Dev yıldızlar, benzer yüzey sıcaklığına sahip bir anakol yıldızından çok daha büyük yarıçapa ve parlaklığa sahip dev yıldızlardır.
Anakol yıldızları, hidrojen ve helyumdan oluşan karışık bir çekirdeğe sahiptir. Dev yıldızların bir helyum çekirdeği veya hatta karbon gibi daha ağır elementleri vardır. Bunun nedeni, dev yıldızların hidrojen yakıtlarının önemli bir bölümünü tüketmeye başlamasıdır.
Dev Yıldızlar ve Özellikleri Nelerdir?
Dev faz, 0,4'ten fazla güneş kütlesine sahip her yıldız için kaçınılmazdır. 0,4 ila 0,5 güneş kütlesi arasındaki yıldızlar yaşlandıkça çekirdeklerinde helyum biriktirir ve sonunda saf bir helyum çekirdeği oluşur, ancak helyumu kaynaştıracak basınç ve sıcaklıktan yoksundurlar. Çekirdeğin büyük yerçekimi hidrojeni üzerine sıkıştırırken, çekirdeğin çevresindeki hidrojen, hızlı füzyon aktivitesine sahip bir kabuk oluşturur. Yıldızın boyutu genişler ve çok daha dağınık hale gelir.
Not: Güneş beş milyar yıl sonra kırmızı bir deve dönüştüğünde, yüzeyi bugünkü Dünya yörüngesine ulaşacak.
0,5'ten fazla güneş kütlesine sahip yıldızlar, helyum çekirdeklerini üçlü alfa işlemi yoluyla oksijen ve karbona kaynaştırabilir. Ateşlemeden önce çekirdeğin 108 K sıcaklığa ulaşması gerekmesine rağmen, bu, çekirdeği genişleten ve hidrojen oluşturan kabuktaki basıncı azaltan bir enerji bolluğu yaratır. Füzyon reaksiyonlarını yavaşlatır ve ters bir şekilde yıldızın boyutunu ve sıcaklığını azaltır. Bu nedenle daha büyük kütleli bir yıldız, daha az kütleli olandan daha az parlaktır. Bu tür yıldızlar, spektral tipe karşı parlaklık grafiğinde yatay bir çizgi oluşturdukları için sözde yatay dala aittirler.
8 güneş kütlesinden az, ancak 0,5'ten fazla olan yıldız, çekirdeğinde karbon biriktirir ve helyumu ekstra çekirdek bir zarf üzerinde eritmeye başlar. Helyum füzyonu ev sahibi yıldızını hızlandırıp şişirdikçe, "asimptotik dev bir dal" veya "AGB Yıldızı" haline gelir. Bunlar süperdev ve hiperdev yıldızlar yaratabilir.
8'den fazla güneş kütlesine sahip yıldızlarda, çekirdekler demirle birleşir. Böyle bir yıldız, 1.44'ten fazla güneş kütlesine sahip bir demir çekirdek oluşturursa, çekirdek çökmesi başlar. Yüksek basınç ve sıcaklık altında birbirini itemeyen demir çekirdeklerin etrafındaki karşılıklı olarak iten elektron kabukları, bir şehir büyüklüğündeki devasa bir atom çekirdeğinde sıkıca bir araya getirilmiş nötronlardan oluşan nötronyum adı verilen başka bir madde haline kaynaşmaya başlar.
Çekirdekteki füzyon reaksiyonları durduğunda yıldız kendi çekimine karşı koyacak kadar enerji üretemez ve çöker. Hafif elementler içe doğru düşerken, neredeyse sıkıştırılamaz nötronyum çekirdeğinden sekerler. Geri tepme, yıldızın mantosunu saatte binlerce mil hızla uzaya göndermek için yeterlidir. Bu olaya süpernova denir ve demirden daha ağır elementler oluşur. Ayrıca gerisi, yıldız kalıntısı veya nötron yıldızı olarak bilinen şeydir. Maddesinin bir çay kaşığı iki milyon ton ağırlığındadır.
Yorum Gönder