Cevap Yaz Yazdır
Güncelleme: 12 Ekim 2017  Gösterim: 35.533  Cevap: 23

Yıldız Nedir? (Uzay)

24 Mart 2007 00:30       Mesaj #1
ThinkerBeLL - avatarı
VIP VIP Üye
YILDIZ NEDİR?

Yıldız görüntüleri


Yıldızlar bizden o kadar uzakta bulunur ki, en güçlü teleskoplarla bile elde edilen görüntülerinin çoğu noktasaldır, yani yıldızların boyutları hakkında bilgi vermez. Kimi yıldızların boyutlarına ilişkin bilgiler yalnızca son derece duyarlı girişimölçüm yöntemleriyle elde edilebilmiştir (aşağıya yıldızlann boyuttan). Teleskopun çözme gücü kalitesi ve atmosferdeki türbülanslar yıldızların görüntülerinin genişlemesine rüeden olur; ayrıca fotoğraf emülsiyonları da, yıldızların parlaklığı arttıkça daha belirginleşen bir ışınlama olayına uğrar. Çok parlak yıldızların fotoğraflarında, aygıtın içindeki parazit yansımalardan ileri gelen haç biçiminde ışınlar ya da ışığın, fotoğraf plakasının arka yüzünden yansımasından kaynaklanan haleler bile görülebilir.
Sponsorlu Bağlantılar

Yıldız parlaklıkları


Kadirler. Yıldızlar, görünür parlaklıklarına göto sııalanarnk sınıflandırılabilir. Bu sınıflandırmalar, Hipparkhos tarafından I.Ö. 130 yılına doğru, yıldızların çıplak gözle az ya da çok parlak görülmelerine göre gerçekleştirilen görgül sıralamayla aynı ilkeye dayanan bir ölçeğe göre yapılmıştır. Görünür kadirler (m) ölçeği denilen bu ölçek, eski görgül "büyüklük" ölçeğinin yerini almıştır. Görünür kadirler, görünür parlaklık logaritmasının yaklaşık 2,5 katıyla orantılıdır. Bu ölçekte sıfır değeri, standart yıldızlar seçilerek saptanmıştır. Bu görünür kadirler ölçeğinde, bir gökcisminin parlaklığı arttıkça kadiri küçülür, hatta negatif değerler alır; bunun yanı sıra gökcisminin parlaklığı azaldıkça kadiri büyür. Görünür parlaklıkları ölçmede kullanılan ve kullandıkları dalga boyuna göre değişen duyarlıklara sahip alıcı tipine bağlı olarak fotografik, görsel, fotogörsel, fotoelektrik ve radyometrik görünür kadirler ayırt edilir Bir gökcisminin rengine göre bu kadirler farklı değerler alabilir; örneğin bir yıldızın mavi ışıma ile görünür ışımada ölçülen görünür kadirleri arasındaki fark olarak tanımlanan renk indisi mavi bir yıldız için negatif, kırmızı bir yıldız içinse pozitiftir Gökyüzünün en parlak yirmi yıldızının görsel kadirleri şunlardır:

ADI GÖRSEL KADİR
a Büyük Köpek (Sirius) - 1,6
Ad:  yıldız3.jpg
Gösterim: 430
Boyut:  38.6 KB

a Karina (Canopus) - 0,9
a Erboga (Rigil kentarus) +0,1
a Orion (Ikizlerevi)
[değişken kadir] +0,1
a Çalgı (Vega) +0,1
« Aıabacı (Kapella) +0,2
a Çoban (Arkturus) +0,2
p Orion (Rigef) +0,3
a Küçük Köpek (Procyon) +0,5
a Irmak (Aşernar) +0,6
P Erboğa (Agena) +0,9
a Kartal (Altair) +0,9
a Güneyhaçı (Akruks) +1,1
a Boğa (Aldebaran) +1,1
P ikizler (Polluks) +1,2
a Başak (Başakçı) +1,2
a Akrep (Antares) +1,2
ot Güneybalığı (Fomalhaut) +1,3
o Kuğu (Deneb) +1,3
a Aslan (Regulus) +1,3
Çıplak gözle görülebilen yıldızların kadirlerine göre sayısal dağılımları da şöyledir:
2. kadirden yıldızlar : 53
3. kadirden yıldızlar : 157
4. kadirden yıldızlar : 506
5. kadirden yıldızlar : 1740
6. kadirden yıldızlar: 5170
Güneş'in görünür görsel kadiri - 26,8' dir. Görünür görsel kadirleri 6'dan büyük olan yıldızlar çıplak gözle görülemez. Bir yıldızın M mutlak kadiri 10 parseklik standart bir uzaklıkta bulunduğu zaman bu yıldızın sahip olacağı görünür kadire denk düşen değerdir. Bu M kadiri, görünen kadiri parlaklığa bağlı olarak tanımlayan bir ölçeğe benzer bir ölçeğe göre, yıldızın ışınım gücünü belirler. Belli bir ışınım gücüne sahip, yani mutlak kadiri bilinen bir yıldızın uzaklığı ne kadar büyükse, görünür kadiri de o kadar büyüktür. Böylece yıldızların uzaklıklarını saptama (gökbilimin temel sorunlarından biri), yıldızın görünür kadirini ölçme ve mutlak kadirini tahmin etme (tayfının ya da özelliklerinin diğer yıldızlarla karşılaştırılmasıyla) yoluyla olanaklı hale gelir. Güneş'in mutlak görsel kadirinin değeri +4,8'dir.

Yıldız kataloglan


Bir yıldızın gökyüzün- deki konumu iki koordinatıyla iyice belir- lenebildiğinden, yıldızların iyi gözlemlenmiş koordinatlarını, kadirlerini ve diğer ayırtedici fiziksel özelliklerini gösteren ve katalog denilen derlemeler yapılabilir.
İlk düzenli yıldız listesi Hipparkhos (I.Ö. 130) tarafından düzenlenmiş ve Ptolemaios'un Almngest adlı yapılı saycindo gü nümûzo kadar ulaşmıştır. 1 022 yıldızın yer aldığı bu katalog, daha sonra Uluğ Bey, Tycho Brahe (777 yıldız derledi), Hevelius, listeye 500 yıldız daha ekleyen ve yıldız gökbilimine önemli katkılarda bulunan J. Bayer (1603), Halley, Flamsteed, La Caille, Le Monnier, Bode, J. Herschell, B. A. Gould, 47 390 yıldızı kapsayan katalogu Paris gözlemevi kataloğunun oluşturulmasına temel eşkil eden Lalande gibi gökbilimcilerin çalışmalarına temel oluşturmuştur. Bu çalışmaların dışında, Argelander’in kataloğu, Chacornac’ın tutulum haritaları vb.'nin yanı sıra, özellikle amiral Mouchez’in teşvikiyle gerçekleştirilen ve uluslararası bir yapıt olarak ortaya çıkan gökyüzünün fotografik haritasından da söz otmok gerekir. Yıldız kataloglarının hazırlanması ve yeni verilerin toplanması günümüzde bilişim araçlarının yardımıyla gerçekleştirilmekte ve uzmanlaşmış merkezlerden yönetilmektedir.

Takımyıldızlar


Gökteki yıldızlar takımyıldızlar halinde sınıflandırılır; bunların adlandırılma biçimleri çok eskidir, s m günümüzde bunlara kesin bilimsel sınırlar çizilmiştir.

Özdevinimler


Oldukça uzun zaman aralıklarıyla yinelenen ölçümler, yıldızlann sistematik küçük yer değiştirmelere uğradıklarını göstermiştir. Bu yer değiştirmelere “özdevinim" denir. Özdevinimler, gözlem doğrultusuna dik bir doğrultudaki yer değiştirmelere denk düşer. Bu yer değiştirmeler genellikle yılda 0" ile 1" arasındadır; bununla birlikte kimi yıldızların yer değiştirmeleri yılda 10" yi bulur. Bütün bu devinimlerin genel olarak incelenmesi, Gökada’nın tümünün döndüğünü ortaya çıkarmıştır. Koordinatlardaki özdevinimler dışında, tayf çizgilerinin yer değiştirmelerinin ölçülmesi, Doppler-Fizeau ilkesini uygulayarak yıldızların radyal hızlarının (bu kez km/sn cinsinden) kesin olarak bulunmasını sağlar.

Yıldız paralaksları


Yıldızların kimi özdevinimleri, yeryüzündeki bir gözlemcinin Güneş çevresinde 3Ö0 milyon km çapında bir yörünge çizmesi nedeniyle, devir süresi tam bir yıl olan düzenli bir durum gösterir. Böylece gözlemlenen bu devinimin genliği, doğrudan doğruya yıldızın uzaklığını verir.
Bir yıldızdan normal bir açı altında Yer yörüngesinin yarı-büyük ekseninin görüldüğü açıya "yıllık paralaks" denir Paralate, tanıma göre, parsek cinsinden ölçülen uzaklığın tersidir. Paralaksları doğrudan doğruya ölçülmüş olan yıldızların sayısı 10 000 dolayındadır. Bu paralaksla- rın hiçbiri 1" ye ulaşamaz.

Yıldız tayfları


Yıldızların yüzey katmanlarından gelen ışığı, dalga boylarına göre bileşenlerine ayırarak elde edilen yıldız tayfları, renkli ve sürekli bir fondan (sürekli tayf) oluşur. Bu fon üzerinde "soğurma çizgileri" denilen ve kimi dalga boylarında bir ışık zayıflamasına denk düşen bölgeler yer alır. Az sayıdaki kimi özel yıldızların tayflarında ise tam tersine, kimi dal- gaboylarında ışığın daha yeğin geldiği "yayım çizgileri"ne rastlanır. Gözlemlenen tayf çizgilerinin çözümlenmesi ve belli sıcaklık ve basınç koşullarında bulunan her kimyasal element için olası durumların dağılımını belirleyen yasalar yardımıyla tayfların yorumlanması, yıldızların yüzey katmanlarında egemen olan fiziksel koşulların ve kimyasal bileşimin ortaya çıkarılmasını sağlar.

Kimyasal bileşim


Çeşitli kimyasal elementlerin Güneş'teki ve diğer yıldızlardaki göreli miktarları birbirine çok yakındır. Yıldızların kütlelerinin % 96 ile 99'u hidrojen ve helyumdan oluşur. Geriye kalan % 4'lük kütleyi oluşturan ağır elementler arasında en çok rastlananlar oksijen, karbon, neon, azot, kükürt ve demirdir. Hidrojen tek başına kütlenin ortalama % 76'sını oluşturur.

Yıldızların tayf tipleri


Yıldızların kimyasal bileşimlerinin benzerliğinden ve pölemlenen tayflarının çeşitliliğinden, yıldız tayflarının dilimnor.inin, yıldızlında var olan kimi koşulların (örneğin yüzey sıcaklıkları ve yoğunlukları) belirlenmesini sağladığı sonucu çıkarılabilir. Tayflar sınıflandırılarak yıldızlar da 35 000 K 2 500 K arasındaki yüzey sıcaklıklara (ışıkküre sıcaklıkları) denk düşen, sürekli tayf tiplerine göre sınıflandırılır. Tayf tipleri W, O, B, A, F, G, K, M harfleriyle gösterilir; her kategori de, ayrıca O'dan 9'a kadar 10 alt kategoriye bölünmüştür. Örneğin Ikizlerevi'nin tayftipi M O, Rigel'inki B 8, Aldebaran'ınki K 5, Gü- neş'inki ise G 2'dir. Bunlara, kataloglarda çok az rastlanan soğuk yıldızları belirten Ft, N ve S harflerini de eklemek gerekir.

Hertzsprung Russell diyagramı


Uzaklıkları bilinen yıldızları hem tayf tiplerine hem de kadirlerine göre sınıflandıran Hertzsprung" ve Russell", yıldızları ışınım güçlerine göre sıralamayı sağlayan ve Hertzsprung Russell diyagramı (1905 -1914) adıyla bilinen iki boyutlu bir yıldız sınıflandırması gerçekleştirdiler;
1. cüce yıldızlar da denilen ana seri yıldızları: Güneş bu sınıfa girer;
2. dev yıldızlar (tayf tipi FO'dan başlayanlar);
3. üstdev yıldızlar, mutlak kadirleri (-5) ile (-7) arasında değişir.
Tayf tipine, yani yüzey sıcaklıklarına göre sınıflandırılan yıldızları arasından belli bir yıldız türü ele alındığında, bu yıldız türüne giren üstdev yıldızların ışınım güçleri dev yıldızlarınkinden, dev yıldızların ışınım güçleri ise cüce yıldızlarınkinden daha fazladır. Bu yıldızın, birim yüzeyinden yayımlanan enerji miktarı yalnızca sıcaklığa bağlı olduğundan, bir cücenin yarıçapı, yüzey sıcaldığı kendisiyle aynı olan bir devin ya da bir üstdevin yarıçapından çok daha küçüktür. Ayrıca yeni yıldız sınıfları da keşfedilmiştir. Bu sınıfta yer alan beyaz cûceler"in mutlak kadirleri +10 dolayındadır Işınım güçleri zayıf olmasına
lamı yorıçnplan. ışınını gi'ıçloıl vo yü/oy sıcaklıkları veri alınarak hesaplanabilir. Güneş'in yarıçapı bir birim olarak alınırsa, üstdev Ikizlerevi'nin yarıçapı 400, dev Arkturus'un yarıçapı ise 22 birim değerini almaktadır. Bilinen en büyük yıldız £ Arabacı'dır. Bu yıldızın yarıçapı Güneş'in- kinin 2 700 katıdır: bu yıldız Güneş sisteminin merkezinde yer alsaydı, Satürn'de dahil olmak üzere bütün gezegenleri içine alıldı. Buna karşılık cüce" yıldızların yarıçapları Güneş'inkinin yalnızca yüzde biri düzeyindedir; nötron yıldızlarının yarıçapları ise daha da küçüktür.

Tayttanna göre yıldızlann uzaklıklar


Günümüzde, yıldız tayfı uzmanları bir yıldızın hem tayfına, hem de ışınım gücüne göre hangi sınıfa girdiğini hiçbir karışıklığa meydan vermeden besleyebilmektedirler. Morgan diyagramı, tayfına ve ışınım gücüne göre sınıflandırılan yıldızların (yarım birimlik bir hata payıyla) mutlak kadirlerini verir. Bir yıldızın bu diyagramdan okunan mutlak kadiri temel alınarak görünür kadirinin hesaplanmasıyla da {% 10 yaklaşıklıkla) uzaklığı ölçülebilir. Böylece de bu yıldızların tayfgözlemsel paralaksı saptanır.

Yıldızlann kütleleri


Uzayda çok sayıda çift' yıldız ya da çoklu yıldız sistemi vardır; bunların bileşenleri, Güneş'in çevresinde dönen Güneş sistemi'ndeki gezegenler gibi sistemin ağırlık merkezinin çevresinde evrensel çekim yasasına göre döner. Bu bileşenlerin gözlemlenen hareketlerinin parametreleri mekaniğin yasalarına göre incelenerek, çift yıldızların kütleleri hesaplanabilir. Bu yöntemle bugüne kadar ölçülmüş olan yıldız kütlelerinin değeıleri Güneş kütlesinin onda biri ile 60 katı arasımla değişir. Yıldızların yarıçaplarının uzunlukları ise, yukarıda da belirtildiği gibi çok daha geniş bir alan oluşturur. Bundan da, üsldov yıldızların kütlelerinin Güneş'in kütlesinden milyonlarca kez küçük, beyaz cüce yıldızların kütlelerinin ise Güneş'inkinden milyonlarca kez büyük olduğu sonucu çıkar.

Değişken parlaklıklı yıldızlar


Sofeitlcr. Yıldızların çok büyük bir bölümünü değişken pariaklılığa sahiptir. Bu değişme, kimi yıldızlarda oldukça düzenli, kimi yıldızlarda ise düzensiz olarak meydana gelir. En belirgin örneği 4 Şefe olan (adı da buradan gelir) ve parlaklıkları düzenli olarak değişen yıldızlara seteit denir Parlaklık değişim dönemlerinin yıldızların mutlak kadirlerine bağlı olduğunun keşfedilmesinden bu yana Sefeitler gökbilimcilerden yoğun bir ilgi görmüştür. Bu yıldızların parlaklık değişimi dönemleri gözlemle saptanarak (bu işlem zor değildir) uzaklıkları belirlenebilir.

Diğer değişken yıldızlar


Novalar. Süpernevalar. Sıçramak yıldızlar. Kimi yıldızların ışınım güçlerinde zaman zaman 12, hatta 22 kadirtik ani ve büyük artışlar gözlemlenir. Uzun süre bu yıldızlar yeni oluşmuş yıldızlar sanılmış sonra yeni yıldız olmadıkları anlaşılmasına karşın nova' ya da sûpemova’ olarak adlandırılmışlardır Parlamak ya da sıçramak yıldızlar birkaç saniye içinde birkaç kadirtik, son derece parlak yıldız duruma gelebilir: bu yıldızlarda ayrıca Güneş püskürtülerine benzer olaylar da görülür.

Yıldız enerjisinin kaynağı


Güneş sistomi'nin oluşmasından bu yana, yani yaklaşık 5 milyar yıldır, Güneş, ışınım yoluyla uzaya 4x1ü26 watt'kk bir güç yaymaktadır. Güneş'in ve diğer yıldızların bu kadar uzun bir süre boyunca bu denli büyük bir enerjiyi nasıl yaydığı sorusu uzun zaman gündemde kalmıştır. Bu sorunun yanıtı 1938'deı yıldız enerjisinin ancak sıcaklığın on milyonlarca kelvini bulduğu merkez bölgelerde termonükleer tepkimelerin düşmanıyla açıklanabileceğinin ortaya çıkmasıyla bulunmuştur Söztonusu termonükleer tepkimede, 4 hidrojen çekirdeği (ya da 4 proton) bir dizi tepkime sonucu kaynaşarak bir helyum çekirdeği düştürür Hertzsprung Fiussell diyagramında ana seride yer alan ve Güneş’ten daha büyük kütleli yıldızlarda bu tepkime, Bethe çevrimine göre oluşur ve 20 milyon kelvinden datıa yüksek bir sıcaklık gerektirir. Güneş'in benzeri olan yıldızlarda termonükleer tepkime "proton-proton zinciri" adı verilen başka bir tepkime dizisiyle gerçekleşir.

Bu tepkime dizisine 20 milyon kelvinden daha düşük sıcaklıklarda rastlanır Güneş'in yaydığı enerjinin kaynağını oluşturan ve Güneş'in bu enerjiyi toplam 10 milyar yıl boyunca üretebilmesini sağlayan mekanizmayı bu tepkime dizisi sağlamaktadır. Sıcaklığın 7 ile 15 milyon kelvin arasında olduğu Güneş'in merkez bölgelerinde bir saniyede 600 milyon ton hidrojen helyuma, 4 milyon ton madde de enerjiye dönüşür. Ana serinin dışında yer alan ve evrimlerinin daha ileri bir aşamasında bulunan yıldızlarda farklı termonükleer tepkimeler gerçekleşir: 100 milyon kelvin düzeyindeki sıcaklıklarda helyum çekirdekleri kaynaşarak karbon çekirdeklerine karbon çekirdekleri de demire kadar ulaşabilen diğer ağır elementlerin çekirdeklerine dönüşebilmektedir.

Yıldızların iç yapısı


Bir yıldızın iç yapısını belirlemek için aşağıdaki fiziksel parametreler arasındaki ilişkiler göz önüne alınır: kendi yer çekiminin ve basınç değişimlerinin karşı etkisi altında bulunan bi' gaz küresinin dengesi; merkez bölgelerde termonükleer enerji üretimi; bu enerjinin yıldızın yüzeyine iletilme biçimi. Belli bir toplam kütle ve kimyasal bileşim için bu fiziksel ilişkileri betimleyen matematiksel denklemlerin tek bir çözümü vardır. Yani, yıldızın diğer bütün ayırtedici özellikleri ve parametrelerinin iç dağılımı bu denklemler yardımıyla hesaplanabilir; bu şekilde oluşturulan modeller özellikle yıldızın merkezindeki sıcaklık, yoğunluk ve basınç değerlerini bulmaya yarar. Bu modeller, ışınım güçleri ve sıcaklıkları aynı zamanda kütleleriyle doğru orantılı olan yıldızlann, neden yaşamlannın başlangıcında Hertzsprung-Russell diyagramındaki ana seri içinde yer aldığını da açıklamayı sağlar.

Yıldızlann evrimi


Yıldızların kimyasal bileşimleri merkez bölgelerde meydana gelen termonükleer tepkimeler nedeniyle sürekli olarak değişir Böylece, başlangıçta homojen bir bileşimi öten bir gaz bulutunun çekimsel büzülmesiyle oluşan ve belli bir kütlesi olan bir yıldızın hem iç yapısı, hem de parametreleri zamanla farklılaşacaktır. Bununla ilgili olarak yıldız modelleri üzerinde yapılan hesaplamalar Hertzsprung-Russell diyagramındaki ana seri üzerinde yer alan yıldızlann zamanla dev, daha sonra da üstdev yıldızlar sınıfına doğru kayacaklarını ve bu kaymanın sözkonusu yıldızın kütlesi ne kadar büyükse o kadar hızlı gerçekleşeceğini göstermektedir. Örneğin ana seriye göre 10 milyar yıllık bir ömrü olan Güneş, ana seriyi 5 milyar yıl sonra terk ederek kırmızı bir deve dönüşecek, sonra da bir beyaz cüce haline gelerek yaşamını sona erdirecektir Kütleleri, Güneş'inkinin, 1,5 ite 3 katı arasında değişen yıldızlar yalnızca bir nötron yıldızına dönüştüklerinde kararlı bir yapıya kavuşacaktır. Kütleleri Güneş’inkinin 3 katından daha fazla olan yıldızlar ise kendi çekimleri nedeniyle büzülecek ve kara deliklere dönüşeceklerdir.

Yıldız öbekleri


Yıldızlar, bulunduklan evrim düzeyine göre, kimyasal bileşimleri yönünden iki öbeğe aynlır I. öbek yıldızlar daha yakın zamanlarda oluşmuş, değişik yaşlardaki yıldızlardır Kimyasal bileşimleri, içinde oluştuktan yıldıztararası maddenin kimyasal bileşimine yakındır. Dolayısıyla bu yıldızlar, evrimlerinin sonuna ulaşan daha yaşlı yıldızlann patlamasıyla ortaya çıkan ağır elementler bakımından zengindir. II. öbek yıldızlar, Gökada'mızın başlangıcında oluşmuş yaşlı yıldızlardır; bu yıldızlar ağır elementler bakımından oldukça fakirdir. I. öbek yıldızlar disk ve gökada yıldızlarından, II. öbek yıldızlar ise küresel kümelerden oluşur. Yıldızlann iki öbek halinde sınıflandırılması şematik bir sınıflandırmadır; ayrıca aynı öbeğin yıldızlannda bolluk anomalileri de görülür.

Son düzenleyen _Yağmur_; 7 Temmuz 2017 09:31


13 Mayıs 2009 22:50       Mesaj #2
_Yağmur_ - avatarı
SMD MsXTeam
YILDIZ
Kendinden ışık saçabilen gökcismi.

Geceleri gökyüzünde küçük ışıklı noktalar hâlinde görülen gökcisimlerinin pek çoğu yıldızdır. Ancak, bilimsel anlamda yıldız olmamakla birlikte gezegenler ve uydular, kuyrukluyıldızlar ve göktaşları da halk arasında yıldız olarak bilinir. Çıplak gözle geceleri görülebilen yıldız sayısı 3.000-7.000 dolayındadır. Çok güçlü teleskoplarla yapılan incelemelerde 50 milyardan fazla yıldızın fotoğrafı çekilmiştir. Dünya'nın yakın çevresinde gerçek yıldız olarak yalnızca Güneş vardır .

Diğer yıldızlar dünyadan hem çok büyük hem de çok uzaktadır. Yıldızların kökeni hakkında ortaya çeşitli kuramlar atılmıştır; bunlardan en çok kabul gören, yıldızların bulutsulardan doğduğu kuramıdır. Buna göre bulutsuların içinde oluşan şiddetli girdaplar sırasında atomlar ve parçacıklar, bir asteroit çevresinde toplanmaya başlar. Çekim kuvvetiyle birbirlerine daha fazla sokulan bu parçacıklar arasında sıkışmadan dolayı sıcaklık yükselir ve nükleer tepkimeler oluşur ve açığa çıkan ısıyla tüm kütle bir ateş topu hâline gelir.

Termonükleer tepkimelerle hidrojen helyuma dönüşürken, açığa çıkan ısı, uzaya ışınım salar. Yeterince uzun zaman aralıklarıyla yapılan gözlemler ve ölçmeler, yıldızların hareket hâlinde olduklarını ortaya koymuştur. Aslında yıldızların içinde bulundukları galaksinin tümü de hareket hâlindedir. Yıldızların bu yer değiştirmelerine "özel hareketler" denir. Yapılan ölçmelere göre Güneş, içinde bulunduğu Samanyolu galaksisinin merkezi çevresinde saniyede 216 km.lik hızla Yay Takımyıldızı'na dik bir doğrultuda dönmektedir. Bu hızla Samanyolu'nun çevresini 220 milyon yılda dolanacağı hesaplanmıştır.

Yıldız tayflarının incelenmesiyle pek çok yıldızın kimyasal yapısının benzer olduğu anlaşılmıştır: %76 hidrojen, %23 helyum, %1 diğer elementler. Tayf çizgilerine dayanarak yıldızların yüzey sıcaklıklarının 2.500-35.000 kelvin arasında olduğu anlaşılmıştır. Uzayda, ortak bir ağırlık merkezinin etrafında dönen "çift yıldızlar" da vardır. Çift yıldızların varlığı, tayflarının incelenmesi sonucu anlaşılır. Çift yıldızlar arasında milyarlarca kilometre mesafe olmasına rağmen Dünya'nın onlara olan çok daha büyük uzaklığı, bunların teleskopta tek yıldızmış gibi görünmesine yol açmaktadır. Daha çok galaksilerde "açık yıldız kümeleri"ne rastlanır.

Bunlar birbirlerinden oldukça mesafeli yıldızlardır ve çıplak gözle de görülebilirler. Yıldızlar bir arada, topluca bulunup küre görünümünü aldıklarında buna "kapalı yıldız kümesi" denir. Kapalı yıldız kümeleri, Güneş'ten binlerce defa daha büyük ve çok daha yaşlı yıldızlardan oluşur. Samanyolu'nda 100'den fazla kapalı yıldız kümesine rastlanmıştır. Yıldızlar değişik aşamalardan geçerek nükleer yakıtlarını tüketip ömürlerini tamamlarlar.

MsXLabs.org & Morpa Genel Kültür Ansiklopedisi

Son düzenleyen Safi; 11 Nisan 2017 03:11
24 Mart 2016 00:31       Mesaj #3
Safi - avatarı
SMD MiSiM
yıldız

1 . (Güneş ve Ay dışında) Gökyüzünde görülen ışıklı gök cisimlerinden her biri:
"Baktık geceden fecre kadar ellerde / Yıldızlara yükselen kadehler gördük."- Y. K. Beyatlı.
2 . Sinema ve müzikhol sanatçısı, star:
"Bir keresinde de bir yerli opera yıldızımız gelmişti."- H. Taner.
3 . Bir toplulukta, bir meslekte, üstün başarı gösteren kimse:
"Cebirde, geometride, fizikte sınıfımızın yıldızı idim."- Y. Z. Ortaç.
4 . Bir noktadan çevreye doğru çekilmiş birçok kısa çizgiden veya üçgenden oluşan şekil.
5 . denizcilik Kuzey.
6 . mecaz Baht, şans, talih.
7 . sıfat Yıldız biçiminde olan.

Atasözü, deyim ve birleşik fiiller
yıldız akmak (kaymak veya uçmak)
yıldızı parlamak
yıldızı sönmek
yıldızı (veya yıldızları) barışmak
Ad:  yıldız2.jpg
Gösterim: 252
Boyut:  72.3 KB

yıldızları saymak

Birleşik Sözler
yıldız anasonu
yıldız barışıklığı
yıldız bilimci
yıldız bilimcilik
yıldız bilimi
yıldız böçeği
yıldız çiçeği
yıldız falcılığı
yıldız falcısı
yıldız günü
yıldızı dişi
yıldızı düşük
yıldız karayel
yıldız kurdu
yıldız kümesi
yıldızlar arası
yıldız omurlular
yıldız poyraz
yıldız saati
yıldız savaşı
yıldız tabya
yıldız taşı
yıldız yağmuru
yıldız yasemini
yıldız yeli
yıldız yılı
yıldız zamanı
24 Mart 2016 11:36       Mesaj #4
Safi - avatarı
SMD MiSiM

Yıldız Nedir ?


Yıldızlar, evrene saçılmış yanan gaz toplarıdır. Hem ısı, hem de ışık saçarak milyonlarca yıl yaşarlar. Geceleri gökyüzüne bakıldığında birer inci gibi dururlar.
Yıldızlar nükleer füzyon adı verilen bir süreç ile enerji üretir. En soğuk yıldızlar loş ve kırmızı, en sıcak olanlar ise mavi ve beyaz ışık saçarlandır. En soğuk yıldızların yüzeylerindeki sıcaklık yaklaşık 3.500, en sıcak yıldızların yüzeylerindeki sıcaklık ise 40.000 derecedir.
Toz ve gaz yer çekimi sayesinde birbirine çekildiğinde ve büyük bir füme meydana getirdiklerinde yeni bir yıldız doğar. Nükleer füzyon meydana gelinceye kadar ısınır ve gökyüzünde yeni bir yıldız daha belirir.
Yıldızlar, tüm yakıtlarını kullandıkları ve harcadıkları zaman yok olurlar. Ancak bu süreç milyonlarca yıl sürer. Yıldızlar yok olmalarının sonlarına doğru nükleer füzyona güç verecek hidrojenden mahrum kalmaya başlar. Böylelikçe soğur ve kırmızı bir yıldız halini alır.

Yıldızlar Nasıl Oluşur?


Galaksinin bir bölgesindeki hidrojen yoğunluklu gaz kümesi, kendi etrafında dönerken, gravitasyonel çekim etkisiyle etraflarındaki gaz bileşiklerini de çeken küme, bir süre sonra içe doğru çöker ve muazzam derecede ısınarak parlamaya başlar. Bu esnada küre halini alan küme,yıldız olmuştur.
Yıldızlar enerjilerini nükleer füzyon denilen elemetlerin birbirine dönüşümü ile sağlarlar. Dört hidrojen çekirdeği birleşerek bir helyum atomunu oluşturur. Burada dört hidrojenin kütlesi bir helyumun kütlesinden yüzde 0,7 oranında daha büyüktür. Birleşme sonucunda ortaya çıkan bu fark dışarıya, kabaca söylersek ısı ve ışık ile yayılır.
Ad:  yildizlarin yasam.png
Gösterim: 796
Boyut:  59.1 KB


Isı ve Işık Oluşumu:


ykumesi Bir demir parçasını ısıtırsak bir süre sonra parlamaya yani dışarıya ışık ve ısı yaymaya başlar. Bunun nedeni, şudur: Isıyı alan atom bir süre sonra son yörüngelerindeki bir ya da birkaç elektronunun bir üst yörüngeye fırlamasına engel olamaz. Üst yörüngelere geçen elektronlardan ötürü atom kararsız hale gelir. Bu dengesizlikten kurtulmak için üst yörüngeye fırlamış elektronunu geri eski yerine çeker. Eski yerine geçen elektron bu sırada dışarıya ısı ve ışık yayar. Yıldızların ışık ve ısı yayması da buna benzer.

Yıldızların Yaşlanması ve Sonu:


Yıldız hidrojen yakıtını tükettiğinde sonu gelmiştir. Bu durumda yıldız büzülür. Sıcakjlığı çok yükselen yıldız bu defa helyum(He) atomlarını üçlü alfa süreci denilen süreç sonunda karbona çevirmeye başlar. Üçlü alfa süreci şudur: İki He atomu birleşerek bir Berilyum (Be) atomunu oluşturur. Oluşan Be bir He atomunu daha yakalayarak C’na çevirir.Bu esnada yıldızın sıcaklığı 100 milyon derece gibi dayanamayacağı dereceye çıkan yıldız genişlemeye başlar. Güneş’de bu süreç sonunda yarıçapı 100 kat büyüyerek bir kırmızı deve dönecektir. Bu durumda Dünya’yı da içine alacak kadar büyüyecektir.

Bu süreci izleyen dönemde merkezindeki helyumu bitiren yıldız, bir karbon atomuyla bir helyum atomu birleşerek oksijene dönüşüm başlar. Bu esnada dışarıya muazzam bir enerji fışkırması gerçekleşir. Bu da yıldızın kararsız hale gelmesi demektir. Kararsız hale gelen yıldız dış katmanlarını uzaya püskürtür. Geriye yıldızın önceki kütlesinin yüzde onunu oluşturan karbon çekirdek kalır. Önceki dev yıldız artık soğumaya başlayan bir gaz bulutudur. Bu bulutun merkezinde ise beyaz cüce bulunur. Bu da artık yılıdızın sonu olacaktır.

Yıldızların Patlaması


1. Hafif Patlama: Gezegenimsi Nebula (Bulutsu). Kırmızı dev yıldızlarının dış katmanlarını atması
2. Güçlü Patlama: Nova Bir çift yıldız sisteminin patlaması
3. Yıkıcı Patlama: Süpernova Bir yıldızın dış katmanlarını fırlatması

Gezegenimsi Bulutsu


Normal bir yıldız Güneş gibi ölür ve arkasında bir gaz bulutu bırakır. İki yüzyıl önce William Herschel keşfetmiş olduğu gezegen disklerine benzeyen bu bulutlara "gezegenimsi bulutsu" adını vermiştir. Gezegenimsi bulutsular, yıldızın evriminden dolayı atmosferini yıldızlararası ortama bırakmış olduğu yapılardır. Günümüzde, bir yıldızın, gezegenimsi bulutsu safhasına geçmesinin iki adımda gerçekleştiği bilinir. Yıldız dev safhasındayken kütlesinin büyük bir bölümünü yoğun yıldız rüzgarlarıyla yıldızlararası ortama bırakır. Belli bir süre sonra ortamın geçirgen bir hale gelmesiyle yıldızın kor bölgesi ortaya çıkar. Merkezde sıcak bir yıldız ve bunun etrafında oluşan bir bulutsu, gezegenimsi bulutsuyu meydana getirir.
Gezegenimsi bulutsuların merkezinde yer alan yıldız saf helyumdan meydana gelmiştir. Yıldız kütle kaybederken, yıldızın çekirdeğinin etrafında yer alan hidrojen kabuğu yıldızlararası ortama doğru sürüklenir ve bu hidrojen kabuğunun altında yer alan helyum kabuğu ortaya çıkar. Gezegenimsi bulutsunun meydana gelmesiyle merkezde bulunan yıldızın koru bir beyaz cüce olmaya başlar. Yıldız beyaz cüce olurken içe doğru çökümü, yıldızın çekirdeğinin etrafında bulunan helyumun daha çok sıkışmasına ve belli bir aşamadan sonrada patlamasına yol açar. Enerjinin hızlı bir şekilde çevreye saçılması, yıldızın dev boyutlara gelmesi ve helyumca zengin dış kabuğunun yıldızlararası ortama karışmasına neden olur. Böylece ortamda yıldız tarafından atılan ikinci gezegenimsi bulutsu meydana gelir. Bilinen gezegenimsi bulutsulardan Abell 30 ve Abell 78 in merkezi yıldızları tekrar beyaz cüce olmaya çalışmaktadırlar.

Nova


Bazen, gökyüzünde daha önce zorlukla görülen bir yıldızın, birkaç ay veya yıl gibi kısa bir sürede, yeni bir yıldız gibi parladığı gözlenmiştir. Galaksimizde nova (yeni yıldız) denilen bu gök cisimlerinden her yıl ancak 10-40 arasında ortaya çıktığı tahmin edilmektedir. Dünyadan, bunların yılda ancak 2-3 tanesi görülebilmektedir. Bir novanın parlaklığı, bir veya iki gün içinde, aniden 8 veya 10 kadir yükselebilir ve sonra, arada küçük salınımlarla birlikte, 3 veya 4 hafta içinde azalarak, bir ile on yılda eski haline geldiği gözlenir. Bu sırada parlaklık, Güneş’inkinin 100000 katına çıkabilir. Tüm nova türlerinin, birisi ak cüce olan bir yıldız çiftinden oluştuğu anlaşılmaktadır. Kütlesi daha büyük olan yıldız evrimini daha çabuk tamamlayacağı için, ak cüce, çiftin kütlesi daha büyük olan yıldızıdır. Ak cüceye eşlik eden yıldız ise, ana koldan ayrılma veya kızıl dev evresine varmış bulunmaktadır. Bu yıldızın yüzey tabakalarından ayrılan madde, ak cücenin çekim bölgesine akar. Viskoz ve türbülanslı enerji kaybı ile, bu madde akışı, ak cüce yüzeyi etrafında bir spiral oluşturur.
Ad:  nova.jpg
Gösterim: 452
Boyut:  54.5 KB


Nova patlaması ak cüce yüzeyinde toplanmakta olan madde içinde olur. Burada artan sıcaklık ve basınç, hidrojen için termonükleer füzyon şartlarına ulaşır. Bunun yol açtığı fışkırma, veya madde kaçış olayı, o kadar şiddetlidir ki, ak cüceye birleşmek üzere toplanan maddenin % 50 – 90 kısmı sistemden kaçar. Parlaklıkta gözlenen büyük artış, dışa doğru genişlemekte olan maddenin ışıyan yüzeyinin çok büyümesinden kaynaklanır. Madde soğuyunca, çok şiddetlide olsa, bu olay yavaşlar ve sistemin yapısı fazla değişmez. Bu şekilde, yıldızlar arasındaki madde akışı belki 10000 ila 100000 yıl sürebilir. Klasik bir nova sisteminde, ak cüceye böyle madde püskürmesi gerideki yıldızda yeter madde kalmayana kadar, belki 500 kere tekrarlanabilir.

Ak cüce yıldız yüzeyinde hidrojen edinmesinden kaynaklanan olağanüstü çekirdeksel patlama. Ak cüce Güneş benzeri bir yıldızdır, nükleer yakıtını tükettikten sonra kırmızı dev olur. Yıldız bu aşamada çok genişler. Ancak beyaz cüce olurken içe doğru çöker, çekirdeğinin etrafında bulunan helyum iyice sıkılaşır ve belli bir süre sonra bir patlama gerçekleşir; dış katmanları uzaya savrulur, geriye kalan kütle beyaz (ak) cücedir. Ak cüce yıldızların özellikleri: Tamamen karbon çekirdeğinden oluşur. Dünya’nın boyutundadır ama Güneş’in kütlesine sahiptir. Yoğunlukları yaklaşık 2×109 kilogram/metreküpdür. Yüzey sıcaklığı 100.000 °C’dır. Gökyüzünün en parlak yıldızı unvanına sahip Sirius’a yakın bulunan Sirius-B yakından gözlemlenebilen ilk beyaz cücedir. Bu yıldızlar soğumaya devam ederken sürekli büyürler. 100 ya da 200 milyon yıl süren ışımaları sonlandığında kara cüceye dönüşürler.

Süpernova


Süpernovalar, ani ve çok büyük bir ışık şiddeti artması ile kendini gösteren yıldız patlamalarıdır. Toplam ışıma gücü, bazı hallerde, Güneşinkinin 1010 katını bulur. Bir süpernova patlamasında yayınlanan enerjinin yaklaşık 1050 erg olduğu gözlemlere dayanarak hesaplanmıştır. Çekirdeğin kütlesinin birkaç güneş kütlesinden büyük olduğu durumlarda meydana gelir. Kırmızı Dev evresi sırasında çekirdekte demir üretimi gerçekleşir. Demirin yakılamaması nedeniyle çekirdek kısmı çöker. Bu durumda sıcaklık milyarlarca dereceye yükselir. Eğer demir çekirdek çok yoğun bir hal alırsa bu durumda elektronlar çok yüksek enerjilere ulaşarak atomik çekirdeğin içine girmeye çalışır. Proton ve elektronlar birlikte nötron ve nötrinoları oluştururlar.
Ad:  supernova.jpg
Gösterim: 445
Boyut:  68.1 KB

Elektronlar kaybolurlar. Bu durumda elektron dejenerasyon basıncı artık bulunmaz. Çekirdek şiddetli bir biçimde çöker (büzülür). Nötrinolar kaçarak enerjiyi dışarıya taşırlar. Nötronlar merkeze doğru yaklaşık 0.1-0.2 c hızlarına ulaşarak düşerler. Bu çökme 1 saniyeden biraz daha fazla zamanda gerçekleşir. Pauli Prensibi nötronlar için etkin olmaya başlar. Nötrinoların bazıları bilardo topu gibi dışarıya doğru dağılırlar. Bu hareket sırasında beraberinde madde taşıyarak muhteşem bir patlamayı gerçekleştirirler.
Ad:  supernova1.jpg
Gösterim: 413
Boyut:  32.6 KB

Modern astronomik bulgular, dünyamızdaki demir madeninin dış uzaydaki dev yıldızlardan geldiğini ortaya koymuştur. Evrende ağır metaller, büyük yıldızların çekirdeklerinde üretilir. Güneş sistemimiz ise demir elementini kendi bünyesinde üretebilecek bir yapıya sahip değildir. Demir ancak Güneş’ten çok daha büyük yıldızlarda birkaç yüz milyon dereceye varan sıcaklıklarda oluşabilmektedir. Nova veya süpernova olarak adlandırılan bu yıldızlardaki demir miktarı belli bir oranı geçince, artık yıldız bunu taşıyamaz ve patlar. İşte bu patlama sonucu, içinde demir bulunan gök taşları uzaya dağılır ve bir gök cisminin çekimine yakalanıp çarpana kadar boşlukta dolaşır. Demir madeni Dünya’da oluşmamış, gök taşları vasıtasıyla süpernovalardan taşınarak gelmiştir.
Son düzenleyen Safi; 14 Şubat 2017 14:42
24 Mart 2016 19:59       Mesaj #5
Safi - avatarı
SMD MiSiM

Yıldızlar Hakkında Bilgiler


Yıldızların Özellikleri


1-Yıldız: Evrende en bol bulunan element olan hidrojenin, yavaş yavaş helyum, karbon, azot, oksijen, demir gibi, daha ağır elementlere dönüştüğü ve içinde termonükleer reaksiyonların yer aldığı bir gökcismi.
2- Yıldızlar, atom ve molekülden çok, iyon ve elektronlardan oluşmuş bir gazdır.
3- Yüzey sıcaklıkları, çevrelerinin sıcaklıklarına göre çok yüksek olduğu için, uzaya sürekli enerji salarlar.
4-Yıldızlar, içlerinde oluşan nükleer tepkimelerle, uzaya devamlı enerji salmaları sonucu, kütlelerinden kaybederler. Ancak bu kütle kaybı, yıldızın yaşamı boyunca kütlesinin %1′ini geçmez.
5- Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri, hidrojeni helyuma dönüştüren zincirdir(hidrojen yanması).
6- Yıldız kütlesi, ne kadar büyükse, hidrojenin yanma süresi, o kadar kısa olur.
7- Yıldızlar, doğar, büyür ve ölürler. Bir yıldızın öldüğünü görmek, doğduğunu görmekten çok çok kolaydır.
8- Bir yıldızın yaşamı süresince, yıldızın içerdiği madde, birbirine zıt yönlü iki kuvvetin etkisi altındadır.
  • Maddeyi birbirine doğru çeken, yani yıldızı çökmeye zorlayan kütle çekim kuvveti.
  • Yıldızdaki nükleer tepkimelerin yan ürünü olarak ortaya çıkan, yüksek sıcaklığın, ısı gaz basıncı.
Bu iki kuvvet dengelendiği sürece yıldız yaşamını sürdürür.
9- Gökadamızda, her yıl güneş kütlesinin 3 katı ile 10 katı arasında değişen kütlelerde, 30-40 yıldızın doğduğu tahmin ediliyor.
10- Büyük kütleli yıldızlar, gökadaların evriminde, temel rol oynarlar. Yaşamlarının sonunda, dış katmanlarının büyük bölümünü, uzaya fırlatan bir patlamayla yok olurlar. Bu süpernova patlamasıdır. Bu patlama, gökadaların kimyasal açıdan zenginleşmesine sebep olur.
11- Bir yıldızın, parlayacağı süreyi, doğduğu andaki kütlesi tayin eder. Kütle, ne kadar büyükse, parlaklık o kadar fazladır. Ancak bir yıldız ne kadar büyük kütleli ise, o kadar kısa sürede bir karadeliğe dönüşür.

Yıldız Çeşitleri
Yıldızlar birbirlerinden parlaklıklarıyla, büyüklükleri ve hareketleri ile ayrılırlar. Evrende her şey hareket halindedir. Fakat bu hareketler hem hız, hem yön bakımından da farklılıklar gösterebilir.

Sabit Yıldızlar


Ad:  sabit yıldızlar.jpg
Gösterim: 560
Boyut:  6.8 KB
Bazı yıldızlar bize hep aynı yerde ve her zaman aynı parlaklıkta görünürler. Mesela kutup Yıldızı bunlardan biridir. Ama aslında bu yıldızlar da hareket halindedirler. Sistemimizden uzaklaşırlar veya yaklaşırlar. Fakat bunların parlaklıkları ve paralaksları yıllarca değişim göstermez. Çünkü büyüktürler, uzaktırlar ve bize göre aynı doğrultuda hareket ederler. Onbinlerce yıl sonra yaşlanıp soğumaya başlayınca parlaklıkları değişecektir. Yine milyonlarca yıl sonra açıları değişmiş olacaktır. Çok uzun sürede meydana gelen bu değişiklikleri gözlem sırasında fark edemeyiz. Bu yüzden de bu yıldızlara “Sabit yıldızlar” diyoruz. Bugün için Güneşe de sabit yıldız diyebiliriz. fakat 4 milyar yıl sonra hidrojeni yavaş yavaş azalacak. beyazlığı kırmızıya dönüşecek yıldızımız değişecektir.

Değişen Yıldızlar


Değişen yıldızlar parlaklıklarının değiştiğini fark ettiğimiz yıldızlardır. Bu değişim, önlerine başak yıldızların düşmesi ve onları gölgelemesi yüzünden olur. Değişen yıldızların bu isimi almalarının bir nedeni de, yaydıkları ışık enerjisinin zamanla azalması veya artması, bu durumun da gözlem sırasında tespit edilmesidir. Şüphesiz bütün yıldızların parlaklığı zaman
Ad:  değişen yıldızlar.jpg
Gösterim: 451
Boyut:  29.9 KB
içerisinde değişim göstermektedir. Ama, “Değişen” dediğimiz yıldızlardaki bu değişme İnsan nesillerinin fark edebileceği kadar bir kısa sürelerde yani yüzyıllar, binyıllar içerisinde olmaktadır.

Çift Yıldızlar


Güneş, tek başına dolaşan bir yıldızdır. Fakat, uzay da ortak bir ağırlık merkezi çevresinde dönen çift yıldızların sayısı da çok fazladır. Ayrıca üçlü altılı yıldızlar gruplar halinde yine ortak hareketli yıldızlar da vardır. Çıplak gözle tek yıldız gibi görünen çift yıldızların tek olmadıkları ışınımlarının incelenmesinden anlaşılmaktadır. Çift yıldızların birbirlerine yakınlığı izafidir. Yıldızlar arasındaki büyük mesafeler göz önüne alındığında bunlar birbirlerine değecek kadar yakın sayılırlar. Yine de çift yıldızı oluşturan aynı sistem içinde olan iki yıldızın arasındaki
Ad:  çift yıldızlar.jpg
Gösterim: 440
Boyut:  35.1 KB
mesafe, Güneş ve onun en uzak gezegeni Plüton arasındaki mesafeyi kat kat geçer. Bu tür yıldızların birbirinin çevresindeki dönüşleri yüzyıllarca süren bir zaman da tamamlandığı gibi, bu dönüşü bir kaç saat içinde tamamlayan çok yakın yıldızlar da vardır. Çift yıldızlar astronomların gözlem yapmasını kolaylaştırır. Tek balına hareket halinde olan bir yıldız kütlesini ölçmek zordur. fakat birbiri etrafında dönen gök küre, Newton kanunlarına göre hareket ettikleri için, bunların mesafesini, dönüş süresini ve kütlesini ölçmek daha kolay olmaktadır.

Yıldızların Doğumu


Galaksimizdeki yıldız oluşum bölgelerinin, yıldızlararası ortamın, en yoğun, en soğuk ve en karanlık bulutları olduğu gözlenmektedir. Bu bulutların kütleleri, 10000-1 milyon güneş kütlesi arasında olup; temel olarak, molekül yapısındaki hidrojenden oluşmaktadır.
Kısa ömürlü büyük kütleli yıldızlar, oluşum bölgelerini aydınlatmaktadır. Yıldız doğumlarının gözlemlendiği yıldızlararası bulutlar ve genç yıldızların bulunduğu bölgeler, sarmal kollarda yoğunlaşmaktadır.
Tıpkı kalabalık bir trafikte olduğu gibi, bulutlar, gelgit alanının yarattığı yüksek yoğunluk bölgelerinde, zaman zaman çarpışırlar. Çarpıştıklarında, tıpkı iki kartopu gibi kaynaşırlar. Çarpışan bulutlar, bir yandan galaksi çevresinde dönerken, bir yandan da boyutları, yavaş yavaş büyüyen, karmaşık topaklanmalar oluştururlar. Bulutların kütleleri, arttıkça yoğunlaşırlar ve kütle çekim kuvvetleri de, buna paralel olarak artar. Bu yolla bulutlar, artık kararlı olmadıkları boyutlara kadar büyürler. En büyük kütleli bulutlar, sonunda birçok yıldız kütle parçaları halinde, kümelere bölünürler. Bunlar ilkel yıldızlar olup, zamanla yıldıza dönüşecek olan cisimlerdir.

Sonraki aşama, merkezlerindeki sıcaklık ve basıncın arttığı, yuvarlak kütlelerdir. Bu sıcaklık, 10 milyon dereceye ulaştığında ise, kütlenin içindeki hidrojen gazı, termonükleer reaksiyona başlar ve böylece bir yıldız doğmuş olur.
Hubble uzay teleskobu, yıldızların doğuşuna tanıklık etti. Dünyadan 7000 ışık yılı uzaklıktaki kartal nebulasında (bulutsu), yıldız oluşumuna imkân verecek, 50 kadar kozmik yumurtanın çatlamasını görüntüledi.

Yıldızların Evrimi Ve Ölümü


Beyaz Cüce


Güneşe benzeyen yıldızlar, yaşamlarını beyaz cüce olarak, sonlandırırlar. Yıldızların %98′i, evrimlerinin son aşamasında, beyaz cüceye dönüşürler. Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri, hidrojeni helyuma dönüştüren zincirdir (hidrojen yanması). Ancak yıldızın nükleer yakıtı sınırlıdır.
1- Hidrojen azalıp helyum arttıkça, çekirdeğin yoğunluğu artar. Merkezdeki kütle çekim, gaz basıncına baskın hale gelmeye başladıkça da, yıldızın çekirdeği çökmeye başlar.
2- Basıncı iyice artan hidrojeni yakan katman, çok hızlı bir yanma sürecine girer. Böylece, ortaya çıkan ışınım basıncı, yıldızın dış katmanlarının genişlemesine yol açar. Yıldız, o kadar genişler ki; çapı eski çapının 100 katını geçer. Bu Kırmızı Dev aşamasıdır. Yüzey alanı çok arttığından, 1000 kat daha fazla ışıma yapar.
Ad:  beyaz cüce.jpg
Gösterim: 400
Boyut:  16.1 KB

3- Sıkışan çekirdek, helyumun karbon oluşturmasına yol açar. Bu süreçte yıldız, hemen hemen eski büyüklüğüne döner. Hidrojen yakan kabuk, sonunda yakıtını bitirerek zayıfladığında, yıldız büzülür, mavileşir( Mavi Yıldız ).
4- Karbon çekirdeğin dışındaki helyum, son derece şiddetli biçimde yanar. Açığa çıkan ısı, dış kabukta bir hidrojen yanması başlatır. Yanmakta olan her 2 kabuktan yayılan ısı, kırmızı dev yıldızın, daha fazla şişmesine sebep olur. Yıldız, ışıma gücü, 1000 Güneş e eşit olan Kırmızı Süper Deve dönüşür.
5- Öylesine çok miktarda enerji açığa çıkar ki; yıldız, kararsız hale gelir ve dış katmanlarını, yıldız rüzgârı ile uzaya püskürtür. Sonunda geride, yıldızın orijinal kütlesinin %10′unu oluşturan ve genişlemekte olan iyonlaşmış bir gaz kabukla çevrili karbon çekirdek kalır. Dış kabuk, gezegenimsi bulutsu oluşturur. Çekirdek iyice çökerek, bir beyaz cüce olur.

Nötron Yıldızı


Kütleleri,1,3 ile 3 Güneş kütlesi arasındaki yıldızlar; yaşamlarını, yukarıdaki şekilde sonlandırırlar. Büyük kütleli yıldızların evrimleri hızlıdır. Yıldız, süper kırmızı deve dönüştükten sonra, çekirdek karbonunu da yakarak, oksijene dönüştürecek kadar ısınır. Füzyon (kaynaşma) reaksiyonları sonucu, gittikçe daha ağır elementler üretilir. Sonunda çekirdek, tümüyle demire dönüşür. Demir, bu reaksiyonların son halkasıdır. Isı kaçarken çekirdek, büzülür ve sıcaklık milyar kelvini aşar. Çekirdek, çöker ve atomların ötesinde, atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı, çok daha yoğun bir durum oluşur. Bu durumda protonlar, elektronları yakalayarak nötronlara dönüştürür. Çekirdeğin çökmesi, kırmızı süper dev evresindeki yıldızın dış katmanını, büyük bir hızla dışa atan bir şok dalgası oluşturur. Bu bir süpernovadır.
Ad:  nötron yıldızı.gif
Gösterim: 391
Boyut:  31.8 KB

Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı 1 km ve yoğunluğu, santimetreküpte 1 milyar tondur. İlerde sıcaklığını
koruyacak bir enerji kaynağı olmadığından, yavaş yavaş soğur. Bir kaç milyon yıl sonra, temel enerji bakımından gözden kaybolur. Karanlık madde ye dönüşür.

Karadelik

Ad:  karadelik.jpg
Gösterim: 427
Boyut:  14.1 KB

Eğer bir yıldız çekirdeğinin kütlesi, birkaç Güneş kütlesinden büyükse, yada yıldızlar yeterince büyük yoğunluklarda, bir araya geldiklerinde; kütlesi, Güneş kütlesinin binlerce, milyonlarca, milyarlarca katı olan çok büyük kütleli karadelikler ortaya çıkar. Karadır, çünkü ışığın kaçmasına izin vermez. Hatta fenerinizle aydınlatmaya çalışsanız da, fenerinizden gelen ışığı yutacaktır. Deliktir, çünkü içine attığınız herhangi bir şey, tekrar yüzeye çıkamaz.
Son düzenleyen Safi; 14 Şubat 2017 15:04
24 Ocak 2017 22:41       Mesaj #6
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI!

Bilim İnsanları Evrendeki En Yuvarlak Cismi Keşfetti!


Ad:  image_4378_1e-Kepler-11145123-1021x580.jpg
Gösterim: 292
Boyut:  51.2 KB
Dünya’dan yaklaşık 5000 ışık yılı uzaklıktaki bir yıldız diğerlerinden çok farklı, Kepler 11145123, Evren’de şu ana kadar keşfedilmiş en yuvarlak doğal cisim olarak tanımlandı. Yıldızlar ve gezegenler santrifüj kuvvetinden kaynaklanan dönme nedeniyle genelde ortalarında daha yayvandır, bu da bu keşfin bu kadar ilgi çekici olmasının sebebi.

Kepler 11145123 mükemmel bir küre değil ama diğer yıldızlar ve gezegenlerden çok daha yakın. Yıldız ekvatorunda kutuplara göre yalnızca 3 kilometre daha büyük. Bu da yıldızın 3.2 milyon kilometrelik ortalama çapının yanında çok çok küçük bir değer. Buna karşılık Dünya ekvatorda kutuplara göre 21 kilometre, Güneş ise ekvatorunda 9.5 kilometre daha büyük. Astronomlar bu keşfi Kepler uzay gözlemevi üzerindeki cihazları kullanarak ve boyutları istisnai bir doğrulukla belirleyen yeni bir teknikle yaptılar.

Max Planck Güneş Sistemi Araştırmaları Enstitüsü’nden çalışmanın başyazarı Laurent Gizon, bu yeni yöntemi diğer yıldızları gözlemek için de kullanmayı planladıklarını söyledi ve ekledi: “Astrofizikteki önemli bir teorik alan artık gözlemsel hale geldi.”

Kaynak: Science Advances (23 Ocak 2017)
25 Ocak 2017 11:45       Mesaj #7
IrResistibLe - avatarı
Üye

Yıldızların İsimleri ve Burçlarla Olan İlişkisi;


  • crab: Yay burcunda olan bir yıldızdır. Mars ve Satürn gezegenleriyle etkileşimde olup, kötülük, canilik gibi anlamlara gelmektedir.
  • Acrux: Akrep burcunda yer alır. Jüpiter gezegeniyle temsil edilir. Lüks, gösteriş, ihtişam; bu tarz bir hayatı yaşama ve sevme isteği gibi anlamları vardır.
  • Agena: Akrep burcundadır. Venüs ve Jüpiter karakterindedir. Başarılı olmayı simgeler.
  • Aldebaran: İkizler burcundadır ve Mars karakterli bir yıldızdır. Askeri açıdan ve ya genel olarak şan, şöhret, ün gibi anlamlara gelir.
  • Algol : Boğa burcunu temsil eder. Satürn ve Jüpiter karakterlidir. Adam öldürmeyi, cinayeti simgeler.
  • Alnilam : İkizler burcundadır. Jüpiter ve Satürn karakterlidir. Etkisi geçici olan mutluluğu ve başarıyı anlatır.
  • Alphard : Aslan burcunda yer alır. Satürn ve Venüs karakterlidir. Moral bozukluğunu, üzüntüyü simgeler.
  • Alphecca : Akrep burcundadır. Venüs ve Merkür karakterlerini taşır. Sanatsal üstünleri, yetenekleri vurgular.
  • Alpheratz : Koç burcunu etkiler Venüs ve Jüpiter yapısındadır, sevgi, sevinç ve zenginlik anlamları taşır.
  • Antares : Yay burcundadır. Mars, Jüpiter ve Merkür karakterleri etkisi altındadır. Düşüncesizliği, cahil cesaretini, ani hareketleri, girişimleri ifade eder.
  • Arcturuse : Terazi burcunda yer alır. Mars ve Jüpiter yapısındadır. Şeref ve ünü anlatır.
  • Asellus Australis : Aslan burcunu simgeler. Mars ve Güneş karakterindedir. Göz hastalıklarını ve ateşli hastalıkları, kör olmayı, havale geçirmeyi ifade eder.
  • Atair : Kova burcundadır. Satürn ve Merkür yapılarını taşır. Hastalıkları, iflası, kayıpları vurgular.
  • Bellatrix : İkizler burçludur. Mars ve Merkür karakterlidir. Çıkar amaçlı evliliği, sürekli olmayan ünü simgeler.
  • Betelgeuze : İkizler burcundadır. Mars ve Merkür etkilidir. Sonradan zengin olmayı, para ve statü getirecek evliliği, onuru temsil eder.
  • Canopus : Yengeç burcuyla etkileşim içindedir.
  • Satürn ve Jüpiter yapısında yer alır. Su üzerindeki yolculuklarda oluşabilecek kazaları anlatır.
  • Capella : İkizler burcundadır. Mars ve Merkür karakterli bir yıldızdır. Muhafaza edilmeyi, güveni, mutluluğu ifade eder.
  • Castor : Bu yıldız da İkizler burcunda yer alır. Merkür karakterindedir. İkiyüzlülük, yalan, hile gibi anlamları vardır
  • Denep : Balık burçludur. Venüs, Merkür karakterindedir. Öğrenme isteğini vurgular.
  • Deneb : Oğlak burcunda yer alır. Mars, Jüpiter karakterindedir. Sözü geçen biri olmayı, yönlendirebilmeyi anlatır.
  • Deneb kaitos : Koç burcundadır. Satürn karakterlidir. Bünye zayıflığını, bedensel ve ruhsal hastalıkları anlatır.
  • Denebola : Başak burçludur. Talihsizliği, iyi giden işlerin kötüleşeceğini ifade eder.
  • El nath : İkizler burcundadır. Mars karakterli olduğundan başarı elde edileceği anlamını taşır.
  • Fomalhaut : Balık burcunda yer alır. Venüs, Merkür karakterlerini taşır. Bilinmeyi, tanınmayı, ünü anlatır.
  • Gredi : Kova burcuyla etkileşimdedir. Venüs, Mars karakterlidir. Sohbet, sevgi, samimiyeti ifade eder.
  • Hamal : Boğa burcunda yeralır. Mars, Satürn karakterindedir. Merhametsizliği, acımasızlığı vurgular.
  • Hyaden : İkizler burcundadır. Mars, Neptün karakterindedir. İçgüdüleri kontrol edememeyi, sezgisel açıklığı vurgular.
  • Markab :´ Balık burcunda yer alır Mars, Merkür karakterlidir.. Pegasus´un kanatlarını sembolize eder. Kazalara karşı dikkatli davranmayı anlatır
  • Menkar : Boğa burcundadır. Satürn karakterinde yer alır. Rahatsızlıkları, başarısızlıkları temsil eder.
  • Mirach : Koç burcunda yer alır. Karakteri Venüs'dür. Süreklilik kazanacak duygusal birliktelikleri, güzellikleri simgeler.
  • Polaris : İkizler burcundadır. Satürn, Venüs karakterlidir. Sıkıntı, açlık, kıtlık, talihsizlik gibi anlamları vardır.
  • Pollux :Yengeç burcunda yer alır. Karakteri Mars gezegenidir. Arsız, utanmaz olmak gibi anlamları vardır
  • Procyon : Yengeç burcundadır. Mars, Merkür karakteri etkisi altındadır. Zarar verici hareketlere, hırsa işaret eder.
  • Ras alhague : Yay burçludur. Satürn, Venüs karakterindedir. Cinsellikle ilgili sapmaları, bunların dışavurumunu anlatır.
  • Rastaban : Yay burcunda yer alır. Satürn, Venüs karakterlidir. Ufak çaplı kazaları ifade eder.
  • Regulus : Aslan burcundadır. Mars, Jüpiter karakterinde yer alır. Çoğu konuda şanslı olmayı anlatır.
  • Pleidas : Boğa burcunda bulunan bir yıldız türüdür. Doğumla ve ilerisiyle alakalı problemleri işaret eder.
  • Rigel : İkizler burcunda yer alır. Jüpiter, Mars yapısındadır. Her alanda şansı, mutluluğu anlatır.
  • Sirius : Yengeç burcundadır. Mars, Jüpiter, Satürn karakterlerindedir. Önemsenmeyi, saygı ve itibar görmeyi temsil eder.
  • Spica : Terazi Burcunda konumlanmıştır. Venüs, Mars karakterinlidir. Bilime, sanata olan ilgiyi ifade eder.
  • Unuk el haia : Akrep burcundadır. Satürn, Mars karakterinde yer alır. Kazaları, aksilikleri, bozuklukları ifade eder.
  • Vega : Oğlak burçludur. Venüs, Merkür karakterleriyle eştir. Parayı, zenginliği, varlığı anlatır.
  • Vindemiatrix : Terazi burcunda yer alır. Satürn, Venüs karakterlidir. Güçlüğü ve zor zamanları işaret eder.
  • Zosma : Başak burcundadır. Satürn, Venüs karakterinde yer alır. Bencilliği ve bu bencillikten kaynaklanan mutsuzluğu ifade eder.
  • Zuban el genubi : Akrep burcunda konumlanmıştır. Satürn, Mars karakterlidir. Talihsizliği vurgular.
  • Zuban elschemali : Akrep burcundadır. Jüpiter, Merkür karakterinde yer edinmiştir. Şanslı, başarılı olmayı anlatır.
28 Ocak 2017 21:11       Mesaj #8
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI!

Çarpışan Yıldızlar 2022’de Gökyüzünü Aydınlatabilir!


Ad:  yildiz_3.jpg
Gösterim: 276
Boyut:  51.3 KB
Bir grup araştırmacı, KIC 9832227 olarak bilinen yıldız çiftinin 2022’de birleşip patlayarak kısa süre için de olsa gökyüzünün en parlak nesnesi haline gelebileceği tahmininde bulundu. Bu, bir kozmik patlamanın önceden tahminine yönelik ilk araştırma.

KIC 9832227’nin bir pulsar mı yoksa bir yıldız çifti mi olduğunu anlamak için parlaklığındaki değişimleri inceleyen bilim insanları, KIC 9832227’nin bir yıldız çifti olduğunu belirledi. Ayrıca birbiri etrafında dönen bu iki yıldızın birbirlerine çok yakın hareket ettiği ve ortak bir atmosferi (aynı kabuk içindeki bir çift fıstık gibi) paylaştıkları anlaşıldı. KIC 9832227’yi oluşturan yıldızlardan büyük olanının yarıçapı Güneş’inkinden %40 daha büyük.

2013 yılından beri devam eden araştırmada bilim insanları yıldızların yörünge periyotlarının (yörüngelerini tamamlamak için geçen süre) giderek kısaldığını belirledi. Yani birbiri etrafında hızlanarak dönen yıldızların, birbirlerine zamanla daha da yaklaştığı anlaşıldı. 2008 yılında birleşerek beklenmedik bir şekilde patlayan V1309 yıldız çiftinin patlama öncesine ait verileri, bu yıldız çiftinin yörünge periyodunun da patlamadan önce hızlanarak azaldığını gösteriyordu.

V1309’un izlerini takip eden bilim insanları, yörünge periyodundaki azalmanın nedeni olabilecek diğer seçenekleri eledikten sonra, KIC 9832227’nin 2022 yılında birleşebileceği yönünde bir öngörüde bulundu. Araştırmacılar ilerleyen zamanlarda da KIC 9832227’yi izlemeye devam edecek. Amatör gökbilimciler de yıldız çiftinin parlaklığındaki değişimleri takip ederek bu yıldız çiftini inceleyebilir. Yıldız çifti gökyüzünde Kuğu ve Lir takımyıldızları arasında bulunuyor.

Kaynak: Bilimgenç-TÜBİTAK / Görsel Telif Hakkı: ESO (23 Ocak 2017)
14 Şubat 2017 12:25       Mesaj #9
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI!

Yıldızlardaki Koşulları Oluşturan Lazer!


Ad:  yildiz_4.jpg
Gösterim: 262
Boyut:  100.1 KB
Yıldızların merkezindeki basınç, sıcaklık ve enerji yoğunluğu Dünya’dakilerle karşılaştırılamayacak kadar yüksektir. Bugüne kadar yıldızlardaki koşulları oluşturmak ancak futbol sahası büyüklüğünde devasa lazerlerle mümkün oluyordu. Ancak Colorado Eyalet Üniversitesi’nde çalışan bir grup araştırmacı, çok daha küçük lazerler kullanarak yıldızlardakine benzer ortam koşulları oluşturmayı başardı.

Yüksek enerji yoğunluklu ortamların devasa tesisler yerine yalnızca küçük lazerlerle oluşturulabilmesi, gelecekte pek çok bilim insanının daha kolay bir biçimde araştırma yapabilmesine imkân sağlayacaktır. Örneğin yeni yöntem, küçük lazerler kullanarak yüklü atomların yoğun plazmalar içinde nasıl davrandığıyla ya da ışığın aşırı yüksek basınç ve sıcaklık altında nasıl yol aldığıyla ilgili deneyler yapmanın önünü açıyor. Ayrıca gelecekte lazerler kullanılarak kontrollü bir biçimde füzyon tepkimeleri gerçekleştirmek de mümkün olabilir.

Kaynak: Science Advances (6 Şubat 2017)
13 Mart 2017 11:33       Mesaj #10
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI!

Fosil Yıldıztozu İlk Yıldızları Aydınlatıyor!


Ad:  genc-gokada.jpg
Gösterim: 229
Boyut:  72.8 KB
Oldukça uzaktaki genç gökada A2744_YD4 ALMA ile gözlendi. Gökbilimciler evren henüz şimdiki yaşının yüzde dördünde iken, ortaya çıkan bir gökada içerisindeki çok büyük kütleli ışıldayan yıldız-tozunu tespit etmek üzere ALMA’yı kullandılar. Oluşumundan kısa bir süre sonra gözlenen bu gökada toz gözlemi yapılan uzak nesne konumuna sahip oldu. Gözlemlerde ayrıca evrende gözlenen en uzak oksijen tespiti de yapılmış oldu. Elde edilen sonuçlar ilk yıldızların doğumu ve ölümleri hakkında yeni bakış açıları sağlıyor.

Londra Üniversitesi'nden Nicolas Laporte liderliğindeki uluslararası bir gökbilimciler ekibi Atacama Büyük Milimetre/milimetre-altı Dizgesini (ALMA) kullanarak, teleskop dizgesi ile şimdiye kadar gözlenmiş olan en uzak ve en genç gökada olan A2744_YD4’ü gözledi. Bu genç gökadanın yıldızlar-arası toz bakımından zengin olması ekip için sürpriz oldu, tozun önceki nesil yıldızların ölümüyle oluştuğu biliniyor. ESO’nun Çok Büyük Teleskobu üzerindeki X-shooter aygıtı ile yapılan takip gözlemleri A2744_YD4’ün uzaklığını doğruladı. Gökadanın, evrenin henüz 600 milyon yıl yaşındayken, yani ilk yıldızların ve gökadaların oluştuğu sırada, ortaya çıktığı görülüyor. “A2744_YD4 ALMA ile şimdiye kadar gözlenmiş sadece en uzak gökada değil,” diyor Nicolas Laporte, “içerisinde bu kadar çok toz barındırıyor olması ilk süpernovaların bu gökadayı çoktan kirletmiş olduğunu da gösteriyor.”

Ad:  eso1708b.jpg
Gösterim: 231
Boyut:  110.9 KB
Evren henüz 600 milyon yıl yaşındayken oluşan gökada ALMA ile kırmızı ışık saçan bir şekilde görüldü. Bunun nedeni ise toz bakımından oldukça zengin olması. Kozmik toz büyüklüğü yaklaşık olarak santimetrenin milyonda biri kadar olan ve temel olarak silikon, karbon ve alüminyumdan oluşan tanecikler şeklindedir. Bu taneciklerdeki kimyasal elementler yıldızlarda oluşarak, öldüklerinde tüm uzaya dağılmaktadır. En dikkat çekici olanları ise kısa ömürlü büyük kütleli yıldızların yaşamlarının sonunda gerçekleşen süpernova patlamalarıdır. Günümüzde bu şekilde evrene dağılmış olan çok miktarda toz bulunmaktadır ve bunlar yıldızların, gezegenlerin ve karmaşık moleküllerin oluşumu için temel yapıtaşlarıdır; ancak evrenin erken dönemlerinde (ilk nesil yıldızlar ölmeden önce) nadir olarak bulunuyordu.

ALMA ile Gözlenen En Uzak Nesne!


Tozlu gökada A2744_YD4’ün gözlemi, arka kısmında yer alan büyük kütleli Abell 2744 gökada kümesinin varlığı sayesinde mümkün oldu. Kütleçekimsel mercekleme adı verilen bir olgu sayesinde dev bir kozmik “teleskop” gibi davranan küme, daha uzakta yer alan A2744_YD4’ü yaklaşık 1.8 kat büyük hale getirerek ekibin evrenin erken dönemlerinden daha da öteye bakmalarını sağlamış oldu. ALMA gözlemleri ayrıca A2744_YD4 tarafından yayılan iyonlaşmış oksijene dair tespitler de gerçekleştirdi. Bu evrende şimdiye kadar tespit edilen en uzak ve en erken oksijen tespiti oldu, ve ALMA ile 2016’da yapılan bir başka ölçümü geride bıraktı.

Evrenin erken dönemlerinde tespit edilen toz ilk süpernovaların ne zaman gerçekleştikleri hakkında yeni bilgiler sağlayarak ilk yıldızların oluşum zamanlarına işaret ediyor. “Kozmik şafak” denilen bu zamanın tespit edilmesi modern gökbilimin en önemli konularından biri olup, ilk oluşan yıldızlar-arası tozun araştırılmasıyla dolaylı olarak ortaya çıkarılmaktadır. Ekibe göre A2744_YD4 Güneşimizin 6 milyon katı kadar toz içeriyor, gökadanın toplam yıldızsal kütlesinin ise (tüm yıldızlarının kütlesi) yaklaşık 2 milyar Güneş kütlesinde olduğu hesaplanıyor. Ekip ayrıca A2744_YD4 içindeki yıldız oluşum oranını da ölçümledi ve yılda yaklaşık 30 Güneş kütlesinde yıldız oluştuğunu buldu (Samanyolu’nda ise bu oran yılda sadece bir Güneş kütlesindedir.)

“Bu oran böylesine uzak bir gökada için şaşırtıcı değil, ancak A2744_YD4 içindeki tozun çabucak nasılca oluştuğuna dair ışık tutuyor,” diyor çalışmanın eş-yazarı Richard Ellis (ESO ve Londra Üniversitesi). “Dikkat çekici biçimde, gereken zaman sadece 200 milyon yıl, demek ki bu gökadayı oluşumundan çok kısa bir süre sonrasında görüyoruz.” Bunun anlamı, kayda değer ölçüde yıldız oluşumu gökadanın görülmeye başlandığı dönemden ortalama 200 milyon yıl önce başlamış. ALMA için büyük fırsat burada ortaya çıkıyor, ilk yıldızların ve gökadaların şimdiye kadar ilk oluştuğu dönemi incelemek. Güneşimizi, gezegenlerini ve varlığımızı ortaya çıkaran (13 milyar yıl sonra) şey bu ilk nesil yıldızların kendisi. Bunların oluşumunu, yaşamlarını ve ölümlerini araştırırken, aslında kendi kökenlerimizi araştırıyoruz.

“ALMA sayesinde bu erken dönemlere ait daha fazla gökadanın derin ve yoğun gözlemlerini yapabilmek oldukça umut verici,” diyor Ellis. Laporte son olarak şunları aktarıyor: “Bu türün gelecekteki gözlemleri ilk yıldızların oluşumlarına kadar uzanabileceği gibi evrenin ilk zamanlarındaki ağır elementlerin ortaya çıkmasına kadar bile uzanabilir.”

Kaynak: ESO - Uzay Gözlem ve Araştırma Merkezi (9 Mart 2017) / Görseller Telif Hakkı: ESO/M. Kornmesser, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NASA, ESA, ESO and D. Coe (STScI)/J. Merten (Heidelberg/Bologna)



Daha fazla sonuç:
Yıldız Nedir? (Uzay)

Cevap Yaz
Hızlı Cevap
Mesaj:


Kaynak:


Bu sayfalarımıza baktınız mı
paneli aç