Yıldız oluşumu

Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan moleküler bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır elementlerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur.^[1] Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar.

Moleküler bulutların çökmesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir yıldızın oluşumu, bir moleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir süpernovanın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütle çekimsel bir kararsızlık ile başlar. Jeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütle çekimsel 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 kütle çekimsel enerji ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur.^[2] Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. Kütle çekimsel 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.^[3]

Düşük kütleli ve yüksek kütleli yıldız oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

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^[4] 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.^[5] 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana dizide kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.^[6]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

^ P. R. Woodward (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics. Cilt 16. ss. 555-584. 24 Eylül 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Nisan 2022.
^ Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". 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. Space Telescope Science Institute. s. 491. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2006.
^ 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. ^{[ölü/kırık bağlantı]}
^ 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 arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Şubat 2021.
^ "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. 30 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2006.

[1] P. R. Woodward (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics. Cilt 16. ss. 555-584. 24 Eylül 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Nisan 2022.

[2] Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". 30 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Eylül 2006.

[3] 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. Space Telescope Science Institute. s. 491. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2006.

[4] 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. ^{[ölü/kırık bağlantı]}

[5] 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 arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Şubat 2021.

[6] "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. 30 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2006.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

Yıldız oluşumu nedir?, Yıldız oluşumu anlamı nedir?, Yıldız oluşumu ne demektir?

Yıldız oluşumu nedir?, Yıldız oluşumu anlamı nedir?, Yıldız oluşumu ne demektir?

Yıldız oluşumu

Moleküler bulutların çökmesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Düşük kütleli ve yüksek kütleli yıldız oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]