-
- Katılım
- Mart 13, 2015
-
- Mesajlar
- 8,068
-
- Tepkime puanı
- 1,100
-
- Puanları
- 349
-
- Yaş
- 32
-
- Konum
- İstanbul
Yıldızlar, uzayda yer alan yüksek yoğunlukta (gene de yeryüzü üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan özdeciksel (moleküler) bulutların içinde oluşmaktadır.Bu bulutlar genellikle hidrojenden ve % 23–28 helyum ile çok az oranda daha ağır unsurlardan ibarettir.İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur.Bu bulutlardan muazzam büyüklükte yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları kuvvetli bir biçimde ışıklandırıp yükünleştirirler (iyonlaştırırlar) ve bir H II bölgesi oluştururlar.
Bir yıldızın oluşumu, bir özdeciksel bulutun içinde oluşan ve yoğunlukla bir üstnovanın (büyük yıldız patlamaları) veya 2 gökadanın çarpışmasından meydana gelen şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar.Jeans Kararsızlığı niteliklerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
Bulut çöktükçe, Bart damlacığı ismi verilen sık toz ve gazdan meydana gelen ayrık kümelenmeler oluşur.Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar cisim bulunabilir.Yuvar çöktükçe ve yoğunluk yükseldikçe kütle çekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık oranı yükselir.Ön yıldız bulutu hidrostatik denge hususunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir ön yıldız meydana gelir.Bu ana dizi öncesi yıldızlar çoğunlukla bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir.Kütle çekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon sene kadar sürmektedir.
İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara ise Herbig Ae/Be yıldızları denmektedir.Bu yeni doğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz saçar ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşur.
Her yıldız devamlı olarak gazın uzaya yayılmasına sebep olan bir yıldız rüzgârı üretir.Yıldızların pek çoğu için kaybedilen kütle oranı kayda değer değildir.Güneş her sene 10−14 güneş kütlesi kadar veya tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder.Lakin muazzam büyük yıldızlar gelişimlerini mühim derecede etkileyecek olan 10−7 ile 10−5 güneş kütlesi arasında madde kaybeder.50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana dizide kaldıkları vakitce toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.
Bir yıldızın oluşumu, bir özdeciksel bulutun içinde oluşan ve yoğunlukla bir üstnovanın (büyük yıldız patlamaları) veya 2 gökadanın çarpışmasından meydana gelen şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar.Jeans Kararsızlığı niteliklerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
Bulut çöktükçe, Bart damlacığı ismi verilen sık toz ve gazdan meydana gelen ayrık kümelenmeler oluşur.Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar cisim bulunabilir.Yuvar çöktükçe ve yoğunluk yükseldikçe kütle çekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık oranı yükselir.Ön yıldız bulutu hidrostatik denge hususunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir ön yıldız meydana gelir.Bu ana dizi öncesi yıldızlar çoğunlukla bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir.Kütle çekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon sene kadar sürmektedir.
İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara ise Herbig Ae/Be yıldızları denmektedir.Bu yeni doğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz saçar ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşur.
Her yıldız devamlı olarak gazın uzaya yayılmasına sebep olan bir yıldız rüzgârı üretir.Yıldızların pek çoğu için kaybedilen kütle oranı kayda değer değildir.Güneş her sene 10−14 güneş kütlesi kadar veya tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder.Lakin muazzam büyük yıldızlar gelişimlerini mühim derecede etkileyecek olan 10−7 ile 10−5 güneş kütlesi arasında madde kaybeder.50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana dizide kaldıkları vakitce toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.