genel olarak hidrojen ve helyumdan oluşan ve uzayda ışık saçan plazma küresidir.
yıldız
Evren içerisindeki en muhteşem görüntülerden birine sahip olan ısı ve ışık kaynaği gok cisimlerine verilen ad. Baska muhtesem goruntuler ise kesinlikle nebula bulutsusu ve karadeliktir. Ha bir de jüpiterdeki 300 yıldır devam eden bir firtinanin eseri olan ve dunyanin 3 kati buyuklukte olan kirmizi leke de essiz bir goruntudur
evrende hidrojen dışındaki her şeyin üretim yerleridir hepimiz yaşamlarımızı yıldızlara borçluyuz yaşasın füzyon
Artık Beşiktaş'ta da 3 tane olan şey.
yıldızlar, gecenin süsüdür... baktıkça yıldız tozu olduğum için gururlanırım.
Alıntı: Henning mankell, rüzgarlara söyleyen
Alıntı: Henning mankell, rüzgarlara söyleyen
Yönlendirilmeden, biadsız yaşayamayacak olan Insan tipinin ilk ilahlarından.
tilbe
Evrende ki en basit yapılardan birisidir. Maddenin plazma halinde bulunan ve genelde hidrojen ve helyumdan oluşan kürelerdir. Işınımları farklılık gösterebilir. Bu yüzden yıldızlar kendi aralarında sıcaklık olarak sınıflandırılırlar. Bizim sistemimizin merkezi olan güneş'in yüzey sıcaklığı yaklaşık olarak 5.500-6.000 K arasindadır. Ki bu çoğu yıldıza göre düşüktür. Güneşimiz orta düzeyli bir yıldızdır. Tabi bilinene kıyasla da küçüktür.
Yıldızların parlamasının sebebi çekirdek kaynasmasında olan yani füzyon tepkimelerinde açığa çıkan radyasyonu uzaya yaymasıdır.
Bir yıldızın gelişim süreci içinde bulunduğu aşamaya göre çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı belirlenir. Sıcaklık ve parlaklık durumuna göre işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı), yıldızların güncel yaşını ve gelişim, sürecindeki aşamasını belirlemek için kullanılır.
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı süper dev olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır öğelerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, oksijen, neon, silikon ve kükürtün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir öğe çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra ağır öğeler diye devam eder.
Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukça küçük bir nesne hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir.Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki elektron yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir. Ancak kara cüceye dönüşme süreci fazlasıyla uzundur. Zira soğuyup kara cüce olması icin evrenin yaşından(13.5 milyar yıl) daha fazla bir zaman dilimi gerekir.
Daha büyük yıldızlar direk olarak tepkimelerle ustnova olarak patlaybilirler. Ustnovalar o kadar parlaktirlar ki içinde bulundukları gökada (galaksi) dan daha parlak olabilirler. Patlayan yıldızin maddesi uzaya saçılır ve yayılır. Böyle bulutsular oluşur. Örnek olarak yengec bulutsusunu verebiliriz. Geri kalan bir Nötron yıldızı hâline gelir (kendilerini bazen Pulsar ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise karadelik olur.
Son olarak da ölen yıldızların son katmanlarinda bulunan ağır öğelerden yeni bir yıldız oluşumunda faydalanilabilir. Ve bu ağır maddeler de dünya gibi kayalık gezegenlerin olusumunda el verisli oldugu icin kayalık gezegen oluşumuna izin verir.
Yıldızların parlamasının sebebi çekirdek kaynasmasında olan yani füzyon tepkimelerinde açığa çıkan radyasyonu uzaya yaymasıdır.
Bir yıldızın gelişim süreci içinde bulunduğu aşamaya göre çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı belirlenir. Sıcaklık ve parlaklık durumuna göre işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı), yıldızların güncel yaşını ve gelişim, sürecindeki aşamasını belirlemek için kullanılır.
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı süper dev olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır öğelerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, oksijen, neon, silikon ve kükürtün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir öğe çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra ağır öğeler diye devam eder.
Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukça küçük bir nesne hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir.Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki elektron yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir. Ancak kara cüceye dönüşme süreci fazlasıyla uzundur. Zira soğuyup kara cüce olması icin evrenin yaşından(13.5 milyar yıl) daha fazla bir zaman dilimi gerekir.
Daha büyük yıldızlar direk olarak tepkimelerle ustnova olarak patlaybilirler. Ustnovalar o kadar parlaktirlar ki içinde bulundukları gökada (galaksi) dan daha parlak olabilirler. Patlayan yıldızin maddesi uzaya saçılır ve yayılır. Böyle bulutsular oluşur. Örnek olarak yengec bulutsusunu verebiliriz. Geri kalan bir Nötron yıldızı hâline gelir (kendilerini bazen Pulsar ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise karadelik olur.
Son olarak da ölen yıldızların son katmanlarinda bulunan ağır öğelerden yeni bir yıldız oluşumunda faydalanilabilir. Ve bu ağır maddeler de dünya gibi kayalık gezegenlerin olusumunda el verisli oldugu icin kayalık gezegen oluşumuna izin verir.