Türkçe Bilgi: Yıldız yapısı

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 halindedir. Birbirini dengeleyen kuvvetler içeri doğru yönelen kütleçekim kuvveti ve bunu karşılayan plazma gazının ısı erkidir. Bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi için tipik bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 10⁷ K 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 erke üretir. Öğecik çekirdekleri yıldızın çekirdeğinde kaynaştıkça gama ışınları şeklinde erke yayarlar. Bu ışıközleri (foton) çevresini saran plazma ile etkileşime girerek çekirdeğe ısı erkesi eklerler. Ana dizideki yıldızlar hidrojeni helyuma çevirerek yavaş ama düzenli artan bir oran da çekirdekteki helyumu artırırlar. Sonunda helyum oranı baskın hale gelir ve çekirdekteki erke 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 erke dengesini sağlayacak ısıl denge de bulunur. İçeride bulunan ışınsal sıcaklık eğimi sonucunda dışarıya doğru sürekli olarak bir erke akısı oluşur. Yıldızın herhangi bir katmanından dışa doğru akan erke akısı , yukarıdan içeriye doğru gelen erke akısına tam olarak denktir. Işınım bölgesi yıldızın içinde erke akısını sağlayacak kadar verimli bir ışınım aktarımı olan bölgedir. Bu bölgede plazma hareketsizdir ve herhangi bir kütle hareketi sönümlenir. Eğer böyle olmazsa plazma dengesiz hale gelir ve ısıyayımsal bölge oluşturacak şekilde ısıyayım (konveksiyon) oluşur. Bu çekirdeğin yakınında ya da dış katmanın yüksek donukluk olan bölgelerinde, çok yüksek erke akısının ortaya çıktığı yerlerde ortaya çıkar. 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz. Yıldızların çoğunda yıldz yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri de değişir. 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 hale gelir. Taçtan sonra plazma parçacıklarından oluşan bir yıldız rüzgarı, yıldızlararası ortam ile etkileşecek şekilde dışarı doğru yayılır. Ayrıca bakınız * Politrop * * * | doi=10.1086/304333 }} * *

Dış bağlantılar

* OPAL opacity code * The Yellow CESAM code, stellar evolution and structure FORTRAN source code * EZ to Evolve ZAMS Stars a FORTRAN 90 software derived from Eggleton's Stellar Evolution Code, a web-based interface can be found here. * Geneva Grids of Stellar Evolution Models (some of them including rotational induced mixing) * The BaSTI database of stellar evolution tracks

Kaynaklar

Vikipedi

Yıldız Yapısı

Dış bağlantılar

Kaynaklar

Yıldız

Yıldız Dağları

Nötron yıldızı

Ülker (yıldız kümesi)

Atlantis (Yıldız Geçidi)

Parıltılı yıldızlar

Küresel yıldız kümesi

Orhaniye Kışlası Camii

Yıldız Yapısı

Yıldız Yapısı Hakkında Detaylı Bilgi

Dış bağlantılar

Kaynaklar

Görüşler ve Yorumlar

Okuma Önerileri

Yıldız

Yıldız Dağları

Nötron yıldızı

Ülker (yıldız kümesi)

Atlantis (Yıldız Geçidi)

Parıltılı yıldızlar

Küresel yıldız kümesi

Orhaniye Kışlası Camii