Doğal Işık Kaynağı Nedir Açıklayınız
kaynağı değiştir]
Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen enerji hem elektromanyetik radyasyon hem de parçacık ışınımı olarak uzaya yayılır. Yıldız tarafında yayılan parçacık ışınımı yıldız rüzgârı (yıldızın dış katmanlarından yayılan serbest Proton, alfa parçacığı ve beta parçacığı gibi elektrikle yüklü parçacıkların düzenli akışı olarak görülür) ve yıldız çekirdeğinden çıkan düzenli bir nötrino akışı olarak kendini gösterir.[109]
Çekirdekteki enerji üretimi yıldızların bu kadar çok parlak olmasının nedenidir. Ne zaman bir elementin iki ya da daha fazla atom çekirdeği birleşerek daha ağır bir elementin atom çekirdeğini oluşturmak için kaynaşsa oluşan çekirdek kaynaşması tepkimesinden gama ışınıfoton salınır. Bu enerji yıldızın dış katmanlarına ulaştığında görünür ışığın da dahil olduğu diğer elektromanyetik enerjiye dönüşür.
Bir yıldızın görünür ışığının doruk titreşim sayısınca belirlenen (frekansı) rengi yıldızın fotosferini de içeren dış katmanlarına bağlıdır.[110] Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği elektromanyetik radyasyon türleri de yayar. Aslında yıldızların elektromanyetik radyasyonu elektromanyetik spektrumun en uzun dalga boyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalga boyu olan morötesi, X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsar. Yıldızların elektromanyetik radyasyonunun görünür ya da görünmez tüm bileşenleri özellikleri ayırt etmede önem taşır.
Yıldız tayfını kullanan astronomlar yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey kütle çekimini, metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler. Paralaks ölçümüyle yıldızın uzaklığı da biliniyorsa parlaklığı da belirlenebilir. Daha sonra yıldız modellemelerine bakılarak kütle, yarıçap, yüzey kütleçekimi ve dönme sıklığı (frekansı) tahmin edilebilir. Çift yıldız sistemlerindeki yıldızların kütlesi doğrudan ölçülebilir. kütleçekimsel mikromercekleme yöntemi de bir yıldızın kütlesini belirler.[111]) Bu değişkenleri kullanan astronomları yıldızın yaşını da tahmin edebilir.[112]
Parlaklık[değiştir kaynağı değiştir]
Ana maddeler: Altdev, Kırmızı dev, Yatay dal, Kırmızı küme ve Asimptotik dev kol
En az 0.4 güneş kütlesine sahip yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde geriye kalan hidrojeni artık helyumdan ibaret çekirdeğinin dışındaki bir kabukta kaynaştırmaya başlar.[4] Kırmızı dev formunu aldıkça dış katmanları genişlemeye ve soğumaya başlar. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş helyumu kaynaştırma aşamasına gelecek ve yarıçapı 1 astronomik birime ve mevcut boyutu da 250 katına çıkacak fakat mevcut kütlesinin %30'unu kaybedecektir.[56][62]
Hidrojen kabuğu yanması daha fazla helyumu ortaya çıkarttığından çekirdeğin kütlesi ve sıcaklığı artar. 2.25 güneş kütlesine sahip bir kırmızı devin helyum çekirdeği helyum füzyonundan önce dejenere olur. Son olarak, sıcaklık yeterince arttığında helyum füzyonu helyum parlaması adı verilen bir olayla aniden başlar ve yıldızın yarıçapı hızla küçülüp yüzey sıcaklığı artar ve yıldız HR diyagramının yatay dalına geçer. Daha büyük yıldızlarda helyum çekirdeğinin füzyonu çekirdek dejenere olmadan başlar ve yıldız, dış konvektif zarf çökmeden ve yıldız yatay dala geçmeden önce helyumu yavaşça yaktığı kırmızı kümede biraz zaman harcar.[6]
Yıldız çekirdeğindeki helyumu kaynaştırdığında açığa çıkan karbon, dışı helyum kabuğu ile örtülü çok daha sıcak bir çekirdeği meydana getirir. Yıldız asimptotik dev dal (ADD) adı verilen bir döneme girer fakat açıklanan diğer kırmızı devlere göre daha parlaktır. Daha büyük ADD yıldızları, çekirdek dejenere hale gelmeden önce kısa bir karbon füzyonu sürecine girebilir.