Hoş geldiniz sayın ziyaretçi
Web sitemiz; forum, günlük, video ve sohbet bölümlerinin yanı sıra; Skype ile ilgili Türkçe teknik destek makaleleri, resim galerileri, geniş içerikli ansiklopedik bilgiler ve çeşitli soru-cevap konuları sunmaktadır. Daima faydalı olmayı ilke edinmiş sitemize sizin de katkıda bulunmanız bizi son derece memnun eder :) Üye olmak için tıklayınız...
|3 Haziran 2008, 13:13|| |
Yıldızların Yaşamı ve Sonu (Yıldızların Oluşumu ve Ölümü)#1 (link)


Never Say Never Agaın


Yıldızlar Nerede Doğmuştur?
Astronomlar moleküler bulutların, birincil olarak galaksilerin spiral kollarında bulunan yoğun gaz bulutlarının yıldızların doğum yerleri olduklarına inanmaktadırlar. Bulutlardaki yoğun bölgeler çökmüş ve "proto yıldızları" oluşturmuştur. Başlangıç olarak, çöken yıldızın kütle çekimsel enerjisi enerjisinin kaynağıdır. Yıldız kendi merkez çekirdeği hidrojeni helyuma yakacak kadar sıkıştığında, bir "ana sıra" yıldızı olur.
Ana Sıra Yıldızları
Güneşimiz gibi, ana sıra yıldızları, çekirdeklerinde hidrojeni yakarak helyuma dönüştüren yıldızlardır. Verilen bir kimyasal bileşim ve yıldız yaşı için, birim zamanda yıldız tarafından yayılan toplam enerji, bir yıldızın parlaklığı, sadece onun kütlesine dayanmaktadır. Güneş'ten on kat daha ağır yıldızlar Güneşten bin kereden daha parlaktırlar. Bununla berebar, Güneş'in düşük parlaklığı ile mahçup olmamalıyız: kütlesi yarısı kadar olan bir yıldızdan on kat daha parlaktır. Daha ağır bir ana sıra yıldızı, olduğundan daha parlak ve daha mavidir. Örneğin, Orion takımyıldızının alt solunda bulunan Sirius, köpek yıldızı, Güneşten daha ağırdır ve dikkate değer derecede daha mavidir. Öte yandan, en yakın komşumuz olan, Alfa Kentaur (Erboğa takımyıldızı), Güneş'ten daha az kütlelidir ve bu yüzden daha kırmızı ve daha az aydınlıktır.
Yıldızların çekirdeklerinde sınırlı bir hidrojen tedariki olduğundan, ana sıra yıldızları olarak sınırlı yaşam süreleri vardır. Bu yaşam süresi fM/L ile orantılıdır. Burada f yıldızın toplam kütlesinin kesridir, M, çekirdekte nükleer yanma için elverişlilik, ve L de yıldızın ana sıra yaşam süresi boyunca ortalama parlaklığıdır. Parlaklığın kütleye olan güçlü bağımlılığı sebebiyle, yıldızların yaşam süreleri hassas olarak kütlesine bağlıdır. Bu yüzden, Güneşimizin olduğundan daha kütleli olmaması bizim için bir şanstır. Çünkü yüksek kütleli yıldızlar çekirdek hidrojen stoklarını hızla tüketmektedirler. Bir yıldız çekirdek hidrojen stoğunu tüketince, yıldız daha kırmızı, daha büyük ve daha parlak olur: bir kırmızı dev yıldız olur. Bu kütle ve yaşam süresi arasındaki ilişki astronomların evrenin yaşı üzerinde daha düşük bir sınır koymalarını sağlamıştır.
Güneş çekirdeğindeki helyumu tükettikçe eninde sonunda bir kırmızı süper deve dönüşecektir. Bu aşamda, Jüpiter'e kadar uzanan bir dış katmana sahip olacaktır. Oluşumunun sadece birkaç on bin yıl süren bu kısa aşamasında, Güneş güçlü bir rüzgarda kütlesini kaybedecektir. Sonunda, Güneş zarfındaki tüm kütlesini kaybedecek ve arkasında bir çıkan gaz nebulası içinde bulunan sıcak bir karbon çekirdeği bırakacaktır. Bu sıcak çekirdekten çıkan radyasyon, aynen diğer yıldızların artıklarının etrafında görülen nebulalar gibi, çarpıcı bir "gezegensel nebula" üreterek nebulayı iyonlaştıracaktır. Karbon çekirdeği sonunda soğuyacak ve bir zamanlar parlak bir yıldızın yoğun donuk kalıntısı olan bir beyaz cüce olacaktır.
Kütleli yıldızlar daha parlak yanarlar ve çoğundan daha dramatik bir şekilde yok olurlar. Güneşten on kat daha kütleli bir yıldız çekirdeğindeki helyumu tükettiğinde, nükleer yanma devresi devam eder. Karbon çekirdeği daha da sıkışır ve karbonu oksijene, neona, silikona, sülfüre ve son olarak da demire çevirecek kadar yüksek sıcaklığa ulaşır. Demir nükleer maddenin en kararlı (sağlam) şeklidir ve onu daha ağır bir elemente yakarak elde edilebilecek hiçbir enerji yoktur. Yerçekimin dengeleyecek herhangi bir ısı kaynağı olmaksızın, demir çekirdeği nükleer yoğunluklara ulaşıncaya dek çöker. Bu yüksek yoğunluktaki çekirdek kesin maddenin çekirdekten sıçramasına sebep olan daha ileri bir çökmeye direnir. Bu ani (enerjik nötrinoların çekirdekten açığa çıkmasını içeren) çekirdek sıçraması bir süpernova patlaması ortaya çıkarır. Bir parlak ay boyunca, tek bir yıldız bir milyar yıldızlık tüm bir galaksiden daha parlak yanar. Süpernova patlamaları yıldızlar arası boşluğa karbon, oksijen, silikon ve demire kadar daha ağır elementleri enjekte ederler. Bunlar aynı zamanda demirden daha ağır maddelerin ortaya çıktıkları bölgedir. Gazla zenginleştirilmiş bu ağır element yıldızların ve gezegenlerin gelecek nesillerini de kapsamaktadır. Kütleli yıldızların ateşli ölümü , süpernova olmaksızın, yaşamı mümkün kılan karbon, oksijen ve diğer elementler hiç olmayacaktı.
Nebula
Sıcak nötron çekirdeğinin kaderi ön üretici yıldızın kütlesine bağlıdır. Eğer önceki kütle Güneşin kütlesinin on katı civarında ise, nötron yıldız çekirdeği bir nötron yıldızı oluşturacak kadar soğuyacaktır. Nötron yıldızları potansiyel olarak radyo emisyonlarının güçlü işaret ışıkları olan "pulsarlar" (atarcalar) olarak tespit edilebilirler. Eğer önceki yıldızın kütlesi daha büyük ise, o zaman bileşke çekirdek nükleer güçlerin bile kütle çekim gücüne direnemeyeceği kadar ağır olur ve çekirdek bir kara delik oluşturmak için çöker.
Kaynak: Bilimnet
Son Düzenleyen nötrino; 5 Haziran 2013 @ 17:56. Sebep: Mesaj düzeni ve kaynak bilgisi!
|15 Ağustos 2008, 17:48|| |
Yıldızlar: Doğumları, Yaşamları ve Ölümleri#2 (link)


SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI


Yıldızlar: Doğumları, Yaşamları ve Ölümleri
Geceleri gökyüzünde parlayan o muhteşem süsler, yıldızlar nasıl var oldular? bu pırıltılarının kaynağı nedir? ve niçin varlar? Tüm bu sorular büyük olasılıkla, karanlık bir gecede dikkatle gökyüzünü seyreden her insanın kafasında oluşmaktadır.Bilinen en eski uygarlıklar bile yıldızları merak edip bunlarla ilgili çalışmalar yapmışlardır. Bilinen ilk yıldız haritaları ve isimlendirmeler de bu döneme aittir.
Evren Güneş de dahil olmak üzere milyarlarca yıldız içermektedir, bizim gezegen sistemimizin enerji kaynağı olan Güneş 1400 km lik çapı ve 2 x 1030 kg lık kütlesi ile küçük yıldızlar grubuna girmektedir. Diğer yıldızların çapları Güneş'in çapının 1/450 'si ile 1000 katı, kütleleri ise Güneş'in kütlesinin 1/20 'si ile 50 katı arasında değişmektedir. Devasa boyutlardaki bu gök cisimleri muhteşem bir enerji üretmekte ve bu yeteneğini milyarlarca yıl koruya bilmektedir. Güneş'in boyutlarındaki bir yıldız yaklaşık 10 milyar yıl boyunca kesintisiz olarak enerji üretebilir. Bu süre yıldızın kütlesi ile ters orantılıdır.
Güneşten çok daha küçük yıldızlar Güneş'e göre kat kat daha uzun süre enerji üretirken dev yıldızlar sadece milyonlarla ölçülebilecek yılar boyunca enerji üretebilmektedir. Yıldızlar 3000 C° ile 50.000 C° arasında değişen yüzey sıcaklıklarına bağlı olarak değişik renklerde bulunabilirler. Yüzey sıcaklığı en fazla olan yıldızlar mavi renk alırken yüzey sıcaklığı en düşük olan yıldızlar ise kırmızı renk almaktadır. 5500 C° lık yüzey sıcaklığına sahip olan Güneş'in rengi sarıdır.
Bir Yıldız Doğuyor
Evren çok büyük oranda hidrojen ve az miktarlarda diğer elementlerden oluşmuştur. Bu elementler genellikle gaz ve toz bulutları halinde bulunurlar. Bu bulutlar, bulutu içine çökmeye zorlayan kütle çekim kuvveti ile bu kuvvete karşı koyan basınç kuvvetlerinin etkisi altında denge halindedir. Fakat bazen gaz ve toz bulutları çevrelerindeki ortamdan ya da diğer bulutlardan kütle kazanabilirler. Bir bulutun kütlesi artıkça kütle çekim kuvveti de artar ve kütle belli bir değere ulaştıktan sonra kütle çekim kuvveti kendisine karşı koyan basınç kuvvetini yener, kütle çekim kuvvetinin etkisi altında kalan bulut içine çökmeye başlar. Aynı zamanda kendi etrafında dönmekte olan gaz manyetik kuvvetler tarafından da sıkıştırılmaktadır.
Bulut içine doğru çöktükçe merkezindeki sıcaklık yükselir ve artık kütle çekimi ile kendisine enerji sağlayan bir ilkel yıldız oluşmuştur. Yıldızın merkezinde oluşan ısıdan kaynaklanan ısıl basınç kuvveti kütle çekim enerjisine karşı koyarak çöküşü yavaşlatır. Zaman içerisinde çökme devam ettikçe merkezdeki ısı iyice artar, merkezdeki sıcaklık 15 milyon C° 'yi aştığında artık bulut hidrojen yakan bir yıldıza dönüşmüştür. Ve ürettiği muhteşem ısının sağladığı basınç kuvveti kütle çekim kuvvetini dengeleyerek çöküşü durdurur.
Yıldızların Yaşamları ve Enerji Kaynakları
Yıldızların temel enerji kaynağı füzyon (çekirdek birleşmesi) reaksiyonlarıdır, fakat yıldız yaşamının belli dönemlerinde farklı enerji kaynakları da kullanılabilir. Daha önce de bahsettiğimiz gibi kütle çekim enerjisi ile çöken bulutların merkezlerinde bir ısıl enerji üretilir. Bu ilkel bir yıldızın ilk enerji kaynağıdır. Çekim kuvvetinin etkisi ile yıldızın merkezinde sürekli artış gösteren ısı 15 milyon C° değerine ulaştığında artık yıldız füzyon reaksiyonu gerçekleştiren bir yıldızdır ve bu noktadan sonra çekirdeğin ısısı sabit kalır. Başta da bahsettiğimiz gibi bir yıldızın temel enerji kaynağı füzyon enerjisidir, yeni oluşmuş bir yıldız en basit füzyon reaksiyonu olan hidrojen çekirdeğini helyum çekirdeğine dönüştürme işlemini gerçekleştirir. Bu reaksiyonda 4 Hidrojen atomu birleşerek bir Helyum atomunu oluşturur. 4 hidrojen atomunun atom ağırlığı bir helyum atomundan %0.7 fazla olduğu için bu 0.7 oranındaki fazla kütle E=mc² bağıntısı gereği olarak enerjiye dönüşür. Yani bir yıldız doğumundan ölümüne kadar geçen sürede toplam kütlesinin 0.7'lik kısmını enerji olarak etrafına yayar.
Yaşamını hidrojen füzyonu ile sürdürmekte olan yıldızlara ana kol yıldızları adı verilir, yıldızlar ömürlerinin çok büyük bir kısmını ana kol yıldızı olarak sürdürür. Bir yıldız başlıca yakıtı olan hidrojeni tükettikten sonra tekrar içine çökmeye başlar çöktükçe ısınan yıldızın merkezindeki ısı 20 milyon C° olduğunda ikinci bir füzyon tepkimesi başlar. Bu sıcaklıkta Helyum atomları birleşerek Berilyum atomunu oluşturur fakat bu yeni yakıtın ömrü çok kısadır, birkaç milyon yılda bu yakıt da tükenir. Tükenen her yakıtın ardından daha ağır bir atom yakıt olarak kullanılır bu işlem en kısır element olan demir elementine kadar sürer. Hidrojen tükendikten sonra ki yakıtlar yani helyumdan demire kadar olan füzyon reaksiyonları bir kaç yüz milyon yıl içinde tükenir. Ve artık bu yıldızın ömrü tamamlanmıştır.
Yıldızların Ölümü
Ömrünün sonuna yaklaşan yıldız artık içerisindeki tüm hidrojeni helyuma çevirmiş ve bu değerli yakıtını tüketmiştir. Bu yaşlı yıldız artık son çırpınışlarını yaşayacaktır. Sırasıyla helyum, berilyum gibi elementleri de yakıt olarak kullanan yıldızın çekirdeğindeki ısı giderek artmakta ve artıkça da merkezinde oluşan ısıl enerjinin etkisi ile genişlemektedir. Genişleyen yıldız devasa boyutlara ulaşır. Örnek olarak Güneş'i ele alırsak, yaklaşık 5 milyon yıl sonra bu evreye girecek olan Güneş genişleyerek önce Merkür sonra Venüs ve Dünya'yı yutacak boyutlara ulaşacak ve çok büyük bir ihtimalle de Mars'ı yüksek ısısı ile eritecektir. Tabi ki bu genişlemenin bir sonu olacaktır, bu son aynı zamanda yıldızında sonudur. Ömrünü tamamlayan yıldız varlığını üç farklı şekilde devam ettirebilir, beyaz cüce, nötron yıldızı yada karadelik. Yıldızın sonunun ne olacağını belirleyen kriter kütlesidir.
Güneş kütlesinin 1,5 katına kadar kütleye sahip olan yıldızlar (Yıldızların kütlelerini tanımlamak için genellikle Güneş kütlesine olan oranı kullanılır) küçük yıldızlar denilen grup içerisine girmektedir. Bu yıldızlar genişlemelerinin son noktasına (kırmızı dev) ulaştıklarında yakıtları tükenir ve dış katmanları boş uzaya yayılır. Geriye kalan çekirdek hızla soğumaya başlar ve boş uzaya yayılmış olan dış katmanlar yıldızın çevresinde bir hale oluşturur. Gezegenimsi bulutsu verilen bu evrenin sonunda soğuyan çekirdekle birlikte düşen ısıl basınç kütle çekim enerjisine yenilecek ve yıldız hızla çökmeye başlayacaktır. Çökme sonucunda yıldız beyaz cüce adı verilen ve 1cm³ 'ü yaklaşık 5 ton olan, çok yoğun ve beyaz renkli bir gök cismi oluşturur. Güneş'te küçük kütleli bir yıldız olduğu için aynı akıbeti yaşayacaktır.
Kütlesi Güneş kütlesinin 1,5 katı ile 3 katı arasında kalan yıldızlar genişlemelerinin son noktasına ulaştıklarında (kırmızı süper dev) tüm yakıtlarını henüz tüketememiştir ve ısınan çekirdekte çok yüksek bir ısıl basınç oluşmuştur.Yüksek ısıl basınç yıldızı çökmeye zorlayan kütle çekim enerjisini yener ve bir anda çok şiddetli bir patlama gerçekleşir.
Süpernova patlaması ismi verilen bu patlama ile yıldızın dış katmanları hızla uzay boşluğuna dağılır ve geride sadece yoğun bir çekirdek kalır, bu çekirdek kütle çekim enerjisinin etkisi ile hızla çökmeye başlar. Çökme o denli şiddetlidir ki yıldızı oluşturan proton ve elektronlar bile yüksek çekim kuvvetinin etkisi ile birleşerek nötron oluşturur ve geriye sadece nötronlardan oluşan bir nötron yıldızı kalır.
Kütlesi Güneş kütlesinin 3 katından daha fazla olan yıldızlar kırmızı süper dev evresinde iken süpernova patlaması ile dış katmanlarını uzay boşluğuna fırlatırlar ve geride kalan çekirdek soğuyarak çökmeye başlar, çekirdek muazzam kütle çekim enerjisi altında çökerken ışığın bile kaçamayacağı bir çekim kuvvetine ulaşırlar ve artık bu yıldızın adı karadeliktir.
Kaynak: Bilimveteknoloji
Son Düzenleyen nötrino; 15 Haziran 2013 @ 15:00.
|21 Ağustos 2008, 13:50|| |
Yıldızların Yaşamı ve Sonu (Yıldızların Oluşumu ve Ölümü)#3 (link)


Ziyaretçi


İçinde yaşadığımız Evreni tanıma çabaları yüzyıllardır sürüyor. Bu çabalar sonucunda pek çok gökcisminin yapısı anlaşıldı. Bunlarla birlikte yıldızların yapılarının anlaşılması da içinde bulunduğumuz yüzyılda gerçekleşti ve Evren'deki yerimizin özel olmadığının farkına varıldı.
Fizikçi Sir Arthur Eddington, daha 1920'li yıllarda, çok uzak olmayan bir gelecekte, yıldız gibi 'basit'bir cismin nasıl çalıştığının anlaşılabileceğini söylemişti. Nitekim, 30 yıl içerisinde gerçekten, bir yıldızın nasıl 'çalıştığı'sorusu çözüldü.
Geceleri, gökyüzüne baktığımızda, binlerce yıldız görürüz. Gördüğümüz bu yıldızlar, genellikle yeryüzüne diğerlerine oranla daha yakın, bu nedenle de parlak görünen yıldızlardır. Bu parlak noktaların güzelliği ve ulaşılmazlığı, çok eski çağlardan bu Güne insanların ilgisini çekmiş; onların oluşturdukları şekilleri, birtakım tanrılara; mitolojik kahramanlara ya da günlük hayatta kullanılan araç-gerece benzetmişlerdir.
Sadece bununla da kalmayıp, gökyüzünü belirli bölümlere ayırarak, her bölgeye içinde bulunan takımyıldızın ismini vermişlerdir. Yıldız katologları oluşturarak, her bölgedeki gökcisimlerini konumlarına göre isimlendirmişlerdir.
19. yüzyılın sonlarına doğru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine bağlı olarak, gökcisimlerinin de yapıları anlaşılmaya başlandı. Bugün, bir yıldızdan kaynaklanan ışığı, yeryüzünde yapacağımız birkaç basit işlemle hesaplayabiliyoruz. Bir takım spektroskopik ve fotometrik ölçümler (tayf ve ışık ölçümleri) yardımıyla bir yıldızın nasıl "çalıştığını" anlayabiliyoruz.
Hertzsprung ve Russell adlı iki astrofizikçi, 20. yüzyılın başında, yıldızların yaydıkları ışımanın şiddetine karşı sıcaklıklarını bir grafik haline getirdiler. Hertzsprung ve Russell, bekledikleri gibi, bir yıldızın Sıcaklığı ve ışıma şiddeti arasında sistematik bir ilişkinin olduğunu gördüler. Çıplak gözle gördüğümüz yıldızların hemen hemen hepsi, ana kol adı verilen bir eğri oluşturuyordu.
Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diagram, (H-R diagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında önemli bir role sahip oldu. H-R diagramında, parlaklığı çok az, ancak sıcaklığı çok yüksek olan beyaz cüceler; ya da, parlaklığı çok fazla (Güneş'ten binlerce defa fazla) buna karşın sıcaklığı düşük olan kırmızı devler, anakolun dışında kalırlar.
Eğer, bir yıldız, termodinamik açıdan dengeye gelmişse, bu yıldızın parlaklığı ve sıcaklığı arasında bir ilişki vardır. Toplam ışıma şiddeti, yarıçapı "r" olan bir kürenin yüzey alanı (4 x pi x r2) ve Sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır. Yıldızın mutlak ışıma şiddeti biliniyorsa (mutlak ışıma şiddeti, belirli bir uzaklıktaki ölçülen ışıma miktarıdır), bu yıldızın yarıçapı hesaplanabilir.
Güneş'in yaydığı toplam ışıma gücü, 4x1026 Watt'tır ve yüzey sıcaklığı 6000 K (Kelvin) olarak ölçülmektedir. Güneş'in çekirdeğindeki Sıcaklık ise, ancak yapısının anlaşılmasından sonra belirlenebildi. Buna göre, Güneş'in merkezindeki sıcaklık yaklaşık 10 milyon derecedir.
Güneş, ortalama bir yıldız olduğuna göre diğer yıldızları onunla karşılaştırabiliriz. Bu, onların yapısının anlaşılmasında oldukça yardımcı olmaktadır. Bu nedenle, genellikle Güneş'in özellikleri diğer yıldızları tanımlarken birim olarak kabul edilir. Güneş'in kütlesi 2x1033 gram; yarıçapı ise yaklaşık 700 bin kilometredir.
Diğer yıldızlara baktığımızda, Güneş'in %5'i kadar kütleden başlayıp, 100 Güneş kütlesine kadar değişen kütleler görmekteyiz. Daha küçük kütlelere sahip yıldızlar yoktur; çünkü, bu kütlelerde, yıldızın çekirdeği nükleer tepkimeleri başlatacak kadar ısınamaz. Kütlesi çok büyük olan bir yıldız ise o kadar ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattığı Basınç yıldızı patlatır.
Peki, bir yıldızın parçalarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet, kütle çekimidir. Yıldızlar, genellikle durağan bir yapıya sahip olduklarına göre, kütle çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden kaynaklanan bir basınç kaynağına ihtiyaç vardır. Bir yıldızı oluşturacak Gaz bulutu çökmeye başladıkça, Basıncının artmasıyla birlikte, sıcaklığı da artar.
Gaz bulutu, belirli bir sıcaklığa ulaştığında, merkezindeki Sıcaklık, yeterli Basıncı yaratarak çökmeyi durdurabilir. Ancak, SıcakGazın oluşturduğu bu yıldız, enerjinin korunumu ilkesine göre, yaydığı ışınımdan dolayı enerji kaybedecektir ve bu nedenle zamanla soğuyacaktır. Çökmeyi durduran basınç kaynağını kaybeden yıldız ise çökmeye başlayacaktır.
19. yüzyılda, Güneş'i ve diğer yıldızları inceleyen bilim adamları, bu gökcisimlerinin ışıma şiddetlerinin; dolayısıyla da enerji yayma güçlerinin önemli ölçüde değişmediğini fark ettiler. Bu cisimlerin, çok büyük yapıya sahip olduklarını göz önüne alarak soğumalarının milyonlarca yıl alacağını düşündüler. Ancak, Dünya'daki bazı jeolojik kaynaklardan elde edilen veriler, Güneş'in çok daha yaşlı olduğunu gösteriyordu. Bunun üzerine, astrofizikçiler, Güneş'in sürekli bir enerji kaynağı olması gerektiğini düşündüler.
Dünya'daki jeolojik kaynaklardan edinilen bilgilerin değerlendirilmesi sonucunda, Dünya'nın yaşının yaklaşık beş milyar yıl olduğu hesaplandı. Güneş'in de en azından beş milyar yaşında olduğunu hesaplayan bilim adamları, yaydığı ışımayı ölçerek Güneş'teki her bir Atoma ne kadar enerji düştüğünü buldular. Bu hesaba göre, Güneş'in her atomunun, yaklaşık bir milyon Elektron Volt enerji yaymış olması gerekiyor.
Bu miktardaki bir enerjinin, kimyasal olaylar yoluyla ortaya çıkması olanaksızdı. 1919-1920 yıllarında, Fransız fizikçi Jean Perrom ve İngiliz fizikçi Arthur Eddington, bu enerjinin kaynağının nükleer dönüşümler olduğunu iddia ettiler. Bu iddia, bilim adamlarının ne kadar güçlü bir önseziye sahip olduklarını gösteriyor. Çünkü, bu enerjinin ortaya çıkabilmesi için, Atom çekirdeklerinin devreye girmesi gerekir. O tarihlerde, atom çekirdeklerinin varlığı ve ne kadar enerjiye sahip oldukları bilinmesine karşın, nükleer tepkimeler (çekirdek tepkimeleri) daha bütün yönleriyle anlaşılmış değildi.
Bir çekirdek tepkimesini anlayabilmek için, Kuantum Mekaniği'nin anlaşılması gerekiyordu. 1920'li yıllarda, Kuantum Mekaniği'nin matematiksel bir teori olarak ortaya çıkarılmasıyla birlikte, çekirdek tepkimeleri de anlaşılmaya başlandı. Einstein'in ünlü E=mc2 formülüne göre, enerji farkının, kütle farkının ışık hızının karesiyle çarpımına eşit olması (E1-E2=(m1-m2)c2 ) gerekir.
Bu bilgilerin, astrofiziğe uygulanması hemen hemen aynı zamanlara rastlıyor. Evren'deki temel Madde olan Hidrojenin atom çekirdeklerinin dördü bir araya geldiğinde bir helyum Atomu çekirdeği ve belirli bir miktar enerji ortaya çıkar. Atkinson ve Guthermans adlı iki fizikçi, bu enerjinin yaklaşık 6 milyon elektron Volt olduğunu buldular ve yıldızın ortasında iki HidrojenAtomunun çarpışarak bir helyum atomu oluşturma ihtimalini hesapladılar. Bunu Güneş'in yaymakta olduğu enerjiyle karşılaştırdıklarında Güneş'i dengede tutabilecek enerjinin kaynağını bulduklarını anladılar: Hidrojenin helyuma dönüşmesi.
Yıldızların anlaşılmasında ilk adım olan bu olayın güzel bir hikayesi vardır. 1929 yılında, Guthermans ve Atkinson, konuyla ilgili makalelerini yazıp bitirdikten sonra, Guthermans kız arkadaşıyla bir yürüyüşe çıkar. Arkadaşının, "Yıldızlar ne güzel parlıyor!" sözüne karşılık, Guthermans, böbürlenerek şöyle der: "Ben, dünden beri onların niçin parladıklarını biliyorum".
Bu ilk adımdan sonra, birçok bilim adamı konuya yöneldi. Araştırmalar yapıldı. Bunların sonucunda, bir takım basit hesaplarla, bir yıldızın kütlesi ne kadar olursa, içerisindeki sıcaklık ne olmalı? Bu Sıcaklıkta enerji üretimi ne kadar olur? Enerji üretimi yıldızın çekimini hangi yarıçapta dengeler? türünden sorulara yanıtlar bulundu.
Bir yıldızın denge durumunda kalabilmesi için, kütle çekiminin oluşturduğu kuvvetin bir şekilde, karşı bir kuvvetle dengelenmesi gerekmektedir. Dışarı doğru olan kuvvetleri yaratan Basınç, içeriye doğru olan kütleçekiminin yarattığı Basınçtan daha az olmamalıdır ki, yıldızın çökmesine engel olsun. Bu duruma, "hidrostatik denge" adı verilmektedir.
Öte yandan, yıldızın parlaması için, içeriden dışarıya doğru bir enerji akışı olması gerekir. Enerji, yıldızda Basıncın ve sıcaklığın en yüksek olduğu çekirdek kısmında üretilir. Çekirdek, tepkimelerin gerçekleştiği bölgedir. Yıldızın dengede kalabilmesi için, üretilen enerjinin dışarı atılması gerekir. Yıldızın çok sıcak çekirdeğinde üretilen enerji, yıldızın içerisinden geçerek, yüzeyden dışarı çıkar. Bir yıldızın ürettiği enerji ne kadar fazlaysa, ışıma şiddeti de o kadar fazla olur.
Bir yıldızın yapısı, enerji üretimi, sıcaklık, basınç ve yoğunluk gibi değerleri birbirine bağlayan denklemler çözülerek, anlaşılabilir. Bu denklemlerin hassas çözümleri, ancak 1950’li yılların ilk kuşak bilgisayarları ile gerçekleştirilebildi. Örneğin, sıcaklığı bilinen bir yıldızın, yarıçapı, parlaklığı, kütlesi ve bunlara bağlı olarak da ömrünün ne kadar olacağı hesaplanabildi.
1920’li yıllardan bu yana, geçen süre içinde temel fizik kanunları ve nükleer fizik (çekirdek fiziği) kullanılarak, yıldızların yapısı ve evrimi aşama aşama çözüldü. Yapılan hesapların doğruluğu, gözlemlerle de kanıtlandı. Bugün, bazı nükleer tepkimeler Dünya’da reaktörlerde ve nükleer silahlarda kullanılıyor.
Termonükleer tepkimeler olarak adlandırılan, hidrojenin helyuma dönüştürülmesi olayının Dünya’da gerçekleştirilmesi, muazzam bir enerji kaynağı olabilir; ancak, şu anda ciddi Mühendislik problemleri bunun gerçekleştirilebilmesini engelliyor. Yeryüzünde, henüz, ortaya çıkacak bu denli yüksek sıcaklıklara dayanabilecek bir ortam yaratılabilmiş değil. Yıldızlarda ise, termonükleer tepkimeler kendiliğinden, doğal olarak gerçekleşiyor. Kütle çekimi, hidrojeni, tepkimeler için gerekli olan basınçta ve sıcaklıkta tutabiliyor.
Yıldızların yapısının anlaşılması, Evren'de en çok bulunan madde olan hidrojenin dışındaki maddelerin nasıl oluştuğunu da açıklığa kavuşturdu. Evren'deki, Hidrojenden ağır, demire kadar bütün maddeler, yıldızların içerisinde, nükleer tepkimelerle (çekirdek tepkimeleriyle); demirden ağır olanlar ise, bu yıldızların patlamalarıyla oluşan süpernovaların ortaya çıkardıkları çok büyük enerji sayesinde oluşmaktadır.
Patlamalarla dağılan maddeden yeni yıldızlar oluştukça, Evren'deki maddenin kompozisyonu zenginleşmektedir. Vücudumuzu ve etrafımızdaki maddenin çoğunu, yıldızlarda ve süpernovalarda oluşan Elementler meydana getirir. Bizi ve etrafımızdaki tüm cisimleri oluşturan maddenin, yıldızlarda "pişirilmiş" olduğunu düşünebiliriz.
Bir yıldızın, evrimine Hidrojeni yakarak başladığını belirtmiştik. Yıldız ilk aşamada enerjisini, hidrojeni helyuma dönüştürerek üretir. Bir yakıtı tüketen yıldız, bir diğerini yakmaya başlar. Çekirdekteki hidrojenin tükenmesiyle, helyum Atomları birbirleriyle tepkimeye girer ve karbon atomları oluşur.
Helyumun yanmasıyla birlikte, yıldızın merkezindeki sıcaklık, çok daha yüksek bir düzeye ulaşır ve çekirdeğin etrafındaki hidrojenin de yanmasını sağlar; bu da, içerideki basıncın daha da artarak yıldızın genişlemesine yol açar. Yıldız bu aşamada, H-R diagramında, ömrünün büyük bir dönemini geçirdiği ana koldan ayrılır. Böylece, yıldız bir kırmızı dev haline gelir.
Eğer yakıt miktarı ve yakıtı oluşturan maddeler sonsuz miktarda olsaydı, yıldızın evrimi sürekli olacaktı. (Büyük kütleli bir yıldız, çekirdeğindeki nükleer tepkimelerde sırasıyla şu maddeleri yakar: Hidrojen, helyum, karbon, neon, Oksijen, silisyum.) Ancak, yakıtın sınırlı oluşunun yanında, tepkimeler, en düşük ve kararlı enerjiye sahip olan demir oluşana kadar devam eder. Bu aşamada, çekirdekteki tepkimeler sona ererek yıldız evriminin "çekirdek yanması" kısmı sona erer. Artık basıncı dengeleyecek bir kuvvet kalmadığı için, kütle çekimi galip gelir. Dengelenemeyen kütle çekimi yıldızın çökmeye başlamasına yol açar.
Farklı yakıtların yakıldığı her aşamada biraz daha yüksek Sıcaklıklar ortaya çıkar. Bu nedenle, yakıt daha çabuk tükenir; yani, her evre bir öncekinden daha hızlı geçer. Son evrelerde, artık bu bir patlama şeklinde gerçekleşir ve ortada yalnızca demirden bir çekirdek kalır. Bu aşama, yıldızın "ölümü" olarak kabul edilir. Artakalan maddenin kütlesine bağlı olarak oluşacak cisimler ise üç gruba ayrılır: Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve karadelikler.
Beyaz cüceler, aşağı yukarı güneş kütlesinde ve yarı çapları Dünya’nınki kadar olan cisimlerdir. Bu çok yoğun cisimleri çökmeden koruyan kuvvet "dejenere elektron basıncı" olarak adlandırılır. Pauli Prensibi’ne göre, iki Elektronun aynı yerde bulunması olanaksızdır. Burada, dejenere elektron basıncı devreye girer. Bir beyaz cücede, çöken madde öyle yoğun hale gelir ki, Elektronlar birbirlerinin üzerine gitmeye zorlanırlar.
Nötron yıldızları ise, beyaz cücelere kıyasla çok daha yoğun cisimlerdir. Yıldızın, bir nötron yıldızı olabilmesi için, yıldızdan artakalan çekirdeğin kütlesinin, 1,4 ile 2,5 güneş kütlesi arasında olması gerekir. Tipik bir nötron yıldızının çapı, yaklaşık 10 kilometredir ve yoğunluğu da yaklaşık 100 milyon ton/cm3‘tür. Yani nötron yıldızının bir çay kaşığı miktarı yaklaşık 100 milyon ton ağırlıktadır.
Bir atomu oluşturan temel parçacıklar, nötronlar, protonlar ve elektonlardır. Bir nötron yıldızının içerisinde ise sadece nötronlar vardır. Çünkü, basınç o kadar yüksektir ki, elektronlar ve protonlar birleşerek nötronlara dönüşürler. Bir nötron yıldızının içerisindeki yoğunluk, bir Atomun çekirdeğindeki kadardır. Yani nötronlar birbirine bitişik olarak durmaktadırlar. Aynı, Pauli Prensibi’nde elektronlar için olduğu gibi, bu basınçta, nötronlar daha fazla sıkışamazlar ve yıldız denge konumuna gelir.
Nötron yıldızları, gözlenebilen en yoğun yıldızlardır. Çökmeden önce, belirli bir açısal hıza sahip olan yıldızın hızı, yıldız çökmeye başladıkça giderek artar. (Bu, kolları yana açık olarak dönen bir buz patencisinin, kollarını kapatarak hızlanmasına benzer.) Nötron yıldızları gibi çok çökmüş gökcisimleri çok hızlı dönerler. İletken bir cisim çökerse, yani yoğunluğu artarsa, manyetik alan şiddeti de artar. Buna dayanarak nötron yıldızlarının manyetik alana sahip olduklarını söyleyebiliriz.
Bu çok güçlü ve çok hızlı dönen mıknatıslar, elektromanyetik dalgalar üretirler. Nötron yıldızlarını, Evren'de kendi kendine oluşmuş birer "radyo istasyonu" olarak düşünebiliriz.
Bu "radyo istasyonu" her yöne yayın yapmaz. Çünkü, dönen bir mıknatıs her yöne değil, kutupları doğrultusunda ışınım yapar. Kutuplarda ivmelenen yüklü parçacıklar, kutupların doğrultusunda bir ışınım fışkırmasına yol açarlar. Eğer, bu ışınımın yönü tesadüfen bizim yönümüzdeyse, biz bu ışınımı atmalar (pulse) olarak görürüz. Yıldızın her dönüşünde, bu ışınım bakış doğrultumuzdan bir kez geçer. Bu şekilde gözlenen nötron yıldızlarına atarca (pulsar) adı verilir.
İlk atarca, 1967 yılında tesadüfen keşfedildi. doktora öğrencisi Joustin Bell tarafından farkedilen düzenli bir sinyal yaklaşık bir yıl boyunca bilim adamlarının kafasını karıştırdıktan sonra, olayın aslı anlaşıldı. Çok düzenli ve hızlı olan bu sinyallerin, ancak küçük çaptaki bir gökcisminin dönüşünden kaynaklanabileceğini tahmin eden astronomlar, böylece, o zamana değin sadece teoride varolan nötron yıldızlarının varlığını kanıtladılar. Bugün bilinen yaklaşık 600 atarca vardır. Bilinen en hızlı atarca ise saniyede 642 defa dönmektedir.
Eğer, ölen yıldızdan artakalan çekirdeğin kütlesi 2,5 Güneş kütlesinden büyükse, artık bu yıldızı dengede tutacak herhangi bir kuvvet yoktur. O halde, bu yıldız sonsuza değin çökecek; ancak, biz bunu belli bir aşamadan sonra göremeyeceğiz. Bir cismi görebilmemiz için, bu cisimden kaynaklanan ya da yansıyan ışığın gözlerimize ulaşması gerekir.
Eğer, 2,5 güneş kütlesindeki bu cisim, 3 kilometreden küçük bir çapa kadar sıkışırsa, bu cismin kütleçekimi, hiçbir şeyin, ışığın bile bu cisimden kaçmasına olanak tanımaz. Bu nedenle bu cisimlere "karadelik" adı verilir.
Hiç ışık yaymadığı ve yansıtmadığı için, bir karadeliği doğrudan gözlemek mümkün değildir; ancak, çeşitli yöntemlerle, varlığını anlamak hatta kütlesini ölçmek mümkün olabiliyor. Yöntemlerden birisi şudur: Eğer, bir ikili yıldız sisteminin üyerinden birisi kara delikse, ve eğer yıldızdan karadeliğe bir madde akışı oluyorsa, karadeliğin etrafında dönerek, içerisine düşen madde güçlü x-ışınları yayar. Bu güçlü ışınım, bir karadeliğin varlığının göstergesi olabilir.
Diğer bir yöntem, "kütleçekimsel mercek" olarak bilinen etkiden yararlanılmasıdır. Karadeliğin yarattığı çok güçlü kütleçekimi, yakınından geçen ışık ışınlarının bükülmesine neden olur. Yani karadelik, bir mercek gibi davranır. Eger bir karadelik, uzaktaki bir ışık kaynağıyla Dünya’nın arasına girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden dolayı bozulmalara uğrar.
Bugüne kadar, Samanyolu içerisinde, bir kütleçekimsel mercek etkisine rastlanmadı. Buna karşın, çok uzaklarda bulunan kuasarlarla aramıza giren karadelikler tespit edildi.
|11 Mart 2009, 15:37|| |
Bir Yıldız Nasıl Ölüyor?#4 (link)


SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI


Yıldızların Ölümleri de Muhteşem...!
Her şey doğar, gelişir, yaşlanır ve ölür. Bütün cesaretlerine ve milyarlarca yıla yayılan ömürlerine rağmen yıldızlar dahi bu döngüden münezzeh değiller. Ne var ki, ölümleri de varlıkları kadar muazzam olabiliyor. 240 milyon ışık yılı uzaktaki Güneş'ten 150 kat büyük bir yıldız muhteşem bir patlama ile yok oldu,
Dev yıldızların ölümlerİnİ gözlemleyen astronomlar, belirli bir sürecin hep tekrarlandığını düşünüyorlardı. YakıtIarı tükendiğinde yıldız içine çöküyor, derken biriken enerji süpernova adı verilen dev bir patlama ile uzaya yayılıyor. Ancak SN2006gy adı verilen dev yıldızda durum böyle değildi. Bir zaman etrafına muazzam element ve madde yaydıktan sonra yıldız içine göçmeden devasa bir patlama ile yok oldu. Bu süreçte bilinen en büyük süpemovadan beş kat daha fazla ışınma oldu ve patlama tam yetmiş gün boyunca sürdü.
Süpernovalar konusunda uzman olan Alex F1ippenko, kendisi ile yapılan mülakatta olayı avam dilinde anlatması ıstenincee bu patlamanın ınsanlık tarihinde kaydedilen en büyük semavi havai fişek gösterisi olduğunu ifade etti.
Astronomlar benzer bir gelişmenin yakında galaksimiz Samanyolu'nda da olabileceğini düşünüyorlar. Berkeley Üniversitesi'nden Dave Paaley, güneşimizden sadece 7500 ışık yılı uzaklıkta bulunan Eta Carinae adlı yaşlı dev yıldızın da böyle bir ışık gösterisi ile patlayabileceğini ifade ediyor.
Eta Carinae da son zamanlarda etrafına muazzam madde yayıyor. Patlama o kadar bariz bir ışık yayacak ki, gündüz güneş ışığında dahi gökyüzünde gözükecek ve gece ışığında kitap okunabilecektir. Peki, bu patlama ne zaman olacak? Bilim adamları her an olabilir diyorlardır.
Kaynak: Sirius
Son Düzenleyen nötrino; 5 Haziran 2013 @ 17:48.
|13 Nisan 2012, 13:14|| |
Yıldızların Ölümü#5 (link)


SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI


Yıldızların Ölüm Sırları
Ölmekte olan bir yıldızın x şeklinde oluşturduğu nebula. Fotoğraf: National Geographic.
Bilim adamları, ölen yıldızların kütlelerini uzaya nasıl dağıttığının sırrını çözdüklerini söylüyor.Güneşimize benzeyen yıldızlar, ömürlerinin son yıllarında dış katmanlarındaki malzemeleri uzaya dağıtarak kütlelerinin çoğunu kaybediyor.
Bu malzemeler daha sonra başka gezegenlere yapı taşı oluyor. Bu sürecin nasıl işlediği bugüne dek bilinmiyordu.Bilgisayarla yapılan projeksiyonlar, yıldızlardan gelen parçacıkların çok küçük olacağını ve bu yüzden de etraflarındaki ışığı emip, aşırı ısınacağını öngörüyordu.
Nature dergisindeki makaleye göre Avrupa ve Avustralya üniversitelerinden gökbilimciler, üç dev kızıl yıldızı incelemiş.Bunlar bir zamanlar Güneş'in şimdiki haline benzeyen, şimdi ise hidrojen stoklarını tüketerek, dev boyutlara ulaşan yıldızlar.
Sırlar Yıldız Tozunda
Uzay bilimciler bu yıldızları Avrupa Güney Gözlemevi'nin Şili'ye kurduğu Çok Büyük Teleskobu kullanarak incelemiş. Ve etraflarındaki dev kütlede bulunan yıldız tozu zerreciklerinin büyüklüğünü ölçmeyi başarmış.Bilim adamları bu zerreciklerin beklenenden çok daha iri, metrenin milyonda biri büyüklüğünde olduğunu keşfetmiş.Bu beklenenden büyük olmakla birlikte, yıldızdan yayılan ışıkla birlikte uzaya yayılacak kadar da küçük.
Yani yıldızlar, güneş rüzgarına benzeyen ama çok daha kuvvetli olan bir mekanizmayla, kütlelerini gaz ve mineral zerrecikleri olarak uzaya saçıyor.Araştırma ekibinin lideri olan Sidney Üniversitesi'nden Barnaby Norris, bu mekanizmayı BBC'ye şöyle anlattı:
"Toz zerrecikleri çok sayıda küçük yelken gibi çalışıyor; ancak burada rüzgarın işlevini ışık görüyor."Bu buluşun, galaksilerin gelişme süreci ve ağır maddelerin uzayda yayılmasıyla ilgili bilgi eksiklerini doldurması bekleniyor.
Kaynak:BBC Türkçe / Nature (13 Nisan 2012,01:37)
|28 Nisan 2012, 12:03|| |
Yıldızların Ölümü#6 (link)


SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI


Bir Yıldızın Ölümü
Fotoğraf: NASA
NASA ve Avrupa Uzay Ajansı’nın (ESA) ortak projelerinde kullanılan Hubble Uzay Teleskobu, Güneş gibi gezegenlere hayat veren yıldızları inceliyor. Teleskop, Egg (yumurta) Nebulası’nda, yıldızların ölümüne ait bugüne kadar elde edilen en iyi görüntülerden birini yakaladı.
Ölmekte olan yıldızlar, dönüşüm safhalarında iyonlaşan ve parlayan gaz kümelerini uzaya saçmaya başlıyor ve giderek genleşiyor. “Preplanetary nebula phase” olarak bilinen bu süreçte, yıldızın merkezindeki aşırı sıcaklık gazları harekete geçiriyor ve binlerce yıl boyunca uzayın karanlığında parlamasını sağlıyor.
Kozmik terimlerde çok kısa süren bu safha, uzaydaki büyük mesafelerde çok sönük olarak beliriyor. Ölü yıldızlara ait nebulaların (gaz ve toz bulutu) ne sıklıkta ortaya çıktığı ve saçtıkları ışığın parlaklığı, ölüm safhasının ne zaman başladığı hakkında da fikir veriyor.
Cygnus (Kuğu) Takımyıldızı’nda 40 yıl önce keşfedilen Yumurta Nebulası, çok güçlü teleskopların gözlemyebildiği yıldız ölümlerinin ilk örneği. Onlarca yıldır süren araştırmalar, bu sürecin sakladığı sırları hala tam olarak ortaya çıkarabilmiş değil.
Yıldız Bulutta Saklı
Fotoğrafın ortasındaki kalın toz bulutu, içinde nebulanın doğduğu yıldızın merkezini saklıyor. Doğrudan gözlemlenemese de, yıldızdan saçılan dört ışın demeti yıldızın yerini belli ediyor. Gök bilimciler, merkezde meydana gelen şok dalgalarının oluşturduğu deliklerin, ışınların toz bulutundan çıkmasına yardımcı olduğunu düşünüyor.
Bilim insanları, bu mekanizmanın nasıl oluştuğunu hala tam olarak çözebilmiş değil. Bir olasılık, nebulanın ortasında, tek yıldızlı değil, ikili yıldızdan oluşan bir sistem olduğu.Merkezdeki toz bulutunu saran daireler ise her birkaç yüz yılda yaşanan patlamaların saçtığı materyallerden oluşan halkalar. Hubble, bu görüntyü Wide Field Camera 3 ile yakaladı.
Kaynak : Ntvmsnbc (27 Nisan 2012,18:58)
|13 Ekim 2012, 12:41|| |
Yıldızların Ölümü / Ölmekte Olan Kırmızı Dev R Sculptoris Yıldızına Ait Spiral Toz#7 (link)


SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI


Ölen Yıldızın Spiral Tozu Gökbilimcileri Şaşırttı
Gökbilimciler, Dünya’dan 1.500 ışık yılı uzaklıktaki kırmızı dev R Sculptoris yıldızının dışına uzanan, spiral şekle sahip bir gaz ve toz bulutu tesbit etti. Astronomlar, tesbit edilen tuhaf kozmik cismin, ölmekte olan yıldızın son aşamalarında yaşadığı değişimlerden kaynaklandığını ifade etti.
Ölmekte olan kırmızı dev R Sculptoris, ölüm sürecinde birçok farklı basamaktan geçiyor. Gökbilimciler, yıldızdan uzaya uzanan spiral şeklindeki dev toz ve gaz bulutunun (nebula) yıldızın dağılmakta olan atmosferinin üst kısımlardan oluştuğunu belirtti. Çekirdeği son derece sıcak olan yıldızda yaşanan çok güçlü fırtınalar, dağılmakta olan atmosferin tabakalarını uzaya itiyor. R Sculptoris’te yaşanan bu durum, atmosferin üst katmanlarını milyonlarca yılda giderek büyüyen, farklı şekillere bürünebilen nebulalara çeviriyor. Gökbilimciler, benzer durumu Güneş’in de ömrünün son safhalarında yaşayacağını belirtti.
Atmosferin uzaya dağılma sürecinde, yaklaşık her 20 bin yılda bir (kozmik boyutta sadece birkaç mili saniye) R Sculptoris’in çekirdeğinde 200 yıl süren termonükleer titreşimler yaşanıyor. Bu aktivite esnasında helyum ağır metallere dönüşerek tonlarca enerji saçıyor. Ortaya çıkan enerji, çok yüksek bir parlalık oluşturuyor ve büyük yoğunluğa sahip materyal uzaya dağılıyor. Avrupa Güney Gözlemevi’nde görevli gökbilimci Matthias Maercker, “Yıldızın içinde oksijen ve karbon gibi yeni elementler oluşuyor...Bu elementler hayatın oluşması için temel girdiler. R Sculptoris’in geçirdiği süreç, Güneş Sistemi’ni meydana getiren ‘yıldız tozunun’ oluşumunu da anlamamızı sağlıyor’ dedi.
Yıldızın Arkasında Saklanıyor
Maercker ve ekibi, R Sculptoris yıldızının arkasında kalan spiral toz bulutunı Atakama Büyük Milimetre Işımı (ALMA) radyo teleskobunu kullanarak görüntüledi. Spiral şekli etkileyen bir diğer faktör olarak, R Sculptoris’in yörüngesinde bulunan ve yıldızdan dağılan parçacıkların dağılımını etkileyen, Güneş’in 0.2 katı kadar kütleye sahip bir yıldız gösterildi. Gökbilimciler, spiral bulutun her bir halkasındaki gaz ve parçacık miktarını tahmin etmeye çalışarak, R Sculptoris’in termal faaliyetleri ve iç yapısı hakkında bilgi etmeye çalışıyor.
“Yıldızın spirali üzerinde sanki bir saatmiş gibi geriye yürüyerek ne olduğunu anlayabiliriz” diyen Maercker, R Sculptoris’in geçirdiği en son termonükleer faliyetin 1.800 yıl önce sona erdiğini ve 200 yıl sürdüğünü ifade etti. ABD’nin California Üniversitesi’nden Mark Morris, yer almadığı çalışmayı överek, “Yaşandığını bildiğimiz ancak detayını bilmediğimiz kozmik bir olaya yakından bakabilmek güzel bir şey” ifadesini kullandı.
Alma İlk Sınavını Veriyor
Güneş’in yaklaşık 0.5 ile 10 katı, yani düşük ve orta kütleye sahip olan yıldızlar olarak bilinen Kırmızı Dev’lerin yaşlarını belirlemek için geçmişte birçok model çıkarılmıştı. Yıldızların ölüm süreçlerinde uzaya saçtıkları parçacıkların miktarı ve yaşanan dağılımın sürecine dayanan ölçümler, R Sculptoris’ten elde edilen bilgilerle çok daha doğru bir şekilde gözden geçirilebilecek. Gökbilimciler ayrıca, inşasına 2003 yılında başlanan ve yeni hayata geçen ALMA teleskop ağının da evrendeki ilk yıldızların oluşumunu incelemek adına ilk büyük sınavını verdiğini belirtti. Şili’nin Atakama Çölü’nde, deniz seviyesinden 5000 metre yükselikteki Chajnantor platosuna kurulu olan dünyanın en büyük teleskop şebekesi, henüz sahip olduğu 66 dev çanak antenden sadece 22’sini kullanıyor.
Kaynak : Ntvmsnbc / BBC (12 Ekim 2012,17:38)
|17 Temmuz 2013, 00:10|| |
Yıldızın Görkemli Ölümü#8 (link)


MsXLabs Üyesi


Amerikan Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi'nin (NASA) uzaydaki Chandra X Işını Gözlemevi, 4 bin 200 ışık yılı uzaklıktaki bir yıldızın eşine az rastlanan güzellikteki son anlarını gözlemledi. NASA'dan yapılan açıklamaya göre, bizim güneşimize benzeyen yıldızlar, ömürlerinin sonuna geldiklerinde dikkat çekici derecede fotojenik olabiliyor. "Eskimo Nebulası" olarak da bilinen "NGC 2392" yıldızı bunun için iyi bir örnek. Chandra X Işını Gözlemevi, bilim insanlarının "gezegensi bulut" olarak da isimlendirdiği NGC 2392'nin ölümü sırasında merkez kısmının etrafında açığa çıkan milyonlarca derece sıcaklıktaki gaz bulutunu fotoğrafladı. Hubble uzay teleskobu da yıldızın dışarı püskürttüğü katmanların kırmızı, yeşil ve mavi desenlerini görüntüledi. Ortaya büyüleyici bir yok oluşun seyrine doyum olmaz kareleri ortaya çıktı. NGC 2392 gibi gezegenimsi bulutsular, sıcak yıldızları çevreleyen daha çok dairesel şekilli gaz yapılar olarak biliniyor. Gezegen benzeri disk yapılı görüntülerinden dolayı 18. yüzyılda William Herschel tarafından bu isim verildi.
Bilim adamları, ölen yıldızların kütlelerini uzaya nasıl dağıttığının sırrını çözdüklerini söylüyor.
Yıldızların ölümü Güneşimize benzeyen yıldızlar, ömürlerinin son yıllarında dış katmanlarındaki malzemeleri uzaya dağıtarak kütlelerinin çoğunu kaybediyor. Bu malzemeler daha sonra başka gezegenlere yapıtaşı oluyor. Bu sürecin nasıl işlediği bugüne dek bilinmiyordu.
Bilgisayarla yapılan projeksiyonlar, yıldızlardan gelen parçacıkların çok küçük olacağını ve bu yüzden de etraflarındaki ışığı emip, aşırı ısınacağını öngörüyordu.Nature dergisindeki makaleye göre Avrupa ve Avustralya üniversitelerinden gökbilimciler, üç dev kızıl yıldızı incelemiş.Bunlar bir zamanlar Güneşin şimdiki haline benzeyen, şimdi ise hidrojen stoklarını tüketerek, dev boyutlara ulaşan yıldızlar.
Sırlar Yıldız Tozunda
Gökbilimciler bu yıldızları Avrupa Güney Gözlemevinin Şiliye kurduğu Çok Büyük Teleskopu kullanarak incelemiş. Ve etraflarındaki dev kütlede bulunan yıldız tozu zerreciklerinin büyüklüğünü ölçmeyi başarmış.Bilim adamları bu zerreciklerin beklenenden çok daha iri, metrenin milyonda biri büyüklüğünde olduğunu keşfetmiş. Bu beklenenden büyük olmakla birlikte, yıldızdan yayılan ışıkla birlikte uzaya yayılacak kadar da küçük. Yani yıldızlar, Güneş rüzgarına benzeyen ama çok daha kuvvetli olan bir mekanizmayla, kütlelerini gaz ve mineral zerrecikleri olarak uzaya saçıyor.
Araştırma ekibinin lideri olan Sidney Üniversitesinden Barnaby Norris, bu mekanizmayı BBCye şöyle anlattı: Toz zerrecikleri çok sayıda küçük yelken gibi çalışıyor; ancak burada rüzgarın işlevini ışık görüyor. Bu buluşun, galaksilerin evrim süreci ve ağır maddelerin uzayda yayılmasıyla ilgili bilgi eksiklerini doldurması bekleniyor.
Son Düzenleyen nötrino; 17 Temmuz 2013 @ 17:22. Sebep: Mesaj düzeni ve kaynak bilgisi!