Güneşin Ömrü ve Yıldızların Evrimi

Güneş’in Ömrü ve Yıldız Evrimi
Dr. Ünal Ertan’ın notlarından
Yıldızlar ve Karacisim Işıması
Wien Kanunu:
Karacisim yüzeyinde
birim alanda yayılan enerji:
Parlaklık –Işıma Şiddeti (L):
2
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
Hertzsprung-Russell şeması
3
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
Galaksimizde yıldız oluşumu, diğer galaksilerde olduğu
gibi devam eden bir süreç

4
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
Yıldızlararası ortamda, yoğun bir yoz bulutunun bir kısmı
kendi yerçekiminin etkisiyle çökmeye başlar.
Çökme devam ederken, bulutun iç sıcaklığı zamanla artar.
Çökme yavaş ve termal basınç nedeniyle zor olur
(Yerçekimi ve basınç kuvvetleri arasında sürekli bir yarış
vardır).
Yerçekimi kazanacaksa (çöken kütle yeterince büyükse),
çökme, sıcaklıktaki artış merkezde füzyon reaksiyonu
başlayıncaya kadar(
değişik aşamalardan geçerek
devam eder.
Çökmekte olan toz bulutu sonunda bu sıcaklığı aşamazsa
yıldız olamaz




5
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
Yıldızın Oluşum Evreleri
6
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
1. Evre
Toz bulutu yıldızlararası ortamda şok ve basınç dalgalarıyla
tetiklenerek çökmeye başlar. Çökme devam edip, yoğunluk
artarken, büyük toz bulutu parçalanarak küçük parçalara
ayrılır (parçaların sıcaklığı yaklaşık 10K)

7
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
2.Evre
Parçalar çökmeye devam eder.Yoğunluk yeterince arttığında
daha fazla bölünme olmaz. Parçaların içi kendi ışınımına
opak(ışık geçirmez) hale gelir. Bu sırada sıcaklık çok
düşüktür(merkezde 100 K, yüzeyde 10K civarında)

3.Evre
İç kısımlar artık opak olduğundan ısınmaya başlar ve
merkezdeki sıcaklık 10 000K’e ulaşır.

8
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
9
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
4. Evre
Yoğunlaşmış ve ısınmış
bulutun çekirdeği bu evrede
«protostar» olarak
adlandırılı. Artık kara cisim
ışıması yapan bir yüzeyi
(fotosferi) vardır. Bu
aşamada, protostar H-R
diyagramına girer.

10
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
4 - > 6. evre
Bu evrede yıldızın parlaklığı azalırken
sıcaklığı artar. Bunun nedeni
protostar’ın yoğunlaşıp yarıçapının
hızla küçülmesi
 6.evre
Çekirdek sıcaklığı 10 milyon K’e ulaşır
ve füzyon reaksiyonu başlar ve yeni
bir yıldız doğmuş olur.
Yıldız hidrostatik dengeye ulaşıncaya
kadar biraz daha büzülür ve sıcaklığı
artar.
 7.evre
Bu evrede yıldız artık bir anakol
yıldızıdır. Hidrojeninin harcayıp
dengesi bozuluncaya kadar anakol
üzerinde yaklaşık aynı noktada kalır.

11
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013

Farklı kütlelerdeki yıldızlar?
12
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013



Bazı parçalar yeteri kadar kütleye sahip değilse, yıldız
olamıyor, zamanlar soğuyorlar.
Böyle başarısız yıldızlar kahverengi cüce (brown dwarf)
olarak adlandırılıyor.
Füzyonun başlayabilmesi için parçaların sahip olması
gereken en düşük kütle 0.08
civarında... Daha
düşük kütleli toz bulutları ya da fragman hiçbir zaman
sıcaklığa erişemiyor
13
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013

Güneş kütleli bir yıldız anakol üzerinde





14
10 milyar yıl kalıyor
Yıldız hidrostatik dengede
Çekirdekte nükleer yanma(füzyon) devam ediyor
Parlaklıkta çok yavaş bir artış
Yakıt bittiğinde yıldız anakolu terk ediyor.
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013






Merkezde yanmadan sonra
helyum oluşuypr ve çökmeye
başlıyor; hidrojen çekirdeğin
dışında yanmaya devam ediyor.
Helyum çekirdek büzülmeye
başlıyor; yerçekim enerjisi açığa
çıkar ve çekirdek sıcaklığı yükselir
Çekirdeği çevreleyen H-yanma hızı
artar; yıldız genişler
Çekirdek sıcaklığı
olduğunda
H yanmaya başlar ve C oluşur.
Kırmızı Dev >> Kırmızı SüperDev
Yıldızın kütlesi yeterli
olmadığından çekirdekt etkili bir
karbon yanması için gerekli
sıcaklığa ulaşamaz
15
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013


Yıldız süperdev evresinde kararlı değil ve sonunda dış katmanları
çekirdekten ayrılarak genişler; merkezde bir beyaz cüce oluşur.
Çekirdek biraz daha büzülürken, ayrılan katmanlar bir gezegenimsi
bulutsu(planetary nebula) oluşturur.
16
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
17
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
18
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
Güneş Tipi bir yıldızın evrimi
Yıldız son aşamasında(beyaz cüce)
Çekirdekleri karbon
Yakamadığından soğumaya başlar
ve sonunda «kara cüce»’ye
dönüşürler
19
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
20
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
Yengeç Süpernovası
21
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
Kepler Süpernovası
22
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
Yıldız Evrimi Döngüsü
23
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013
Kaynaklar
•
•
•
•
24
50 Soruda Evren – Bilim ve Gelecek Kitaplığı
Bir Zamanlar Evren – Robert Gilmore
50 Soruda Büyük Patlama – Bilim ve Gelecek Kitaplığı
Alfa ve Omega – Metis Yay.
İTÜ Galileo Öğretmen Programı 2013