Yıldızın Yaşam Evreleri
kaynağı değiştir]
Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların anakolda olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. anakolun başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve dolayısıyla da çekirdekteki çekirdek kaynaşması tepkimesini istenen hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı yavaşça artacaktır.[3] Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.[4]
Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10−14 güneş kütlesi kadar [5] ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder. Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10−7 ile 10−5 güneş kütlesi arasında madde kaybeder.[6] 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar anakolda kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.[7]
Küçük ve Orta büyüklükte yıldızlar[değiştir kaynağı değiştir]
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı süper dev olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır elementlerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, oksijen, neon, silikon ve kükürtün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir element çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra daha ağır elementler diye devam eder.[10]
Son aşamaya, yıldız demir üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir atom çekirdeğinin, diğer elementlerin atom çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra erke açığa çıkarmazlar, dolayısıyla bu süreç erke tüketir. Aynı şekilde daha hafif elementlerin atom çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığından bölünüm (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz. Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların merkezinde büyük ve eylemsiz bir demir çekirdeği toplanır. Daha ağır elementlerin yıldızın yüzeyine çıkarak Wolf-Rayet yıldızı denen nesnelere dönüşür. Bu yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.
Yıldız kalıntıları[değiştir Yıldız evrimi
Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan (büyük kütleliyse), trilyonlarca yıla (küçük kütleliyse) ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.
Yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı gözlenerek anlaşılamaz. Yıldızlarla ilgili değişiklikler belki yüzyılların üzerinde çok yavaş gerçekleşir. Bunun yerine astrofizikçiler yıldızların evrimini anlayabilmek için, yaşamlarının farklı noktalarındaki pek çok yıldızı gözlemlerler ve yıldız yapısınıbilgisayar simülasyonuyla görürler.
Güneş'in yaşam çizelgesi.Doğumu[değiştir Füzyon reaksiyonlarının başlaması ile yıldız özelliği kazanan yıldızların bundan sonraki yaşam süreçleri yıldızın kütlesine göre farklılık gösterir. Küçük kütleli ve orta kütleli yıldızların yaşam süreci: Füzyon reaksiyonu sonucunda yıldızlar kütle kaybeder.
Yıldızların ömürleri kütle miktarına bağlıdır. Kütlesi küçük olan yıldızların ömürleri büyük olanlara göre çok daha fazladır. Kütlesi Güneş&#;in kütlesinden küçük olan bir yıldızın ömrü yaklaşık milyar yıl iken Güneş büyüklüğündeki bir yıldızın ömrü 10 milyar yıl, kütlesi 10 Güneş kütlesi kadar olan bir yıldızın ömrü ise 10 milyon yıl kadardır.
![__seafoodplus.info]()
Kızıl Dev: Kütlesi azalan yıldızın yanacak hidrojeni kalmayınca füzyon reaksiyonları içten dışa doğru kayar. Merkez yoğunluğu ve sıcaklığının artmasıyla yıldız genişlemeye başlar.
Örneğin Güneş bu genişlemeyi gerçekleştirdiğinde dış yüzeyi Dünya&#;ya kadar uzanabilir. İç basıncın artışı ile bu şekilde büyüyen yıldıza kızıl dev adı verilir.
Kızıl dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak çekirdek açığa çıkar. Bu sıcak çekirdeğin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir. Sıcak çekirdek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Çekirdeğin etrafındaki bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır. Çekirdek ise etrafa ışık vermeye devam eder. Etrafa ışık saçan bu çekirdeğe beyaz cüce denir.
Beyaz cücelerin hacmi yaklaşık Dünya&#;nın dört katı kadar, kütlesi ise Güneş kadardır. Güneş&#;in kütlesi Dünya&#;nın kütlesinin 1 milyon katı olduğuna göre beyaz cücenin yoğunluğu Dünya&#;nın yoğunluğunun yaklaşık 1 milyon katıdır. Beyaz cüce olarak son zamanlarını yaşayan yıldızın zamanla enerjisi tamamen tükenir ve artık etrafına ışık veremez hale gelir. Yıldızın bu son safhasına siyah cüce denir. Kütlesi 1 &#; 5 Güneş kütlesi kadar olan yıldızların yaşamları siyah cüce olarak son bulur.
![__seafoodplus.info]()
Yıldız olma yeterliliğine sahip olmayan yapılara kahverengi cüce denir. Kahverengi cücelerin kütleleri yaklaşık 80 Jüpiter kütlesi kadardır. Bu miktardaki kütle, füzyon reaksiyonlarını başlatamaz. Ancak yoğun ve sıcak olan kahverengi cüceler etraflarına ışık saçarlar. Tespit edilmeleri zordur.
Büyük kütleli yıldızların yaşam süreci: Büyük kütleli yıldızların kızıl dev oluşuna kadar gelişim evreleri küçük kütleli yıldızların evrelerine benzer. Ancak büyük kütleli yıldızların kızıl devi çok daha büyük olduğundan bu aşamadaki yıldıza süper dev denir.
Kocayeni: Büyük kütleli yıldızlarda iç içe füzyon reaksiyonları başlayabilir. Helyum atomlarının füzyonu ile daha ağır olan karbon, karbon atomlarının füzyonu ile oksijen, oksijen atomlarının füzyonu ile neon, neon atomlarının füzyonu ile magnezyum, magnezyum atomlarının füzyonu ile silikon, silikon atomlarının füzyonu ile demir oluşur ve süreç demir ile son bulur. Reaksiyonlar iç içe katmanlar şeklinde gerçekleşir.
![__seafoodplus.info]()
Yıldızın merkezindeki demir kütlesi 1,4 Güneş kütlesine ulaştığında yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ve basıncın artmasıyla demir atomlarının elektronları ve protonları birleşerek nötronlara dönüşür. Demir çekirdeğin çok daha küçük hacimli nötron çekirdeğine dönüşmesi ile üst tabakalar merkeze doğru aniden çöker. Bu çöküş sırasında sıcaklığın çok yükselmesi ile ani bir patlama meydana gelir ve çöken tabakalar patlama ile uzaya yayılır. Bu patlamaya kocayeni (süpernova) adı verilir.
Kocayeni patlaması sonrasında ağır elementler uzaya yayılır ve bu elementler daha sonraları oluşan yıldızların yapılarında yer alır. Ayrıca kocayeni patlaması sırasında yüksek enerjili serbest nötronlar yıldızın yapısındaki diğer atomlar ile birleşerek altın, platinyum, uranyum gibi az bulunan büyük yapılı elementlerin oluşumu gerçekleşir. Kocayeni patlamasının ardından geriye kalan kütle ile ilgili iki durum gerçekleşir.
1. Nötron Yıldızları: Yıldızın kütlesi Güneş kütlesi kadar ise geriye bir nötron yıldızı kalır. Bu nötron yıldızının çapı birkaç km kadar, kütlesi ise Güneş&#;in kütlesi kadardır. Bir nötron yıldızı Güneş&#;ten daha büyük kütleye sahip olmasına rağmen çapı ancak 25km yoğunluğu ise 1014 g/cm3 civarındadır.
![__seafoodplus.info]()
2. Kara Delikler: Kütlesi 15 Güneş kütlesinden fazla olan yıldızların süpernova patlaması ardından geriye kalan çekirdeğin kütle çekim kuvveti o kadar büyük olur ki tüm parçacıklar üst üste yığılır. Bu oluşuma karadelik denir.
![__seafoodplus.info]()
Yıldızlardan Yayılan Işık Yıldızların enerjisi ışıma yoluyla uzaya yayılır. Gök cisimleri hakkında edindiğimiz tüm bilgileri yıldızlardan bize ulaşan ışığı analiz ederek ediniriz. Boşlukta saniyede bin km hızla hareket eden ışık elektromanyetik dalgadır. Farklı frekans ve dalga boyunda çok çeşitli elektromanyetik dalgalar olabilir. Elektromanyetik dalgaların farklı frekans ya da dalga boylarına göre dağılımına elektromanyetik tayf denir. Güneş&#;ten görünür ışık yanında radyo dalgaları, kızıl ötesi, mor ötesi, x ve y ışınları da salınır. Bu ışınlar Güneş&#;in farklı katmanlarından salınır.
Belirli bir elementin gaz hali içinden geçirilen ışığın tayfı incelendiğinde tayf üzerinde bazı siyah çizgiler tespit edilmiştir. Tayf çizgileri adı verilen bu çizgiler her element için bir kimlik gibidir. Çünkü her element tayf üzerinde farklı tayf çizgisi oluşturur. Yıldızlardan gelen ışığın tayfı incelenerek yıldızın yapısında hangi elementler olduğunu anlaşılır.
beyaz cüceBüyük kütleli yıldızların yaşam sürecifüzyon reaksiyonlarıgezegenimsi bulutsugüneşkahverengi cücekara delikkızıl dev
nest...
Yıldız evrimi
Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan (büyük kütleliyse), trilyonlarca yıla (küçük kütleliyse) ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.
Yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı gözlenerek anlaşılamaz. Yıldızlarla ilgili değişiklikler belki yüzyılların üzerinde çok yavaş gerçekleşir. Bunun yerine astrofizikçiler yıldızların evrimini anlayabilmek için, yaşamlarının farklı noktalarındaki pek çok yıldızı gözlemlerler ve yıldız yapısınıbilgisayar simülasyonuyla görürler.
Doğumu[değiştir Füzyon reaksiyonlarının başlaması ile yıldız özelliği kazanan yıldızların bundan sonraki yaşam süreçleri yıldızın kütlesine göre farklılık gösterir. Küçük kütleli ve orta kütleli yıldızların yaşam süreci: Füzyon reaksiyonu sonucunda yıldızlar kütle kaybeder.
Yıldızların ömürleri kütle miktarına bağlıdır. Kütlesi küçük olan yıldızların ömürleri büyük olanlara göre çok daha fazladır. Kütlesi Güneş&#;in kütlesinden küçük olan bir yıldızın ömrü yaklaşık milyar yıl iken Güneş büyüklüğündeki bir yıldızın ömrü 10 milyar yıl, kütlesi 10 Güneş kütlesi kadar olan bir yıldızın ömrü ise 10 milyon yıl kadardır.
![__seafoodplus.info]()
Kızıl Dev: Kütlesi azalan yıldızın yanacak hidrojeni kalmayınca füzyon reaksiyonları içten dışa doğru kayar. Merkez yoğunluğu ve sıcaklığının artmasıyla yıldız genişlemeye başlar.
Örneğin Güneş bu genişlemeyi gerçekleştirdiğinde dış yüzeyi Dünya&#;ya kadar uzanabilir. İç basıncın artışı ile bu şekilde büyüyen yıldıza kızıl dev adı verilir.
Kızıl dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak çekirdek açığa çıkar. Bu sıcak çekirdeğin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir. Sıcak çekirdek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Çekirdeğin etrafındaki bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır. Çekirdek ise etrafa ışık vermeye devam eder. Etrafa ışık saçan bu çekirdeğe beyaz cüce denir.
Beyaz cücelerin hacmi yaklaşık Dünya&#;nın dört katı kadar, kütlesi ise Güneş kadardır. Güneş&#;in kütlesi Dünya&#;nın kütlesinin 1 milyon katı olduğuna göre beyaz cücenin yoğunluğu Dünya&#;nın yoğunluğunun yaklaşık 1 milyon katıdır. Beyaz cüce olarak son zamanlarını yaşayan yıldızın zamanla enerjisi tamamen tükenir ve artık etrafına ışık veremez hale gelir. Yıldızın bu son safhasına siyah cüce denir. Kütlesi 1 &#; 5 Güneş kütlesi kadar olan yıldızların yaşamları siyah cüce olarak son bulur.
![__seafoodplus.info]()
Yıldız olma yeterliliğine sahip olmayan yapılara kahverengi cüce denir. Kahverengi cücelerin kütleleri yaklaşık 80 Jüpiter kütlesi kadardır. Bu miktardaki kütle, füzyon reaksiyonlarını başlatamaz. Ancak yoğun ve sıcak olan kahverengi cüceler etraflarına ışık saçarlar. Tespit edilmeleri zordur.
Büyük kütleli yıldızların yaşam süreci: Büyük kütleli yıldızların kızıl dev oluşuna kadar gelişim evreleri küçük kütleli yıldızların evrelerine benzer. Ancak büyük kütleli yıldızların kızıl devi çok daha büyük olduğundan bu aşamadaki yıldıza süper dev denir.
Kocayeni: Büyük kütleli yıldızlarda iç içe füzyon reaksiyonları başlayabilir. Helyum atomlarının füzyonu ile daha ağır olan karbon, karbon atomlarının füzyonu ile oksijen, oksijen atomlarının füzyonu ile neon, neon atomlarının füzyonu ile magnezyum, magnezyum atomlarının füzyonu ile silikon, silikon atomlarının füzyonu ile demir oluşur ve süreç demir ile son bulur. Reaksiyonlar iç içe katmanlar şeklinde gerçekleşir.
![__seafoodplus.info]()
Yıldızın merkezindeki demir kütlesi 1,4 Güneş kütlesine ulaştığında yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ve basıncın artmasıyla demir atomlarının elektronları ve protonları birleşerek nötronlara dönüşür. Demir çekirdeğin çok daha küçük hacimli nötron çekirdeğine dönüşmesi ile üst tabakalar merkeze doğru aniden çöker. Bu çöküş sırasında sıcaklığın çok yükselmesi ile ani bir patlama meydana gelir ve çöken tabakalar patlama ile uzaya yayılır. Bu patlamaya kocayeni (süpernova) adı verilir.
Kocayeni patlaması sonrasında ağır elementler uzaya yayılır ve bu elementler daha sonraları oluşan yıldızların yapılarında yer alır. Ayrıca kocayeni patlaması sırasında yüksek enerjili serbest nötronlar yıldızın yapısındaki diğer atomlar ile birleşerek altın, platinyum, uranyum gibi az bulunan büyük yapılı elementlerin oluşumu gerçekleşir. Kocayeni patlamasının ardından geriye kalan kütle ile ilgili iki durum gerçekleşir.
1. Nötron Yıldızları: Yıldızın kütlesi Güneş kütlesi kadar ise geriye bir nötron yıldızı kalır. Bu nötron yıldızının çapı birkaç km kadar, kütlesi ise Güneş&#;in kütlesi kadardır. Bir nötron yıldızı Güneş&#;ten daha büyük kütleye sahip olmasına rağmen çapı ancak 25km yoğunluğu ise 1014 g/cm3 civarındadır.
![__seafoodplus.info]()
2. Kara Delikler: Kütlesi 15 Güneş kütlesinden fazla olan yıldızların süpernova patlaması ardından geriye kalan çekirdeğin kütle çekim kuvveti o kadar büyük olur ki tüm parçacıklar üst üste yığılır. Bu oluşuma karadelik denir.
![__seafoodplus.info]()
Yıldızlardan Yayılan Işık Yıldızların enerjisi ışıma yoluyla uzaya yayılır. Gök cisimleri hakkında edindiğimiz tüm bilgileri yıldızlardan bize ulaşan ışığı analiz ederek ediniriz. Boşlukta saniyede bin km hızla hareket eden ışık elektromanyetik dalgadır. Farklı frekans ve dalga boyunda çok çeşitli elektromanyetik dalgalar olabilir. Elektromanyetik dalgaların farklı frekans ya da dalga boylarına göre dağılımına elektromanyetik tayf denir. Güneş&#;ten görünür ışık yanında radyo dalgaları, kızıl ötesi, mor ötesi, x ve y ışınları da salınır. Bu ışınlar Güneş&#;in farklı katmanlarından salınır.
Belirli bir elementin gaz hali içinden geçirilen ışığın tayfı incelendiğinde tayf üzerinde bazı siyah çizgiler tespit edilmiştir. Tayf çizgileri adı verilen bu çizgiler her element için bir kimlik gibidir. Çünkü her element tayf üzerinde farklı tayf çizgisi oluşturur. Yıldızlardan gelen ışığın tayfı incelenerek yıldızın yapısında hangi elementler olduğunu anlaşılır.
beyaz cüceBüyük kütleli yıldızların yaşam sürecifüzyon reaksiyonlarıgezegenimsi bulutsugüneşkahverengi cücekara delikkızıl dev
nest...
Füzyon reaksiyonlarının başlaması ile yıldız özelliği kazanan yıldızların bundan sonraki yaşam süreçleri yıldızın kütlesine göre farklılık gösterir. Küçük kütleli ve orta kütleli yıldızların yaşam süreci: Füzyon reaksiyonu sonucunda yıldızlar kütle kaybeder.
Yıldızların ömürleri kütle miktarına bağlıdır. Kütlesi küçük olan yıldızların ömürleri büyük olanlara göre çok daha fazladır. Kütlesi Güneş&#;in kütlesinden küçük olan bir yıldızın ömrü yaklaşık milyar yıl iken Güneş büyüklüğündeki bir yıldızın ömrü 10 milyar yıl, kütlesi 10 Güneş kütlesi kadar olan bir yıldızın ömrü ise 10 milyon yıl kadardır.
Kızıl Dev: Kütlesi azalan yıldızın yanacak hidrojeni kalmayınca füzyon reaksiyonları içten dışa doğru kayar. Merkez yoğunluğu ve sıcaklığının artmasıyla yıldız genişlemeye başlar.
Örneğin Güneş bu genişlemeyi gerçekleştirdiğinde dış yüzeyi Dünya&#;ya kadar uzanabilir. İç basıncın artışı ile bu şekilde büyüyen yıldıza kızıl dev adı verilir.
Kızıl dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak çekirdek açığa çıkar. Bu sıcak çekirdeğin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir. Sıcak çekirdek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Çekirdeğin etrafındaki bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır. Çekirdek ise etrafa ışık vermeye devam eder. Etrafa ışık saçan bu çekirdeğe beyaz cüce denir.
Beyaz cücelerin hacmi yaklaşık Dünya&#;nın dört katı kadar, kütlesi ise Güneş kadardır. Güneş&#;in kütlesi Dünya&#;nın kütlesinin 1 milyon katı olduğuna göre beyaz cücenin yoğunluğu Dünya&#;nın yoğunluğunun yaklaşık 1 milyon katıdır. Beyaz cüce olarak son zamanlarını yaşayan yıldızın zamanla enerjisi tamamen tükenir ve artık etrafına ışık veremez hale gelir. Yıldızın bu son safhasına siyah cüce denir. Kütlesi 1 &#; 5 Güneş kütlesi kadar olan yıldızların yaşamları siyah cüce olarak son bulur.
Yıldız olma yeterliliğine sahip olmayan yapılara kahverengi cüce denir. Kahverengi cücelerin kütleleri yaklaşık 80 Jüpiter kütlesi kadardır. Bu miktardaki kütle, füzyon reaksiyonlarını başlatamaz. Ancak yoğun ve sıcak olan kahverengi cüceler etraflarına ışık saçarlar. Tespit edilmeleri zordur.
Büyük kütleli yıldızların yaşam süreci: Büyük kütleli yıldızların kızıl dev oluşuna kadar gelişim evreleri küçük kütleli yıldızların evrelerine benzer. Ancak büyük kütleli yıldızların kızıl devi çok daha büyük olduğundan bu aşamadaki yıldıza süper dev denir.
Kocayeni: Büyük kütleli yıldızlarda iç içe füzyon reaksiyonları başlayabilir. Helyum atomlarının füzyonu ile daha ağır olan karbon, karbon atomlarının füzyonu ile oksijen, oksijen atomlarının füzyonu ile neon, neon atomlarının füzyonu ile magnezyum, magnezyum atomlarının füzyonu ile silikon, silikon atomlarının füzyonu ile demir oluşur ve süreç demir ile son bulur. Reaksiyonlar iç içe katmanlar şeklinde gerçekleşir.
Yıldızın merkezindeki demir kütlesi 1,4 Güneş kütlesine ulaştığında yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ve basıncın artmasıyla demir atomlarının elektronları ve protonları birleşerek nötronlara dönüşür. Demir çekirdeğin çok daha küçük hacimli nötron çekirdeğine dönüşmesi ile üst tabakalar merkeze doğru aniden çöker. Bu çöküş sırasında sıcaklığın çok yükselmesi ile ani bir patlama meydana gelir ve çöken tabakalar patlama ile uzaya yayılır. Bu patlamaya kocayeni (süpernova) adı verilir.
Kocayeni patlaması sonrasında ağır elementler uzaya yayılır ve bu elementler daha sonraları oluşan yıldızların yapılarında yer alır. Ayrıca kocayeni patlaması sırasında yüksek enerjili serbest nötronlar yıldızın yapısındaki diğer atomlar ile birleşerek altın, platinyum, uranyum gibi az bulunan büyük yapılı elementlerin oluşumu gerçekleşir. Kocayeni patlamasının ardından geriye kalan kütle ile ilgili iki durum gerçekleşir.
1. Nötron Yıldızları: Yıldızın kütlesi Güneş kütlesi kadar ise geriye bir nötron yıldızı kalır. Bu nötron yıldızının çapı birkaç km kadar, kütlesi ise Güneş&#;in kütlesi kadardır. Bir nötron yıldızı Güneş&#;ten daha büyük kütleye sahip olmasına rağmen çapı ancak 25km yoğunluğu ise 1014 g/cm3 civarındadır.
2. Kara Delikler: Kütlesi 15 Güneş kütlesinden fazla olan yıldızların süpernova patlaması ardından geriye kalan çekirdeğin kütle çekim kuvveti o kadar büyük olur ki tüm parçacıklar üst üste yığılır. Bu oluşuma karadelik denir.
Yıldızlardan Yayılan Işık Yıldızların enerjisi ışıma yoluyla uzaya yayılır. Gök cisimleri hakkında edindiğimiz tüm bilgileri yıldızlardan bize ulaşan ışığı analiz ederek ediniriz. Boşlukta saniyede bin km hızla hareket eden ışık elektromanyetik dalgadır. Farklı frekans ve dalga boyunda çok çeşitli elektromanyetik dalgalar olabilir. Elektromanyetik dalgaların farklı frekans ya da dalga boylarına göre dağılımına elektromanyetik tayf denir. Güneş&#;ten görünür ışık yanında radyo dalgaları, kızıl ötesi, mor ötesi, x ve y ışınları da salınır. Bu ışınlar Güneş&#;in farklı katmanlarından salınır.
Belirli bir elementin gaz hali içinden geçirilen ışığın tayfı incelendiğinde tayf üzerinde bazı siyah çizgiler tespit edilmiştir. Tayf çizgileri adı verilen bu çizgiler her element için bir kimlik gibidir. Çünkü her element tayf üzerinde farklı tayf çizgisi oluşturur. Yıldızlardan gelen ışığın tayfı incelenerek yıldızın yapısında hangi elementler olduğunu anlaşılır.
beyaz cüceBüyük kütleli yıldızların yaşam sürecifüzyon reaksiyonlarıgezegenimsi bulutsugüneşkahverengi cücekara delikkızıl dev