KIZIL DEVLER

KIZIL DEV OLMAK

Kütleleri belli bir aralıkta olan yıldızların yakıtlarını tüketmeye yakın dönemlerde neden KIZIL DEV olduklarına dair güncel bilgi ve sonunda farklı bir yaklaşım yazının özünü temsil ediyor.

4 ila 5 milyar yıl içinde, Güneşin çekirdeğinde artık yeterli miktarda hidrojen kalmadığı için füzyon sona erecektir. Çekirdeği yer çakimine karşı destekleyecek bir şey kalmayınca içine çökmeye başlayacak , bu da sıcaklığı tavana çıkaracaktır. Hidrojen füzyonu çekirdeğin etrafında bir kabuk halinde yeniden bir reaksiyona başlayacak, bu sürecin ürettiği helyum zaten helyum zengini olan çekirdeğin içine batacaktır. Bu, Güneşin uzun yaşamında yeni bir evrenin başlangıcının, Hertzsprung-Russell diagramından uzaklaşmasını işaretler.

Yeniden başlayan füzyondan gelen enerji yer çekiminin içe çekimine üstün gelecek, Güneşin dış katmanları genişlemeye başlayacaktır. Yıldızımız kırmızı dev olarak bilinen canavar yıldızlardan birine dönüşecektir. Kırmızı olmasının sebebi artık sıcaklık daha geniş bir yüzey alanından salınabildiği için yıldızımız birim alan başına daha soğuk görünecektir. Güneşin yüzey sıcaklığı 3000 ila 4000 derece düşecek, ancak yeni boyutları sayesinde şimdikinden 3000 kat daha parlak olacaktır.

Güneş ana dizinin sağ üstüne çıkıp diğer kırmızı devlerin arasına katılacaktır. Fotosfer çekirdekten oldukça uzakta olacağından, Güneşin yerçekiminin dış katmanlarına etkisi daha az olacak, Güneş maddesi daha kolay bir şekilde uzaya kaçacaktır. Nihayetinde Güneş kütlesinin yüzde 40’ından fazlasını bu şekilde kaybedecektir. Bu yer çekiminin azalmasına sebep olacak , gezegenler gittikçe daha uzak yörüngelere geçecektir. Dünya şu anki konumundan birbuçuk kat uzağa, günümüzde Marsın bulunduğu yörüngeye geçebilir. Büyüyen Güneş hacmi Merkür ve Venüsü yutacaktır. Daha uzağa gitmesine rağmen bizim gezegenimizinde yutulması mümkün.

Kaynak: ASİ YILDIZ

Yazar:Colin STUART (Profil Kitap 1.Basım Sayfa:273-274)

 

KIZIL DEVLERiN Karakteristikleri

Çekirdeğinde hidrojen kaynağı tükenmiş kırmızı devler çekirdeğini çevreleyen bir kabuk içinde hidrojen termonükleer füzyon başlatırlar. Bunlar Güneş’in yarıçapından onlarca yüzlerce kat daha büyüktür. fakat, dış yüzeylerinin sıcaklığı daha düşüktür ve bu onlara kırmızı turuncu bir görünüm verir. Düşük enerji öz kütlesine rağmen güneşten daha fazla parlaktırlar bunun sebebi büyük olmalarından dolayıdır. Kırmızı devler güneşten 100 kat ile birkaç yüz kat daha fazla parlaktırlar. K veya M spektrallerinin yüzey sıcaklıkları, 3.000-4.000 K civarındadır ve yarıçapları güneşten yaklaşık 20-100 kat daha fazladır. Yatay şekilde olanları daha sıcaktır fakat asimptotik dev şeklinde olan yıldızlar yaklaşık 10 kat daha parlaktır ama ikisi de kırmızı dev şeklinde olanlardan daha az bilindiktir.

KIZIL DEVLERiN Gelişimi

Kırmızı devlerin yaklaşık 0.3 M☉ – 8 M☉ aralığındaki kitlelerin ana-dizi yıldızlarından evrimleştiği kabul edilmektedir. Yıldızlararası ortamda çöken molekül bulutunun içindeki bir yıldız, hidrojen ve helyum içerir, eser miktarlarda “metal” de içermektedir. (yıldız yapıda, bu sadece 2 kat daha büyük atom sayısına, yani hidrojen veya helyum olmayan herhangi bir eleman anlamına gelmektedir). Bu unsurlar tüm yıldız boyunca karıştırılır. Çekirdek füzyon tepkimesini başlamak için yeterince yüksek bir sıcaklığa (birkaç milyon kelvin) ulaşır ve hidrostatik denge kurduğunda yıldız ana dizisine ulaşır. Ana dizi ömrü boyunca, yıldızın içindeki hidrojen yavaş yavaş helyum’a dönüşür; çekirdek neredeyse tüm hidrojen kaybettiğinde ana-dizi’nin hayat biter. Ana-dizi’nin ömrü yaklaşık 10 milyar yıldır. Çok büyük yıldızlar daha küçük yıldızlardan daha hızlı ve ortantısız yanar bu yüzden ömrü daha kısadır.

Yıldız özünde yakıt olarak hidrojen tükettiğinden, nükleer reaksiyonlar artık devam edemez ve böylece çekirdek kendi yerçekimi ile etkileşime girer. Bu sıcaklık ve basınç ile çekirdek etrafında bir kabuk içinde füzyonun devam etmesi için ilave olarak hidrojen getirir. Daha yüksek sıcaklıklar 1,000-10,000 arasında yıldızın parlaklığı artırmak için yeterli reaksiyon oranlarının artmasına yol açar. Sonra yıldızın dış katmanları yıldızın yaşamının kırmızı-dev aşamasına başlamadan, büyük ölçüde genişletir. Yıldız genişledikçe, yıldızın yanan kabuğunun ürettiği enerji daha düşük bir yüzey sıcaklığı, çok daha büyük bir yüzey alanına yayılır – dolayısıyla bir kırmızı dev haline gelir. Aslında, renk olarak genellikle turuncudur. Bu anda, yıldız Hertzsprung-Russel(H-R) diagramının kırmızı dev aşamasuan yükselir. Dış tabakalar konveksiyon yoluyla yüzeye enerjiyi taşırlar. Bu, tarihte ilk defa yıldızın yüzeyde yanmasına (çekirdeğinde değil). Bu olay eşelemek olarak adlanırılır.

Kırmızı dev aşamasına doğru yıldızın izlediği evrimsel süreç,çekirdeğin yıldızın kütlesine bağlı olarak tamamen çökmesiyle biter.

Güneş ve yıldızlar için 2 M☉’dan az elektron dejenerasyon basıncı, çarpışmasını önlemek için yeteri kadar yoğun olacaktır. Çekirdek dejeneresi sonrasında, üç-alfa süreci ile helyum karbonla füzyon başlamak için 108 K sıcaklığına ulaşana kadar ısıtmaya devam edecektir. Dejenere çekirdek Bu sıcaklığa ulaştığında, tüm çekirdek aynı anda helyum ile füzyona başlar. Dejenere olması için yeterli yoğunluk önce daha büyük olan yıldızın çekirdeğinde 108 K e ulaşacak, böylece helyum füzyonu daha sorunsuz başlar. Yıldız bir kez çekirdeğinde helyum füzyonu aşamalarını geçirdiğinde artık kırmızı dev olarak adlandırılmaz . Bir yıldızın çekirdeğin de helyum füzyonunun olduğu aşama, metal bakımından fakir yıldızların yatay dalı olarak adlandırılır. Bu isimle adlandırılırlar çünkü birçok yıldız kümeleri H-R diyagramının yatay çizgisi üzerindedir. H-R diyagramında metalce zengin helyum-füzyon yıldızlar yerine kızıl küme denir.

Helyum füzyonu yakacak kadar kütleli yıldızlarda, merkezdeki helyum tükenip yıldız bir daha çökmeye başladığında helyumun dış kabukta füzyon olmasını sağlayan analojik bir süreç belirir.

Aynı zamanda hidrojen hemen dışarısında yanan kabuk içindeki helyumla füzyona başlayabilir. Bu yıldızı asimptotik kırmızı dev e koyar, ikinci kırmızı dev evresinde. Karbon oksijen çekirdeğinde helyum füzyon sonuçları doğurur. Yaklaşık 8 M☉ altında bir yıldız karbon-oksijen çekirdek füzyonu başlatamaz. Bunun yerine, asimptotik dev fazının sonunda yıldızı beyaz cüce oluşur. Dış kütle ve bir gezegenimsi bulutsu ile ejeksiyon yıldızının oluşturulması sağlanır. Yıldızın evrimi kırmızı dev faz ile biter. Kırmızı dev aşaması, hemen hemen tüm toplam bir milyar yıl sürer. Yatay-dal ve asimptotik dev-şube on kat hızlı hareket eder.

Yıldız yaklaşık 0.2 – 0.5 M☉ aralığındaysa, Bu enerji kırmızı deve dönüşmek için yeterli fakat helyum füzyonu oluşturmak için yetersizdir. Bu “ara” yıldızlar biraz serin ve parlaklık artırmak ancak kırmızı-dev şube ve helyum çekirdek flaş ucu elde asla. Kırmızı-dev yükselişi sona erdiğinde birçok post-asimptotik dev yıldız gibi dış katmanları kaybolur ve daha sonra bir beyaz cüce haline gelir.

4 BÜYÜKLER

En az 10 güneş kütlesi büyüklüğündeki yıldızlar, hidrojenlerini yaktıktan sonra Kırmızı üstdevlere dönüşürler. Çok düşük yüzey sıcaklıkları (3500-4500 K) ve olağanüstü yarıçaplara sahiptirler. Gökadamızda bilinen en büyük dört kırmızı üstdev: Mu Cephei, KW Sagitarii, V354 Cephei, ve KY Cygni’dir. Tümünün yarıçapı Güneş’in 1500 katı yakınlarındadır. Çoğu kırmızı üstdevin yarıçapı ise Güneş’inkinin 200 ile 800 katıdır.

Evrimsel bir tanım süperdev terimini, dejenere bir helyum çekirdeği geliştirmeden ve bir helyum parlamasına maruz kalmadan çekirdek helyum füzyonunu başlatan büyük kütleli yıldızlarla sınırlandırır. Evrensel olarak daha ağır elementleri yakmaya devam edecekler ve bir süpernova ile sonuçlanan çekirdek çöküşüne maruz kalacaklardır.

Kaynak: Wikipedia.

Wikipedia için not: Diğer ana akım media organları gibi Tarih, Siyaset ve Sosyoloji konularında bolca çarpıtma ve yönlendirme var ilk bakılacak kaynaklardan biri olamaz.

 

ÇARPIK YILDIZLAR

Yeryüzünden 530 ışık-yılı uzaklıkta ve Turna takımyıldızı doğrultusunda yer alan Gruis soğuk bir kırmızı devdir. Güneşimizle yaklaşık aynı kütlede, ancak 350 kat daha büyük ve yüzlerce kez daha parlaktır. Güneşimizde yaklaşık beş milyar yıl sonra genişleyerek benzer bir kırmızı dev yıldıza dönüşecektir.

Claudia Paladini (ESO) liderliğindeki uluslararası bir gökbilimciler ekibi ESO’nun Çok Büyük teleskopu üzerindeki PIONIER aygıtını kullanarak Gruis’i şimdiye kadar görülmemiş bir ayrıntıyla gözledi. Kırmızı dev yıldızın yüzeyinde her biri yaklaşık olarak 120 milyon kilometre genişliğinde yıldızın çapının neredeyse dörtte biri kadar birkaç konvektif hücre taneciğine sahip olduğunu buldular.

Kaynak: Astronomidiyari.com

 

ÇARPIK YILDIZ BETELGEUSE (ikizlerevi)

Belçika’daki Katolik Leuven Üniversitesi’nden Miguel Montargès liderliğindeki bir grup bilim insanı, İkizlerevi’nin geçen aralık ayından beri gözlemliyor. Bunun için de Dünya’da yıldız yüzeyinin detaylı görüntüsünü alabilecek birkaç teleskoptan biri olan ve Şili’deki Cerro Paranal’da bulunan Çok Büyük Teleskopu kullanıyor.

Montargès ve meslektaşları hem nabız gibi zonklayan hem de düzensiz bir şekli olan yıldızın parlaklığındaki sert düşüşü kısmen bu dengesizliklere bağladılar (Zaten kırmızı devler içinde III. alt sınıfa giren İkizlerevi yarı düzenli değişken bir yıldız olarak tanımlanıyor).

Oysa Betelgeuse bir yıl içinde en parlak 10. yıldızdan 24. yıldıza düştü ve bir kenarı ezilmiş elma gibi yassılaştı. Yazık ki Montargès’in sıraladığı sebepler de yıldızdaki bu köklü değişiklikleri açıklamaya yetmiyor. Ancak, alternatif açıklamalar var: Betelgeuse şu anda çok dengesiz bir süper kırmızı dev olduğu için dış katmanları dağınık bir gaz ve toz bulutu halinde şişmiş olabilir.

Kaynak: khosann.com

 

ELEKTRONLARIN DANSI

Kızıl devleri anlayabilmek için kendi güneşimizden elde edilen bilgileri genelleyerek yaklaşık tahminlerde bulunulabilir.

Literatürde: Korona Madde Atımı, Güneş Rüzgarı, Güneş Patlamaları olarak tanımlanan olaylar özetle Güneşte meydana gelen şiddetli aktivilerle Güneşin çekim etkisinden kurtularak dışa saçılımını anlatır. Kaba bir hesapla 130 milyon yılda dünya kütlesi kadar maddenin güneşten dışarı atıldığı düşünülüyor.

Aya gönderilen Apollo-12 ekibinin görevlerinden biri güneş rüzgarlarının içeriğini öğrenebilmek için yanlarında alüminyüm folyo götürüp güneş rüzgarına maruz bırakarıp steril olarak geri getirildi.

Dönüşte vakum içinde eritilerek dedektörlerle serbest kalan iyonların %95 den fazlasının protonlar ve elektronlardan oluştuğu kalan miktarın: helyum-3, helyum-4, neon-20, neon-21, neon-22, ve argon-36 gibi çeşitli gazların iyonları tespit edildi.[1]

Güneşte meydana gelen füzyon olaylarının azalması veya farklı elementlere doğru evrilmesi kızıl dev olması ve aralıklarla hacmini küçültüp büyütebilmesi fazla zorlama yapılmış bir teoriye benziyor.

Güneşin dışarı attığı maddeler arasında bir yük dengesizliği olmalı.

Artı yüklü parçacıklar ve eksi yüklü parçacıklar farklı oranlarda dışarı atılırsa milyarlarca yıl içinde yük farkı devasa boyutlara ulaşacaktır.

Güneşdeki aşırı manyetik hareketlilik artı yüklü parçacıkların daha çok atılıp geride kalan fazlalık elektronlara ilave olarak atomlardan sökülmüş serbest elektronlarıda ilave ettiğimizde Güneş kabına sığmaz bir hale gelecektir.

Bunu diğer yıldızlarda gözlemleyebilirsek daha düzgün bir bakış açısına sahip olabiliriz.

-Yıldızların çocukluk ve gençlik yıllarında daha az manyetik aktivite
sona doğru artıyor ise.

-Kızıl dev büyümeden hemen önce ve küçüldükten hemen sonraki
manyetik aktiviteleri.

-Kütleleri birbirine yakın ama farklı yaşlardaki yıldızların manyetik
aktivitelerinin kıyaslanması ile.

Bazı kızıl devlerde gözlenen yamuklukların sebebi, seyrelmiş gazların elektronların hareketlerine daha bağımlı olmasından kaynaklanıyor olabilir.

Zamanla neler olduğunun anlaşılması ümidiyle.