9. Ders

---

Morgan-Keenan Parlaklık Sınıfı (BY COSMOS - THE SAO ENCYCLOPEDIA OF ASTRONOMY)

Yıldızların sınıflandırılması öncelikle sıcaklıklarına dayanır.

Harvard spektral sınıflandırma şeması, her yıldıza, spektrumda bulunan absorpsiyon özelliklerine bağlı olarak 10 alt sınıfa ayrılan bir spektral tip atar. Örneğin, Güneşimiz yaklaşık 5.700 Kelvin sıcaklığa sahiptir ve G2 yıldızı olarak sınıflandırılır. Ancak bu sınıflandırma şeması, aynı sıcaklıkta ancak farklı parlaklıktaki yıldızları ayırt edemediği için yıldızı tam olarak tanımlamaz. Yani ana dizi (cüce) yıldızlar, dev yıldızlar ve süperdev yıldızlar arasında ayrım yapamaz. Bu nedenle Morgan-Keenan parlaklık sınıfı (MK veya MKK) oluşturulmuştur. Başlangıçta I (süperdev yıldız) ile V (ana dizi) arasında roma rakamları içeren, bu günlerde, sınıf I yıldızlar Ia-O, Ia ve Ib olarak alt bölümlere ayrılmış ve VI (alt cüce) ve D (beyaz cüce) sınıfları eklenmiştir. Yıldızı tamamen tanımlamak için, MK parlaklık sınıfı, yıldız için orijinal Harvard sınıflandırmasına eklenir. Örneğin, Güneşimiz bir ana dizi G2 yıldızıdır, bu nedenle tam sınıflandırması G2V’dir. Aşağıdaki tablo MK Parlaklık Sınıflarını özetlemektedir.

HERTZSPRUNG-RUSSELL DİYAGRAMI

Hertzsprung-Russell diyagramı (HR diyagramı), yıldız evrimi çalışmasında en önemli araçlardan biridir. 1900’lerin başında Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından bağımsız olarak geliştirilen bu sistem, yıldızların sıcaklığını parlaklıklarına (teorik HR diyagramı) veya yıldızların rengini (veya spektral tipini) mutlak büyüklüklerine (gözlemsel HR diyagramı) karşı çizer. renk-büyüklük diyagramı olarak da bilinir).

Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından, yıldızların sıcaklığını parlaklıklarına (teorik HR diyagramı) veya yıldızların rengini (veya spektral tip) mutlak büyüklüklerine (gözlemsel HR diyagramı, aynı zamanda renk-büyüklük diyagramı olarak da bilinir) karşı çizer. ). Her yıldız, başlangıç kütlesine bağlı olarak, iç yapısının ve nasıl enerji ürettiğinin belirlediği belirli evrim aşamalarından geçer. Bu aşamaların her biri, geliştikçe HR diyagramında farklı bölgelere hareket ettiği görülebilen yıldızın sıcaklığındaki ve parlaklığında bir değişikliğe karşılık gelir. Bu, HR diyagramının gerçek gücünü ortaya çıkarır - gökbilimciler, bir yıldızın iç yapısını ve evrim aşamasını, yalnızca diyagramdaki konumunu belirleyerek bilebilirler.

Bu Hertzsprung-Russell diyagramı, evrimlerinin çeşitli aşamalarındaki bir yıldız grubunu göstermektedir. Şimdiye kadar en göze çarpan özellik, diyagramın sol üst köşesinden (sıcak, parlak yıldızlar) sağ alt köşesine (soğuk, soluk yıldızlar) uzanan ana dizidir. Dev şube de oldukça kalabalık ve birçok beyaz cüce var. Ayrıca, aynı sıcaklıkta ancak farklı parlaklıktaki yıldızları birbirinden ayıran Morgan-Keenan parlaklık sınıfları da çizilmiştir. HR diyagramının 3 ana bölgesi (veya evrimsel aşaması) vardır:

• Sol üstten (sıcak, parlak yıldızlar) sağ alta (soğuk, sönük yıldızlar) uzanan ana dizi HR diyagramına hakimdir. Yıldızların yaşamlarının yaklaşık %90’ını çekirdeklerinde hidrojeni helyuma çevirerek geçirdikleri yer burasıdır. Ana dizi yıldızları, V etiketli bir Morgan Keenan parlaklık sınıfına sahiptir.

• Kırmızı dev ve süperdev yıldızlar (parlaklık sınıfları I ila III) ana dizinin üzerindeki bölgeyi işgal eder. Stefan-Boltzmann yasasına göre, aynı zamanda büyük yarıçaplara sahip oldukları anlamına gelen, düşük yüzey sıcaklıklarına ve yüksek parlaklıklara sahiptirler. Yıldızlar, çekirdeklerindeki hidrojen yakıtını bitirip helyum ve diğer ağır elementleri yakmaya başladıklarında bu evrim aşamasına girerler.

• Beyaz cüce yıldızlar (parlaklık sınıfı D), düşük ila orta kütleli yıldızların son evrim aşamasıdır ve HR diyagramının sol alt tarafında bulunurlar. Bu yıldızlar çok sıcaktır ancak küçük boyutlarından dolayı parlaklıkları düşüktür.

Güneş ana dizide 1 parlaklıkta ve yaklaşık 5.400 Kelvin sıcaklıkta bulunur. Gökbilimciler genellikle HR diyagramını ya yıldızların evrimini özetlemek ya da bir yıldız topluluğunun özelliklerini araştırmak için kullanırlar. Gökbilimciler özellikle, küresel veya açık bir yıldız kümesi için bir HR diyagramı çizerek, yıldızların ana diziyi kapatıyor gibi göründüğü kümenin yaşını tahmin edebilirler.

Günümüzün Güneşi ile gelecekte kırmızı bir dev olarak Güneş’in karşılaştırılması

Özet

MK parlaklık sınıfı, yıldızları parlaklıklarına veya gerçek parlaklıklarına göre sınıflandırmak için bir sistemdir ve yıldızları en parlaktan en sönüğe doğru sıralar. Bu sistem genellikle Roma rakamlarını kullanır ve “Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me” (O B-A-F-G-K-M) anımsatıcısını kullanan Harvard spektral sınıflandırma sisteminin harflerini takip eder. Güneşimizin tam sınıflandırması G2V’dir.

• Yıldızları sınıflandırmanın birincil yolu nedir?

Örnek cevap: Sıcaklıklarına göre. HR diyagramında en sıcak yıldızlar O yıldızları ve en soğuk yıldızlar M yıldızlarıdır. Gökbilimciler, bir nesnenin sıcaklığı ile en yüksek dalga boyu arasındaki ilişkiyi tanımlayan Wien yasası adı verilen bir şey kullanırlar. Daha sıcak yıldızlar, spektrumunun daha mavi ucunda zirve yapan spektrumlara sahipken, daha soğuk yıldızlar daha kırmızı ucunda zirve yapacaktır.

• Bir yıldızın spektral tipi nasıl belirlenir?

Örnek cevap: Spektrumundaki absorpsiyon özelliklerine göre. Yıldızların atmosferleri olduğunu öğrenmiştik. Bir yıldızın atmosferindeki farklı gazlar, yıldızdan yayılan ışığın bir kısmını emer. Açılış videolarındaki spektrumlara tekrar bakın. Her tayfın belirli kısımlarını bloke eden karanlık bantlar, her yıldızın atmosferindeki belirli gazlardan kaynaklanır. Gökbilimciler ve spektroskopistler yıldızları, bir yıldızın atmosferinde hangi gazların bulunduğunu ortaya çıkaran bu absorpsiyon modellerine göre sınıflandırırlar.

• Morgan-Keenan parlaklık sınıfı neden kuruldu?

Örnek cevap: Aynı sıcaklığa ancak farklı parlaklıklara sahip yıldızları ayırt etmek. Bu, düşük parlaklığa sahip bir kırmızı cüce ile yüksek parlaklığa sahip bir kırmızı dev arasında veya ana dizide düşük parlaklığa sahip bir beyaz cüce ile daha yüksek parlaklığa sahip bir yıldız arasında ayrım yapmamızı sağlar.

• G2V Güneş hangi parlaklık sınıfındadır?

Örnek cevap: Güneşimiz bir anakol cüce yıldızıdır.

Güneş kaç yaşında?

Güneş parlıyor, ama neden ve ne kadar süreyle? Güneş’i anlamamız, ona güç veren enerjiyi açıklamaya geldiğinde yetersiz kaldı. Sonra Einstein geldi. Çalışmaları, Güneşimizi ve Evrenin tüm yıldızlarını açıklamaya yardımcı oldu.

Einstein’ın denklemi, az miktarda kütlenin muazzam miktarda enerjiye eşdeğer olduğunu açıklar. Bilim insanları, Dünya’ya ulaşan enerji miktarını ölçerek ve Dünya’nın Güneş’e olan mesafesini bilerek, Güneş’in kütlesini belirleyebildiler. Bu hesaplamadan, Güneş’in hidrojen yakıtını 5 milyar yıl daha yakmaya devam edeceğini tahmin ediyorlar.

1905’te Albert Einstein, kütle ve enerji arasındaki ilişkiyi ortaya koyan ünlü \(E= m \cdot c^2\) denklemini yayınladı. Bu buluş, bilim insanlarının Güneş’in kütlesini hesaplamasına ve Güneş Sistemimizin parlak merkezi olarak ne kadar daha yanacağını tahmin etmesine olanak sağladı. İlginç bir şekilde, aynı yıl Ernest Rutherford radyometrik tarihlemeyi icat etti. Rutherford’un radyoaktif yarı ömür kavramını keşfetmesi de dahil olmak üzere çalışmaları, rubidyumun radyometrik tarihlemesinin yolunu açarak Güneş’in yaşını hesaplamamıza olanak sağladı.

• Göktaşlarını inceleyerek ne öğrenebiliriz?

Örnek cevap: Güneş Sistemimizin yaşı.

• Dünya’ya düşen meteorlarla aynı anda ne oluştu?

Örnek cevap: Güneş Sistemimizdeki her şey aynı anda oluştu: Güneş, Dünya, tüm gezegenler ve yıldızlar.

• Rubidyum tarihlemesine göre Güneş kaç yaşında?

• Örnek cevap: 4,5 milyar yaşında.

• Güneş’in çekirdeğinde ne olur?

Örnek cevap: Hidrojen parçaları birleşerek helyum ve enerji oluşturur.

• Dünya Güneş’ten ne kadar uzakta?

Örnek Cevap: Güneş’ten 150 milyon kilometre uzaktayız.

• Güneş’ten Dünya’ya ne kadar enerji düştüğünü ölçerek ne hesaplayabiliriz?

Örnek cevap: Güneş’in toplamda ne kadar enerji yaydığını hesaplayabiliriz.

• Güneş yakıtını daha ne kadar yakmaya devam edecek?

Örnek cevap: 5 milyar yıl daha.

Güneşin Neden Parlar? BY CHRISTOPHER CROCKETT

Güneş milyarlarca megavat güç üretiyor ve bunu beş milyar yıldır yapıyor. Nükleer füzyon - daha hafif atomları bir araya getirerek daha ağır olanları oluşturur.

Hangi enerji kaynağı bu tür bir güce sahiptir? Dikkate değer bir şekilde, en kudretli yıldızların motoru devasa bir şey değil, çok küçük bir şey: yüksek hızlarda birbirine çarpan atomlardan oluşan minik yapı taşları. Her çarpışmada bir enerji kıvılcımı açığa çıkar. Yeni elementler oluşturmak için atom çekirdeklerinin harmanlanması olan nükleer füzyon, tüm yıldız galaksilerini harekete geçiren şeydir. Atomların çekirdekleri kavramsal olarak basittir. Sadece iki tür parçacıktan oluşurlar: protonlar ve nötronlar. Proton sayısı atomun türünü belirler; helyum, karbon ve sülfürü ayıran şey budur. Nötronlar pozitif yüklü protonları bir arada tutar. Nötronlar olmadan, benzer yükler protonları uçarak parçalara ayırırdı. Neon gibi daha ağır atomlar, helyum gibi daha hafif atomların kaynaşmasıyla birleştirilebilir. Bu olduğunda, enerji açığa çıkar. Ne kadar enerji? Bir galon sudaki tüm hidrojeni helyuma dönüştürecek olsaydınız, New York’a üç gün yetecek kadar enerjiniz olurdu.

Şimdi bir yıldız kadar hidrojene sahip olduğunuzu hayal edin! Atomları kaynaştırmanın püf noktası, son derece yüksek sıcaklık ve yoğunluğa sahip olmaktır. Birkaç oktilyon ton gazın basıncı altında, güneşin merkezi yaklaşık 10 milyon santigrat dereceye kadar ısıtılır. Bu sıcaklıkta, bir hidrojen çekirdeğinin çıplak protonları, karşılıklı itme kuvvetlerinin üstesinden gelecek kadar hızlı hareket ederler. Bir dizi çarpışma yoluyla, güneşin çekirdeğindeki yoğun basınç, helyumu oluşturmak için sürekli olarak dört protonu birleştirir. Her füzyonla, yıldızın iç kısmına enerji salınır. Her saniye meydana gelen bu olayların milyonlarcası, yerçekimini geri itmek ve yıldızı milyarlarca yıl dengede tutmak için yeterli enerjiyi üretir. Serbest bırakılan gama ışınları, milyonlarca yıl sonra görünür ışık biçiminde yüzeyden çıkana kadar yıldızın içinden giderek daha yüksek dolambaçlı bir yol izler.

Dört hidrojen çekirdeğinin bir helyum çekirdeğini kaynaştırmak için izlediği yollardan birindeki adımlar. Her adımda, enerji gama ışınları olarak yayılır.

Ancak bu sonsuza kadar devam edemez. Sonunda, inert bir helyum çekirdeği oluştuğunda hidrojen tükenir. En küçük yıldızlar için bu, çizginin sonu. Motor kapanır ve yıldız sessizce karanlığa karışır. Güneşimiz gibi daha büyük bir yıldızın başka seçenekleri vardır. Hidrojen yakıtı tükendiğinde, çekirdek büzülür. Kasılan çekirdek ısınır ve enerji salar. Yıldız bir “kırmızı deve” dönüşür. Çekirdek yeterince yüksek bir sıcaklığa (yaklaşık 100 milyon santigrat derece) ulaşabilirse, helyum çekirdekleri kaynaşmaya başlayabilir. Yıldız, helyumun karbon, oksijen ve neona dönüştüğü yeni bir yaşam aşamasına giriyor. Yıldız artık nükleer yakıtın tükendiği, çekirdeğin büzüldüğü ve yıldızın balonlaştığı bir döngüye giriyor. Çekirdek ısıtma her seferinde yeni bir füzyon turunu başlatır.

Bir süpernova olarak patlamadan önceki anlarda bir kırmızı dev yıldızın içi

Yıldızın bu adımlardan kaç kez geçtiği tamamen yıldızın kütlesine bağlıdır. Daha fazla kütle, daha fazla basınç üretebilir ve çekirdekte daha yüksek sıcaklıklara neden olabilir. Güneşimiz gibi çoğu yıldız karbon, oksijen ve neon ürettikten sonra durur. Çekirdek beyaz bir cüce olur ve yıldızın dış katmanları uzaya doğru sürüklenir. Ancak kütleleri Güneş’ten birkaç kat daha büyük olan yıldızlar yollarına devam edebilirler. Helyum tükendikten sonra çekirdek büzülmesi bir milyar dereceye yaklaşan sıcaklıklar üretir. Şimdi, karbon ve oksijen daha da ağır elementler oluşturmak için kaynaşmaya başlayabilir: sodyum, magnezyum, silikon, fosfor ve kükürt. Bunun ötesinde, en büyük kütleli yıldızlar çekirdeklerini birkaç milyar dereceye kadar ısıtabilir. Burada, nikel ve demir gibi metalleri oluşturmak için karmaşık bir reaksiyon zinciri boyunca silikon sigortalar olarak şaşırtıcı bir dizi seçenek mevcuttur. Sadece birkaç yıldız bu kadar ileri gidebilir. Demiri oluşturmak için sekizden fazla güneş kütlesine sahip bir yıldız gerekir. Bununla birlikte, bir yıldız bir demir veya nikel çekirdeği ürettiğinde, geriye herhangi bir seçenek kalmaz. Bu yolculuk boyunca her aşamada, füzyon yıldızın iç kısmına enerji salar. Demirle kaynaşmak ise yıldızın enerjisini çalar. Bu noktada, yıldız tüm kullanılabilir yakıtı tüketmiştir. Nükleer enerji kaynağı olmadan yıldız çöker. Tüm gaz katmanları, yanıt olarak sertleşen merkeze çarpıyor. Egzotik bir nötron yıldızı çekirdekte doğar ve koşan kütle, gidecek başka yeri olmadığından sıkıştırılamaz yüzeyden geri seker. Çılgınca dengesini kaybeden yıldız, evrendeki en dehşet verici tekil olaylardan biri olan bir süpernovada patlar. Patlamanın kaosunda, atom çekirdekleri tekil protonları ve nötronları yakalamaya başlar. Burada, bir süpernovanın alevlerinde, evrendeki diğer elementler yaratılır. Dünyadaki tüm alyanslardaki tüm altınlar yalnızca tek bir yerden gelmiş olabilir: Bir yıldızın hayatını sona erdiren ve büyük olasılıkla beş milyar yıl önce güneş sistemimizin oluşumunu tetikleyen yakındaki bir süpernovadan. Yıldızların en büyüğünün en küçük şeylerden beslendiği dikkate değer bir gerçektir. Evrenimizdeki tüm ışık ve enerji, yıldızların çekirdeklerinde inşa edilen atomların sonucudur. İki parçacığın her bir araya gelişinde açığa çıkan enerji, devam eden trilyonlarca başka reaksiyonla birleştiğinde, tek bir yıldıza milyarlarca yıl güç sağlamaya yeter. Ve her yıldız öldüğünde, bu yeni atomlar yıldızlararası uzaya salınır ve yeni nesil yıldızları tohumlayarak galaktik akıntılar boyunca taşınır. Olduğumuz her şey, bir yıldızın kalbindeki termonükleer füzyonun sonucudur. Carl Sagan’ın bir zamanlar ünlü bir şekilde söylediği gibi, hepimiz yıldız tozlarıyız.

Özet

Güneş, gücünü bilinen en basit element olan, yalnızca bir proton ve bir elektron içeren hidrojenden alır. Ancak, Güneş’in çekirdeğinde olduğu gibi, aşırı yoğunlukta muazzam sıcaklıklara ısıtıldığında, bu basit element karmaşık bir dönüşüme uğrar. Nükleer füzyon, hidrojen atomlarını birbirine bağlar, enerji açığa çıkarır, helyum oluşur ve yerçekimi kuvvetine karşı iter. 5 milyar yıl sonra Güneş hidrojenini yaktığında kırmızı bir dev olacak ve helyum çekirdeği daha ağır elementler üretecek.

Hidrojen atomları, pozitif yüklü ve doğal olarak birbirlerini iten tek protonlardan oluşur. Güneş’in ısısı ve yoğunluğu, helyum oluşturmak için dört hidrojen atomunun gerekli olduğu hidrojen atomlarının nükleer füzyonu için zemin hazırlıyor. Bu süreçte açığa çıkan enerjinin bir kısmı, gama ışınlarıdır Güneş’in yüzeyine ulaşması milyonlarca yıl sürüyor. Tüm hidrojen yakıtını helyuma dönüştürdüğünde, Güneşimiz kırmızı bir dev olarak genişleyecek ve helyumunu karbon, oksijen ve neona dönüştürmeye başlayacak. Ama bu 5 milyar yıl daha olmayacak.

• Güneş ne kadar güç üretir?

Örnek cevap: 400 milyar milyar megavat.

• Atomların çekirdekleri nelerden oluşur?

Örnek cevap: İki parçacık: protonlar ve nötronlar.

• Protonların ne tür bir yükü vardır?

Örnek cevap: Protonlar pozitif yüklüdür.

• Daha hafif atomları daha ağır atomlarla kaynaştırmak için ne tür koşullar gereklidir?

Örnek cevap: Atomları kaynaştırmak için son derece yüksek basınç ve yoğunluk gerekir.

• Hidrojen protonları karşılıklı itmelerinin üstesinden nasıl gelir?

Örnek cevap: Aşırı yüksek sıcaklıklarda çarpışacak kadar hızlı hareket ederler.

• Bir helyum atomu oluşturmak için kaç hidrojen protonuna ihtiyaç vardır?

Örnek cevap: Helyumun füzyon sürecinde dört hidrojen protonuna ihtiyaç vardır.

• Güneşimiz kırmızı deve dönüştüğünde hangi elementleri üretecek?

Örnek cevap: Güneş’in hidrojeni bittiğinde, çekirdek büzülecek ve enerjiyi serbest bırakarak onun bir kırmızı deve dönüşmesine neden olacak. Çekirdek bu aşamada yeterince ısınırsa, helyum çekirdeği karbon, oksijen ve neon üretecektir.

• En büyük yıldızlar tarafından hangi elementler yaratılır?

Örnek cevap: En büyük kütleli yıldızlar, karbon ve oksijeni sodyum, magnezyum, silikon, fosfor ve kükürt gibi daha ağır elementlere dönüştüren en yüksek sıcaklıkları üretir. Silikon, nikel ve demir gibi metallere daha fazla kaynaştırılabilir.

• Evrendeki geri kalan elementler nerede oluşmuştur?

Örnek cevap: Altın da dahil olmak üzere bildiğimiz diğer elementler, yaşamının sonunda çöken devasa bir yıldızın sonucu olan bir süpernovanın içinde oluşur.