Azərbaycanca
Deutsch
日本語
Lietuvos
සිංහල
Türkçe
Українська
United State
Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan moleküler bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır elementlerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar.
Moleküler bulutların çökmesi
Bir yıldızın oluşumu, bir moleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir süpernovanın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütle çekimsel bir kararsızlık ile başlar. Jeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütle çekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
Bulut çöktükçe, Bart damlacığı adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütle çekimsel enerji ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur. Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. Kütle çekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.
İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da (Herbig Ae/Be yıldızları) denir. Bu yenidoğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtır ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşturur.
Düşük kütleli ve yüksek kütleli yıldız oluşumu
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 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. 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana dizide kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.
Kaynakça
- ^ P. R. Woodward (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics. Cilt 16. ss. 555-584. 24 Eylül 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 28 Nisan 2022.
- ^ Seligman, Courtney. . 30 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Eylül 2006.
- ^ J. Bally, J. Morse, B. Reipurth (1996). Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier (Ed.). The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks. Space Telescope Science Institute. s. 491. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 14 Temmuz 2006.
- ^ B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. Cilt 574. ss. 412-425.[]
- ^ C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. Cilt 61 (2 bas.). ss. 251-259. 5 Ekim 2018 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 6 Şubat 2021.
- ^ . Royal Greenwich Observatory. 30 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2006.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Yildizlar uzayda bulunan yuksek yogunlukta yine de dunya uzerindeki bir vakum odasindan daha az yogun olan genis bolgelerden olusan molekuler bulutlarin icinde olusur Bu bulutlar cogunlukla hidrojenden ve 23 28 helyum ile az miktarda daha agir elementlerden ibarettir Icinde yildiz olusan bu tur bir bulutsuya ornek Orion bulutsusudur Bu bulutlardan buyuk yildizlar olustukca icinde bulunduklari bulutlari guclu bir sekilde isiklandirip iyonlastirirlar ve bir H II bolgesi yaratirlar Molekuler bulutlarin cokmesiHubble Uzay Teleskobu fotografi Kartal Bulutsusu nda yildiz olusum bolgesi Bir yildizin olusumu bir molekuler bulutun icinde olusan ve siklikla bir supernovanin buyuk yildiz patlamalari ya da iki gokadanin carpismasindan olusan sok dalgalarinin tetikledigi kutle cekimsel bir kararsizlik ile baslar Jeans Kararsizligi kriterlerini saglayacak kadar bir madde yogunluguna erisen bolge kendi kutle cekimsel kuvveti altinda cokmeye baslar Yogun bir molekuler bulut icerisinde bir yildizin dogusunun bir ressam tarafindan tasviri NASA resmi Bulut coktukce Bart damlacigi adi verilen yogun toz ve gazdan olusan ayrik kumelenmeler olusur Bunlarin icinde 50 gunes kutlesine kadar madde bulunabilir Yuvar coktukce ve yogunluk arttikca kutle cekimsel enerji isiya donusur ve sicaklik artar Onyildiz bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklastiginda bulutun merkezinde bir onyildiz olusur Bu ana dizi oncesi yildizlar genelde bir ongezegen diskiyle cevrelenmistir Kutle cekimsel buzulme donemi 10 15 milyon yil kadar surer Iki gunes kutlesinden az kutleye sahip genc yildizlara T Tauri yildizi daha yuksek kutleye sahip olan yildizlara da Herbig Ae Be yildizlari denir Bu yenidogan yildizlar donme eksenleri boyunca gaz fiskirtir ve Herbig Haro nesnesi denen kucuk bulutcuklar olusturur Dusuk kutleli ve yuksek kutleli yildiz olusumuHer yildiz surekli olarak gazin uzaya akmasina neden olan bir yildiz ruzgari uretir Yildizlarin cogu icin kaybedilen kutle miktari kayda deger degildir Gunes her yil 10 14 gunes kutlesi kadar ya da tum hayati boyunca kutlesinin 0 01 i kadar bir kutle kaybeder Ancak cok buyuk yildizlar gelisimlerini onemli derecede etkileyecek olan 10 7 ile 10 5 gunes kutlesi arasinda madde kaybeder 50 gunes kutlesinden daha buyuk bir kutle ile baslayan yildizlar ana dizide kaldiklari surece toplam kutlelerinin yarisini kaybedebilir Kaynakca P R Woodward 1978 Theoretical models of star formation Annual review of astronomy and astrophysics Cilt 16 ss 555 584 24 Eylul 2019 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 28 Nisan 2022 Seligman Courtney 30 Temmuz 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 5 Eylul 2006 J Bally J Morse B Reipurth 1996 Piero Benvenuti F D Macchetto and Ethan J Schreier Ed The Birth of Stars Herbig Haro Jets Accretion and Proto Planetary Disks Space Telescope Science Institute s 491 11 Ekim 2007 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 14 Temmuz 2006 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link B E Wood H R Muller G P Zank J L Linsky 2002 Measured Mass Loss Rates of Solar like Stars as a Function of Age and Activity The Astrophysical Journal Cilt 574 ss 412 425 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link olu kirik baglanti C de Loore J P de Greve H J G L M Lamers 1977 Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind Astronomy and Astrophysics Cilt 61 2 bas ss 251 259 5 Ekim 2018 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 6 Subat 2021 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Royal Greenwich Observatory 30 Eylul 2007 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 7 Eylul 2006