Sarı cüce

Sarı cüce yıldız veya G-tipi anakol yıldızı, yıldız sınıfı G ve aydınlatma gücü V olan anakol yıldızlarıdır. Bu tür yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 1,2 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve ortalama sıcaklıkları 5.300-6.000 °K arasındadır.^[1] Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler. Güneş, G-tipi anakol yıldızları arasında en çok bilinenidir. Güneş her saniyede bir yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürerek füzyon nükleer enerjisi üretmektedir.^[2] Bilinen diğer G-tipi yıldızlar Alpha Centauri A, Tau Ceti ve 51 Pegasi'dir.^[3]^[4]^[5]

Özellikleri

Hidrojeni helyuma dönüştüren çekirdeğinde helyum birikmeye başlar. Helyum çekirdeği, üzerindeki maddeyi daha fazla çekmeye başlar. Helyum çekirdeğin etrafındaki hidrojen kabuğu her zaman olduğundan daha fazla sıkışır ve ısınır, bu yüksek ısınma hidrojenin olduğundan daha yüksek şiddette füzyon tepkimesi yapmasına ve dolayısıyla daha çok enerjinin, ısının açığa çıkmasına sebep olur. Kabuktaki çekirdeğin sıkıştırmasından dolayı gerçekleşen bu tepki çok kısa bir sürede olur. Yıldız bir anda çok fazla ısınır ve genişler. Parlaklığı 1.000 ile 100.000 kat arası artar.

Çekirdeğin etrafındaki kabuğun ani tepkimelerle şişirdiği yıldız kırmızı dev formunun ilk aşamasına ulaşmıştır. Hidrojen kabuğunun şişirmesinden dolayı geldiği bu hali yaklaşık bir milyar yıl sürer.

Kırmızı devin helyum çekirdeğinin etrafındaki hidrojen kabuğu çok yüksek şiddette tepkime verdiği için çekirdek gittikçe ısınır. Madde birikmesi olduğu için kabuk daha da sıkıştıracaktır, dolayısıyla çekirdek helyum füzyonu yapacak ısıya ulaşır. Şimdiye kadarki süreçte sadece hidrojen helyuma dönüşüyordu, fakat bu aşamadan sonra helyum karbona dönüşecek ve yıldız daha çok enerji kazanmış olacak. Çekirdekte helyum füzyonu oldukça yıldız daha da şişmeye başlar. Bu durum 100 milyon yıl kadar sürer ve artık çekirdekte karbon vardır, onun etrafında helyum kabuğu, üstlerde ise hidrojen. Karbon çekirdeğinin etrafındaki helyum kabuğu da tıpkı daha önceki hidrojen kabuğu gibi füzyon yapmaya başlar ve kırmızı dev en parlak anına ulaşır. Bu süre 1 milyon yıl kadar sürer. Orta yıldızlar karbon füzyonu başlatamazlar ve helyumlar karbona dönüşünce ölürler.

Öldüklerinde çekirdek beyaz cüce olarak kalır, çoğunlukla elektron dejenere maddeden ve karbondan oluşmuştur. Beyaz cüceler uzaydaki dünya boyutlarında elmaslardır. Çekirdeğin dışındaki gaz ise dağılarak bulutsu halini alır. 1,4 Güneş kütlesinden küçük kütleye sahiptirler. Buna Chandrasekhar limiti denir. Evrendeki yıldızların %90’ı bu sona sahip olacak, Güneş de dahil. Dünya’nın atmosferinin dağılmasına ve suyun buharlaşmasına sebep olacak.

Yıldızların Ölümü

Yıldız Kütlesi	Yarıçap	Yoğunluk	Son Ürün
M_yıldız< 0,08 M_güneş		10-10³ gr/cm³	Kahverengi cüce
0,08 M_güneş< M_yıldız < 1,44 M_güneş	7000 km	10⁶ gr/cm³	Beyaz cüce, soğuduktan sonra kara cüce
~1,35 M_güneş< M_yıldız <~2,1 M_güneş	10-20 km	8x10¹³-2x10¹⁵ gr/cm³	Nötron yıldızı
M_yıldız > ~3 M_güneş	4 km	>10¹⁶ gr/cm³	Kara delik

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ Empirical bolometric corrections for the main-sequence 17 Temmuz 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heintze, Astronomy and Astrophysics Supplement 46 (Kasım 1981), pp. 193–237.
^ Why does the Sun shine? 9 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Barbara Ryden, Astronomy 162, Ohio State University.
^ Alpha Centauri A 28 Nisan 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., SIMBAD query result. 14 Nisan 2016 tarihinde erişilmiştir.
^ Tau Ceti 28 Nisan 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., SIMBAD query result. 14 Nisan 2016 tarihinde erişilmiştir.
^ 51 Pegasi 28 Nisan 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., SIMBAD query result. 14 Nisan 2016 tarihinde erişilmiştir.

Yıldız ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz.

[hh-1] Empirical bolometric corrections for the main-sequence 17 Temmuz 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heintze, Astronomy and Astrophysics Supplement 46 (Kasım 1981), pp. 193–237.

[2] Why does the Sun shine? 9 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Barbara Ryden, Astronomy 162, Ohio State University.

[3] Alpha Centauri A 28 Nisan 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., SIMBAD query result. 14 Nisan 2016 tarihinde erişilmiştir.

[4] Tau Ceti 28 Nisan 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., SIMBAD query result. 14 Nisan 2016 tarihinde erişilmiştir.

[5] 51 Pegasi 28 Nisan 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., SIMBAD query result. 14 Nisan 2016 tarihinde erişilmiştir.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]