Yıldızların Yapısı ve Evrimi

(1)

Yıldızların Yapısı ve Evrimi

(2)

Anakola Geliş Zamanı

Kütle (M_Θ) SYAK’a geliş zamanı (yıl)

(3)

(4)

(5)

(6)

(7)

Anakolda Yaşam Süresi

2 10 10 2.5 3.5 ( ) 0.007 10 10 ( ) 0.10 MS M M f Mc t ıl M y L L L L M f − ⋅ ⋅ ≅ ≅ ≅ ∝ =  

(8)

(9)

(10)

(11)

Anakol Yaşam Süresi

Kütle (MΘ) Işıtma(LΘ) Teff (K) Yarıçap (RΘ) MS Yaşam Süresi

(12)

Anakol Yaşam Süresi

Kütle

(M_Θ) Sıcaklık T_eff(K) Tayf Türü Işıtma (L_Θ) Anakol Yaşam süresi (yıl)

(13)

Elementlerin Yanma Süresi (25 M

_Θ

)

Yanma evresi Çekirdek

sıcaklığı(K) Çekirdek Yoğ. (gr/cm3) Yanma_Süresi

Hidrojen 4*107 ₅ _7*106 _yıl Helyum 2*108 _7*102 _7*105 _yıl Karbon 6*108 _2*105 _{600 yıl} Neon 1.2*109 _4*106 _{1 yıl} Oksijen 1.5*109 _1*107 _{6 ay} Silikon 2.7*109 _3*107 _{1 gün}

Çek. büzülmesi 5.4*109 _3*109 _{0.25 saniye}

Çek. toplanması 2.3*1010 _4*1012 _milisaniye

Patlama

(süpernova ~10

(14)

(15)

Kütle sınırını ise

Eddington limiti

belirler. MQ>90 olan yıldızlar kararlı

olamazlar.

Ana Kol Yıldızları

4 cG

L π M

κ

=

Yıldızlar ana kol boyunca H yakarlar.

Kütlesi 0.08 M_Θ’den küçük olan yıldızlar yakamaz. Merkezlerinde o sıcaklığa

(16)

Evren ve Yıldızların Yaşı

~ 0.00006 yıldız evren t t ~ 900 yıldız evren t t

Büyük patlama 13.7 yıl önce oldu. Galaksilerin oluşumu 1 milyar yıldan daha az sürdü. O

nedenle yıldızların

oluşumu en az 13 milyar yıldır sürüyor. Mavi-sıcak yıldızlar çok gençtir.

Kırmızı cüceler ise büyük patlamadan hemen

(17)

(18)

Konveksiyon

Konveksiyonun evrim açısından en önemli sonucu plazmayı sürekli karıştırarak

bolluğun homojen yayılmasını

sağlamasıdır. Merkezi bölgesi konvektif olan yıldızlar tüm hidrojenlerini (yaklaşık %70) yakıt olarak kullanabilirler. Işımasal olanlar ise sadece hidrojenlerinin %10’nu yakıt olarak kullanırlar.

(19)

(20)

(21)

(22)

(23)

(24)

(25)

(26)

Enerji Üretimi

Sıcaklık nerede yüksek ise nükleer tepkime oranı o denli yüksektir. Enerjinin çoğu

Güneş merkezinde üretilmez, çünkü, 1. r yarıçapındaki kabukta kütle miktarı,

dr r

dM = 4π 2ρ

Eğer sabit yoğunluğu düşünürsek büyük r’de kütle miktarı da büyük olur. 2. Merkezde H

(27)

Ana Kolda İçyapı

0<Z<0.03 arasında değişir. Hidrojen

yavaş yandığı için yıldızın içyapısı da yavaş değişir.

Merkezi sıcaklığın ve yoğunluğun nasıl

değiştiğine dikkat

(28)

(29)

(30)

(31)

(32)

Yarıçapın Değişimi

Yıldız

merkezinde Helyum

bolluğunun

(33)

(34)

(35)

Küçük Kütleli Yıldızlar

•Kırmızı cüceler: Kütlesi M<0.4 M_Θ

•İçyapıları tamamen konvektif, H ve He homojen olarak dağılmış

•Hidrojenini çok yavaş yakar

•Helyum çekirdeği hiçbir zaman oluşmaz ve helyumunu yakamaz.

•Anakolda belki 100 milyar yıldan daha fazla yaşayabilir.

(36)

Ana Kol Bandı

H g m kT P µ ρ = 2 3 4 4 3 r L T ac dr dT _r π κρ − = 4 cG L π M κ =

(37)

Metal Oranının Etkisi....

Eğer z büyük ise o zaman donukluk ve OMA artar.

Donukluk OMA’ya göre çok daha fazla artar işte bu yüzden ışıtma azalır ve

Stefan-Boltzmann yasasına göre

(38)