Starbirth

• Mayıs Ayı 4, 2024

İnsanlar bir zamanlar yıldızların ebedi olduğunu düşündüler. Ama artık biliyoruz ki doğum ve ölümün yaşam döngüleri var. İşte güneş benzeri bir yıldızın nasıl doğduğunun hikayesi.

Dev bir moleküler bulutla başlayın
Güneş'i dev bir yanan gaz topu olarak düşünebilsek de, merkezi çelikten çok daha yoğundur. Yine de yıldızlar nebulalar o kadar nadirdir ki, ortalama olarak, santimetreküpte sadece 100 parçacık vardır - soluduğumuz havanın santimetreküpü yaklaşık 100 katrilyon kat daha fazladır.

Bir yıldız kadar önemli bir şeyin bir bulutsu kadar dayanıksız bir şeyden yapılması inanılmaz görünüyor. Bununla birlikte, devasa bulutlar onlarca ışık yılı mesafesine yayılır. Bu yüzden ince olmalarına rağmen, toplam kütleleri Güneş Sistemi kütlesinin milyon katından fazla olabilir. Çok fazla malzeme var, ama ne şekillendiriyor?

Yerçekimi, heykeltıraş
Yerçekimi, bir bulutsuyu bir yıldız yapacak kadar yoğun bir şeye çöktüren kuvvettir. Dev bir moleküler bulut, yıldız oluşumu için iyi bir yerdir. Sadece bol miktarda malzemeye sahip olmakla kalmaz, aynı zamanda atomların moleküller oluşturmak için bir araya geldiği ve bazı yerlerde maddenin birlikte toplanmaya başladığı kadar soğuktur.

Yerçekimi gücü kütleye bağlıdır, bu nedenle daha yüksek yoğunluklu bir alan içine daha fazla madde çekebilir, kütlesini ve dolayısıyla yerçekimi cazibesini artırabilir. Birkaç milyon yıl içinde bir bulutsunun çöküşü böyle olur. Ancak çöküşün biraz yardımı olacak. Yıldız oluşumu için bir dizi olası tetikleyici vardır, örneğin maddeyi daha yoğun bölgeler oluşturmak için bir araya getiren süpernova şok dalgaları.

Bir bulutsu bir anda çökmez. Daha yoğun bölgeler büyür ve bulut parçalanır. Yıldızların gruplar halinde oluşmasının nedeni budur. Her bir parça ayrı ayrı çöker ve potansiyel bir yıldızdır. kitle hayat hikayesini çizecek. Başlık görüntüsünde gösterilen Ülker yıldız kümesi, aynı dev buluttan oluşan bir grup yıldız örneğidir. Her bir yıldızın kütlesi ne kadar aydınlık olacağını, ne kadar yaşayacağını ve nasıl öleceğini belirler. Bazı parçalar yıldız oluşturmak için yeterli kütleye sahip olmayacak, ancak kahverengi cüceler, başarısız yıldızlar. [Fotoğraf kredisi: Greg Hogan, EarthSky]

Fragmanları
Parçalar ısınır, döner ve çökmeye devam eder.

Orta bölgenin dışındaki konular yerçekimi potansiyel enerjisibir baraj tarafından tutulan su gibi. Merkeze düştüğünde, potansiyel enerji kinetik enerji ve ısı açığa çıkar.

Açısal momentum bir nesnenin yarıçapını ve hızını dikkate alarak bir nesnenin dönüşünün ölçüsüdür. Dev bulutsular çok yavaş dönerler. Fakat açısal momentum korunmuş - bu, daha küçük bir yarıçapa sahip bir bulut parçasının daha hızlı döneceği anlamına gelir. En sevdiğim dünyevi bir örnek, spin yapan bir buz patencisidir. Kolları uzanmış olarak başlar. Kollarını vücuduna çekerse, spin yarıçapı daha azdır, bu yüzden ekstra çaba harcamadan daha hızlı döner.

Bu nedenle, parça çöktükçe dönüşü hızlanır. Ve orijinal parçanın düzensiz şekli yerine, eğirme onu daha küresel bir şekle dönüştürür.

Protostar
Fragman, yoğunlaşan protostar ve sonra bir yıldız. Geriye kalan toz ve gaz. Dönerken, gevşek toz ve gaz protostar ekvatorunun etrafındaki bir diske itilir. Protostardan sadece bir gün bir yıldız oluşmaz, aynı zamanda bundan bir gezegen sistemi oluşabilir protoplantary disk.

Protostar, disk malzemesini çekerek büyür. Kütlesi arttıkça daralmaya devam ediyor. Yerçekimi kasılması çok fazla ısı yayar. Çekirdekteki sıcak gaz, yer çekimine karşı etki ederek dışa doğru iter. Bu nedenle, başlangıçtaki çöküş nispeten hızlı bir şekilde gerçekleşmesine rağmen, protostar ısındıkça yavaşlar. Sıcaklığı bir milyon santigrat dereceye çıkarmak yaklaşık bir milyon yıl alır ve bu bir yıldız haline gelmek için yeterince sıcak değildir.

Gözlemlediğimiz yıldızların çoğu ana sıra yıldızlar. Isı ve ışığı çekirdeklerindeki hidrojenin nükleer füzyonundan gelir. Nükleer füzyonun başlaması için çekirdek sıcaklığının en az 10 milyon ° C (18 milyon ° F) olması gerekir.

Bir yıldız doğdu
Hidrojen füzyonu başladığında, protostar uygun bir bebek yıldızdır. Ancak ana diziye katılmadan önce biraz büyümesi gerekiyor.

Bir ana dizi yıldızında, çekirdekteki nükleer füzyondan gelen ısının dış basıncı ile yerçekiminin içe doğru kuvveti arasında bir denge vardır. Buna denir hidrostatik denge. Yıldızın büzülmesini tamamlaması ve bu dengenin gerçekleşmesi biraz zaman alıyor.

Nükleer füzyon sürdürüldüğünde yıldızın kütlesi artmaz, çünkü güçlü bir yıldız rüzgar disk malzemesini uzaklaştırır. Aslında, birkaç milyon yıl içinde tozlu diski tamamen temizler.

Bir yıldızın ana dizi ömrünün uzunluğu kütlesine bağlıdır. Güneş benzeri yıldızlar yaklaşık 10 milyar yıl yaşar, bu yüzden Güneşimiz hayatının yarısındadır.Güneş kütlesinin yarısına sahip kırmızı bir cüce 80 milyar yıl veya daha fazla yaşayabilir, bu da Evrenin şu anki yaşından çok daha uzundur. Fakat devasa yıldızların ömrü kısadır. Güneş kütlesinin on katı bir yıldız sadece 20 milyon yıl sürer. Yıldızlar hidrojen yakıtları tükenene kadar ana sırada kalırlar.