosfer kalacaktir Buyuk yildizlar Dokuz gunes kutlesinden daha fazla kutleye sahip olan yildizlar helyum yaktiklari asamada genisleyerek kirmizi super dev olur Cekirdekteki bu yakit da bittikten sonra helyumdan daha agir elementlerin cekirdek kaynasmasina devam eder Sicaklik ve basinc karbon cekirdek kaynasmasina yetene kadar cekirdek kuculur Bu surec oksijen neon silikon ve kukurtun yakilmasiyla devam eder Yildizin yasaminin sonuna dogru yildizin icindeki sogan katmanlari gibi kabuklarda cekirdek kaynasmasi gerceklesebilir Her kabukta farkli bir element cekirdek kaynasmasina ugrar En dista hidrojen iceri dogru helyum ve sonra daha agir elementler diye devam eder Son asamaya yildiz demir uretmeye baslayinca ulasilir Demir atom cekirdeginin diger elementlerin atom cekirdeklerinden daha sikica baglandigi icin cekirdek kaynasmasina ugradiktan sonra erke aciga cikarmazlar dolayisiyla bu surec erke tuketir Ayni sekilde daha hafif elementlerin atom cekirdeklerinden daha siki baglandigindan bolunum fisyon ile de erke aciga cikmaz Gorece yasli ve cok buyuk yildizlarin merkezinde buyuk ve eylemsiz bir demir cekirdegi toplanir Daha agir elementlerin yildizin yuzeyine cikarak Wolf Rayet yildizi denen nesnelere donusur Bu yildizlarin dis gazyuvarinin kactigi yogun bir yildiz ruzgari bulunur Yildiz kalintilariBir yildiz yakitini tukettikten sonra artiklari kutlesine bagli olarak uc farkli bicim alabilir Gelisiminin sonunda ortalama buyuklukte bir yildiz artik dis katmanlarini kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya donusur Eger dis gazyuvari dokuldukten sonra kalan kutle 1 4 gunes kutlesinden az ise gorece oldukca kucuk bir nesne yaklasik Dunya kadar haline gelene kadar kuculur Daha fazla sikismanin olusmasi icin yeterince buyuk olmayan bu yildizlara beyaz cuce denir Her ne kadar yildizlar plazma yuvarlari olarak tanimlansalar da beyaz cucenin icindeki eksicik elektron yozlasmis madde artik plazma degildir Beyaz cuceler oldukca uzun zaman sonra kara cucelere donuseceklerdir Yengec Bulutsusu yaklasik olarak 1050 yilinda ilk olarak gozlemlenen bir supernovanin kalintilari Daha buyuk yildizlarda demir cekirdek artik kendi kutlesini destekleyemeyecek kadar yani 1 4 gunes kutlesinden daha fazla buyuyene kadar cekirdek kaynasmasi devam eder Cekirdegin icindeki elektronlara ve protonlara yonlendirilince ve ters beta cozunmesi ya da elektron yakalanmasi ile patlayip notron ve notrinolar olusturunca cekirdek birdenbire coker Bu cokmenin olusturdugu sok dalgalari yildizin geri kalaninin bir supernova olarak patlar Supernovalar o kadar parlaktir ki kisa sure icinde bulundugu gokadanin tamamindan daha parlaktir Samanyolunda olustuklarinda tarih boyunca daha once yildiz gorulemeyen yerlerde ortaya cikan yeni yildizlar olarak gozlemlenmislerdir Yildizin maddesinin cogu supernova patlamasiyla uzaya kacar ve Yengec Bulutsusu gibi bulutsulari olusturur Geri kalan bir notron yildizi haline gelir kendilerini bazen atarca pulsar ya da X isini patlamasi seklinde gosterir ya da dort gunes kutlesine esdeger bir kalinti birakacak kadar buyuk bir yildiz ise karadelik olur Bir notron yildizinda madde notron yozlasmis madde denilen halde bulunur ve cekirdekte de kuark maddesi denen daha da egzotik bir yozlasmis madde bulunur Karadeligin icindeki maddenin hali henuz anlasilamamistir Olen yildizlarin kacan dis katmanlari yeni yildiz olusumunda kullanilabilecek agir elementleri de icerir Bu agir elementler kayalik gezegenlerin olusumuna izin verir Supernovalardan ve yildiz ruzgarlarindan cikan akis yildizlararasi ortamin sekillendirilmesinde onemli rol oynar Kara delikler M87 gokadasindan cikan bu akis muhtemelen kutlesi uc milyar gunes kutlesi olan bir dev kara deligin etkisiyle olusmustur Akisin yalnizca bize dogru yonelen bir tarafi gorunmektedir Yildizsal kara delikler birkac gunes kutlesi kadar bir kutleye sahiptirler Olmekte olan bir yildiz eger Gunes imizin uc mislinden daha agirsa notron yildizi duzeyinde kalamaz cekirdegindeki tepkime ve yogunluk artmasi devam eder ve kara delik haline gelir Yildizsal kara delik buyuk baslangic olarak yaklasik 10 gunes kutlesi kadar kutleli veya daha fazla kutleli bir yildizin kalintisinin artik maddesinin cekimsel ice cokmesinin ardindan dogarlar Yildizin kalbinde termonukleer tepkimelerle yanma tamamlandigi zaman yakit kalmadigi icin bir supernova olusur Bu supernova da ardinda hizla ice cokecek bir oz kisim birakabilir 1939 da Robert Oppenheimer bu oz kismin belirli bir sinirdan daha yuksek bir kutleye sahip olmasi durumunda kutlecekim gucunun kendisini kesinlikle tum diger guclerin uzerine tasiyacagini ve bir kara delik olusacagini ortaya koymustur 1 Bir kara delik olusturmak uzere ice cokus kutlecekim dalgalari 2 yaymaya elverisli bir durumdur ki bu dalgalarin yakin bir gelecekte Cascina daki Italya Virgo 3 ya da Amerikan LIGO 4 girisim araci gibi bazi dedektor aygitlariyla saptanabilecegi sanilmaktadir Yildizsal kara delikler gunumuzde X cift yildizlari nda 5 ve mikrokuasar larda 6 gozlemlenmektedir ve bazi aktif galaksi cekirdekleri nde 7 akis larin 8 Fr jet olusmasina neden olurlar Ayrica bakinizGokada olusumu ve evrimi Nukleosentez Standart Gunes modeliKaynakca Seligman Courtney 30 Temmuz 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 5 Eylul 2006 J Bally J Morse B Reipurth 1996 Piero Benvenuti F D Macchetto and Ethan J Schreier Ed The Birth of Stars Herbig Haro Jets Accretion and Proto Planetary Disks Science with the Hubble Space Telescope II Proceedings of a workshop held in Paris France December 4 8 1995 Space Telescope Science Institute s 491 11 Ekim 2007 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 14 Temmuz 2006 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link J G Mengel P Demarque A V Sweigart P G Gross 1979 Stellar evolution from the zero age main sequence Astrophysical Journal Supplement Series Cilt 40 ss 733 791 5 Ekim 2018 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 8 Mart 2009 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Sackmann I Juliana Kasim 1993 Our Sun III Present and Future Astrophysical Journal Cilt 418 s 457 1 Haziran 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 8 Mart 2009 B E Wood H R Muller G P Zank J L Linsky 2002 Measured Mass Loss Rates of Solar like Stars as a Function of Age and Activity The Astrophysical Journal Cilt 574 ss 412 425 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link olu kirik baglanti C de Loore J P de Greve H J G L M Lamers 1977 Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind Astronomy and Astrophysics Cilt 61 2 bas ss 251 259 5 Ekim 2018 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 28 Nisan 2022 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Royal Greenwich Observatory 30 Eylul 2007 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 7 Eylul 2006 a b Richmond Michael Late stages of evolution for low mass stars Rochester Institute of Technology 17 Haziran 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 4 Agustos 2006 I J Sackmann A I Boothroyd K E Kraemer 1993 Our Sun III Present and Future Astrophysical Journal Cilt 418 s 457 4 Kasim 2015 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 8 Mart 2009 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Royal Greenwich Observatory 30 Eylul 2007 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 7 Eylul 2006 J Liebert 1980 White dwarf stars Annual review of astronomy and astrophysics Cilt 18 2 bas ss 363 398 7 Ocak 2019 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 28 Nisan 2022 a b Goddadr Space Flight Center 6 Nisan 2006 31 Temmuz 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 16 Temmuz 2006 C L Fryer 2003 Black hole formation from stellar collapse Classical and Quantum Gravity Cilt 20 ss S73 S80 Dis baglantilarAstronomy 606 Stellar Structure and Evolution lecture notes16 Aralik 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde Cole Miller Department of Astronomy Richard W Pogge Department of Astronomy Ohio State University