Bu yazının içerik özgünlüğü henüz kategorize edilmemiştir. Eğer merak ediyorsanız ve/veya belirtilmesini istiyorsanız, gözden geçirmemiz ve içerik özgünlüğünü belirlememiz için [email protected] üzerinden bize ulaşabilirsiniz.

Yıldızların oluşması gerçekten zahmetli bir olaydır. Ancak, evrenin boyutunu düşündüğümüzde, aslında yıldız oluşumu o kadar da nadir görülen bir olay değil. Samanyolu galaksisini örnek aldığımızda, spiral kollarında yoğun süren O-B tipi (Büyük, enerjik ve mavi yıldızlar) yıldız oluşumlarını gözlemliyoruz.

Detaylara girmeden önce uzay boşluğunda yıldız oluşumuna ön ayak olabilecek materyallere göz atmakta fayda var.

Bart damlacığı: Boşluktaki gaz ve toz tanecikleri genellikle küçük bir bölgede yoğunlaşırlar. Bu gaz ve toz tanecikleri Bart damlacığı olarak isimlendirilir. Orion nebulası bu türe örnektir. Dışardan bakıldığında bu bölgeler uzayda siyah bir leke olarak görülseler de, içerisinde yoğun bir yıldız oluşumu vardır. Dışardan gelen ışınlarla ısınan bölge, bu enerjiyi geri salmaz ve dolaysıyla yıldız oluşumunu başlatacak sıcaklığa ulaşabilir. Bu bölge 10-100 Güneş kütlesinde olabilir. Sıcaklık ise 30 Kelvin (-243 santigrat derece) kadardır.

HI bölgeleri: Bart damlacığının yanı sıra, uzay bir diğer bulut türüne de ev sahipliği yapar. HI bölgeleri nötr H ve H2 gazlarından (hidrojen gazı) oluşmaktadır. Bu bulutsular 10-100 atom/cm3 atom konsantrasyonuna sahiplerdir ve sıcaklıkları 50 ila 100 Kelvin (-223/-173 santigrat derece) arasında değişebilir. Kütleleri 1 ila 100 Güneş kütlesi arasında değişebilir.

HI bölgelerinin fiziksel özellikleri:

Tipik bir HI bulutu düşünelim.

Kütle, M=2 x 10^30kg

Atom konsantrasyonu, n=10 H atom/cm3

Açısal hız, ω=5 x 10^-16 rad/s

Sıcaklık, T=125K

Manyetik alan, B=10^-5 gauss

Burdaki değerlerden yola çıkarak bulutun çapını 3.050 x 10^18 cm olarak buluyoruz.

Yıldız oluşumu için gerekli olan enerji: Yazımızın başında yıldız oluşumunun ne kadar zahmetli bir iş olduğundan bahsetmiştik. Bunun arkasındaki neden; kütleçekim enerjisinin termal, manyetik ve açısal hızdan kaynaklanan rotasyonal enerjiyi alt etmek zorunda oluşu. 

Eğer bulutumuzu üniform olarak kabul edersek, yukardaki numaralardan kütleçekim enerjisi yaklaşık olarak 5.19 x 10^40 erg olarak bulabiliriz. (Not: Erg astronomide sıkça kullanılan enerji birimidir. 1 Joule, 10^7 erg'e tekabül eder).

Manyetik, termal ve dönüş enerjisinin toplamı, kütleçekim enerjisinden küçük olmak zorundadır yoksa yıldız oluşumu gerçekleşemez. Bu kriter "Jeans Kriteri" olarak bilinir. Peki yukardaki değerleri fizik yasalarından türetilen matematiksel formüllere yerleştirdiğimizde kütleçekim enerjisi diğer enerji türlerini alt edebiliyor mu? Hayır. Bu kriterin doğru ve dolayısıyla yıldız oluşumunun başlaması için, bu kısmın başında tahminde bulunduğumuz kütle değeri için 10^5 Güneş kütlesine ihtiyaç duyulur. 

Kütle 10^5 Güneş kütlesini geçince bulut çökelmeye başlar. Daha sonra büyük gaz, daha küçük gaz bölümlerine ayrılır. En küçükleri ise Bart damlacıklarıdır. Bu sırada bu bölgelerde sıcaklık 125 Kelvin'den 20-30 Kelvin'e düşer. Soğuyan gazlar (H2O, CO ve N2) toz parçacıklarının üzerine çöker ve taş-buz parçacıkları ortaya çıkar. Bu parçacıklar daha sonra merkezde toplanmaya başlar ve merkezde çekirdek oluşmaya başlar. Çökelmeye başlayan gaz ve toz parçacıkları, açısal momentumun korunumundan dolayı çekirdek etrafında bir disk oluşturarak dönmeye başlar. Güneş benzeri yıldızın bu ilk hali olan bu oluşum diski, 43 AB büyüklüğe (6.5 milyar km) tekabül eder. Bu kuramsal büyüklük, yaklaşık olarak Güneş Sistemi'nin sınırlarında buluna Kuiper kuşağına dek gelir. 

Teşekkür: Bu yazıyı hazırlayan Alperen Erol'a teşekkür ederiz.

Kaynaklar ve İleri Okuma:

  1. Kozmik Anafor
  2. "Astrofiziğe Giriş" ders notları
Bu İçerik Size Ne Hissettirdi?
  • 0
  • 0
  • 0
  • 0
  • 0
  • 0
  • 0
  • 0
  • 0
  • 0
  • 0
  • 0

Evrim Ağacı'na her ay sadece 1 kahve ısmarlayarak destek olmak ister misiniz?

Şu iki siteden birini kullanarak şimdi destek olabilirsiniz:

kreosus.com/evrimagaci | patreon.com/evrimagaci

Çıktı Bilgisi: Bu sayfa, Evrim Ağacı yazdırma aracı kullanılarak 17/07/2019 22:33:34 tarihinde oluşturulmuştur. Evrim Ağacı'ndaki içeriklerin tamamı, birden fazla editör tarafından, durmaksızın elden geçirilmekte, güncellenmekte ve geliştirilmektedir. Dolayısıyla bu çıktının alındığı tarihten sonra yapılan güncellemeleri görmek ve bu içeriğin en güncel halini okumak için lütfen şu adrese gidiniz: https://evrimagaci.org/s/3279

İçerik Kullanım İzinleri: Evrim Ağacı'ndaki yazılı içerikler orijinallerine hiçbir şekilde dokunulmadığı müddetçe izin alınmaksızın paylaşılabilir, kopyalanabilir, yapıştırılabilir, çoğaltılabilir, basılabilir, dağıtılabilir, yayılabilir, alıntılanabilir. Ancak bu içeriklerin hiçbiri izin alınmaksızın değiştirilemez ve değiştirilmiş halleri Evrim Ağacı'na aitmiş gibi sunulamaz. Benzer şekilde, içeriklerin hiçbiri, söz konusu içeriğin açıkça belirtilmiş yazarlarından ve Evrim Ağacı'ndan başkasına aitmiş gibi sunulamaz. Bu sayfa izin alınmaksızın düzenlenemez, Evrim Ağacı logosu, yazar/editör bilgileri ve içeriğin diğer kısımları izin alınmaksızın değiştirilemez veya kaldırılamaz.

Soru Sorun!
Öğrenmeye Devam Edin!
Evrim Ağacı %100 okur destekli bir bilim platformudur. Maddi destekte bulunarak Türkiye'de modern bilimin gelişmesine güç katmak ister misiniz?
Destek Ol
Gizle

Göster

Şifremi unuttum Üyelik Aktivasyonu

Göster

Şifrenizi mi unuttunuz? Lütfen e-posta adresinizi giriniz. E-posta adresinize şifrenizi sıfırlamak için bir bağlantı gönderilecektir.

Geri dön

Eğer aktivasyon kodunu almadıysanız lütfen e-posta adresinizi giriniz. Üyeliğinizi aktive etmek için e-posta adresinize bir bağlantı gönderilecektir.

Geri dön

Close
Geri Bildirim Gönder