Astronomi

Hayashi pistindeki proto yıldızlar küçüldükçe neden kararıyor?

Hayashi pistindeki proto yıldızlar küçüldükçe neden kararıyor?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Hayashi pistindeki proto yıldızlar küçüldükçe neden kararıyor?

Benim beklentim, temas ettikçe daha sıcak ve parlak olacakları. Bu neden yanlış?


Hayashi pisti neredeyse sabit bir etkin sıcaklığa sahiptir. Ön ana dizi yıldızı (protostar değil), onun neden olduğu yerçekimi potansiyel enerjisinin serbest bırakılmasıyla çalışır. kasılma.

Eğer yıldız sabit etkin sıcaklıkta küçülüyorsa, o zaman tabii ki parlaklığı ($propto R^2 T^4$) azalır.

Belki de sorunuz şudur: PMS yıldızları neden sabit sıcaklıkta büzülür? Başka bir deyişle, Hayashi izi neden İK diyagramında neredeyse dikey? Bunun cevabı, ilgili Wikipedia sayfasında biraz ayrıntılı olarak verilmiştir ve düşük kütleli PMS yıldızlarının tamamen konvektif olmaları ve H- iyonlarının baskın olduğu atmosferik opaklığa sahip olmaları gerçeğinden kaynaklanmaktadır.


ASTR 102 Bölüm 6- Teleskoplar- Keşif Portalları

Işığın odaklanması ile ilgili aşağıdaki ifadelerden hangisi doğru değildir?

A) Sağlıklı bir gözde ışık retinaya odaklanır.

B) Film kamerada odak düzlemine yerleştirilmelidir.

C) Odak düzleminde oluşmamış bir görüntüye bakmaya çalışırsanız bulanık olacaktır.

D) Yansıtıcı bir teleskopun odak düzlemi her zaman birincil aynanın birkaç inç içinde bulunur.

D) Yansıtıcı bir teleskopun odak düzlemi her zaman birincil aynanın birkaç inç içinde bulunur.

İki yıldızın açısal ayrımının, gözlerinizin açısal çözünürlüğünden daha küçük olduğunu varsayalım. Yıldızlar gözlerinize nasıl görünecek?

A) Bu iki yıldızı hiç göremeyeceksiniz.

B) İki yıldız tek bir ışık noktası gibi görünecektir.

C) İki yıldız birbirine değiyormuş gibi görünecek, daha çok küçük bir dambıl gibi görünecek.

D) İki ayrı yıldız göreceksiniz.

E) İki yıldızdan sadece büyüğünü göreceksiniz, küçüğünü değil.

B) İki yıldız tek bir ışık noktası gibi görünecektir.

Aşağıdakilerden hangisi CCD'lerin fotoğraf filmine göre başlıca avantajlarından biridir?

A) CCD'ler uzun pozlamalara (örneğin, dakikalar veya saatler) izin verir ve film vermez.

B) CCD'ler astronomik nesnelerin renklerini doğru bir şekilde kaydedebilirken film yapamaz.

C) CCD'ler gelen fotonların filmden çok daha yüksek bir yüzdesini yakalar.

D) CCD'lerle kaydedilen görüntüler hiçbir zaman görüntü işleme gerektirmezken, genellikle filmle kaydedilen görüntüler
yapmak.

E) CCD'ler modern teleskoplara kameralardan daha kolay takılabilir.

C) CCD'ler gelen fotonların filmden çok daha yüksek bir yüzdesini yakalar.

Görünür ışığın fotonlarını algılama verimliliğini artırma sırasına göre aşağıdakileri sıralayın.

A) göz, fotoğraf filmi, CCD

B) fotoğraf filmi, CCD, göz

C) CCD, göz, fotoğraf filmi

D) CCD, fotoğraf filmi, göz

E) göz, CCD, fotoğraf filmi

A) göz, fotoğraf filmi, CCD

Aşağıdaki ifadelerden hangisi teleskopların göze göre iki temel avantajını en iyi şekilde tanımlar?

A) Teleskoplar çok daha iyi açısal çözünürlükle çok daha fazla ışık toplayabilir.

B) Teleskoplar çok daha fazla büyütme ile çok daha fazla ışık toplayabilir.

C) Teleskoplar çok daha fazla büyütme ve daha iyi açısal çözünürlüğe sahiptir.

D) Teleskoplar daha fazla ışık toplar ve parlamadan etkilenmez.

E) Teleskoplar görüntüde bozulma olmadan daha uzağı görebilir ve daha doğru renkler kaydedebilir.

A) Teleskoplar çok daha iyi açısal çözünürlükle çok daha fazla ışık toplayabilir.

Şu anda, en büyük optik teleskop aynalarının çapı

Bir teleskopun kırınım sınırı ile ne demek istiyoruz?

A) Herhangi bir teleskopun yapılabileceği maksimum boyuttur.

B) Teleskobun görebileceği en uzak mesafeyi tanımlar.

C) Teleskop ile çekilen görüntüler için maksimum pozlama süresini tanımlar.

D) Teleskobun mükemmel optik kalite ile ve atmosferik bozulma olmadan elde edebileceği en iyi açısal çözünürlüktür.

D) Teleskobun mükemmel optik kalite ile ve atmosferik bozulma olmadan elde edebileceği en iyi açısal çözünürlüktür.

Aşağıdakilerden hangisi yalnızca görüntüleme kullanan bir gözlemle ölçülemez?

A) Değişen bir yıldızın parlama ve kararma hızı

B) yıldızlararası bir gaz bulutunun genel şekli

D) Gökyüzümüzdeki bir yıldızın parlaklığı

E) Yakındaki bir yıldız kümesindeki parlak yıldızların sayısı

A) Değişen bir yıldızın parlama ve kararma hızı

Aşağıdakilerden hangisi yalnızca spektroskopi kullanan bir gözlemle belirlenemez?

A) uzak bir yıldızın kimyasal bileşimi

B) uzak bir galaksinin bizden uzaklaşma hızı

C) uzak bir yıldızın yüzey sıcaklığı

D) Uzak bir yıldızın dönüş hızı

E) uzak bir galaksinin büyüklüğü

E) uzak bir galaksinin büyüklüğü

Spektral çözünürlük ne demek?

A) Elektromanyetik spektrumun farklı bölümlerinde bir cismin ne kadar enerji yaydığının bir ölçüsüdür.

B) İki spektral çizginin ne kadar yakın ayırt edilebileceğinin bir ölçüsüdür.

C) İki nokta kaynağın ne kadar yakın ayırt edilebileceğinin bir ölçüsüdür.

D) Farklı dalga boylarında çalışan teleskoplara uygulandığında açısal çözünürlük ile aynıdır.

B) İki spektral çizginin ne kadar yakın ayırt edilebileceğinin bir ölçüsüdür.

Aşağıdaki çalışmalardan hangisi bir zamanlama deneyi için en uygundur?

A) Farklı yıldızların kimyasal bileşimlerinde nasıl farklılık gösterdiğini incelemek

B) belirli bir yıldızın parlaklığının sabit mi yoksa değişken mi olduğunu incelemek

C) Güneş sisteminin yaşının belirlenmesi

D) Uzaktaki bir yıldızın dönüş hızının ölçülmesi

E) Big Bang'den bu yana geçen süreyi tahmin etmek

B) belirli bir yıldızın parlaklığının sabit mi yoksa değişken mi olduğunu incelemek

X-ışını teleskoplarıyla çekilen görüntüler için aşağıdakilerden hangisi her zaman doğrudur?

A) Her zaman çok güzeldirler.

B) Her zaman mümkün olan en yüksek açısal çözünürlükle görüntülenirler.

C) Olayları görmek için her zaman yararlıdırlar.

D) Her zaman yanlış renkte görüntülenirler.

E) Görüntülerde her zaman kuzey yukarı bakacak şekilde görüntülenirler.

D) Her zaman yanlış renkte görüntülenirler.

Gökbilimciler ışık kirliliğinden ne anlıyor?

A) Hafif kirlilik, ağır sanayinin aksine hafif sanayinin neden olduğu kirliliği ifade eder.

B) Işık kirliliği, yaygın sokak lambalarından yayılan zararlı gazları ifade eder.

C) Işık kirliliği, gökyüzünü aydınlatan ve astronomik gözlemleri engelleyen insan faaliyetleri için kullanılan ışığı ifade eder.

D) Işık kirliliği, büyük gözlemevlerinde kullanılması gereken ve astronomların gözlerinin karanlığa uyum sağlamasını zorlaştıran ışıkları ifade eder.

E) Işık kirliliği, gündüz yıldızların görülmesini imkansız hale getiren güneş ışığının diğer adıdır.

C) Işık kirliliği, gökyüzünü aydınlatan ve astronomik gözlemleri engelleyen insan faaliyetleri için kullanılan ışığı ifade eder.

Yıldızların parlamasına neden olan nedir?

A) Yıldızlara özgüdür - parlaklıkları genişledikçe ve küçüldükçe değişir.

B) Atmosferin absorpsiyonundaki değişiklikler

C) yıldızın görüş hattı boyunca yıldızlararası gaz tarafından değişken absorpsiyon

D) Atmosferdeki çalkantılı katmanlar tarafından ışık ışınlarının bükülmesi

E) İnsan gözünün soluk cisimleri görememesi

D) Atmosferdeki çalkantılı katmanlar tarafından ışık ışınlarının bükülmesi

Adaptif optiğin amacı nedir?

A) Uzayda teleskopların açısal çözünürlüğünü iyileştirmek

B) Yerdeki teleskoplar için atmosferik türbülansın bozucu etkilerini ortadan kaldırmak

C) Yerdeki teleskopların toplanma alanını artırmak

D) Yerdeki teleskopların büyütmesini artırmak

E) Birkaç küçük teleskopun tek bir büyük teleskop gibi birlikte çalışmasına izin vermek

B) Yerdeki teleskoplar için atmosferik türbülansın bozucu etkilerini ortadan kaldırmak

Yapay yıldız nedir?

A) Atmosferik dalgalanmaları izlemek amacıyla bir lazer tarafından Dünya'nın atmosferinde oluşturulan bir ışık noktası

B) Dünya yörüngesinde dönen bir uydu

D) Evrendeki olası bir karanlık madde kaynağı

E) ikili yıldız sisteminin görünmeyen üyesi

A) Atmosferik dalgalanmaları izlemek amacıyla bir lazer tarafından Dünya'nın atmosferinde oluşturulan bir ışık noktası

Aşağıdakilerden hangisi uzak dağ zirvelerine gözlemevleri yerleştirmek için iyi bir neden değildir?

A) Işık kirliliğini azaltmak

B) Işık bozulmasını azaltmak

C) Işık emilimini azaltmak

D) Radyo dalga boylarında gözlem yapabilmek

E) Kızılötesi dalga boylarında gözlem yapabilmek

D) Radyo dalga boylarında gözlem yapabilmek

Gökbilimciler elektromanyetik spektrumda gözlem yapmak için neden farklı teleskop tasarımlarına ihtiyaç duyarlar?

A) Yeni teleskoplar, verimliliklerini artırmak için yeni teknolojiyi içerir.

B) Teleskoplar, daha kısa dalga boylarında atmosferin daha fazla bozulmasına uyum sağlamak zorundadır.

C) Farklı enerjideki fotonlar farklı davranır ve farklı toplama stratejileri gerektirir.

D) Işık kirliliği, radyo dalga boylarında görünür dalga boylarından daha kötüdür.

E) Gökbilimciler ve mühendisler, yeni teleskop tasarımları yapmanın zorluğundan zevk alırlar.

C) Farklı enerjideki fotonlar farklı davranır ve farklı toplama stratejileri gerektirir.

Aşağıdakilerden hangisi Hubble Uzay Teleskobunun yer tabanlı teleskoplara göre avantajlarından biri değildir?

A) Yıldızlara daha yakındır.

B) Yıldızlar uzaydan bakıldığında parlamazlar.

C) Görünür ışığın yanı sıra kızılötesi ve ultraviyole ışığı da gözlemleyebilir.

D) Kötü hava koşulları nedeniyle asla kapanmak zorunda değildir.

E) Yerdeki gözlemciler onu günün herhangi bir saatinde kullanabilirler (yani sadece geceleri değil).

A) Yıldızlara daha yakındır.

Aşağıdaki dalga boyu bölgelerinden hangisi yerdeki teleskoplarla incelenemez?

Bu dalga boyunda çalışan teleskoplar, soluk astronomik nesneleri gözlemlemek için soğutulmalıdır.

Hangi dalga boyu aralığında akım veya planlanmış bir uzay gözlemevi yoktur?

Dünyadaki en büyük teleskoplar elektromanyetik spektrumun hangi bölümünde çalışır?

İnterferometri tekniği neye izin verir?

A) İki veya daha fazla teleskopun toplam ışıktan çok daha büyük bir toplam ışık toplama alanı elde etmesini sağlar.
bireysel teleskopların toplama alanı.

B) İki veya daha fazla teleskopun, herhangi bir teleskoptan çok daha büyük olan tek bir teleskopun açısal çözünürlüğünü elde etmesini sağlar.

C) Yıldızların kimyasal bileşimini belirlememizi sağlar.

D) Gökbilimcilerin ışık kirliliğinden etkilenmeden astronomik gözlemler yapmalarını sağlar.

E) Aynı teleskobun hem radyo dalgalarıyla hem de görünür ışıkla görüntü oluşturmasını sağlar.

B) İki veya daha fazla teleskopun, herhangi bir teleskoptan çok daha büyük olan tek bir teleskopun açısal çözünürlüğünü elde etmesini sağlar.

Radyo interferometri tarafından oluşturulan en büyük etkili teleskop,

A) Porto Riko'da doğal bir çöküntü içinde birkaç futbol sahası.

B) New Mexico çöllerinde onlarca mil ötede.

C) New Mexico eyaleti.

D) Kıta Amerika Birleşik Devletleri.

İnterferometri ilk olarak hangi dalga boyu aralığında rutin olarak kullanıldı?

Aşağıdakilerden hangisi bir teleskopun odak düzlemi ile ne demek istediğimizi en iyi şekilde tanımlar?

A) Teleskobun birincil merceğinin veya aynasının üst yüzeyidir.

B) Film veya elektronik detektör monte edersek, teleskopla görüntülenen bir nesnenin net (bulanık olmayan) görüntüsünü alabileceğimiz yerdir.

C) Teleskobun birincil merceğinin veya aynasının alt yüzeyidir.

D) Teleskobun görüş alanındaki nesneleri görmek için bakacağınız mercek üzerindeki merceğin yüzeyidir.

B) Film veya elektronik detektör monte edersek, teleskopla görüntülenen bir nesnenin net (bulanık olmayan) görüntüsünü alabileceğimiz yerdir.

Açısal çözünürlük neyi ölçer?

A) Teleskobun görebildiği en küçük özelliklerin açısal boyutu

B) görüntünün parlaklığı

D) Bir görüntünün yakaladığı elektromanyetik dalgaların sayısı

A) Teleskobun görebildiği en küçük özelliklerin açısal boyutu

İnsan gözünün açısal çözünürlüğü nedir?

B) yaklaşık 1 arksaniye (bir derecenin 1/3600'ü)

C) yaklaşık 1 yay dakikası veya bir derecenin 1/60'ı

C) yaklaşık 1 yay dakikası veya bir derecenin 1/60'ı

A) Görüntü yapmak için fotoğraf filmi yerine kullanılabilen elektronik bir dedektördür.

B) Dünyanın en büyük çalışan teleskopunun kısaltmasıdır.

C) Teleskopa bağlanabilen her türlü aleti ifade eder.

D) Gökbilimciler tarafından açısal çözünürlüğü ölçmek için kullanılan bir birimdir.

A) Görüntü yapmak için fotoğraf filmi yerine kullanılabilen elektronik bir dedektördür.

Aşağıdaki ifadelerden hangisi teleskopların göze göre iki temel avantajını en iyi şekilde tanımlar?

A) Teleskoplar çok daha iyi açısal çözünürlükle çok daha fazla ışık toplayabilir.

B) Teleskoplar çok daha fazla büyütme ile çok daha fazla ışık toplayabilir.

C) Teleskoplar daha fazla ışık toplar ve parlamadan etkilenmez.

D) Teleskoplar çok daha fazla büyütme ve daha iyi açısal çözünürlüğe sahiptir.

A) Teleskoplar çok daha iyi açısal çözünürlükle çok daha fazla ışık toplayabilir.

Aşağıdaki ifadelerden hangisi kırıcı teleskop ile yansıtıcı teleskop arasındaki farkı en iyi şekilde açıklar?

A) Kırıcı bir teleskop ışığı odaklamak için şeffaf bir cam mercek kullanırken, yansıtıcı bir teleskop ışığı odaklamak için bir ayna kullanır.

B) Kırıcı bir teleskop kırılmış görüntüler üretirken, yansıtıcı bir teleskop yansıyan görüntüler üretir.

C) Yansıtıcı teleskoplar, aynı boyuttaki kırıcı teleskoplardan çok daha net görüntüler verir.

D) Büyük bir yansıtmalı teleskop yapmak, büyük bir yansıtmalı teleskop yapmaktan çok daha kolaydır.

A) Kırıcı bir teleskop ışığı odaklamak için şeffaf bir cam mercek kullanırken, yansıtıcı bir teleskop ışığı odaklamak için bir ayna kullanır.

Bir teleskopun kırınım sınırı ile ne demek istiyoruz?

A) Teleskobun görebileceği en uzak mesafeyi tanımlar.

B) Işık toplama alanının boyutundan başka hiçbir şeyin görüntülerinin kalitesini etkilememesi durumunda teleskopun elde edebileceği açısal çözünürlüktür.

C) Herhangi bir teleskopun yapılabileceği maksimum boyuttur.

D) Teleskop ile çekilen görüntüler için maksimum pozlama süresini tanımlar.

B) Işık toplama alanının boyutundan başka hiçbir şeyin görüntülerinin kalitesini etkilememesi durumunda teleskopun elde edebileceği açısal çözünürlüktür.

Aşağıdakilerden hangisi genellikle astronomlar tarafından kullanılan üç ana gözlem kategorisinden biri değildir?

A) Bir nesneden sadece tek bir renge bakmak için filtreleme

B) Bir nesnenin parlaklığının zamanla nasıl değiştiğini takip etme zamanlaması

C) bir nesnenin ışığını bir spektruma yaymak için spektroskopi

D) astronomik nesnelerin resmini elde etmek için görüntüleme

A) Bir nesneden sadece tek bir renge bakmak için filtreleme

Uzak bir gezegenin veya yıldızın kimyasal bileşimini belirlemek istediğinizi varsayalım. Aşağıdakilerden hangisine sahip olmak en yararlı olacaktır?

A) yüksek açısal çözünürlük

D) yüksek spektral çözünürlük

D) yüksek spektral çözünürlük

X-ışını teleskoplarıyla çekilen görüntüler için aşağıdakilerden hangisi her zaman doğrudur?

A) Her zaman fotoğrafı çekilen nesnelerin gerçek renkleri olmayan renklerle gösterilirler.

B) Her zaman uyarlanabilir optiklerle yapılırlar.

C) Görünür ışığın dalga boylarına kıyasla çok uzun dalga boylarına sahip ışığı bize gösterirler.

D) Her zaman çok yüksek açısal çözünürlüğe sahiptirler.

E) Her zaman çok güzeller.

A) Her zaman fotoğrafı çekilen nesnelerin gerçek renkleri olmayan renklerle gösterilirler.

Gökbilimciler ışık kirliliğinden ne anlıyor?

A) Işık kirliliği, hidrojen ve helyum gibi hafif gazların oluşturduğu bir hava kirliliği türüdür.

B) Işık kirliliği, geceleri yıldızları görmeyi zorlaştıran insan kaynaklı ışıktır.

C) Işık kirliliği, Dünya'nın atmosferindeki kimyasalların neden olduğu ışığın kirlenmesi anlamına gelir.

D) Işık kirliliği, yıldızlarla dolu bölgelerde gökyüzünün görünümünü tanımlamak için kullanılan bir terimdir.

B) Işık kirliliği, geceleri yıldızları görmeyi zorlaştıran insan kaynaklı ışıktır.

Aşağıdaki etkilerden hangisi atmosferik türbülansın neden olduğu etkilerden biridir?

C) görüntülerin büyütülmesi

Adaptif optiğin amacı nedir?

A) Yerdeki teleskoplar için atmosferik türbülansın neden olduğu bulanıklığı azaltır.

B) Birkaç küçük teleskopun tek bir büyük teleskop gibi birlikte çalışmasına izin verir.

C) Hubble Uzay Teleskobu'nun birçok farklı astronomik nesneyi incelemeye uyum sağlamasına izin veren özel bir teknolojidir.

D) Yere dayalı teleskopların normalde nüfuz etmeyen ultraviyole ışığını gözlemlemesine izin verir.
atmosfer.

A) Yerdeki teleskoplar için atmosferik türbülansın neden olduğu bulanıklığı azaltır.

Aşağıdaki dalga boyu bölgelerinden hangisi yerdeki teleskoplarla incelenebilir?

A) Kızılötesi ve morötesi bölgelerin radyo, görünür ve çok sınırlı kısımları

B) Dalga boyları morötesi dalga boylarından daha uzun olan tüm ışıklar

C) Kızılötesi dalga boylarından daha kısa dalga boylarına sahip tüm ışıklar

D) Kızılötesi, görünür ve morötesi ışık

A) Kızılötesi ve morötesi bölgelerin radyo, görünür ve çok sınırlı kısımları

İnterferometrinin amacı nedir?

A) İki veya daha fazla küçük teleskopun çok daha büyük bir teleskopun açısal çözünürlüğünü elde etmesini sağlar.

B) İki veya daha fazla küçük teleskopun bağımsız olarak sahip olduklarından daha büyük bir ışık toplama alanı elde etmelerini sağlar.

C) t, ışık kirliliğinin astronomik gözlemlere müdahale etmesini önlemek için tasarlanmıştır.

D) Atmosferik türbülansın neden olduğu yıldızların parıldamasını azaltır.

A) İki veya daha fazla küçük teleskopun çok daha büyük bir teleskopun açısal çözünürlüğünü elde etmesini sağlar.

Diyelim ki Ay'ın iki küçük fotoğrafınız var. Küçük boyutta her ikisi de aynı görünse de, poster boyutuna üflediğinizde biri hala keskin, diğeri bulanık (grenli) görünüyor. Aşağıdaki ifadelerden hangisi doğrudur?

A) Büyük boyutta hala keskin görünen, bulanık görünenden daha iyi (daha küçük) açısal çözünürlüğe sahiptir.

B) Büyük boyutta bulanık görünen, keskin görünenden daha iyi açısal çözünürlüğe (daha küçük) sahiptir.

C) Her iki fotoğraf da aynı açısal çözünürlüğe sahiptir, çünkü her ikisi de aynı boyutta basılmıştır.

D) Her iki fotoğraf da aynı açısal çözünürlüğe sahiptir, çünkü ikisi de aynı nesnenin fotoğraflarıdır.

A) Büyük boyutta hala keskin görünen, bulanık görünenden daha iyi (daha küçük) açısal çözünürlüğe sahiptir.

İki yıldızın açısal ayrımı 0.1 yay saniyesidir ve onları açısal çözünürlüğü 1 yay saniyesi olan bir teleskopla fotoğraflıyorsunuz. Ne göreceksin?

A) İki yıldız birbirine değiyormuş gibi görünecek, daha çok küçük bir dambıl gibi görünecek.

B) Yıldızlar fotoğrafınızda hiç görünmeyecek.

C) Fotoğrafta iki değil sadece bir yıldız görünüyor.

D) Fotoğrafınızda iki ayrı yıldız göreceksiniz.

C) Fotoğrafta iki değil sadece bir yıldız görünüyor.

Teleskobunuzu uzaktaki bir nesneye yönelttiğinizi varsayalım. Aşağıdakilerden hangisi cismin fotoğrafını teleskopla çekmenin, cisme sadece teleskopla bakmaya kıyasla avantajlarından biri değildir?

A) Fotoğraf, gözünüzle görebileceğinizden çok daha iyi açısal çözünürlüğe sahip olacaktır.

B) Fotoğraf, uzun bir pozlama süresi kullanarak, çok loş olan nesneleri görmenizi sağlayabilir.
gözünüzle görün.

C) CCD gibi hassas dedektörlü bir kamera ile çekilirse, fotoğraf çok fazla şey yakalayabilir.
gelen fotonların gözünüzden daha büyük bir yüzdesi.

D) Fotoğraf, teleskopla görülenlerin bir başkasının yapabileceğinden daha güvenilir bir kaydını sağlar.
gözle yapılan çizim.

A) Fotoğraf, gözünüzle görebileceğinizden çok daha iyi açısal çözünürlüğe sahip olacaktır.

Aşağıdakilerden hangisi CCD'lerin fotoğraf filmine göre temel avantajını en iyi şekilde tanımlar?

A) CCD'ler uzun pozlamalara (örneğin, dakikalar veya saatler) izin verir ve film vermez.

B) CCD'ler, gelen fotonların filmden çok daha yüksek bir yüzdesini yakalar.

C) CCD'ler astronomik nesnelerin renklerini doğru bir şekilde kaydedebilirken film yapamaz.

D) CCD'ler modern teleskoplara fotoğraf filminden daha kolay bağlanabilir.

B) CCD'ler, gelen fotonların filmden çok daha yüksek bir yüzdesini yakalar.

8 metrelik bir teleskopun ışık toplama alanı, 2 metrelik bir teleskopunkiyle nasıl karşılaştırılır?

A) 8 metrelik teleskop, 2 metrelik teleskopun ışık toplama alanının 16 katıdır.

B) 8 metrelik teleskop, 2 metrelik teleskopun 4 katı ışık toplama alanına sahiptir.

C) 8 metrelik teleskop, 2 metrelik teleskopun ışık toplama alanının 8 katıdır.

D) Soruda verilen bilgilerden cevap belirlenemez.

A) 8 metrelik teleskop, 2 metrelik teleskopun ışık toplama alanının 16 katıdır.

Aşağıdakilerden hangisi son 60 yılda astronomik teleskopların gelişimini en iyi şekilde tanımlar?

A) 60 yıllık süre boyunca teleskoplar giderek daha büyük ve daha güçlü hale geldi.

B) Kameralarda ve bilgi işlem gücünde ilerlemeler olmasına rağmen, teleskopların kendileri son 60 yılda pek değişmedi.

C) Dünyanın en güçlü teleskobu bu sürenin çoğunda aynı kaldı, ancak son 20 yılda birçok yeni ve daha güçlü teleskop yapıldı.

D) Teleskop gücündeki tek büyük değişiklik, teleskopları yalnızca yerden çalıştırmak yerine uzaya fırlatma yeteneğimiz nedeniyle meydana geldi.

C) Dünyanın en güçlü teleskobu bu sürenin çoğunda aynı kaldı, ancak son 20 yılda birçok yeni ve daha güçlü teleskoplar yapıldı.

Aşağıdakilerden hangisi radyo teleskoplarının boyutlarının genellikle görünür ışığı toplamak için tasarlanmış teleskoplardan çok daha büyük olduğunu en iyi şekilde açıklar?

A) Aynı açısal çözünürlükte bir görüntü elde etmek, radyo dalgaları için görünür ışıktan çok daha büyük bir teleskop gerektirir.

B) Radyo teleskopları ışıktan çok ses toplamak için tasarlanmıştır.

C) Gündüzleri radyo teleskopları, geceleri ise görünür ışık teleskopları kullanıldığındandır.

D) Radyo dalgaları yayan nesneler her zaman görünür ışık yayan nesnelerden çok daha büyüktür ve bu nedenle
daha büyük teleskoplar gerektirir.

A) Aynı açısal çözünürlükte bir görüntü elde etmek, radyo dalgaları için görünür ışıktan çok daha büyük bir teleskop gerektirir.

Aşağıdaki çalışmalardan hangisi zamanlama olarak adlandırılan kategoriye giren astronomik gözlemler için en uygundur?

A) Farklı gezegenlerin yüzey bileşimlerinde nasıl farklılık gösterdiğini incelemek

B) bir yıldızın parlaklığının 3 yıllık bir süre içinde nasıl değiştiğini incelemek

C) uzaktaki bir yıldızın dönüş hızının ölçülmesi

D) Güneş sisteminin yaşının belirlenmesi

B) bir yıldızın parlaklığının 3 yıllık bir süre içinde nasıl değiştiğini incelemek

Aşağıdakilerden hangisi teleskopların nispeten uzaktaki dağların tepelerine inşa edilmelerinin nedenlerinden biri değildir.
şehirlerden ve kuru iklime sahip bölgelerde mi?

A) Dağların tepesindeki ince hava, teleskop aynalarındaki camın bükülmeye karşı daha az duyarlı olmasını sağlar.

B) Yüksek bir dağın tepesinde olmak, atmosferde nispeten yüksek olmak anlamına gelir, bu da sınırlama eğilimi gösterir.
türbülans.

C) Kuru bölgeler daha az yağmur ve bulut anlamına gelir ve kuru bölgelerdeki dağ zirveleri bir miktar kızılötesine bile izin verebilir.
gözlemler.

D) Şehirlerden uzak dağ zirveleri genellikle şehirlere yakın yerlere göre daha az ışık kirliliğine maruz kalır.

A) Dağların tepesindeki ince hava, teleskop aynalarındaki camın bükülmeye karşı daha az duyarlı olmasını sağlar.

Gökyüzümüzdeki yıldızlar ________ nedeniyle parlaklık ve renkte parıldar.

A) Dünya atmosferindeki türbülans

B) Spektrumlarındaki değişikliklerin neden olduğu yıldızların parlaklıklarında ve renklerinde hızlı değişiklikler

D) Gazların yıldızların yüzeyinde köpürmesi ve kaynaması

A) Dünya atmosferindeki türbülans

Aşağıdakilerden hangisi Hubble Uzay Teleskobunun yer tabanlı teleskoplara göre avantajlarından biri değildir?

A) Yıldızlara daha yakındır.

B) Yıldızlar uzaydan bakıldığında parlamazlar.

C) Görünür ışığın yanı sıra kızılötesi ve ultraviyole ışığı da gözlemleyebilir.

D) Bulutlu gökyüzü nedeniyle asla kapanmak zorunda değildir.

A) Yıldızlara daha yakındır.

Chandra X-Ray Gözlemevi uzayda çalışmalıdır çünkü:

A) X ışınları yerde bırakılamayacak kadar tehlikelidir.

B) X ışınları Dünya'nın atmosferine girmez.

C) X-ışını teleskopları, otlayan yansıma aynalarının kullanılmasını gerektirir.

B) X ışınları Dünya'nın atmosferine girmez.

Aşağıdaki teleskoplardan hangisi uyarlanabilir optikten en çok fayda sağlar?

A) Mauna Kea'daki Keck I Teleskopu.

B) Hubble Uzay Teleskobu.

C) Porto Riko'daki Arecibo Radyo Teleskobu.

D) Chandra X-Işını Gözlemevi.

A) Mauna Kea'daki Keck I Teleskopu.

Uzayda gelecekteki iki gözlemevini düşünün. Gözlemevi X, 50 metrelik tek bir teleskoptan oluşur. Gözlemevi Y, 100 metrelik bir alana yayılmış beş adet 10 metrelik teleskoptan oluşan bir interferometredir. Hangi gözlemevi daha sönük yıldızları tespit edebilir ve hangisi görüntülerinde daha fazla ayrıntı görebilir? (Optik kalitesi, enstrüman türleri vb. gibi diğer her şeyin eşit olduğunu varsayın.)

A) X Gözlemevi, daha sönük yıldızları tespit edebilir ve Gözlemevi Y, görüntülerde daha fazla ayrıntı ortaya çıkarır.

B) Gözlemevi Y, daha sönük yıldızları tespit edebilir ve Gözlemevi X, görüntülerde daha fazla ayrıntı ortaya çıkarır.

C) Gözlemevi X, hem daha sönük yıldızları tespit eder hem de görüntülerde daha fazla ayrıntı ortaya çıkarır.

D) Gözlemevi Y, hem daha sönük yıldızları tespit eder hem de görüntülerde daha fazla ayrıntı ortaya çıkarır.

A) X Gözlemevi, daha sönük yıldızları tespit edebilir ve Gözlemevi Y, görüntülerde daha fazla ayrıntı ortaya çıkarır.

Aşağıdakilerden hangisi gökbilimcilerin Ay'ın uzak tarafında bir gözlemevi istemelerinin ana nedenlerinden biri değildir?
A) Ay'daki teleskoplar gökyüzünün her yerindeki nesneleri eşit derecede iyi görebilirken, Dünya'daki teleskoplar gökyüzünün yalnızca enlemlerine bağlı olan kısımlarını görebilir.

B) Radyo astronomisi Ay'da avantajlı olacaktır çünkü insan radyo yayınlarının özellikle Ay'ın uzak tarafında parazite neden olma olasılığı daha düşüktür.

C) Dünya yüzeyindeki durumdan farklı olarak, ultraviyole ve X-ışını astronomisi için teleskopları yüzeye koymak mümkün olacaktır.

D) Ay'daki teleskoplar, Ay'da gündüz olduğunda bile yıldızları gözlemleyebilir.

A) Ay'daki teleskoplar gökyüzünün her yerindeki nesneleri eşit derecede iyi görebilirken, Dünya'daki teleskoplar gökyüzünün yalnızca enlemlerine bağlı olan kısımlarını görebilir.


En Uzun Yaşayan Yıldızların Yaşamları

Ağır yıldızlar rock yıldızları gibi yaşarlar: hızlı yaşarlar, büyürler ve genç ölürler. Düşük kütleli yıldızlar ise daha kalıcıdır ve daha uzun yaşar. Eski yıldızların yaşları milyonlarca ila milyarlarca yıl olarak ölçülür, ikincilerinin beklenen ömürleri trilyonlarla ölçülür. Düşük kütleli yıldızlar, tavşanı yenen kaplumbağalardır.

Şekil 1: Bir sanatçının düşük kütleli bir cüce yıldız izlenimi. Buradan şekil.

Ama neden düşük kütleli yıldızların evrimini ve onların yakın zamanda yok oluşlarını incelemek istiyoruz? Çeşitli iyi sebepler var. Birincisi, galaksiler yıldızlardan ve başka şeylerden oluşur, ama biz burada yıldızlara odaklanıyoruz. İkincisi, düşük kütleli yıldızlar, galaksideki en çok sayıda yıldızdır, Samanyolu'ndaki yıldızların yaklaşık %70'i 0,3 güneş kütlesinden küçüktür (0,3M olarak da gösterilir).). Üçüncüsü, düşük kütleli yıldızlar, yıldız evrimi hakkında faydalı bilgiler sağlar: daha ağır kütleli yıldızların neden belirli bir şekilde evrimleştiğini anlamak istiyorsanız, örneğin; kırmızı devlere dönüşürler—en düşük kütleli yıldızların neden böyle olmadığına dikkatli bir şekilde bakmakta fayda var.

Bugünün makalesi 1997'de yayınlandı ve en düşük kütleli yıldızların evrimi ve uzun vadeli kaderinin hesaplandığı ilk kez oldu. Bu astrobitte incelediğimiz yaşam süreleri hakkında hala harika bir genel bakış sunuyor.

Yıldız evrimi: 0.1M'nin ömrü star

Yazarlar, en düşük kütleli yıldızları evrimleştirmek için sayısal yöntemler kullanırlar. Aşağıdaki çizelge 0.1M'nin ömrünü özetlemektedir. üzerinde yıldız Hertzsprung-Russell diyagramı, etkin sıcaklığın bir fonksiyonu olarak bir yıldızın parlaklığını çizer. Diyagram, yıldızın Facebook duvarıdır ve yıldızın hayatındaki olaylar hakkında fikir verir. Gelin ve yıldızın ömrünü en baştan başlayarak takip edelim.

Yıldız bir olarak başlar ön yıldız, aşağıya doğru inen yoğunlaşan bir moleküler bulut Hayashi izi. Önyıldız yoğunlaştıkça yerçekimi enerjisi salıyor, ısınıyor ve içindeki basınçlar artıyor. Yaklaşık 2 milyar yıllık bir daralmanın ardından çekirdekte hidrojen füzyonu başlar. ulaştık Sıfır Yaş Ana Dizisi (ZAMS), yıldızın ömrünün çoğunu hidrojenle helyum kaynaştırarak geçireceği yer.

Şekil 2: hayat bir 0.1M sıcaklığın sola doğru arttığı Hertzsprung-Russell diyagramında gösterilen yıldız. İlginç yaşam olayları etiketlendi. Açıklamalı bir okla kağıttan Şekil 1.

Füzyon işlemi iki helyum izotopu oluşturur: bir ara ürün olan 3 He ve son ürün olan 4 He. Ek grafik, H, 3 He ve 4 He'nin çekirdek bileşimini gösterir. Bunu ilk trilyon için görüyoruz (not trilyon) yılda hidrojen düşerken, 4 O artar. 3 Bir maksimuma ulaşır ve sonra incelir. Yıldızın ortalama moleküler ağırlığı arttıkça, yıldız daha sıcak ve daha parlak hale gelir. Diyagramda sol üste hareket eder. Yıldız şimdi kabaca 5,7 trilyon yıldır evrimleşiyor ve yavaş yavaş sıcak bir helyum cücesine dönüşüyor.

Diyagramdaki kırmızı ok, yıldızın hayatında kritik bir dönemeci işaret ediyor. Şimdiye kadar, füzyonun yarattığı enerji, konveksiyon, yıldız malzemesini ısıtır, hareket etmesine ve yıldızın diğer soğuk kısımlarıyla karışmasına neden olur, tıpkı geleneksel bir radyatörün odanızı ısıtmasıyla aynı şekilde. Bu, yıldızı iyice karıştırmış ve yıldız boyunca homojen bir kimyasal bileşimi muhafaza etmiştir. Şimdi, enerji taşımacılığının arkasındaki fizik değişiyor. Artan helyum miktarları, opaklık yıldızın radyasyon geçirgenliğinin bir ölçüsü. Opaklığın düşürülmesi, fotonların yıldızın içinde daha uzun mesafeler kat etmelerini kolaylaştırır ve bu da onları enerji taşımada konveksiyondan daha etkili hale getirir. Yıldız çekirdeğinin dönüştüğünü söylüyoruz ışınımsal. Bu, tüm yıldızın büzülmesine ve parlaklığında ani bir düşüşe neden olur (bkz. kırmızı ok).

Figür 3: 0.1M'nin iç kısmı star. Şekil 2'deki kırmızı ok, yıldızın çekirdeğinin konvektif olmaktan ışımaya dönüştüğü noktayı gösterir. Buradan şekil.

Şimdi evrimsel zaman ölçeği hızlanıyor. Artık saf helyum olan çekirdek, etrafındaki nükleer bir kabukta hidrojen tükenirken kütle olarak artmaya devam ediyor. Hertzsprung-Russell diyagramında yıldız hızla daha yüksek sıcaklıklara doğru hareket eder ve sonunda mevcut Güneş'ten daha fazla ısınacak, ancak sadece %1 kadar parlak olacaktır. Daha sonra yıldız köşeyi döner. Yıldız soğumaya başlar, kabuk kaynağı yavaş yavaş söner ve parlaklık azalır. Yıldız soğuma eğrisinde, Hertzsprung-Russel diyagramında Florida'ya doğru ilerliyor ve düşük kütleli bir helyum beyaz cüce olma yolunda ilerliyor.

Yıldızın toplam nükleer yanma ömrü 6 trilyon yıldan biraz fazladır ve bu süre zarfında yıldız ilk hidrojeninin %99'unu tüketmiştir, Güneş sadece %10'unu yakacaktır. İnanılmaz verimlilik.

0.06 milyon ömür – 0.20M yıldızlar

Ek olarak, yazarlar yıldızların yaşam sürelerini 0.1M'ye benzer kütlelerle karşılaştırıyor. star. Sonuçları Şekil 4'te gösterilmiştir. En hafif nesne, 0.06M star, asla kaynaşmaya başlamaz. Bunun yerine, hızla soğur ve kahverengi bir cüce olarak kaybolur. Kütlesi 0.08M arasında olan yıldızlar ve 0.16M Şekil 2'deki yıldıza benzer yaşamları vardır. Hepsi bir ışınımsal çekirdek geliştirdikten sonra Hertzsprung-Russell diyagramında giderek artan şekilde sola doğru hareket ederler. Işınımsal çekirdekler, kütleler arttıkça evrimde giderek daha erken zamanlarda ortaya çıkar. 0.16M kütle aralığındaki yıldızlar-0.20M farklı davranırlar ve yazarlar onları önemli bir geçiş grubu olarak işaretler. Bu yıldızlar, daha hafif yıldızlara kıyasla artan bir şişme yeteneğine sahiptir. Bu özellik, nihayetinde daha yüksek kütleli yıldızları kırmızı devler haline getiren şeydir.

Şekil 4: Kütleleri 0.06M arasında olan yıldızların evrimi ve 0.25M Hertzsprung-Russell diyagramında gösterilmiştir. Ek grafik, yıldızların yaşam sürelerinin artan kütle ile azaldığını göstermektedir. Kağıttan Şekil 2.

etkileri

Hidrojeni yavaş ve istikrarlı bir şekilde kaynaştırmak, yıldız yaş yarışını kazanır. En düşük kütleli yıldızların, evrenin şu anki yaşını büyük ölçüde aşan yaşlara ulaşabildiğini görüyoruz - 100-1000'lik bir boğmaca faktörü! Bu yıldızlar hem en uzun ömürlü hem de galakside ve evrende en çok sayıda olanlardır. Gerçekleşecek yıldız evriminin çoğu henüz gelmedi.


Pazar, 25 Eylül 2011

Yörünge - Dünya yörüngesindeki bir astronot radyasyona maruz kalırsa ne olur?

Sanırım bu ne kadar radyasyon aldıklarına bağlı. Ayrıca bu soruda tartışıldığı gibi astronotların radyasyondan %100 korunmadığını da belirtmeliyim. Gerçek astronotlar üzerindeki en yaygın etkilerden biri katarakt gelişimidir. Diğer etkilerin yanı sıra zamanla sinir sistemlerine de zarar verebilirler.

Ama öyle görünüyor ki, büyük miktarda radyasyona maruz kalan bir kişiye ne olacağını soruyorsunuz, örneğin radyasyondan korunmak için çok az şey yapan bir takım elbise ile uzaya gitmişler gibi. Bence buna cevap vermek için, insanların gerçekten büyük miktarda radyasyona maruz kaldığı vakalara bakmamız gerekiyor.

Akla gelen ilginç bir örnek, Rus parçacık fizikçisi Anatoli Bugorski'dir ve kafası kazara bir parçacık hızlandırıcısı açıkken onun içine girer. Kafası büyük miktarda radyasyona maruz kaldı. Bunun sonuçları şöyle anlatılıyor


Bugorski'nin yüzünün sol yarısı tanınmayacak kadar şişti ve,
sonraki birkaç gün içinde soyulmaya başladı, yolu ortaya çıkardı
(ışık hızına yakın hareket eden) proton ışınının yandığını
yüzünün bazı kısımları, kemiği ve altındaki beyin dokusu aracılığıyla.
Ölümcül dozun çok üzerinde bir doz aldığına inanıldığı için
Radyasyon tedavisi gören Bugorski, Moskova'da bir kliniğe götürüldü.
doktorlar onun beklenen ölümünü gözlemleyebilirdi. Ancak Bugorski hayatta kaldı.
ve hatta doktorasını tamamladı. Neredeyse hiçbir hasarı yoktu
entelektüel kapasite, ancak zihinsel çalışmanın yorgunluğu arttı
belirgin şekilde. Bugorski sol kulakta işitmeyi tamamen kaybetti ve sadece
sabit, hoş olmayan bir iç gürültü kaldı. Onun sol yarısı
sinirlerin harap olması nedeniyle yüzü felç oldu.1
ara sıra karmaşık olması dışında iyi işlev görür
kısmi nöbetler ve nadir tonik-klonik nöbetler.


Şimdi, bir kişinin uzaydaki yüksek enerjili parçacıklara benzer bir şekilde maruz kalması durumunda, ancak sadece yüzlerinde değil tüm vücudunda ne olabileceğini hayal edin. Bir insanın böyle bir maruziyetten kurtulamayacağını ve vücudunun yok olacağını umuyorum. Hayatta kalsalar bile, sakatlayıcı tıbbi koşullarla yaşamaları ve daha sonraki yaşamlarında kanser geliştirmeleri çok muhtemeldir.


[3.2] YILDIZLARIN EVRİMİ / GEZEGEN Bulutsuları / GÜNEŞİN SONU

* Bir yıldızın ana diziye girdikten sonra izlediği yol, büyük ölçüde kütlesine bağlıdır. Küçük yıldızlar düşük oranda hidrojen yakmaya devam ederler, kırmızı cüceler olarak çok uzun ömürler yaşarlar, sonunda hidrojen yakıtlarını tüketirler ve karanlıkta kaybolurlar. Gökbilimciler, sonunda "kara cüceler" olarak bilinen yanmış küller olacaklarına inanıyorlar, ancak kırmızı cücelerin ne kadar uzun yaşadığı düşünüldüğünde, mevcut çağda var olan çok az siyah cüce var.

Kırmızı cüceler sönmeden çok önce, daha büyük yıldızlar yaşam döngülerini yaşarlar. Bir yıldız ne kadar büyükse hidrojenini o kadar hızlı yakar, ancak büyük yıldızların enerji üretimi için daha fazla seçeneği vardır.

Bir yıldız yaşlandıkça, çekirdeğinde hidrojen füzyonundan "kotaş" olarak helyum biriktirir ve hidrojen füzyonu bu çekirdeğin etrafındaki bir kabukta devam eder. Bu hidrojen yakan kabuk, çekirdek büyüdükçe daha da büyümeye devam eder ve buna bağlı olarak, daha geniş yüzey alanı daha fazla ışık yaymasına izin verdiği için yıldız da daha büyük ve daha parlak hale gelir.

Güneşimizin büyüklüğünde bir yıldız, yaklaşık 10 milyar yıl boyunca hidrojen yakacaktır. Yıldız hidrojenini yaktıktan sonra kendi içine çökmeye başlar. Helyum çekirdeğindeki basınç ve sıcaklık, 100 milyon derece Kelvin sıcaklığa kadar yükselir, helyumun kendisi füzyona uğramaya başlar. Çekirdek büzülür, ısınır, ısıyı yıldızın dış katmanlarına boşaltmak için - bu da onların korkunç bir şekilde genişlemesine neden olarak kırmızı dev bir yıldıza neden olur. Çekirdekteki daha fazla enerji çıkışına rağmen, kırmızı dev nispeten soğuk çünkü enerji çok daha büyük bir yüzey alanına dağılıyor - bir kürenin yarıçapının iki katı ve yüzey alanı dört kat artıyor. Bununla birlikte, enerji ve yüzey alanındaki artış, aynı zamanda genel parlaklıkta bir artışa neden olur.Artan parlaklıktan kaynaklanan radyasyon basıncı, yıldızın kütlesiyle birlikte artan kayıp oranıyla birlikte "yıldız rüzgarına" kaybedilen kütle miktarını artırma eğilimindedir.

Kırmızı devin çekirdeğinde devam eden helyum füzyonu var ve çekirdeğin etrafında büyüyen bir kabukta hidrojen füzyonu devam ediyor. Hidrojen füzyonu genel terimlerle Arthur Stanley Eddington tarafından anlaşılmış ve detayları Gamow ve diğerleri tarafından açıklığa kavuşturulmuş olsa da, 1950'lere kadar hidrojen füzyonunun ötesindeki füzyon süreçleri anlaşılmamıştı, kritik belge astrofizikçiler tarafından 1957 tarihli bir makaleydi. Geoffrey Burbidge (1925:2010), eşi Margaret Burbidge (1919 doğumlu), Willy Fowler (1911:1995) ve Fred Hoyle (1915:2001). Fowler, yıldız astrofiziği araştırmaları için 1983 Nobel ödülünü Subrahmanyan Chandrasekhar ile paylaşacaktı.

Helyum füzyonunu bulmanın önündeki asıl engel, atom numarası beş -- iki proton ve üç nötron, üç proton ve iki nötron ya da her neyse - olan bir atom çekirdeğinin tamamen kararsız olduğunun bilinmesiydi. O var olamaz, oluşamaz ve bu nedenle helyum füzyonu, bir helyum çekirdeğine basitçe başka bir nötron veya proton ekleyerek işleyemez.

Helyum füzyonunda gerçekte olan şey, üç helyum çekirdeğinin çarpışarak bir karbon çekirdeği oluşturmasıdır. Basit açıklaması bu. Üç helyum çekirdeğinin çarpışmasının aslında aynı anda olma olasılığı çok düşüktür ve bu nedenle çoğu durumda iki helyum çekirdeği geçici bir berilyum-8 çekirdeği oluşturmak için çarpışır, bu daha sonra karbon oluşturmak için başka bir helyum çekirdeğini emer.

Bir fizikçinin bakış açısına göre, berilyum-8 10E-19 saniyesinde bozulduğundan, üçüncü bir helyum çekirdeğinin etkisinin onu tekrar parçalaması muhtemel gibi göründüğü için bu hala garip bir olay. Bununla birlikte, üç helyum çekirdeğinin birleşmesi, enerjik olarak üçünün bir arada kalmasını, dağılmaktan daha kolay hale getiren ve bir karbon çekirdeğinin oluşumuna izin veren bir "karbon rezonansı" oluşturur. Bu olaylar dizisinin bile çok düşük bir olasılığı vardır, ancak yeterince yüksek sıcaklıklarda çarpışma sayısı o kadar fazladır ki, düzenli olarak gerçekleşir. Karbon rezonansı şanslı olarak kabul edilir, çünkü bu olmasaydı, berilyum-8 darboğazından geçmek için elementlerin sentezi zor olurdu.

Başka bir helyum çekirdeği, karbon çekirdeğiyle çarpışarak bir oksijen çekirdeği üretebilir. Bu reaksiyonlar basitleştirilmiş bir biçimde aşağıdaki gibi özetlenebilir:

Bu reaksiyon dizisi, evrende karbon ve oksijenin nispeten yaygın olduğu gerçeğini açıklar. Lityum, berilyum ve bor karbondan daha küçük çekirdeklere sahiptir, ancak yıldızlar tarafından yoğun bir şekilde üretilmezler ve karbondan çok daha az yaygındırlar.

Hoyle, bu sürece ilişkin hayati bir kavrayış sağladı ve rakibi ve arkadaşı George Gamow, onun onuruna Yaratılış kitabının bir parodisini yazmaya karar verdi:

Saymanın heyecanıyla, [Rab] beşinci kitle çağrısını kaçırdı ve bu nedenle, doğal olarak daha ağır elementler oluşamazdı. Tanrı çok hayal kırıklığına uğradı ve önce Evreni yeniden daraltmak ve her şeye en baştan başlamak istedi. Ama çok fazla basit olurdu. Böylece, her şeye gücü yeten Tanrı, hatasını en olası olmayan bir şekilde düzeltmeye karar verdi. Ve Tanrı dedi ki: "Hoyle olsun." Ve Hoyle vardı. Ve Tanrı Hoyle'a baktı. Ve ona ağır elementleri nasıl isterse öyle yapmasını söyledi.

* Güneşimiz büyüklüğünde bir yıldız, kozmik standartlara göre kısa bir süre olan birkaç yüz milyon yıl boyunca kırmızı bir dev olarak yaşayacaktır. Yaşlandıkça, çekirdek yanması daha da ısınır, radyasyon basıncını arttırır ve dış katmanlarını uzaklaştırarak genişleyen bir gaz kabuğu, daha önce bahsedilen bir "gezegenimsi bulutsu" oluşturur. Yıldız sonunda söndüğünde, kalıntıları süper yoğun bir beyaz cüceye dönüşür.

Gezegenimsi bulutsular yaygındır ancak soluk ve görülmesi zordur. Yakındaki "Helix Bulutsusu (NGC 7293)", gökyüzünde dolunay kadar büyük bir alanı kaplıyor, ancak çıplak gözle tamamen görülemiyor. Gezegenimsi bulutsular, dağılmadan önce birkaç ışıkyılı boyutuna kadar büyüyebilir. Yaşları, bulutsunun boyutundan ve genişleme hızından hesaplanabilir ve yaşları birkaç bin ila birkaç on binlerce yıl olarak ölçülmüştür. Gezegenimsi bulutsular, kozmik açıdan çok kısa ömürlü bir fenomendir.

Lyra takımyıldızında 1779'da keşfedilen "Halka Bulutsusu (M57)", gezegenimsi bulutsuların bir arketipi olarak kabul edilir. Halka Bulutsusu yaklaşık 1.000 ila 2.000 ışıkyılı uzaklıktadır ve güneş sistemimizden yüzlerce kat daha büyüktür. Merkezi bir yıldıza sahip düzgün bir halka ve etrafını saran soluk bir gaz halesi gibi görünüyor. Merkezi yıldız, bulutsudaki atomları iyonize eder, elektronları atomlardan ayırır ve yeniden birleştiklerinde ışık yayarak bulutsunun parlamasına neden olur. İlginç bir şekilde, bir gezegenimsi bulutsunun merkez yıldızı, öncü yıldız ne kadar büyük olursa olsun, her zaman yaklaşık 0,6 Güneşlik bir kütleye sahip görünüyor.

Gezegenimsi bir bulutsudan gelen ışığın tayfsal analizi, bunun yaklaşık %70 hidrojen, %28 helyum ve geri kalan çeşitli "metaller", özellikle karbon, nitrojen ve oksijenden oluşan daha eski bir yıldızın bileşimiyle genel olarak eşleştiğini gösterir. Bu, bulutsunun yıldızın tam merkezinden gelen malzemeleri içerdiği anlamına gelir. Gezegenimsi bulutsular patlayıcı olaylar tarafından yaratılmamış gibi göründüğünden, bu, eski yıldızlardaki güçlü konveksiyon süreçlerine işaret ediyor.

Halka Bulutsusu'nun düzgün halka benzeri görünümü, tüm bulutsunun, ölmekte olan merkez yıldızın etrafında bir küre biçiminde olduğunu ve kürenin kenarından görüldüğü gibi daha yüksek gaz yoğunluğu nedeniyle bir halka olarak göründüğünü düşündürmektedir. Ancak analizler, halkanın kenarının, iç bölgelere kıyasla, olması gerekenden çok daha parlak olduğunu gösteriyor. Halka Bulutsusu'nun görünümü de gözlemlendiği dalga boylarına bağlı olarak değişir ve çeşitli şekillerde küre, halka, simit, elipsoid ve kum saati şeklinde modellenmiştir.

Aslında, farklı gezegenimsi bulutsular, 1990'ların sonlarında ABD Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi'nin (NASA) yörüngesindeki Hubble Uzay Teleskobu tarafından elde edilen muhteşem görüntülerle tamamen doğrulandığı gibi, çılgınca farklı görünümlere sahip olabilir - adını Amerikalı astronom Edwin Powell Hubble'dan (1889) almıştır. :1953), daha sonra Hubble hakkında daha çok şey söylendi. Bazı gezegenimsi nebulalar, belirli düzlemler veya kutuplarla sınırlı yıldız emisyonu, muhtemelen ev sahibi yıldızın ekvator çevresindeki toz bulutları, yıldız sistemindeki yıldız veya yıldız altı yoldaşlarının etkisi veya yoğun bir yıldızlararası ortamla etkileşimleri nedeniyle açıkça bir kum saati şekline sahiptir. Gezegenimsi bulutsuların çok çeşitli yapılara sahip olup olmadığı veya sadece ortak bir yapıyı farklı açılardan gözlemleyip gözlemlemediğimiz bilinmemektedir. Onları üreten yıldızdaki kararsızlıklar nedeniyle genellikle açıkça düzensiz özelliklere sahiptirler.

Hubble görüntüleri, gezegenimsi bulutsuların düzensiz aralıklarla yerleştirilmiş birkaç katman halinde yapılandırıldığını gösteriyor gibi görünüyor, bu da yıldızın bulutsuyu "uyuyor ve başlıyor" tarzında oluşturduğunu ima ediyor ve görüntüler aynı zamanda bu tür bulutsularla ilişkili gaz topakları hakkında yeni ayrıntılar sağladı. "hızlı, düşük iyonizasyon emisyonlu bölgeler (FLIER'ler)".


* Güneş böyle bir şekilde son bulacak. Güneş şimdi yaklaşık 4,5 milyar yaşında, hidrojen yakan bir yıldız olarak ömrünün yarısından biraz daha az. Evren, Güneş'in yaratılmasından yaklaşık 10 milyar yıl önceydi ve Güneşimiz, önceki nesil yıldızların yarattığı "metalleri" içeriyor. Bu, Güneş'in hâlâ çoğunlukla hidrojen, bir miktar helyum ve diğer her şeyin izleri olması gibi daha ağır elementlerin göreli azlığının bir ölçüsüdür.

Başlangıçta, Güneş ana diziye girdiğinde, şimdikinin sadece %70'i kadar aydınlıktı. 1,1 milyar yıl içinde, hidrojen yakan kabuğunun genişlemesi onu bilinenden %10 daha parlak hale getirecek. Bundan 6,5 milyar yıl sonra, hidrojen yakıtını tüketmeden hemen önce 2,2 kat daha parlak olacak. Hidrojen yanmasının sona ermesiyle, Güneş ana diziden ayrılacak ve 1,3 milyar yıl içinde şimdiki çapının 170 katına genişleyerek Merkür'ü yutan bir kırmızı dev yıldız olacak. Daha sonra yaklaşık 120 milyon yıl boyunca küçülecek ve sabit kalacak ve daha sonra tekrar Dünya'nın mevcut yörüngesinin çapına genişleyecektir.

Dünya yutulmayacaktır. Bu zamana kadar, Güneş kayda değer bir kütle atmış olacak ve Dünya, şu andan 1,7 kat daha geniş bir çapa sahip bir yörüngede olacak. Bununla birlikte, kırmızı dev Güneş 5.200 kat daha parlak olacak ve Dünya, yaklaşık 1.600 Kelvin'lik bir yüzey sıcaklığına sahip olacak ve onu kırmızı-sıcak bir erimiş kaya topuna indirgeyecek.

Güneş sadece birkaç milyon yıl boyunca kırmızı bir dev olarak kalacak. Daha sonra dış katmanlarını dökerek gezegenimsi bir bulutsu oluşturacak ve küçük, yoğun, sıcak beyaz bir cüceye dönüşecek. Gezegenler donmuş ve çorak olacak.


Ep. 108: Güneşin Hayatı

Daha önce Güneş'ten bahsetmiştik ama bu sefer Güneş'in tüm yaşam döngüsüne ve geçeceği tüm aşamalara bakacağız: güneş bulutsusu, önyıldız, ana dizi, kırmızı dev, beyaz cüce ve daha fazlası. Geleceğin Güneş'i neler beklediğini bilmek istiyorsanız, korkunç ayrıntılara hazır olun.

Notları göster

Ve ayrıntılar…

    — Astrophysics Spectator'dan — Wiki'den — İnternet Bilim Ansiklopedisi'nden — Courtney Seligman'dan — Max Planck Society'den – İnternet Bilim Ansiklopedisi'nden — IAU'dan — CSIRO'dan – Astrophysics Spectator — Astrophysics Spectator — Chandra’s web sitesinden
  • Değişken Yıldızlar — bkz. Bölüm 22
  • American Association of Variable Star Observers — Universe Today'e göz atın

Yıldız oluşumu üzerine birkaç makale:

Transkript: Güneşin Hayatı

Pekala Pamela, sanırım bugün burada amaç, Güneş'in tüm aşamalarını ızdıraplı ayrıntılarla geçmek. Olan tüm çılgın şeyler gerçekten şaşırtıcı. O halde zamanı 4,6 milyar yıl öncesine ve artı artıya kadar geriye saralım ve önce ne olduğundan bahsedelim.
Pamela: Bir zamanlar dev bir gaz ve toz bulutundan başka bir şey yoktu. Bu sıkıcı kısım. Bu gaz ve toz bulutunun ne kadar süre öylece asılı kaldığını bilmiyoruz, belki de hafifçe parlamaktan başka bir şey yapmıyordu. Hat boyunca bir yerde, bu gaz ve toz bulutunun büzülmesine neden oldu ve kendisini bir grup bebek Yıldız'a dönüştürdü.
Fraser: Şimdi anahtar, onun soğuk bir bulut olmasıydı, değil mi?
Pamela: Evet.
Fraser: Ve sıcak bir bulut değil. Sıcak bir gaz bulutu alırsanız asla büzülmez.
Pamela: Bunun nedeni, sıcaklıkların Parçacıkların etrafında uçma hızıyla ilgili olmasıdır. Sıcak bir şeyiniz varsa, Parçacıklar etrafa sıçrar, birbirinden sıçrar ve bunun çökmesini sağlamak zordur çünkü bulutu temelde ayrı tutan bu termal basınca sahipsiniz.

Ama Uzayda öylece asılı duran soğuk gaz ve toz varsa ve onu vurursan, yoğunlaşmaya başlar. Gaz ve toz giderek daha küçük bir hacmi doldururken, Yerçekimi bu daralmayı daha hızlı gerçekleştirmeye başlayacaktır.

Bir şeyin kendisini Hayashi pisti olarak bir Star'ın başlangıcı olarak tanımlamaya başladığı noktadan bahsediyoruz. Güneşimiz gibi bir Yıldız ile, bu Hayashi pistinden büzülmeye başladığından, şu anda olduğundan yaklaşık on kat daha parlak başladı.

Bu yüzden birkaç milyon yıl boyunca, bu sürecin ne kadar sürdüğünden tam olarak emin değiliz, Güneş daraldı ve küçüldükçe daha da söndü ve ardından çekirdeğinde nükleer yanmaya başladı.
Fraser: Yani daha önce parlaktı ama çekirdeğinde nükleer füzyonla yanmıyor muydu?
Pamela: Hayır, aslında tamamen termal ısıydı. Jüpiter'in yaptığı şey bu. Jüpiter aslında Güneş'ten yansıttığından daha fazla ışık yayar. Güneş'i kapatmış olsaydınız, Jüpiter hala ışık veriyor olurdu.

Bunun nedeni, bir arada tutulan, itilen, Yerçekimi tarafından sıkıştırılan gazın aslında milyarlarca yıl boyunca termal radyasyon yaymasıdır.
Fraser: Yani Güneş'in ilk birkaç milyon yılında, sadece Yerçekimi tarafından bir arada tutulan ve bu süreç tarafından yönlendirilen bir Hidrojen ve Helyum topuydu. Füzyon gerekmez.
Pamela: Bunu düşünmenin en iyi yolu, sprey havanın tam tersi olmasıdır. Elinize sprey hava püskürttüğünüzde, gaz genişlediği için gerçekten soğuktur. Bu durumda gazı birlikte eziyoruz ve gaz ısınıyor. Böylece gaz ezilir, ısınır ve sonunda nükleer yanmaya başlar.

Bu süreç muhtemelen Döteryum yanması ile başlamıştır. Burası, içinde fazladan bir Nötron bulunan Hidrojen Atom parçalarını yaktığınız yerdir. Bunlar aslında Hidrojen değirmeninin normal çalışmasından çok daha kolay yanar.
Fraser: Ve bunlar nereden geldi?
Pamela: Bunlar muhtemelen Big Bang'den geldi. Yani temelde Evrenin yapı taşlarını yakıyoruz.
Fraser: Yeterince erken olduğu gibi, henüz Hidrojeni kaynaştırmak için koşullara sahip değildiniz, ancak hala birkaç Döteryum yığınınız kaldı ve bunlar bir araya gelmeye başlayabilir.
Pamela: Sonunda, Güneş'in merkezinde yanan hoş ve dostça Hidrojen ile sonuçlanırsınız. Bu aşamaya gelme sürecinde, Güneş önce biraz fazla ısınır ve sonra soğuyarak ana sekans yaşamı dediğimiz güzel bir arkadaş ortamına yerleşir. Bu, bunun bir Yıldız olduğunu söylemenin ilk büyük ana kısmıdır.

Bu yüzden, Hayashi yolundan ayrılma süreci olan protostardan sözleşmeye, sadece yol boyunca etrafındaki her şeyi patlatan güzel yuvarlak Yıldız'a yerleşmeye gidiyoruz.

Güneş'in yaşamının ilk dönemlerinde, çok sayıda x-ışını parlaması, çok sayıda yüksek enerji çıkışı ile birçok radikal aşamadan geçerler. Yüksek Enerji Radyasyonunu içeren kendi “korkunç ikili” formlarından geçerler.
Fraser: Şimdi neden o aşamada bu kadar şiddetli ve aktifler?
Pamela: Onlar çökerken üzerlerine malzeme akışı olur. Güneş Sistemimiz bu noktada temelde bir Toplanma Diskidir, bu malzemenin bir kısmının merkezdeki Yıldız'a aktığı bir malzeme diskidir.

Birçok durumda güçlü Manyetik Alanlarınız var. Yıldızın kutuplarından jetler inebilir. Tüm bu farklı etkileşimler, Yıldız yerleşirken parlamalara neden olabilir.
Fraser: Yani neredeyse yeni malzeme parçaları Yıldız'a iniyor ve bu da parlamalara neden oluyor. Yıldızın yerleşmesine neden olan bu malzeme akışı değildi.
Pamela: Ayrıca bu noktada Manyetik Alan evriminin detaylarının tam olarak ne olduğunu da bilmiyoruz çünkü sizde kendilerini yeniden düzenleyen tüm bu Manyetik Alan çizgilerine sahipsiniz. Kötülüğün devam etmesi için çok fazla potansiyel var.
Fraser: Şimdi Güneş nihayet Ana Dizisine yerleşti. Ama bu dört buçuk milyar yıl önceydi, değil mi?
Pamela: Yani hangi makaleyi okuduğunuza bağlı olarak, ilk yıldız aşaması yüz binlerce yıl veya birkaç milyon yıl almış olabilir. Bu, güzel bir katı Yıldız oluşumunu sağlamak ve Gezegenlerimizi oluşturmak ve her şeyi sıraya koymak, böylece karasal yüzeyler çok farklı olmasına rağmen bugün içinde yaşadığımız Güneş Sistemine benzeyen bir Güneş Sistemine sahip olmak için kısa bir aşamadır. Parçaların hepsi oradaydı.
Fraser: Doğru, ama Güneş nasıl görünüyor? Hala Ana Dizi aşamasındayız, Güneş Ana Diziye başladığında bugünkü konumuna geldiğinde nasıl farklı görünüyor?
Pamela: Sıcaklığı biraz değişti. Geçmişte biraz daha sıcaktı - Güneşimiz aslında yıllar içinde biraz soğudu. Ana Dizi Aşamasına ulaştığında, oldukça sabit bir Güneş'tir. Biraz serinledik ama Gezegenlerimiz gazlar ve diğer şeyler aracılığıyla bizim için işe yarayan bir şekilde devam etmenin başka yollarını buldu.
Fraser: Ama nasıl değişiyor – Ana Dizide olmasına rağmen – biraz değişiyor olmalı, değil mi? Hidrojen, Helyum'a kaynaşıyor.
Pamela: Sıcaklıkta uzun süreli değişiklikler vardır. Zamanla Güneşimiz şimdi tekrar ısınıyor. Böylece daha sıcak olmaktan çıktık ve Güneş soğudu ve şimdi yavaş yavaş zamanla ısınıyoruz. Bu, 5 milyar yıldan fazla bir süredir karasal etkilerin bile, burada, Dünya gezegenindeki duruma hakim olan şey olması, yeterince kademeli bir süreçtir.
Fraser: Tamam, yani Güneş ısınıyor – küresel ısınmanın bir nedeni gibi konuşmuyoruz – milyarlarca yıldan bahsediyoruz.
Pamela: Doğru, yani sadece 50 milyon yıl sonra, sıcaklığın Dünya gezegenini etkilemeye başlamasına yetecek kadar arttığı konusunda endişelenmeye başlamamız gerekecek.

Güneş'teki uzun dönemli döngülere bakan insanlara bakarsanız, Güneş Astronomisi alanında gizlenmiş çeşitli nedenlerle Güneşimizin aslında bir soğuma sürecinde olduğuna inanan pek çok kişi var. bu, Manyetik Alanın zaman içinde nasıl geliştiği ile ilgilidir. Güneş'in davranışında çok sayıda uzun vadeli ve kısa vadeli değişiklik var.

Şu anda devam eden kısa vadeli hafif bir soğuma evresi olduğunu düşünüyoruz, ancak bu, Güneş'in bundan yaklaşık 50 milyon yıl sonra bizi etkilemeye başlayacak olan uzun vadeli ısınmasının üzerine bindirildi. Güneş aslında muhtemelen 5 milyar yıl daha Ana Dizi Yıldızı olarak kalacak.
Fraser: Doğru, yani henüz sürecin yarısında bile değiliz.
Pamela: Yine de orta yaşlı, çünkü ondan sonraki dönemler o kadar kısa ki, 100 yaşına kadar yaşayan birinden bahsediyorsanız, kendimizi 40'lı yaşların ortasında görmeye başlayabiliriz.
Fraser: O zaman sanırım bir noktada – bundan daha önce bahsetmiştik – Güneş'ten gelen ısı gerçekten Gezegenimizi etkilemeye başlayacak, değil mi?
Pamela: Evet. Burası okyanuslarımızı ısıtmaya başladığımız yer. Bu, havada daha yüksek neme yol açar ve bu da Gezegenin daha fazla ısınmasına yol açar, bu da elbette okyanusları daha fazla ısıtır ve sonunda okyanuslar buharlaşır – toplam kaçak Sera Etkisi. Dünya Gezegeninde artık yaşam yok. Oldukça iç karartıcı ama Evrenimiz sonuçta bizi öldürmeye çalışıyor. [Gülüşmeler]
Fraser: Bunu daha önce ele aldık. [Gülüşmeler] Bununla ilgili bazı rakip diziler gördüm ama esasen 500 milyon ila bir milyar yıl sonra sıvı su olmayacak. Su buharı kaynayarak Uzaya gitmiş olacak. Esasen Venüs gibi olacağız, sadece biraz daha havalı olacağız.
Pamela: Evet.
Fraser: Venüs yolundayız. Yani, Dünya artık önemli değil. [Gülüşmeler] Güneş hala bir endişe kaynağı. Bu hala 3 milyar yıl sonra. Peki işler ne zaman tekrar ilginçleşiyor?
Pamela: Bundan yaklaşık 5 milyar yıl sonra, Güneş'in merkezinde kaynaşmaya hazır olan Hidrojeni tüketmeye başlıyoruz. Bu olduğunda Güneş büzülmeye başlayacak çünkü Yıldızın dış katmanlarını destekleyen ışıktan gelen baskı o kadar fazla olmayacaktır.
Fraser: Bu biraz ilginç çünkü Güneş'in tamamında tonlarca Hidrojen olsa da ve bir şekilde hepsini tekrar karıştırabilseydiniz – biraz karıştırın – Güneş sadece yüz milyarlarca yıl devam edebilirdi, değil mi?
Pamela: Küçücük küçücük Yıldızlarda olan budur. Yanma süreci, konvektif karıştırma dediğimiz şeyi yaratabilir. Tüm Yıldız aslında bir Lav Lambası gibi davranır. Yıldızın merkezine sürekli yakıt ikmali yapabilir.

Güneşimiz gibi gittikçe daha büyük Yıldızlara ulaştıkça, bu karışmanın artık gerçekleşmediği noktaya ulaşırsınız. Böylece, Güneş'in merkezindeki daha ağır elementlere Hidrojeni yaktığınızda, bu ağır elementler orada kalır. Sonunda Güneşimiz için bir Helyum çekirdeği oluşturuyorsunuz.

Çekirdek Hidrojen yakıtından tükendiğinde, Güneş çökmeye başlayacak ve o Helyum çekirdeğinin etrafındaki bir Hidrojen kabuğunun tutuşabileceği noktaya ulaşacaktır. Çekirdeğin etrafındaki yoğunluklar yeterince yükselir ve sıcaklıklar, sadece üzerlerinde duran her şeyin ağırlığından, bir Hidrojen kabuğu yaktığımız için yeterince ısınır.

Bu noktada Güneş'in Ana Dizinin dışında olduğundan bahsediyoruz ve bir sonraki gerçekten ilginç aşama, bir Helyum Flaşı aldığınız aşamaya ulaştığınızda oluşmaya başlıyor. Bir süreliğine Kırmızı Dev Dal Yıldızı dediğimiz şeye sahipsiniz. Burası Hidrojen kabuğunu yaktığınız yer ama Yıldız hala çöküyor.

Güneş hala küçülüyor ve küçülüyor ve Güneş'in merkezi, üzerindeki bu çöken malzemenin ağırlığı altında giderek daha fazla ısınıyor. Her şey daha küçük ve daha küçük bir alana hapsedildiği için baskılar artıyor.

Sihirli bir anda, on ila 8 derecelik bir sıcaklığa ulaştığında, Güneş'in merkezindeki Helyum aniden tutuşabilir. Buna Helyum Flaşı diyoruz. Bu noktada Güneş, Yatay Dal Yıldızı dediğimiz şeye dönüşür. Artık Güneş'in evriminde yeni bir segmentiniz var. Bu aşama, Yıldızın alt-dev aşaması olarak da adlandırılabilir. Burada mutlu bir şekilde yanan Helyum Yıldızı var, kendini tekrar şişiriyor. Bu yeni yanma devam ettiğinde, çekirdek daha da ısınır. Yıldızın dış katmanlarını destekleyen daha fazla hafif basınç alırsınız, Yıldız şişer. Ayrıca burada parlaklıkta düşer.

Bu, Star'da meydana gelen düzgün değiş tokuşlardan biridir. Tüm bu farklı aşamalardan geçerken, parlaklık ve sıcaklıkta sürekli olarak çok az değişiyor. Yani Hidrojen bir kez ateşlendiğinde, Yıldız çok daha kırmızılaştı. Artık Helyum yandığına göre, Yıldız yeniden biraz daha mavi oluyor ve bu biraz havalı. Sonunda Helyum da Güneş'in merkezinde kendini tüketir.

Helyum'un tamamı sonunda kendini Karbon'a yakar. Burada yine kabuk yanması ile sonuçlanıyorsunuz. Şimdi, kendini yakan bir Helyum kabuğuyla çevrili bu Karbon çekirdeğine ve yanan bir Hidrojen kabuğuna sahipsiniz. Böylece Onion15:11 of Sun almaya başlarsınız. İşte burada Yıldız'ın yine bir Kırmızı Dev olduğunu konuşuyoruz. Tam olarak ne olduğu, Star'ın 15:19 metalliğine bağlıdır.

Pek çok durumda, bu aşamalardan geçerken, onun parlaklıkta titreştiği Değişken Yıldız olarak adlandırılan şeye dönüşebiliriz. Bu, tıpkı Güneşimiz gibi olan Yıldızlara olur. Devam ederken bir titreşim aşamasından geçebilirler. Tüm bu yakıtı tüketmeye başladıklarında, onlara Mira Değişkenleri diyoruz. Devler, şişkinler Yıldızın en dış katmanları, Dünya'nın atmosferinden daha incedir ki bu düşünmek biraz havalı.

Burası, Güneş'imizi Dünya'nın Yörüngesine tam olarak uyan bir hacme yaymaya başladığınız yer – belki de öyle düşünüyoruz. Kesin olarak bilmiyoruz. Ve ayrıca nükleer yanma devam ederken Uzayda Kütle kaybı almaya başlarsınız. Atmosferin dış katmanları o kadar genişlemiştir ki, bazen Yıldızın yanarken püsküren çekirdeğinden gelen hafif bir itme, Atmosferin nefeslerinin sürüklenmesine neden olabilir.
Fraser: Ve kırmızı renk daha soğuk olmasından geliyor, değil mi? Eski günlerde Güneş, yaklaşık 6000 derece Kelvin'lik bir sıcaklık olduğu için beyazdı ve şimdi çok daha büyük olmasına rağmen soğudu, değil mi?
Pamela: Yani burada 4000 derece Kelvin'e inmeye başlıyoruz. Sıcaklıktaki bu değişiklik, rengini koyu kırmızı olacak şekilde değiştirmek için yeterlidir.
Fraser: Ancak Güneş'in genel parlaklığı çok daha yüksek.
Pamela: Bunun nedeni, ışığın geçtiği çok daha büyük bir yüzey alanına sahip olmanızdır. Bu yüzey alanının her bir parçası, Fotonları yayabilir ve tüm bu Fotonlar, çok daha parlak bir Yıldız olmak için toplanır.
Fraser: Yani Güneş kırmızıya dönmüş olsa da, şimdi eskisinden çok daha uzak bir mesafeden görülebiliyor.
Pamela: Bu, Gökyüzünde gördüğümüz gerçekten parlak Yıldızların çoğunun bu kırmızı Yıldızlar olmasının bir nedenidir. Kızıl Yıldızları çok daha uzak bir mesafede görebiliriz ve bu, Yıldızların geçmesi gereken ortak bir aşamadır. Şaşırtıcı olan, tüm bunların gerçekleştiği zaman ölçekleridir.
Fraser: Soracağım şey buydu - bu ne kadar sürer?
Pamela: Güneşimiz Ana Dizide birkaç milyar yıl, yani 10 milyar yıl gibi. O zaman geri kalan tüm aşamalardan geçerek sadece birkaç yüz milyon yıl harcar. Yani bunlar bir Yıldızın hayatındaki nispeten kısa aşamalardır.

Ana Diziye, Yıldız'ın yaşamının çoğunluğu olarak atıfta bulunuyoruz ve tam olarak budur. Sonra söner ve tüm bu gerçekten harika şeyler yapar ama bunlar esasen Kozmik bir göz açıp kapayıncaya kadar olur. Yıldız, Ana Diziden ayrıldıktan sadece dört veya beş yüz milyon yıl sonra, Mira aşamasına ulaştığında, bu noktada Atmosferini kaybetmeye başlar.

Yanan ve tüm Yıldız benzeri şeyleri yapan bir Yıldız olmaktan, Atmosferini patlatmaya başlayarak bir Gezegenimsi Bulutsusu oluşturmaya geçmeye başlar. Gezegenimsi Bulutsu, solunmuş ve henüz başlangıç ​​noktasından o kadar uzaklaşmamış bir Yıldızın Atmosferinden başka bir şey değildir ki, artık birbiriyle ilişkili tüm gazı göremiyoruz.
Fraser: Atmosferi Güneş'ten uzaklaştıran mekanizma nedir? Sanki ne esiyor?
Pamela: Bu yanan Hidrojen ve Helyum kabuklarının titreşmesi ve püskürtülmesidir. Yıldız çökerken, nesneleri uzaklaştıran ekstra bir ışık patlaması elde edeceksiniz. Yıldız o kadar büyüktür ki Yerçekimi ve Işık neredeyse dengede değildir ve Yıldızın dış katmanlarının bu Yerçekiminin üstesinden gelmek çok kolaydır.
Fraser: Normalde dengede olduğu için neredeyse tekme atıyorsunuz ve sonra belki sıçrayıp daha parlak ve saniyede daha fazla hafif basınç alıyor ve sonra büzüşüyor, ancak bu dış tabakayı itmek için yeterli.
Pamela: Ayrıca, bu hafif basıncı dışarı ittiğiniz ve her zaman Yıldız Kütlesinin bir miktarını kaldırabildiğiniz yerde dışarı çıkan bu sabit Güneş Rüzgarı var.Yıldız Kütlesinin ne kadar olduğundan tam olarak emin değiliz.

Gerçekten şaşırtıcı olan şey, artık bu Yıldızların bazılarının etrafındaki ortamların ayrıntılı haritalarına bakmaya başlayabilmemiz ve Gezegenimsi Bulutsusu evrelerinde oluşan her türlü çılgın tuhaf yapıyı görebilmemizdir. Tüm bu farklı garip şekillerin nedenini anlamıyoruz.

Bir dizi iç içe kutuya, bir dizi iç içe halkaya, sekiz rakamına benzeyen farklı Gezegenimsi Bulutsusu vardır ve bunların tümü oldukça benzer ana nesnelerden gelmektedir. Ancak Atmosferlerin bu Bulutsuları oluşturmak için nasıl kaybolduğu konusunda kökten farklı görünmesine neden olan bir şey var.
Fraser: Manyetik alanlar.
Pamela: [Gülüşmeler] Her zaman suçladığımız şey bu.
Fraser: Tamam, şimdi Güneşimiz bu Mira evresinde, dış katmanları Uzay'a üfleyerek….
Pamela: Sonunda, Kütle kaybı ile sahip olduğu az yakıtı yakmak arasında, Enerjisinin bitmeye başladığı noktaya ulaşır. Helyum yanması kapanır. Hidrojen yanması kapanır. Ve Atmosferin sonuncusu da sürüklenip gidiyor.

Bu noktada artık sıcak bir Yıldız külüne sahipsiniz. Bir yıldızın o külü çöker. Artık Atomları birbirine karşı desteklemek için devam eden bir yanması yok. Çökerken aslında dejenere bir gaz fazına ulaşırlar. Hidrojen ve Helyum Atomlarının kendilerini birbirine o kadar yakın paketlediği yer burasıdır, Elektronların hala var olabilmelerinin tek yolu, temelde bir Matris oluşturmalarıdır.

Sonunda, iç yapılarının esasen, hidrojen ve Helyum'dan oluşan bu aşırı yoğun - biz onlara dejenere katmanlar diyoruz - ile çevrili bir Karbon elmas olduğu sonucuna varırsınız. Bunlar bizim Beyaz Cüce Yıldızlarımız.
Fraser: Doğru ve Yerçekiminin o kadar yoğun olduğu bir durum elde ettiniz ki Karbon ve Helyumu ve bir küre içinde kalan her şeyi paketliyor, ancak Karbon füzyonunu gerçekten tutuşturmak için yeterli Yerçekimi yok.
Pamela: Her şeyi bir araya getirme sürecinde, Elektronların birbirine baskısı o kadar yakınlaşır ki: “hayır, sen de benimle aynı yüke sahipsin uzak dur” ve çoklu dışlama ilkesini desteklemek için çalışır. Star.

Beyaz Cüceler'i biraz daha ağırlaştırmış olsaydınız, bunun üstesinden gelebilirdiniz ve her şeyi bir Nötron Yıldızı olmak için ezebilirdiniz, ki buna birkaç bölümde daha ulaşacağız.

Ancak Güneşimiz gibi Yıldızların kalıntıları ışıkla değil Elektron basıncıyla desteklenir. Elektronların bir yıldızı desteklediğini düşünmek çok hoş. Bunlar Evrende sahip olduğumuz en büyük elmaslar.
Fraser: Aslında bir elmas mı?
Pamela: Evet, sadece olabilir. Bir düşünün, elmas nedir? O Karbon Atomlarını içine alabileceğiniz en sıkı yapılardan biri olan bir Matrix'te düzenlenmiş Karbon Atomlarından başka bir şey değildir. Bu yüzden elmaslar çok zordur.

Bir Beyaz Cüce yaratırken, bu Karbon Atomlarını kristal bir yapıya yerleştirmeniz gerekir. Temelde gerçekten SICAK bir elmastan başka bir şey olmayan bir şey almaya başladığınız yer burasıdır.
Fraser: Doğru, eğer onu soğutabilir ve Yerçekimi'nden kurtulabilir ve parçaları kesebilirseniz onları elmas yüzüklere dönüştürebilirsiniz. [Gülüşmeler]
Pamela: Evet. Yine de soğumaları için uzun süre beklemeniz gerekecek.
Fraser: Ben sabırlı bir adamım. Bu yeni bir iş. [Gülüşmeler] Yıldızlararası Elmas'ta benimle iş yapmak isteyen var mı?
Pamela: Tek Güneş Kütlesi elmasını istiyorsun, değil mi?
Fraser: Evet kesinlikle. Öyleyse, ama henüz ölmedi, değil mi?
Pamela: Hala ısı yayıyor. Hala sıcak. Kaptan Kirk'ün durumu bu, fazeri ile kayayı ısıtıyor ve kayanın soğuması biraz zaman alıyor. Beyaz Cüceler o kayadan çok daha büyük ve soğumaları milyonlarca yıl alıyor.
Fraser: Milyarlarca, trilyonlarca….
Pamela: Onları ne kadar havalı almak istediğine bağlı. Böylece zamanla soğuyorlar ve bu Beyaz Cüceler soğudukça, merkezde oturdukları Gezegenimsi Bulutsu da genişledikçe kayboluyor. Esasen Yıldızın evinin kayboluşunu izliyorsunuz.

Atmosferi, Çekirdek Beyaz Cüce'den gittikçe uzaklaşarak dağılıyor. Yıldızın kendisi soğuyor ve soğudukça daha da soluklaşıyor.

Sonunda, Gezegenimsi Bulutsusu'ndaki gaz ve toz, Kozmos'un geri kalanıyla bir şekilde karışır. Beyaz Cüce milyarlarca yıl boyunca Uzay sıcaklığına soğur. Biraz üzücü bir gelecek.
Fraser: Doğru ve biz buna Kara Cüce diyoruz, değil mi?
Pamela: Evet, kiminle konuştuğuna bağlı. İnsanlar Kara Cüce tabirini kullanma konusunda biraz gergin çünkü çok fazla insan onu Kara Delik ile karıştırıyor, ama bu, ortalıkta dolaşan terimlerden biri.
Fraser: Süper Bilimsel bir terim var mı?
Pamela: Hayır.
Fraser: Tamam, bir tür dejenere …..
Pamela: Soğuk Beyaz Cüce de çalışır.
Fraser: Soğuk Beyaz Cüce, tamam. Kulağa çok bilimsel geliyor. [Gülüşmeler] Şimdi ne görüyoruz? Evrene bakarsak, bunun ne kadar ötesinde Beyaz Cüceler görürüz? Onları göremeyeceğimiz kadar havalı olan Beyaz Cüceler var mı? Okul için fazla havalı? [Gülüşmeler]
Pamela: Biz öyle düşünmüyoruz. Evren o kadar uzun süredir ortalıkta yok. Olan güzel şeylerden biri, yerçekimsel olarak birbirine bağlı ve Samanyolu Gökadamızın yörüngesinde dönen, bazı durumlarda binlerce Yıldızdan oluşan Küresel Kümelere bakabiliyor olmamız. Bunlar, kimin Yıldız Evrim Modellerine inandığınıza bağlı olarak 13 veya 14 milyar yıl önce oluşmuş, bildiğimiz en eski nesnelerden bazıları.

Onlara baktığımızda –, Hubble Uzay Teleskobu'nu kullanarak Beyaz Cüceleri dışarı çıkarmaya başlayana kadar giderek daha sönük bir araştırma yapabiliriz – aslında Beyaz Cüce soğuma dizisi dediğimiz şeyi görebiliriz.

Burası, daha parlak olanların daha mavi ve daha soluk olanların da daha kırmızı olduğu hoş bir kibar çizgi oluşturan, sıcaklık ve parlaklık grafiğinde bir Yıldız dizisini gördüğünüz yerdir. Ne kadar parlak oldukları ve hangi sıcaklıkta mükemmel düz bir çizgi oluşturdukları arasında doğrudan bir ilişki vardır. Yıldız almayı nerede bıraktığımızı görebiliriz.

Bu, Küresel Kümelerin yaşını bulmamızın bir parçası, biliyoruz, tamam, Beyaz Cüceleri oluşturabilen ilk Yıldızlar Foo idi ve eşyalarını oldukça hızlı bir şekilde yaktılar çünkü daha yüksek Kütleleri vardı, büyük miktarlarda vardı. Kütle kaybı ve sonunda, tüm Kütle kayıplarından sonra yalnızca 1.4 Güneş Kütlesi malzeme ile ölmekle sonuçlandı.

Sonra Beyaz Cüceler'e düştüler. Ve sonra kütlesi biraz daha az olan Yıldızlar çökerek Beyaz Cücelere dönüştü. Ve sonra daha da az kütleli olan Yıldızlar çökerek Beyaz Cücelere dönüştü. Daha sonra Beyaz Cüce olan Yıldızlar, daha önce oluşan ve daha soğuk olanlardan hala daha sıcaktır. Sizin dediğiniz gibi okul için fazla havalı oldukları noktaya gelmek için zamanı olan kimse yok.
Fraser: Doğru, böylece bir kümeye bakabilir, Beyaz Cücelerin sayısını ve Yıldızların sayısını sayabilir ve o kümenin kaç yaşında olduğunu anlayabilirsiniz.
Pamela: Bu, sistemlerin yaşlarını doğrulamak için çalıştığımız birçok yoldan biridir.
Fraser: Sağ. Şimdi herhangi bir zaman olacak mı – yani Güneş yavaş yavaş soğuyacak – geriye bir şey kaldı mı? Jüpiter'in Güneş'e çarpabileceği yolda biraz zaman olacak mı? [Gülüşmeler] Beyaz Cüce Güneş'i biliyorsunuz ve yeniden tutuşuyor musunuz?
Pamela: Hayır muhtemelen değil. Bu kadar heyecan verici bir şey yapmak için yeterli Kütlesi yok. İlginç sorulardan biri, Güneş'in Kütlesini – biz buna Asimptotik Dev Dal Aşaması diyoruz – esasen bir Mira değişkeni olduğu o zaman diliminde kaybettiğinde ne olacağı olacaktır. Kütle Atmosferden ayrılırken ve başka bir Gezegenimsi Bulutsusu oluşturmaya başladığında büyük miktarlarda Kütle kaybına uğrayacak.

Bu Kütle kaybolduğundan - her şeyden önce, Gezegenleri patlatıyor - ama ikincisi, Kütle artık Gezegenleri mevcut yörüngelerinde tutmuyor. Bu, Dünya'nın yörüngesinin büyümesine, Mars yörüngesinin büyümesine, Jüpiter'in büyümesine ve Satürn'ün yörüngelerinin büyümesine neden olacak. Tüm Güneş Sistemimizi yeniden düzenler.

Bu, Güneş'in Dünya Gezegenini gerçekten tüketmeyeceğini düşünmemizin bir parçası. Dünya menzilden çıkacak. Yani yörüngemiz tükenecek, ancak yörüngemiz Güneş'in etrafındaki yapay bir çizgi. Gezegenimizin kendisi muhtemelen kaçacaktır.
Fraser: Bence hatalısın.
Pamela: Sizce neden yanılıyorum?
Fraser: En son okuduğum makale: “Dünya yok olacak. Dünya yok olmayacak." Sanırım yaptığımız son makale Dünya'nın yok olacağıydı.
Pamela: Gördün mü, kitlesel kayıp insanları severim. Kitle kaybına kesin olarak inanan biriyim.
Fraser: Pekala, hayır Kütle kaybı yine de olmayacak, sadece Dünya'nın hala yok olması yeterli olmayacak. Her neyse, şu anki düşünce bu. [Gülüşmeler] Bir yıl sonra konuşacağız ve şu anki düşüncemiz şu olacak: Dünya hayatta kalacak.
Pamela: Eh, ve biliyorsunuz, Dünya'da yazılan her kağıt için yok edileceğinden eminim, Dünya yok olmayacağı için aynı oranda eşit sayıda yazılıyor. Bu, hala anlamakta zorlandığımız Bilim alanlarından biridir. Kütle kaybını yarı yarıya doğru bir şekilde nasıl hesaplayacağımızı hala bilmiyoruz. Bunu anlamaya çalışıyoruz ama Enerjinin Güneş aracılığıyla nasıl taşındığını ayrıntılı olarak anlamanız gereken karmaşık bir süreç.

Güneş'in bir bölümünün konveksiyonlu bir lav lambası gibi davrandığı, diğer bölümlerin daha çok ampuller gibi davrandığı, ışıma aktarımı yoluyla üstlerindeki seviyeleri ısıttığı ve tüm bunların nasıl olduğunu ve sıcaklığın güneş değişir.

Bu gerçekten karmaşık bir süreç ve bu soruların çoğuna cevap verecek kadar karmaşık bilgisayar yazılımları almaya yeni başlıyoruz. Sonunda, yanıt için birkaç yıl beklemek zorunda kalmadan bu yazılımı çalıştıracak kadar gelişmiş bilgisayarlar almaya başlıyoruz.
Fraser: Doğru, o zaman tartışmalarla ileri geri gelmeye devam edebiliriz. Beş yıl daha AstronomyCast [Gülüşmeler] ve bilirsiniz, konumu beş kez çevirmiş olacağız. Bence Bilimle ilgili bildiğiniz harika bir şey, bilinmemesi. Masaya daha fazla kanıt getirilmeye devam ediyor ve daha fazla kanıt getirildikçe durum ileri geri değişmeye devam ediyor.

Daha fazla kanıt düşünülüp tartışıldıkça ve bu Bilimdir ve her şeyin böyle yürümesini seviyorum. Kırmızı şarap içmeli mi içmemeli mi gibi farklı? [Gülüşmeler] Sanki içme alışkanlıklarınızı değiştirdiğinizde, Güneş'in kaderi, benim günlük alışkanlıklarıma pek etki etmiyor.
Pamela: Genel olarak Bilim Adamlarının nasıl olduğunu izlemek eğlencelidir - çoğumuz gitmeye istekliyiz evet cevabın ne olduğundan emin değiliz ama bunu beğendiğim için devam edeceğim - daha sağlam bir Bilime sahip olana kadar.

Üniversitede Astronomi okumaya ilk başladığımda Evrenin genişleme hızının ne olduğunu bilmiyorduk ve seçim 50 ya da 100 idi. Sıklıkla şöyleydi: “Çocuklar 100 kullanır, matematiği kolaylaştırır.” [Gülüşmeler] Artık mega parsek başına saniyede yaklaşık 70 kilometre olduğunu biliyoruz. Ama şunu asla unutmayacağım: “Çocuklar 100 kullanır, matematiği kolaylaştırır.”
Fraser: Tamamen yanlış olsa da, bilirsin...
Pamela: Ama 50 mi 100 mü bilemiyorduk ve bu iki sayı için ölesiye savaşan insanlar vardı ve ortalık ortadaydı.
Fraser: Pekala, sanırım gelecek hafta daha küçük Yıldızlara ve daha büyük Yıldızlara bakmak istedik. Bu olayların gelişme şekli, uğraştığınız Yıldızın Kütlesine bağlı olarak çarpıcı biçimde değişir.

Bu yüzden muhtemelen tüm bu süreçten tekrar geçeceğiz ama çok daha heyecan verici ve çok daha sıkıcı olacak şeyler var, çoğunlukla daha heyecan verici.
Pamela: Ama patlamalar olacak.
Fraser: Olacak. tamam haftaya konuşuruz

Bu döküm, ses dosyasıyla tam olarak eşleşmiyor. Açıklık için düzenlenmiştir. Cindy Leonard tarafından transkripsiyon ve düzenleme.


Konu: Yıldızlarda konveksiyon hakkında soru

Tamamen konvektif bir yıldızın, ömrünü önemli ölçüde uzatarak daha fazla nükleer yakıta erişeceği doğrudur. Ancak bu tek başına ömürlerinin neden bu kadar uzun olduğunu açıklamaya yetmez, bunun için parlaklıklarının neden bu kadar düşük olduğunu anlamanız gerekir. Yani daha fazla yakıta sahip olmaları değil, sahip oldukları yakıtı çok daha yavaş yakmaları.

Opaklık ve tamamen konvektif bir yıldızın yapısı arasındaki oldukça karmaşık bir bağlantı, tamamen konvektif yıldızların "alıntılandığını", yani yüzey sıcaklıklarının 3000 K gibi bir şey olduğunu dikte eder. O zaman parlaklık, T yüzeyi ile 4. kuvvet çarpımları ile orantılıdır. yarıçapın karesi (ikincisi yüzey alanından gelir). Sıcaklık oldukça soğuk olduğundan ve yarıçap oldukça küçük olduğundan, parlaklık çok küçüktür, belki Güneş'ten on bin kat daha düşüktür. Bu kadar uzun yaşamalarının ana nedeni budur.

Konveksiyon ve parlaklık arasındaki herhangi bir doğrudan bağlantıya gelince, konveksiyonun ısı taşımada çok verimli olabileceğini, ancak yıldızın gerektirdiği buysa çok az ısı da taşıyabileceğini unutmayın. Sadece gerekli olan veya olmayan enerjiyi sağlar ve yıldız kırmızı ve küçük olduğunda, bu hiç de fazla bir şey değildir.

Bu nedenle, buna bir göz atarak, yıldızın parlaklığı çekirdek parlaklığı ile sabitlenir ve dış konvektif bölge tarafından daha hızlı transfer, daha soğuk bir yüzeyin sonucu olarak dış tabakayı diğerinden daha fazla genişletecektir. Daha büyük yüzey alanı, azaltılmış sıcaklıkla iç parlaklığı eşleştirecektir. Belki de çalışma ve entropi, sıcaklık düşüşündeki ince ayrıntıları saf genişlemeden daha fazla üretir.

"Occam" sonunda hepimizi köleleştirecek olan uzaylı ırkının adıdır. Ve elleri için jiletleri var. Bunun doğru olup olmadığını bilmiyorum ama en basit cevap gibi görünüyor."

Füzyonun "quotonset"i değildir.
İdeal gaz küresine bakarsanız, karakteristik sıcaklığı yarıçapın tersi ile yükselir, sıfır yarıçapta sonsuza gider.
Son derece dejenere gaz/sıvı/katıya bakarsanız, karakteristik sıcaklığı yarıçapla birlikte dik bir şekilde düşer ve sıfır olmayan yarıçapta sıfıra gider.
Orta derecede dejenere olmuş gazla olan şey, sıcaklığın bir noktada maksimumdan geçmesi ve ardından düşmesidir.
Bir protoplanet, kasılma sırasında bu maksimumdan geçer.
Şimdi, ısı kaybı oranı iç sıcaklığa ve iletkenliğe bağlıdır. Konveksiyon meydana gelirse, iletken ısı kaybından daha büyük olabilir, ancak daha küçük olamaz.
Bir protostar veya protobrown cüce ısındığında, iç kısımda termonükleer füzyon reaksiyonları başlar. Termonükleer reaksiyonların hızı arttıkça, ilk başta ısı kaybı oranından daha düşüktür.

Kahverengi cüceler için, termonükleer reaksiyonların hızı, maksimum sıcaklığa yakın (tam olarak değil) maksimum sıcaklıkta bile enerji kaybı hızıyla tam olarak eşleşmeyecektir.

Ana dizinin başlangıcı, füzyonun "başarılı" değil, füzyonun "kapanma başarısızlığı"dır.

Çünkü füzyon sadece "füzyon olsun ya da olmasın" meselesi değildir.
Güneş'in çekirdek sıcaklığı 15 milyon K'dır. Düşük kütleli kırmızı cücelerin çekirdek sıcaklığı 4 milyon K'dir ve bu, füzyonu sürdürmek için yeterlidir.

Açıkçası, genç Güneş'in çekirdek sıcaklığı sadece 5 milyon K iken ve şimdikinden çok daha büyükken, zaten kırmızı cücelerden daha sıcaktı. Bu nedenle Young Sun zaten füzyona sahip olmalıdır.
Aradaki fark, genç Güneş'in bir kırmızı cüceden çok daha zayıf olması, ısıyı daha kolay iletmesidir; bu nedenle, bir kırmızı cüceyi sürdürmek için yeterli olan sıfır olmayan ama mütevazı miktardaki füzyon, Güneş ısınana kadar genç Güneş'in büzülmesini durdurmak için yeterli değildi. 15 milyon K'ya kadar
4 milyon K'daki bir kırmızı cüce, ısı kayıplarını karşılamaya yeterli miktarlarda füzyona sahipse, 3 milyon K'daki genç bir kahverengi cücenin de önemli miktarda füzyona sahip olduğu mantıklıdır - iletim için ısı kaybından biraz daha az, böylece kahverengi cüce Helmholtz kasılmasına devam eder. Ancak yozlaşmanın boyutu nedeniyle, genç bir kırmızı cücenin yaptığı gibi küçülürken ısınmak yerine, genç kahverengi cüce, enerji kayıplarını tam olarak dengelemeden bir maksimum sıcaklığı geçer ve sıcaklık düştükçe, füzyon enerjisi üretimi düşer (daha hızlı). iletken ısı kaybından daha fazla).

Bu doğrudur, ancak bu yalnızca füzyon başlangıcı olmayan yıldızlar için geçerlidir - yani, füzyon o yıldızın parlaklığını hiçbir zaman sağlamamıştır veya kısa bir süre için sağladıysa, yıldız dejenere oldu. O halde olan şu ki, füzyonun merkezi öneme sahip olduğu yıldızlar (ve onlar için dejenerasyon her zaman kaynaşabilir yakıt bitene kadar beklemek zorundadır) ile füzyonun önemli olmadığı yıldızlar (ve onlar yozlaşarak füzyonun asla önemli hale gelmediğinden emin olun). İlk grup, füzyon başlangıcı olan ve ikinci grup olmayan yıldızlarla kastedilen şeydir.

Söylediklerimizin çoğu aynı şey, sadece "onset" kelimesinin anlamı üzerinde farklı bir yol izliyor. Asıl amacım, yozlaşmanın füzyonun ciddi bir şekilde oluşmasını önlemek için füzyon bir tür geçmeden önce yapması gerektiğidir. "dönüşü olmayan nokta" ve başlangıç ​​konsepti budur. Bu "uçma noktası" bir kez aşıldığında, füzyon yozlaşmayı yok edecektir, bu nedenle yozlaşma bundan önce devreye girmeli (kahverengi cüceler için olduğu gibi) veya füzyonun bitmesini beklemelidir (gelecekteki Güneş için yapacağı gibi). Bu ayrım, Güneş'in hidrojen füzyonu başlangıcına sahip olduğunu ve bir kahverengi cücenin başlamadığını ve asla olmayacağını söylemekle kastedilen şeydir.

Bazen bu şekilde çalışır, bazen dejenerasyon oldukça ilerlemiştir ama yine de füzyon meydana gelir ve sonra yozlaşmayı ortadan kaldıran bir kaçak ile başlar. Her şey daha büyük duruma bağlı.

Bir adım geriye gidelim ve burada iddia edilene bakalım. Ana dizi yıldızlarındaki füzyon "kotonset" kavramının mükemmel şekilde oluşturulmuş bir fikir olduğunu söylüyorum. Sorun, füzyon hızının yıldızın parlaklığıyla eşleşip eşleşemeyeceğidir-- eğer öyleyse, "füzyon quotonset'ine" sahip olduğumuzu söyleriz. Değilse, füzyonu ihmal ederiz. Bu, çizginin çizildiği yere çok yakın olması dışında iyi çalışır, ancak çizgi çizmenin doğası budur. Yozlaşma bu ifadeleri hiçbir şekilde değiştirmez, yozlaşmanın yapabileceği tek şey, füzyon hızının parlaklıkla eşleşmeden önce zirveye ulaşmasına neden olmaktır, yani füzyonun başlamasını önleyebilir (ana dizinin düşük kütleli sonunu belirleyen şey budur). ). Dejenerasyon başlangıcı engelleyemiyorsa, füzyon hızı parlaklık ile eşleşecektir. Bu tipik olarak, dejenerasyon hala zayıf olduğunda, çok fazla bir etkiye sahip olamayacak kadar zayıf olduğunda ve net ısı kaybı olmadığından, dejenerasyon da büyümediğinde olur. Tüm füzyon rezervleri tükenene kadar beklemesi gerekiyor. Yani elimizdeki, yozlaşmanın füzyon hızının parlaklık düzeyine büyümesini engellediği yer ile füzyon hızının parlaklık düzeyine büyümesinin yozlaşmanın büyümesini engellediği yer arasında çok net bir ayrım çizgisidir. çok şey yapmak için yeterli. Bu basit bir yarışmadır, düşük kütlede yozlaşma, yüksek kütlede füzyon kazanır. Kazanandaki yozlaşmadan füzyona geçiş, "füzyonun başlangıcı" ve bir ana dizi yıldızının doğuşu olarak bilinen şeydir.

Zayıflık bir ışınımsal yıldız için önemli değildir, bu ışınımsal difüzyonun bir sonucudur ve Güneş'ten daha büyük kütlelere sahip anakol öncesi yıldızların evrimsel izlerinde görülebilir. Güneş için işler, geniş konveksiyon bölgesi nedeniyle daha karmaşık hale geliyor; burada, azalan yarıçapın parlaklığı azaltma eğiliminde olduğu hibrit Hayashi benzeri davranışı görmeye başlıyoruz (bu nedenle, zayıflığı kaybetmek, parlaklığı artırmak değil, aslında azaltmak o). Bu, çoğunlukla ışınımsal ve çoğunlukla konvektif iki rejim arasındaki çok daha kademeli geçişin bir sonucudur, dolayısıyla idealleştirmeler daha zor ama yine de değerli hale gelir. Ancak bunların hiçbiri füzyonun başlangıcı için büyük bir öneme sahip değildir, mesele sadece bir tür fiziğin yıldızın parlaklığını belirlemesidir ve füzyonun "başlangıcına" ulaştığını söyleyip söylemememiz gerektiği sadece füzyonun olup olmadığı sorusudur. oranı, bu parlaklığa uyacak kadar yükselmeyi başardı. Eğer varsa, yozlaşma henüz orada değilse kanatlarda beklemeli, varsa da ortadan kaldırılmalıdır. Füzyon eşiğine ulaşılmazsa, bunun asla olmamasının nedeni genellikle yozlaşmadır. Temel olarak, yozlaşma bazen oraya önce ulaşırsa füzyonun başlamasını önleyebilir ve bu, kırmızı cüce olarak adlandırılan bir yıldız ile kahverengi cüce olarak adlandırılan bir yıldız arasındaki farktır. Ancak bazen yozlaşma önce oraya gelir, ancak füzyonun başlamasına (tipik olarak kütle artışı) izin veren başka bir şey değişir ve daha sonra füzyon rotasını alana kadar yozlaşma engellenir. Bu ikinci senaryonun bir kırmızı cücenin başına gelmesi için, onu bir kahverengi cüce kütlesinden kırmızı bir cüce kütlesine götüren bir kütle büyümesi yaşamış olması gerekirdi. Kırmızı cüceler hakkında söyleyebileceğimiz şey, kararlı bir kaynaşma geçirdikleri için ne kadar dejenere olabileceklerinin katı bir sınırı olduğudur.

Bunun aynı zamanda, 0.07 güneş kütlesinin üzerinde bir kütleye sahip bir kahverengi cücenin bulunabileceği ilginç olasılığını da artırdığına dikkat edin. Sadece bir kahverengi cüce kadar soğuması gerekir ki, ona kütle eklemek bile füzyon eşiğine ulaşmaz. Bu aynı zamanda, eğer kahverengi cüce fazla soğumadıysa ve kütle eklendiğinde önemli ölçüde dejenere değilse, hidrojen füzyonunun kararsız bir şekilde başlayabileceği anlamına gelir. Soğutma ve kütle ekleme zaman çizelgeleri iyi ayarlanmışsa, bu şekilde minyatür bir tip Ia süpernova elde etmenin mümkün olup olmadığını kim bilebilir.

Hayır, bu doğru değil. Negatif bir pertürbasyon sadece füzyonu kapatabilir, onu ısıyı uzaklaştıran negatif bölgeye alamaz! Bunun yerine, füzyon olmadan, yıldız onu ilk etapta füzyon alanına getiren evrimsel baskılara geri döner ve füzyonun başlaması için bunu gerektiği kadar tekrarlar.

Füzyon içermeyen bir enerji dengesi ile başladığınızı hayal edin. Bir ısı kaybı mekanizmanız var ve ısı ekleyen ama füzyon olmayan bir şey var-- temelde dengeler, ancak daha yüksek sıcaklığa doğru evrime neden olan küçük bir tutarsızlık var ve giderek daha fazla füzyon bileşeni olmaya başlıyor. Gerçekten de füzyon bileşeni sıcaklığa çok duyarlıdır, bu nedenle çok hızlı bir şekilde giderek daha önemli hale gelmektedir. Sonunda, taşınabileceğinden daha hızlı ısı ekleyebilmesi yeterince önemlidir ve bu noktada kararlılığını değerlendirmeliyiz.

Eğer kararlıysa, şimdi Güneş'in çekirdeğinde olduğu gibi (çok iyi bildiğiniz gibi), füzyon hızı yıldız parlaklığına denk gelecektir, çünkü füzyon hızını bu parlaklıktan daha az yapan herhangi bir bozulma, büzülmeye ve sıcaklık artışına neden olacaktır, füzyon oranını yükseltmek. Füzyon hızını çok yüksek yapan pertürbasyonlar genişlemeye neden olacak ve füzyon hızını düşürecektir. Ancak oldukça dejenere koşullarda, füzyon hızını azaltan bir bozulma, bizi, enerji denklemindeki diğer süreçler nedeniyle daha yüksek sıcaklığa doğru evrimin olduğu önceki duruma döndürecektir. Kararsız durum füzyonun başlamasını asla engelleyemez, sonunda füzyonu harekete geçirecek evrimsel baskılar vardır. Ve bu, füzyon hızı, ısının dışarı aktarıldığı hızı aşma fırsatına sahip olur olmaz gerçekleşecektir, çünkü o zaman füzyon hızındaki herhangi bir pozitif bozulma, ısıyı boşaltacak ve sıcaklığın yükselmesine neden olarak, daha da büyük bir füzyon hızına yol açacaktır. Kararsızlık, daha yüksek sıcaklığa doğru evrimsel basınçla birleştiğinde, her zaman füzyonun kaçmasına neden olacaktır ve bu, füzyon hızı stabilize olana veya yakıtını yakana kadar her zaman dejenerasyonun ortadan kaldırılmasıyla sonuçlanacaktır.

Bahsettiğiniz dengenin "yakın" olması gerekmez, bunlar geniş ölçüde ayrılabilir - bu sistemin geçmişine bağlıdır. Sistemin geçmişine de bağlı olan şey, sistemin hangi yönde gelişeceğidir - istikrarlı dengeye doğru veya ondan uzağa. Ortasında bir tümseğin olduğu aşağı eğimli bir parkur hayal edebilirsiniz - bu raydan aşağı yuvarlanan bir arabanın nerede biteceği, nereden başladığınıza bağlıdır. Eğer dip dipte biterse, bu kararlı füzyondur ve biz bir füzyon başlangıcımız olduğunu söyleriz. Başka bir yerde biterse, füzyondan kaçınılmıştır. Kararsız bölge tümseğin tepesine yakındır ve yine arabanın bu tümseğe nasıl tepki vereceği geçmişine bağlıdır.

Şimdi ilgilendiğimiz duruma bakalım, düşük kütleli bir önyıldız. Göz önünde bulundurabileceğimiz iki durum var-- kütleyi sabit tutabilir ve ısı kaybetmesine ve büzüşmesine izin verebiliriz ya da ısı kaybederken kütle kazanmasını sağlayabiliriz. Eski durum daha standart resim, o yüzden bununla devam edelim. Sabit kütleli kuvvet dengesinde, çekirdek sıcaklık bir zirveye yükselecek ve ardından yozlaşma onu geri getirecektir. Ancak tepe noktası, T yükselirken ısı kaybını karşılayabilmesi için füzyon için yeterince yüksek bir T'deyse, o zaman bunu yapacaktır - net ısı kaybını durduracak ve bir ana dizi yıldızımız olacak. , kararlı bir şekilde kaynaşma. Bir "onset" füzyonumuz olduğunu söyleyeceğiz. Öte yandan, tepe T'de bile füzyon hızı parlaklık ile eşleşemezse, evrim aşağı doğru T'yi düşürmeye devam edecektir. Önemli füzyonun başlamadığını söylemeyeceğiz ve muhtemelen füzyonu tamamen görmezden geleceğiz. Aklımızda bazı ayrıntılı sorular var. Bütün bunlar geçerli çünkü hiçbir kararsız bölgeye girilmedi-- yüksek derecede yozlaşma ile aynı nefeste asla füzyon yaşamadık. Yukarıdaki dilinizde, bu, yıldızın tarihinin onu daha büyük, kararlı bir yarıçapta hazırladığı anlamına gelir, bu nedenle "yakında" olmayan kararsız yıldız hakkında hiçbir bilgisi yoktur.

Örneğin, Güneşimizin çekirdeği T, önemli H füzyonu için biraz fazla düşük olduğunda, yarıçapı ve T çekirdeği vardı, ancak bunun yerine çok daha küçük bir yarıçapa sahip olsaydı ve oldukça dejenere olsaydı, T'si biraz fazla olabilirdi. önemli füzyon için düşük. Eski tarihe yol açan evrimsel baskılar, daha sonra kararlı füzyonun başlamasına neden olurken, ikinci duruma yol açan varsayımsal evrim, füzyonun kaçmasına neden olacaktır. Önemli bir dejenerasyon elde edildikten sonra kütle eklemek, bu ikinci senaryoya giden yoldur. Hangisinin olduğunu bilmek için, ısı kaybetmeye karşı kütle ekleme tarihini bilmemiz gerekiyor-- arabanın o tepede nerede olduğunu bilmemiz gerekiyor. Ama emin olabileceğimiz bir şey var ki, füzyon hızının, ısının kaybolma hızını aşmasına yetecek kadar yüksek bir sıcaklık elde edersek ve bu noktadaki dejenerasyon da yüksekse, kendimizi kararsız rejimde bulabiliriz. füzyon hızındaki yukarı yönlü bir bozulma, kararlı durumda olduğu gibi sıcaklığı düşürmek yerine daha da yükseltecektir. Bu her zaman kaçışa yol açacaktır, çünkü bu durumda, füzyon hızındaki aşağı yönlü bir bozulma, bizi yalnızca füzyon alanının kenarına götürebilir - bizi füzyon rejimine götüren evrimsel baskının hala mevcut olacağı yerde, ve bizi kaçmaya neden olan pozitif tedirginliği elde etmek için gerektiği kadar tekrar geri götürecektir.

Bütün bunlar hassas bir şekilde kütle ekleme ve ısı kaybetme tarihine bağlı olduğundan, önyıldızların kararsız füzyon alanına girip girmediğini bilmiyorum. Genel olarak, yıldızın o kadar ısınmadan önce kütle kazanmayı bıraktığını hayal ederiz, bu nedenle çoğu önyıldız muhtemelen kararsız füzyon yaşamaz. Buna rağmen, "quotonset" kavramı, yukarıda açıklandığı gibi tamamen geçerlidir. Tarihin kararsız füzyona elverişli olduğunu düşündüğümüz durumlar, Güneşimizin maruz kalacağı "kotelyum çakması" ve tip Ia süpernovalardır. Ayrıca, daha büyük kütleli yıldızların çekirdeklerindeki karbon ve silikon füzyonunun da bir "flaş" ile başlayacağı düşünülüyor, ancak bunun pek bir önemi yok. Mesele şu ki, yüksek dejenerasyonun önemli bir sıcaklığa duyarlı füzyon hızı ile birleşimi her zaman bir dereceye kadar füzyon kaçmasına yol açar.


Bölüm 16, 17 ve 18 Astronomi Sınavı

Moleküler bulutlar olarak adlandırılan yıldızlararası bulutlar _______.

a) Karbon, azot ve oksijen gibi elementlerin oluştuğu bulutlar
b) ölmekte olan yıldızların çıkardığı sıcak gaz bulutları
c) yıldızların oluştuğu soğuk bulutlar
d) Çoğunlukla karbon dioksit ve kükürt dioksit gibi karmaşık moleküllerden oluşan bulutlar

c) yıldızların oluştuğu soğuk bulutlar

Neden ilk yıldızların Güneş'ten çok daha büyük olduğu düşünülüyor?

a) Onları oluşturan bulutlar, günümüzün yıldız oluşturan bulutlarından çok daha büyüktü.
b) Tamamen hidrojen ve helyumdan oluştuğu için onları oluşturan bulutların sıcaklıkları daha yüksekti.
c)Yıldız oluşturan bulutlar, zamanın başlarında çok daha yoğundu.

b) Tamamen hidrojen ve helyumdan oluştuğu için onları oluşturan bulutların sıcaklıkları daha yüksekti.

Elektromanyetik spektrumun hangi kısmı genellikle bize tozlu bulutlarda oluşan yıldızların en iyi görüntülerini verir?
Elektromanyetik spektrumun hangi kısmı genellikle bize tozlu bulutlarda oluşan yıldızların en iyi görüntülerini verir?
a) mavi ışık
b) görünür ışık
c) ultraviyole
d) kızılötesi

Yıldızlararası bulutların çoğu, yerçekimi kuvvetinin bulut içindeki ________ ile karşı karşıya gelmesi nedeniyle boyut olarak sabit kalır.
a) yozlaşma basıncı
b) yıldız rüzgarları
c) radyasyon basıncı
d) termal basınç

Evrendeki ilk yıldızlarla ilgili aşağıdaki ifadelerden hangisi muhtemelen doğrudur?

a) Saf enerjiden yapılmıştır.
b) Sadece hidrojen ve helyumdan yapılmıştır.
c) Muhtemelen sadece karasal gezegenler tarafından yörüngedeydiler, ancak Jüpiter gezegenleri yoktu.
d) Yaklaşık olarak yüzde 98 hidrojen ve helyumdan ve yüzde 2 daha ağır elementlerden yapılmıştır.

b) Sadece hidrojen ve helyumdan yapılmıştır

Artık vücudunuzdaki su molekülleri bir zamanlar moleküler bir bulutun parçasıydı. Bir moleküler bulutun kütlesinin sadece milyonda biri su molekülleri şeklindedir ve böyle bir bulutun kütle yoğunluğu kabaca 4.0×10−21 g/cm^3'tür.

Vücudunuzla aynı miktarda suya sahip bir moleküler bulut parçasının hacmini tahmin edin.

Bu hacim, tüm Dünya'nın hacmiyle nasıl karşılaştırılır?

A Bölümü: Vcloud= 1.0×1031 cm^3 Bölüm B: Vcloud=9200 VEarth

Çöken bir bulutun neden bir önyıldızın etrafında genellikle bir önyıldız diski oluşturduğunu hangi yasa açıklar?

a) Kepler'in üçüncü yasası
b) açısal momentumun korunumu
c) Wien yasası
d) evrensel yerçekimi yasası

b) açısal momentumun korunumu

Kahverengi cüceler ile ilgili aşağıdaki ifadelerden hangisi doğru DEĞİLDİR?

a) Kahverengi cüceler sonunda çökerek beyaz cüce olurlar.
b) Tüm kahverengi cüceler, Güneşimizin kütlesinin yaklaşık yüzde 8'inden daha az kütleye sahiptir.
c)Kahverengi cüceler sıradan yıldızlar gibi oluşur ancak çekirdeklerinde nükleer füzyonu sürdürmek için çok küçüktürler.
d) Kahverengi cüceler, cismin sıcaklığına bağlı olmayan dejenerasyon basıncıyla yerçekimine karşı desteklenir.

a) Kahverengi cüceler sonunda çökerek beyaz cüce olurlar.

Bir H-R diyagramındaki yaşam izinden bir yıldız hakkında ne öğrenebiliriz?

a) yıldızın yaşı
b) yıldızın şu anki yaşam aşaması
c) Yıldızın yaşamının her aşamasında sahip olacağı yüzey sıcaklığı ve parlaklığı.
d) yıldızın Dünya'dan uzaklığı, yaşamının farklı zamanlarında nasıl değişir?

c) Yıldızın ömrünün her aşamasında sahip olacağı yüzey sıcaklığı ve parlaklığı.

Hangi yıldız yaşamın ilk yıldız evresinde en uzun süreyi geçirir?

a) 4 güneş kütleli bir yıldız
b) 3 güneş kütleli bir yıldız
c) 1 güneş kütleli bir yıldız
d) 5 güneş kütleli bir yıldız
e) 2 güneş kütleli bir yıldız

Kütleçekiminin basınçtan daha güçlü olduğu ve sıcaklığın sabit kaldığı büzülen bir bulutta ne olur?

a) Daha küçük parçalara ayrılır.
b) Termal basınç yerçekimine karşı daha etkili bir şekilde geri itmeye başlar.
c) Yerçekimi kasılmasıyla açığa çıkan tüm enerjiyi hapseder.

a) Daha küçük parçalara ayrılır

Son derece büyük kütleli yıldızların oluşmasını ne tür bir basınç engeller?

a) termal basınç
b) radyasyon basıncı
c) yozlaşma basıncı

Kütle olarak, Samanyolu bölgemizdeki yıldızlararası ortam şunlardan oluşur:

a) %70 Hidrojen, %30 Helyum.
b) %70 Hidrojen, %28 Helyum, %2 daha ağır elementler.
c) %50 Hidrojen, %50 Helyum.
d) %70 Hidrojen, %20 Helyum, %10 daha ağır elementler.
e) %50 Hidrojen, %30 Helyum, %20 daha ağır elementler.

b) %70 Hidrojen, %28 Helyum, %2 daha ağır elementler.

Moleküler bulutlarda en bol bulunan molekül,

a) HHe.
b) CO.
c) H2O.
d) He2.
e) H2

Moleküler bir bulutun arkasındaki yıldızları gözlemlemek isteseydiniz, büyük olasılıkla hangi dalga boyunda ışık gözlemlerdiniz?

a) ultraviyole
b) gama ışını
c) görünür
d) kızılötesi
e) röntgen

Gökbilimciler, moleküler bulutlardaki manyetik alanların varlığını nasıl çıkarır?

a) buluttan geçen yıldız ışığının polarizasyonunu ölçerek
b) buluttaki gaz kümelerinden emisyon hatlarının Doppler kaymalarını ölçerek
c) Yerçekiminin azaltıldığı miktarı ölçerek
d) yıldızlararası kızarma miktarını ölçerek
e) Bulut tarafından yayılan kızılötesi ışığı ölçerek

a) buluttan geçen yıldız ışığının polarizasyonunu ölçerek

Termal enerji ne zaman bir bulutun yoğun merkezinde hapsolur?

a) manyetik alanlar radyasyonu yakaladığında
b) Bulut, büzülme ile üretilenden daha az ışık kaçacak kadar soğuduğunda
c) Bulut çok sıcak ve yoğun hale geldiğinde nükleer füzyon başlar
d) Uyarılmış moleküller foton salmadan önce diğer moleküllerle çarpıştığında
e) yerçekimi fotonların kaçamayacağı kadar güçlü hale geldiğinde

d) Uyarılmış moleküller foton salmadan önce diğer moleküllerle çarpıştığında

Bu ışık renklerinden hangisi yıldızlararası bulutlardan en kolay geçer?

a) mavi ışık
b) kırmızı ışık
c) yeşil ışık

Güneşimiz gibi bir yıldız için önyıldız aşaması ne kadar sürer?

a) 3 milyon yıl
b) 10 milyon yıl
c) 30 milyon yıl
d) 1 milyon yıl
e) 100 milyon yıl

Yerçekimi çökmekte olan bir buluttan bir ilk yıldız oluşturduğunda yüzey sıcaklığına ve parlaklığına ne olur?

a) Yüzey sıcaklığı ve parlaklığı artar.
b) Yüzey sıcaklığı aynı kalır ve parlaklığı azalır.
c) Yüzey sıcaklığı azalır ve parlaklığı artar.
d) Yüzey sıcaklığı ve parlaklığı azalır.
e) Yüzey sıcaklığı ve parlaklığı aynı kalır.

a) Yüzey sıcaklığı ve parlaklığı artar.

Hidrojen yıldız oluşum sürecinde helyuma ilk ne zaman kaynaşmaya başlar?

a) protostar ışınımsal kasılmaya uğradığında
b) protostarlar konvektif kasılmaya maruz kaldığında
c) bulut ilk kez daralmaya başladığında
d) termal basınç bulutun merkezinde tutulduğunda
e) sadece yıldız ana diziye ulaştığında

a) protostar ışınımsal kasılmaya uğradığında

Kahverengi bir cücenin nükleer füzyon geçirmesini engelleyen nedir?

a) Çok fazla ağır element vardır ve füzyonun kendi kendine devam eden bir şekilde gerçekleşmesi için yeterli hidrojen yoktur.
b) Radyasyon basıncı bir önyıldızın büzülmesini durdurur, böylece çekirdek hiçbir zaman nükleer füzyon için yeterince sıcak veya yoğun olmaz.
c) Dejenerasyon basıncı bir önyıldızın büzülmesini durdurur, böylece çekirdek asla nükleer füzyon için yeterince sıcak veya yoğun olmaz.
d) Yüzey sıcaklığı hiçbir zaman radyasyonun yakalanması ve iç kısımları nükleer füzyon için gereken sıcaklıklara ısıtması için yeterince yükselmez.
e) Nükleer reaksiyonları kendi kendini idame ettirecek şekilde sürdürmek için yeterli kütle yoktur.

c) Dejenerasyon basıncı bir önyıldızın büzülmesini durdurur, böylece çekirdek asla nükleer füzyon için yeterince sıcak veya yoğun olmaz.

Bir kahverengi cücenin nihai kaderi nedir?

a) Yerçekimi nihayetinde "kazanır" ve küçük bir kara delik haline gelir.
b) İçinde nükleer füzyon tutuşup sönük bir yıldız olana kadar yavaş yavaş büzülür ve ısınır.
c) Sonsuza kadar aynı kalır.
d) Beyaz cüce olana kadar daha yoğun ve daha sıcak hale gelir.
e) Yavaş yavaş soğur ve giderek söner.

e) Yavaş yavaş soğur ve giderek söner.

Aşağıdaki yıldızlardan hangisi en uzun yaşar?

a) 1 güneş kütleli yıldız
b) 4 güneş kütleli yıldız
c) 3 güneş kütleli yıldız
d) 2 güneş kütleli yıldız

Aşağıdaki şekiller, Güneş ile aynı kütleye sahip bir yıldızın yaşamı boyunca çeşitli aşamaları göstermektedir. Aşamaları, meydana geldikleri zamana göre, ilkten sonuncuya kadar sıralayın.

büzüşen gaz ve toz bulutu prostar ana dizi G-Star Kırmızı Dev Gezegenimsi bulutsu Beyaz Cüce

Kırmızı dev olarak son günlerinde, Güneş yaklaşık 3000LGüneş'lik bir tepe parlaklığına ulaşacaktır. Bu nedenle Dünya, şimdi olduğundan yaklaşık 3.000 kat daha fazla güneş enerjisi emecek ve yüzey sıcaklığını dengede tutmak için 3.000 kat daha fazla termal enerji yayması gerekecek.

Bu kadar termal enerjiyi yaymak için Dünya yüzeyinin ulaşması gereken sıcaklığı tahmin edin. Birim alan başına yayılan güç için formülü kullanmanız gerekecektir. (Bugün Dünya'nın sıcaklığının 300 K civarında olduğunu varsayalım.)

CEVAP: TEarth= 2220K İŞ: E(şimdi)=s (300)^4 3000E(şimdi)=sT^4 burada T, gelecekte dengeyi korumak için gereken sıcaklıktır, şu denklemlerin oranını alın: 3000E(şimdi)/ E(şimdi) = s T^4/(300)^4 3000x300^4=T^4 T=(3000)^(1/4) * 300 T=7.4*300=2220K dünya donuk gibi parlayacak, kırmızı nesne

Kırmızı devlerin karbonca zengin toz taneciklerini nasıl ürettiğine ve bunların yaşam için neden önemli olduğuna ilişkin doğru açıklamayı seçin.

a) Yaşamının son evrelerinde düşük kütleli bir yıldızdaki radyasyon, karbonu çekirdekten çıkarır ve yüzeye çıkarır. Karbon daha sonra yıldız rüzgarları yoluyla kaybolabileceğinden, bu yıldızlar yıldızlararası ortamı, Dünya'da yaşam için kullanılan karbon da dahil olmak üzere karbonla tohumlar.
b) Yaşamının son evrelerinde düşük kütleli bir yıldızdaki konveksiyon, karbonu çekirdekten çıkarır ve yüzeye çıkarır. Karbon daha sonra yıldız rüzgarları yoluyla kaybolabileceğinden, bu yıldızlar yıldızlararası ortamı, Dünya'da yaşam için kullanılan karbon da dahil olmak üzere karbonla tohumlar.
c) Yaşamının son evrelerinde düşük kütleli bir yıldızdaki konveksiyon, karbonu yüzeyden alır ve çekirdeğe getirir. Karbon daha sonra yıldız rüzgarları yoluyla kaybolabileceğinden, bu yıldızlar yıldızlararası ortamı, Dünya'da yaşam için kullanılan karbon da dahil olmak üzere karbonla tohumlar.
d) Yaşamının son aşamalarında düşük kütleli bir yıldızdaki radyasyon, karbonu yüzeyden alır ve çekirdeğe getirir. Karbon daha sonra yıldız rüzgarları yoluyla kaybolabileceğinden, bu yıldızlar yıldızlararası ortamı, Dünya'da yaşam için kullanılan karbon da dahil olmak üzere karbonla tohumlar.

b) Yaşamının son evrelerinde düşük kütleli bir yıldızdaki konveksiyon, karbonu çekirdekten çıkarır ve yüzeye çıkarır. Karbon daha sonra yıldız rüzgarları yoluyla kaybolabileceğinden, bu yıldızlar yıldızlararası ortamı, Dünya'da yaşam için kullanılan karbon da dahil olmak üzere karbonla tohumlar.

Güneşimizin nihai kaderi _____.

a) kara delik olmak
b) hızla dönen bir nötron yıldızı olmak
c) bir süpernovada patlamak
d) zamanla yavaş yavaş soğuyacak bir beyaz cüce olmak

d) zamanla yavaş yavaş soğuyacak bir beyaz cüce olmak

Bir süpernova patlamasında bu elementlerden hangisinin yapılması gerekiyordu?

a) kalsiyum
b) uranyum
c) oksijen

Karbon, nükleer parçacık başına en küçük kütleye sahip olsaydı yıldızlar nasıl olurdu?

a) Süpernovalar daha yaygın olurdu.
b) Süpernova asla oluşmaz.
c) Büyük kütleli yıldızlar daha sıcak olurdu.

a) Süpernovalar daha yaygın olurdu.

3 kırmızı/gri top -&gt 1 büyük top + enerji

Bu diyagramda kırmızı toplar protonları, gri toplar nötronları temsil etmektedir. Hangi tepki gösteriliyor?

a) karbonun oksijene füzyonu
b) hidrojenin helyuma füzyonu
c) bir süpernovayı başlatan "korku felaketi"
d) helyumun karbona füzyonu

d) helyumun karbona füzyonu

Güneşimiz ______ olarak kabul edilir.

a) düşük kütleli yıldız
b) kahverengi cüce
c) orta kütleli yıldız
d) yüksek kütleli yıldız

Aşağıdaki veri türlerinden hangisi, düşük kütleli yıldızların yaşam izlerini anlamamıza yardımcı olan kanıtlar sağlar?

a) Güneş'in uzay aracı gözlemleri
b) Küresel kümelerin H-R diyagramları
c) uzun yıllar boyunca düşük kütleli bir yıldızı gözlemlemek
d) Açık kümelerin H-R diyagramları

b) Küresel kümenin H-R diyagramları

1 güneş kütleli kırmızı dev neden 1 güneş kütleli anakol yıldızından daha parlaktır?

a) Kızıl devin yüzeyi daha sıcaktır.
b) Füzyon reaksiyonları kırmızı devde daha yüksek oranda enerji üretiyor.
c) Kızıl dev daha büyüktür.
d) Kızıl devin daha sıcak bir çekirdeği vardır.

b) Füzyon reaksiyonları kırmızı devde daha yüksek oranda enerji üretiyor.

Aşağıdakilerden hangisi hidrojen yakan bir kabuğa ve inert bir helyum çekirdeğine sahip bir yıldızı tanımlar?

a) Merkez çekirdekte helyum füzyonu başlayana kadar parlaklıkta büyüyen bir altdevdir.
b) Hidrojen yakan kabuğu genişleyip soğudukça yavaş yavaş sönen bir altdevdir.
c) Hem çekirdeğinde helyum füzyonu hem de kabuğunda hidrojen füzyonu olan helyum yakan bir yıldız olarak bilinir.
d) Gezegenimsi bir bulutsuda ölene kadar parlaklıkta büyüyen kırmızı bir devdir.

a) Merkez çekirdekte helyum füzyonu başlayana kadar parlaklıkta büyüyen bir altdevdir.

Aşağıdaki gözlemlerden hangisi bir yıldızın yaşamının son, patlayıcı aşamaları hakkında bilgi sağlamaz?

a) Büyük Macellan Bulutu'nda 1987A Supernova çevresindeki ışık halkalarını incelemek
b) yakındaki süpernovalardan nötrino algılamaları
c) küresel bir kümedeki kırmızı devlerin onlarca yıl boyunca sürekli izlenmesi
d) gezegenimsi bulutsuların yapılarını gözlemlemek

c) küresel bir kümedeki kırmızı devlerin onlarca yıl boyunca sürekli izlenmesi

Hangisi daha yaygın: bir yıldız bir süpernova olarak mı patlıyor, yoksa bir yıldız bir gezegenimsi bulutsu/beyaz cüce sistemi mi oluşturuyor?

a) Her ikisi de yaklaşık olarak eşit sayıda bulunur.
b) Süpernovalar daha yaygındır.
c) Gezegenimsi bulutsu oluşumu daha yaygındır.
d) Söylemek imkansız.

c) Gezegenimsi bulutsu oluşumu daha yaygındır.

Karbon füzyonu yüksek kütleli yıldızlarda meydana gelir, ancak düşük kütleli yıldızlarda olmaz çünkü __________.

a) CNO döngüsü ile yalnızca yüksek kütleli yıldızlar füzyon yapar
b) düşük kütleli yıldızların çekirdekleri asla karbon füzyonu için yeterince ısınmaz
c) düşük kütleli yıldızların çekirdekleri hiçbir zaman önemli miktarda karbon içermez
d) karbon füzyonu sadece karbon yıldızları olarak bilinen yıldızlarda meydana gelebilir

b) düşük kütleli yıldızların çekirdekleri asla karbon füzyonu için yeterince ısınmaz

Yüksek kütleli bir yıldızda çekirdek nükleer yanmanın çeşitli aşamaları (hidrojen, helyum, karbon vb.) ile ilgili aşağıdaki ifadelerden hangisi doğru değildir?

a) Ardışık her aşama, atom numarası ve atom kütle numarası daha yüksek olan bir element yaratır.
b) Her aşama sona erdiğinde çekirdek küçülür ve daha fazla ısınır.
c) Her aşama sona erdiğinde, önceki aşamalarda meydana gelen reaksiyonlar çekirdeğin etrafındaki kabuklarda devam eder.
d) Birbirini izleyen her aşama yaklaşık olarak aynı süre kadar sürer.

d) Birbirini izleyen her aşama yaklaşık olarak aynı süre kadar sürer.

Hangi olay bir süpernova başlangıcını işaret eder?

a) Aşırı büyük kütleli bir yıldızda neon yanmasının başlaması.
b) CNO döngüsünün aniden başlaması.
c) Bir demir çekirdeğin aniden kompakt bir nötron topuna çökmesi.
d) Helyum parlamasından sonra helyum yanmasının başlaması.

c) Bir demir çekirdeğin aniden kompakt bir nötron topuna çökmesi.

Betelgeuse yıldızının (Orion'un sol üst omzu) yarın (burada Dünya'da görüldüğü gibi) süpernova olacağını varsayalım. Çıplak gözle nasıl görünürdü?

a) Süpernova yıldızı yok ettiği için Betelgeuse aniden gözden kaybolur.
bulunduğu konumdan genişleyen bir gaz bulutu görürdük.
b) Betelgeuse eskidendi. Birkaç haftalık bir süre içinde bu bulut tüm gökyüzünü dolduracaktı.
c) Betelgeuse bir ışık noktası olarak kalacaktı ama aniden o kadar parlak olacaktı ki birkaç hafta boyunca bu noktayı gündüz görebilecektik.
d) Betelgeuse aniden büyümüş gibi görünecek ve yakında dolunay boyutuna ulaşacaktır. Aynı zamanda dolunay kadar parlak olurdu

c) Betelgeuse bir ışık noktası olarak kalacaktı ama aniden o kadar parlak olacaktı ki birkaç hafta boyunca bu noktayı gündüz görebilecektik.

Demir yerine hidrojenin nükleer parçacık başına en düşük kütleye sahip olduğunu varsayalım. Aşağıdakilerden hangisi doğru olurdu?

a) Yıldızlar daha parlak olur.
b) Tüm yıldızlar kırmızı dev olur.
c) Nükleer füzyon yıldızlara güç veremezdi.
d) Yıldızlar daha az kütleli olurdu.

c) Nükleer füzyon yıldızlara güç sağlayamazdı

Gözlemler, atom kütle numaraları 4'e bölünebilen elementlerin (oksijen-16, neon-20 ve magnezyum-24 gibi) evrende, atom kütle numaraları arada olan elementlere göre daha bol olma eğiliminde olduğunu göstermektedir. Neden böyle olduğunu düşünüyoruz?

a) Yüksek kütleli bir yıldızın ömrünün sonunda, bir dizi helyum yakalama reaksiyonu yoluyla yeni elementler üretir.
b) Element bolluklarındaki bu model, görünüşe göre Büyük Patlama'dan sonraki ilk birkaç dakika içinde belirlendi.
c) Görünen desenin rastgele bir tesadüf olduğu düşünülür.
d) Atom kütle numarası 4'e bölünebilen elementler, aradaki elementlerden daha kararlı olma eğilimindedir.

a) Yüksek kütleli bir yıldızın ömrünün sonunda, bir dizi helyum yakalama reaksiyonu yoluyla yeni elementler üretir.

Bir ______ merkezinde dönen bir nötron yıldızı gözlendi.

a) ön yıldız
b) gezegenimsi bulutsu
c) süpernova kalıntısı
d) kırmızı süperdev

Bir yıldızın 15 M Güneş ana dizi yıldızı ve diğerinin 10 M Güneş devi olduğu ikili bir yıldız sistemi keşfedersiniz. Bunun gibi bir yıldız sisteminin var olabileceğini nasıl düşünüyoruz?

a) İki yıldız muhtemelen bir zamanlar ayrıydı, ancak yakın bir karşılaşma, karşılıklı çekimlerinin onları bir araya getirmesine izin verdiğinde ikili hale geldi.
b) Dev bir zamanlar daha büyük kütleli yıldız olmalıydı, ancak kütlesinin bir kısmını arkadaşına aktardığı için şimdi daha az kütleli.
c) Her iki yıldız da muhtemelen aynı gaz kümesinden oluşmuş olsa da, daha büyük kütleli olanın doğumu yavaşlamış olmalı ki, daha küçük kütleli yoldaşından milyonlarca yıl sonra bir ana dizi yıldızı haline gelmiştir.
d) İki yıldız normal ve bağımsız bir şekilde gelişiyor ve biri diğerinden önce dev haline geldi.

b) Dev bir zamanlar daha büyük kütleli yıldız olmalıydı, ancak kütlesinin bir kısmını arkadaşına aktardığı için şimdi daha az kütleli.

Gelgit kuvvetleri bugün Algol sistemi için önemlidir, ancak her iki yıldız da hala ana dizideyken önemli değildi. Neden olmasın?

a) Anakol yıldızları gelgit kuvvetlerinden etkilenmeyecek kadar büyüktür.
b) Anakol yıldızları gelgit kuvvetlerinden etkilenmeyecek kadar büyüktür.
c) Algol sistemi gibi bir sistemdeki anakol yıldızları, fiziksel ayrılmalarına kıyasla küçüktür.
d) Anakol yıldızları gelgit kaynaklı kütle transferinden etkilenmez.

c) Algol sistemi gibi bir sistemdeki anakol yıldızları, fiziksel ayrılmalarına kıyasla küçüktür.

Hangi iki enerji kaynağı bir yıldızın iç termal basıncını korumasına yardımcı olabilir?

a) nükleer fisyon ve yerçekimi büzülmesi
b) nükleer füzyon ve nükleer fisyon
c) nükleer füzyon ve yerçekimi daralması
d) nükleer füzyon ve kimyasal reaksiyonlar
e) kimyasal reaksiyonlar ve yerçekimi daralması

c) nükleer füzyon ve yerçekimi daralması

Birçok genç yıldızın fotoğrafları, görünüşe göre kutuplarından fırlatılan uzun madde jetlerini gösteriyor.

Aşağıdaki özelliklerden hangisi parlama yıldızlarını bu kadar aktif hale getirir?

a) hızlı dönüş oranları
b) derin konveksiyon bölgeleri
c) konveksiyon çekirdekleri
d) güçlü yıldız rüzgarları
e) hem A hem de B

Evrim geçirdiği yıldızla karşılaştırıldığında, kırmızı bir dev

a) daha soğuk ve dimmer.
b) daha sıcak ve daha parlak.
c) aynı sıcaklık ve parlaklık.
d) daha sıcak ve daha sönük.
e) daha serin ve daha parlak.

Herhangi bir yıldızın çekirdeğinde konveksiyon asla gerçekleşmez.

Bir yıldız, çekirdek hidrojen yakıtını tükettiğinde, çekirdek büzülür, ancak bir bütün olarak yıldız genişler. Neden?

İç kısımlar daha yoğundur ve yerçekimi merkezine daha yakındır ve daha hızlı düşmesine neden olur. Dış kısımlar çok uzağa düşmeden önce, çekirdek füzyona başlayacak ve dış kısımları yıldızdan uzağa gönderecek olan yıldız enerjisini tekrar serbest bırakacaktır.

Tüm düşük kütleli yıldızların ortak noktası nedir? Yüzey aktivitesi seviyelerinde neden farklılık gösterirler? Parlama yıldızları nedir?

Tüm düşük kütleli yıldızların ortak noktası nedir? Yüzey aktivitesi seviyelerinde neden farklılık gösterirler? Parlama yıldızları nedir?

Doğru açıklamayı seçin, yakın ikili yıldızların yaşamları neden tek yıldızların yaşamlarından farklı olabilir?

a) Yakın bir ikili sistemdeki iki yıldız arasındaki kütle değişimi, yoldaşları olan bazı yıldızların yaşamları boyunca kütlelerini değiştirmelerine neden olarak, yaşam izlerini tek yıldızları etkilemeyecek şekilde değiştirir.
b) Yakın bir ikili sistemdeki iki yıldız arasındaki kütle değişimi, yoldaşları olan bazı yıldızların yaşamları boyunca hızlarını değiştirmelerine neden olarak, yaşam izlerini tek yıldızları etkilemeyecek şekilde değiştirir.
c) Yakın bir ikili sistemdeki iki yıldız arasındaki kütle değişimi, yoldaşları olan bazı yıldızların yaşamları boyunca sıcaklıklarını değiştirmelerine neden olarak, yaşam izlerini tek yıldızları etkilemeyen şekillerde değiştirir.
d) Yakın bir ikili sistemdeki iki yıldız arasındaki kütle değişimi, yoldaşları olan bazı yıldızların yaşamları boyunca yörüngelerini değiştirmelerine ve tek yıldızları etkilemeyecek şekilde yaşam izlerini değiştirmelerine neden olur.

a) Yakın bir ikili sistemdeki iki yıldız arasındaki kütle değişimi, yoldaşları olan bazı yıldızların yaşamları boyunca kütlelerini değiştirmelerine neden olarak, yaşam izlerini tek yıldızları etkilemeyecek şekilde değiştirir.

En çok bulunan 4. element hangisidir?

oksijen
karbon
berilyum
bor

Elementlerin kökenine ilişkin modern anlayışımıza göre, hidrojen ve helyum neden diğer elementlerden çok daha fazla bulunur?

a) Modern bilim onların yüksek bolluklarını açıklayamaz.
b) Big Bang'de üretildiler.
c) Süpernova patlamaları sonrasında üretilen en yaygın elementlerdir.
d) Yıldızlarda füzyonla en çok üretilen iki elementtir.

b) Big Bang'de üretildiler.

Azotun karbon veya oksijenden daha az bol olduğuna dikkat edin. Bu, __________ olan daha genel gözlemin bir örneğidir.

a) yıldızlarda füzyon yoluyla üretilen elementler, süpernova patlamaları sonrasında üretilen elementlerden daha yaygındır.
b) Atom numarası yüksek olan elementler, atom numarası küçük olan elementlerden daha fazladır.
c) Atom numarası küçük olan elementler, atom numarası yüksek olan elementlerden daha fazladır.
d) Atom numarası çift olan elementler, aralarındaki atom numarası tek olan elementlerden daha fazladır.

d) Atom numarası çift olan elementler, aralarındaki atom numarası tek olan elementlerden daha fazladır.

Genel olarak, ölçülen element bolluğu grafiğinde ortaya çıkan modellerin dikkatli bir şekilde incelenmesi, bilim adamlarının __________ yapmasına izin verdi.

a) elementlerin yıldızlar tarafından nasıl üretildiğine dair modelleri test edin ve doğrulayın
b) Çoğu elementin Güneş'e benzer kütlelere sahip yıldızlarda üretildiğini öğrenin
c) Big Bang modellerini test etmek ve doğrulamak
d) süpernova patlamalarında sadece yüksek kütleli yıldızların öldüğünü öğrenin

a) elementlerin yıldızlar tarafından nasıl üretildiğine dair modelleri test edin ve doğrulayın

Toplama disklerinin ne olduğuna dair doğru açıklamayı seçin ve bunları neden yalnızca yakın ikili sistemlerde buluyoruz.

a) Bir yığılma diski, beyaz bir cüce gibi merkezi bir gövdeye doğru düşen yörüngede dönen bir malzeme diskidir. Bunları sadece yakın ikili sistemlerde görüyoruz çünkü yıldızlardan uzaya malzeme aktarılmasını gerektiriyorlar.
b) Bir yığılma diski, beyaz bir cüce gibi merkezi bir gövdeden yayılan, yörüngede dönen bir malzeme diskidir. Bunları yalnızca yakın ikili sistemlerde görürüz çünkü bir yıldızdan diğerine malzemenin aktarılmasını gerektirirler.
c) Bir yığılma diski, beyaz bir cüce gibi merkezi bir gövdeye doğru düşen yörüngede dönen bir malzeme diskidir. Bunları yalnızca yakın ikili sistemlerde görürüz çünkü bir yıldızdan diğerine malzemenin aktarılmasını gerektirirler.
d) Bir toplama diski, beyaz bir cüce gibi merkezi bir gövdeden yayılan, yörüngede dönen bir malzeme diskidir. Bunları sadece yakın ikili sistemlerde görüyoruz çünkü yıldızlardan uzaya malzeme aktarılmasını gerektiriyorlar.

c) Bir yığılma diski, beyaz bir cüce gibi merkezi bir gövdeye doğru düşen yörüngede dönen bir malzeme diskidir. Bunları yalnızca yakın ikili sistemlerde görürüz çünkü bir yıldızdan diğerine malzemenin aktarılmasını gerektirirler.

Toplanma diskinin, Dünya'dan tespit edebileceğimiz yeni bir enerji kaynağına sahip bir beyaz cüceyi nasıl sağladığına dair doğru açıklamayı seçin.

a) Malzeme beyaz cücenin üzerine düştüğünde yerçekimi enerjisi ısıya dönüşür. Isı, beyaz cüceye yeni bir enerji kaynağı sağlayarak kızılötesinde parlamasına izin verir.
b) Malzeme beyaz cüce üzerine düştüğünde radyasyon enerjisi ısıya dönüşür. Isı, beyaz cüceye yeni bir enerji kaynağı sağlayarak kızılötesinde parlamasına izin verir.
c) Malzeme beyaz cüce üzerine düştüğünde yerçekimi enerjisi ısıya dönüşür. Isı, beyaz cüceye yeni bir enerji kaynağı sağlayarak ultraviyole ışığında parlamasına izin verir.
d) Malzeme beyaz cüce üzerine düştüğünde radyasyon enerjisi ısıya dönüşür. Isı, beyaz cüceye yeni bir enerji kaynağı sağlayarak ultraviyole ışığında parlamasına izin verir.

c) Malzeme beyaz cüce üzerine düştüğünde yerçekimi enerjisi ısıya dönüşür. Isı, beyaz cüceye yeni bir enerji kaynağı sağlayarak ultraviyole ışığında parlamasına izin verir.

Daha büyük bir beyaz cücede elektron hızlarına ne olduğuna dair doğru tanımı seçin.

a) Beyaz cücenin kütlesi arttıkça, yerçekimine direnmek için basıncın artması gerekir. Bunu yapmak için elektronların daha hızlı hareket etmesi gerekir.
b) Beyaz cücenin kütlesi arttıkça, yerçekimine direnmek için basıncın azalması gerekir. Bunu yapmak için elektronların daha yavaş hareket etmesi gerekir.
c) Beyaz cücenin kütlesi arttıkça yerçekimine direnmek için basıncın azalması gerekir. Bunu yapmak için elektronların daha hızlı hareket etmesi gerekir.
d) Beyaz cücenin kütlesi arttıkça, yerçekimine direnmek için basıncın artması gerekir. Bunu yapmak için elektronların daha yavaş hareket etmesi gerekir.

a) Beyaz cücenin kütlesi arttıkça, yerçekimine direnmek için basıncın artması gerekir. Bunu yapmak için elektronların daha hızlı hareket etmesi gerekir.

Doğru tanımı seçin, bu davranış kütle için beyaz cüce sınırına nasıl yol açar.

a) Beyaz cücenin kütlesi, elektronların yerçekimine direnmek için ışıktan daha hızlı hareket etmesi gerekecek kadar büyük olursa, beyaz cüce bir süpernova olarak patlamalıdır. Bu sınır yaklaşık 1.4 MSun'dur.
b) Beyaz cücenin kütlesi, elektronların yerçekimine direnmek için ışıktan daha hızlı hareket etmesi gerekecek kadar büyük olursa, beyaz cüce bir nötron yıldızına çökmelidir. Bu sınır yaklaşık 1.4 MSun'dur.
c) Beyaz cücenin kütlesi, elektronların yerçekimine direnmek için ışıktan daha hızlı hareket etmesi gerekecek kadar büyük olursa, beyaz cüce bir nötron yıldızına çökmelidir. Bu sınır yaklaşık 2,4 MSun'dur.
d) Beyaz cücenin kütlesi, elektronların yerçekimine direnmek için ışıktan daha hızlı hareket etmesi gerekecek kadar büyük olursa, beyaz cüce bir süpernova olarak patlamalıdır. Bu sınır yaklaşık 2,4 MSun'dur.

b) Beyaz cücenin kütlesi, elektronların yerçekimine direnmek için ışıktan daha hızlı hareket etmesi gerekecek kadar büyük olursa, beyaz cüce bir nötron yıldızına çökmelidir. Bu sınır yaklaşık 1.4 MSun'dur.

Elektron dejenerasyon basıncı ve nötron dejenerasyon basıncı ile ilgili aşağıdaki ifadelerden hangisi doğrudur?

a) Elektron dejenerasyon basıncı beyaz cücelerde ana basınç kaynağıdır, nötron dejenerasyon basıncı ise nötron yıldızlarında ana basınç kaynağıdır.
b) Hem elektron dejenerasyon basıncı hem de nötron dejenerasyon basıncı, bir anakol yıldızının iç yapısını yönetmeye yardımcı olur.
c) Bir karadelikte, nötron dejenerasyon basıncından gelen basınç, elektron dejenerasyon basıncından gelen basınçtan biraz daha fazladır.
d) Beyaz cücenin yaşamı, elektron dejenerasyon basıncı ile nötron dejenerasyon basıncı arasında devam eden bir savaştır.

a) Elektron dejenerasyon basıncı beyaz cücelerde ana basınç kaynağıdır, nötron dejenerasyon basıncı ise nötron yıldızlarında ana basınç kaynağıdır.

Bu nötron yıldızlarından hangisinin açısal momentumu ikili bir yoldaş tarafından değiştirilmiş olmalıdır?

a) saniyede 600 kez titreşen bir pulsar
b) saniyede 30 kez titreşen bir pulsar
c) hiç darbe yapmayan bir nötron yıldızı

a) saniyede 600 kez titreşen bir pulsar

Bölüm A:
Yörüngedeki roketteki bir gözlemcinin bakış açısından, kara deliğin olay ufkuna doğru düşen diğer roketteki zamana ne olur?

a) Roket kara deliğe yaklaştıkça zaman giderek daha hızlı işliyor.
b) Roket kara deliğe yaklaştıkça zaman giderek yavaşlar.
c) Her iki rokette de zaman her zaman aynıdır.

Bölüm B:
Düşen roket olay ufkuna doğru daldıkça, yörüngedeki roketteki bir gözlemci düşen roketin __________ olduğunu görecektir.

a) olay ufkuna yaklaştıkça yavaşlar ve olay ufkunu asla geçmez
b) olay ufkunun yakınında yavaşlar ve böylece olay ufkunu düşük bir hızda geçer
c) olay ufkuna yaklaşırken ve onu geçerken sabit hızla hareket eder
d) Düşerken hızlanır ve olay ufkunu yüksek hızda geçer

Bölüm C:
Bölüm B'den, uzaktan düşen roketin olay ufkunu geçtiğini asla göremeyeceğinizi, ancak yine de sonunda gözden kaybolacağını biliyorsunuz. Neden?

a) Olay ufkunu geçtiğini görmeseniz bile, onu geçer ve bu da artık onu göremeyeceğiniz anlamına gelir.
b) Işığı o kadar kırmızıya kayacak ki algılanamayacak.
c) Kara deliğin karanlığı roketin ışığını boğar.
d) Gelgit kuvvetleri, düşen roketi algılanamayacak kadar ince bir çizgiye sıkıştıracaktır.

Bölüm D:
Olay ufkuna doğru düşen roketin içinde olsaydınız, kendi saatinizin __________ çalıştığını fark ederdiniz.

a) olay ufkuna yaklaştıkça giderek daha hızlı
b) olay ufkuna yaklaşırken sabit, normal bir hızda
c) olay ufkuna yaklaştıkça giderek daha yavaş

Bölüm E:
Olay ufkuna doğru düşen roketin içinde olsaydınız, kendi bakış açınıza göre __________ yapardınız.

a) yavaşlayın ve olay ufkunda durun
b) yavaşlayın ve olay ufkunu düşük hızda geçin
c) düşerken hızlanın ve olay ufkunu tamamen engellenmeden geçin

Bölüm A: b) Roket kara deliğe yaklaştıkça zaman giderek daha yavaş işliyor. Kısım B: a) olay ufkuna yaklaştıkça yavaşlar ve olay ufkunu asla geçmez Kısım C: b) Işığı o kadar kırmızıya kayacak ki algılanamayacak. Bölüm D: b) olay ufkuna yaklaşırken sabit, normal bir hızda Bölüm E: c) düştükçe hızlanır ve olay ufkunu tamamen engellenmeden geçersiniz

beyaz cüce ve nötron yıldızının özellikleri

Beyaz Cüce: - görünür ve ultraviyole en güçlü şekilde yayar - nova patlamalarına maruz kalan ikili bir sistemde olabilir - gezegenimsi bir bulutsu ile çevrili olabilir Nötron Yıldızı: - tekrar tekrar kararabilir ve saniyede birden fazla parlayabilir - 1.5 güneş kütlesi -X-ışını patlamalarına maruz kalan ikili bir sistemde olabilir -bir süpernova kalıntısı ile çevrili olabilir

Yalnızca bir Nötron Yıldızının, Yalnızca Karadeliğin ve Hem nötron yıldızlarının hem de kara deliklerin gözlemsel özellikleri

Yalnızca Nötron Yıldızı: - hızlı radyo dalgaları darbeleri yayabilir - X-ışını patlamalarına maruz kalan bir ikili sistemde olabilir Yalnızca Kara Delik: diğer nesnelerden gaz topluyorsa saptanabilir - 10 güneş kütlesi kütlesine sahip olabilir Her iki nötron yıldızlar ve kara delikler: -bir X-ışını ikili dosyasında yer alabilir -bir süpernova kalıntısı ile çevrili olabilir

Gama ışını patlamaları nereden geliyor?

a) son derece uzak galaksiler
b) galaksimizdeki nötron yıldızları
c) X-ışını patlamaları da yayan ikili sistemler

a) son derece uzak galaksiler

Bu kara deliklerden hangisi olay ufkunun yakınındaki bir nesneye en zayıf gelgit kuvvetini uygular?

a) 10MSun kara delik
b) 10^6MSun bir kara delik
c) 100MSun kara delik

Güneş kütlesini değiştirmeden aniden bir kara delik haline gelseydi ne olurdu?

a) Dünya aynı yörüngede kalır.
b) Dünya yavaş yavaş kara deliğin içine döner.
c) Kara delik hızla Dünya'yı içine çeker.

a) Dünya aynı yörüngede kalır.

Bir kara deliğin Schwarzschild yarıçapı ________ bağlıdır.

a) kara deliğin hem kütlesi hem de kimyasal bileşimi
b) kara deliğin oluşma şekli
c) sadece kara deliğin kütlesi
d) kara deliğin gözlemsel olarak ölçülen yarıçapı

c) sadece kara deliğin kütlesi

Bir kara deliğin olay ufku ile ne demek istiyoruz?

a) Kara deliklerden X ışınlarının yayıldığı yerdir.
b) Ne ışığın ne de başka bir şeyin kaçamayacağı noktadır.
c) Kararlı yörüngelerin mümkün olduğu kara delikten olan mesafedir.
d) Kara deliğin tam merkezidir.

b) Ne ışığın ne de başka bir şeyin kaçamayacağı noktadır.

Dünya üzerinde bir çay kaşığı dolusu beyaz cüce madde ağırlığı

a) birkaç ton.
b) Dünya ile hemen hemen aynı.
c) birkaç milyon ton.
d) Bir çay kaşığı dolusu Dünya benzeri malzeme ile aynı.
e) yaklaşık olarak Mt. Everest.

İzole bir beyaz cücenin nihai kaderi nedir?

a) Yerçekimi elektron dejenerasyon basıncını alt ettiğinden, bir süpernova olarak patlayacaktır.
b) Elektron dejenerasyon basıncı sonunda yerçekimini alt edecek ve beyaz cüce yavaş yavaş buharlaşacaktır.
c ) Yerçekimi elektron dejenerasyon basıncını alt ettiğinden, bir nova olarak patlayacaktır.
d) Yerçekimi elektron dejenerasyon basıncını alt ettiğinden, bir nötron yıldızı haline gelecektir.
e)Soğuyacak ve soğuk bir kara cüce olacaktır.

e ) Soğuyacak ve soğuk bir kara cüceye dönüşecektir.

Beyaz cücenin kütlesinin üst sınırı nedir?

a) 1.4 güneş kütlesi
b) Üst limit yoktur.
c) 2 güneş kütlesi
d) Bir üst sınır var ama henüz ne olduğunu bilmiyoruz.
e) 1 güneş kütlesi

Gözlemsel olarak, beyaz cüce süpernova ile büyük kütleli yıldız süpernova arasındaki farkı nasıl anlayabiliriz?

a) Büyük bir yıldız süpernovası yalnızca bir kez meydana gelirken beyaz cüce bir süpernova periyodik olarak tekrar edebilir.
b) Bir beyaz cüce süpernovanın ışığı sürekli olarak kaybolurken, büyük kütleli bir yıldız süpernovasının ışığı haftalarca parlar.
c) Bir kütleli yıldız süpernovasının tayfı belirgin hidrojen çizgileri gösterirken beyaz cüce bir süpernovanın tayfı bunu göstermez.
d) Büyük bir yıldız süpernovası, beyaz cüce bir süpernovadan daha parlaktır.
e) Büyük kütleli yıldız süpernova ile beyaz cüce süpernova arasındaki farkı henüz söyleyemeyiz.

c) Büyük kütleli bir yıldız süpernovasının tayfı belirgin hidrojen çizgileri gösterirken beyaz cüce bir süpernovanın tayfı bunu göstermez.

Güneşimiz muhtemelen yaklaşık 5 milyar yıl içinde bir nova olayına girecek.

İzole bir pulsarın nihai kaderi nedir?

a) Yerçekimi nötron dejenerasyon basıncını alt ettiğinden, bir süpernova olarak patlayacaktır.
b) Nötron dejenerasyon basıncı sonunda yerçekimini alt edecek ve pulsar yavaş yavaş buharlaşacaktır.
c) Her zamankinden daha hızlı dönerek milisaniyelik bir pulsar olur.
d) Yavaşlayacak, manyetik alan zayıflayacak ve görünmez hale gelecektir.
e) Yerçekimi nötron dejenerasyon basıncını alt ettiğinden, beyaz bir cüceye dönüşecektir.

d) Yavaşlayacak, manyetik alan zayıflayacak ve görünmez hale gelecektir.

Beyaz cüce bir süpernovadan geriye kalan kalıntı bir nötron yıldızıdır.

Kara deliklerle ilgili aşağıdaki ifadelerden hangisi doğru değildir?

a) Bir saatin kara deliğe doğru düşüşünü izlersek, kara deliğe yaklaştıkça daha yavaş çalıştığını görürüz.
b) Bir kara delik, gerçekten de, gözlemlenebilir evreni terk edebileceğimiz uzay-zamandaki bir deliktir.
c) Eğer Güneş sihirli bir şekilde ortadan kaybolur ve yerine aynı kütleye sahip bir kara delik geçerse, Dünya yakında kara deliğin içine çekilir.
d) Başka birinin kara deliğe düştüğünü izlerseniz, onun olay ufkunu geçtiğini asla göremezsiniz. Bununla birlikte, yaydığı (veya yansıttığı) ışık giderek daha fazla kırmızıya kaydıkça gözden kaybolacaktır.
e) Bir kara deliğin içine düşerseniz, olay ufkunda hızla ilerlerken zamanın normal olarak aktığını hissedersiniz.

c) Eğer Güneş sihirli bir şekilde ortadan kaybolur ve yerine aynı kütleye sahip bir kara delik geçerse, Dünya yakında kara deliğin içine çekilir.

İkili bir sistemde bir yığılma diskinden gelen X ışınlarını gördüğümüzde, yığılma diskinin bir nötron yıldızını mı yoksa bir kara deliği mi çevrelediğini hemen söyleyemeyiz. Daha sonra bu sistemde aşağıdaki fenomenlerin her birini gözlemlediğimizi varsayalım. Hangisi bizi bir kara delik olasılığını hemen ortadan kaldırmaya zorlar?

a) yoldaş yıldızın dönüşümlü olarak daha kısa ve daha uzun dalga boylarına kayan tayf çizgileri
b) ani, yoğun X-ışını patlamaları
c) eşlik eden yıldızdan gelen görünür ve morötesi ışık
d) birkaç saatlik bir zaman ölçeğinde değişen parlak X-ışını emisyonu

b) ani, yoğun X-ışını patlamaları

Beyaz cüce _________'dir.

a) bir kara deliğin öncüsü
b) çoğu yıldız öldüğünde ne olur
c) nükleer füzyon için yakıtını tüketmiş bir kahverengi cüce
d) bir nötron yıldızının erken evresi

b) çoğu yıldız öldüğünde ne olur

Tipik bir beyaz cüce _________'dir.

a) Güneş kadar büyük, ancak yalnızca Jüpiter kadar büyük
b) Güneş ile aynı büyüklükte ve kütlede fakat çok daha sıcak
d) Güneş kadar büyük, ancak yalnızca Dünya kadar büyük
e) Çapı Güneş kadar büyük ama sadece Dünya kadar kütleli

d) Güneş kadar büyük, ancak yalnızca Dünya kadar büyük

Beyaz cüce maddesinden yapılmış küp şeker büyüklüğünde bir şeyiniz olsaydı, _________ ağırlığında olurdu.

a) ortalama bir insan kadar
b) tüm Dünya kadar
c) yaklaşık 5 pound
d) bir kamyon kadar

Beyaz cücenin maksimum kütlesi _________'dir.

a) sınırsız bir beyaz cücenin maksimum kütlesi için teorik bir sınır yoktur
b) Güneşimizin kütlesinin yaklaşık 1.4 katı
c) Güneşimizin kütlesi hakkında
d) Güneşimizin kütlesinin yaklaşık üç katı

b) Güneşimizin kütlesinin yaklaşık 1.4 katı

Bir toplama diski nedir?

a) Samanyolu Galaksisi diski gibi uzaydaki herhangi bir düzleştirilmiş disk
b) beyaz cüce, nötron yıldızı veya kara deliğin etrafında hızla dönen bir sıcak gaz diski
c) bir yıldızdan ikili yoldaş yıldızına akan bir gaz akışı
d) Samanyolu Galaksisi'ndeki her beyaz cücenin etrafında bulunan bir malzeme diski

b) beyaz cüce, nötron yıldızı veya kara delik etrafında hızla dönen bir sıcak gaz diski

Modern anlayışımıza göre nova nedir?

a) gökyüzünde yeni bir yıldızın aniden oluşumu
b) hızla dönen bir nötron yıldızı
c) Ömrünün sonunda büyük bir yıldızın patlaması
d) yakın bir ikili sistemde beyaz cücenin yüzeyinde patlama

d) yakın bir ikili sistemde beyaz cücenin yüzeyinde patlama

Bir beyaz cücenin 1,4 güneş kütlesi sınırına ulaşmak için yeterli kütle kazandığını varsayalım?

a) Beyaz cüce bir nova patlaması geçirecek.
b) Beyaz cüce çökerek bir kara delik olacaktır.
c) Beyaz cüce boyut olarak çökecek ve bir nötron yıldızı olacak.
d) Beyaz cüce, bir beyaz cüce süpernovası olarak tamamen patlayacaktır.

d) Beyaz cüce, bir beyaz cüce süpernovası olarak tamamen patlayacaktır.

Bir nötron yıldızı __________.

a) çoğunlukla yüksek atom kütle numaralarına sahip elementlerden oluşan bir yıldız, böylece çok sayıda nötrona sahip olurlar.
b) sonunda kara delik olacak bir nesne
c) büyük bir yıldız süpernovasında ölen bir yıldızın kalıntıları (kara delik oluşturulmadıysa)
d) bir gezegenimsi bulutsuda dış katmanlarını dışarı atarak ölen bir yıldızın kalıntıları

c) büyük bir yıldız süpernovasında ölen bir yıldızın kalıntıları (kara delik oluşturulmadıysa)

Tipik bir nötron yıldızı, Güneşimizden daha büyüktür ve yaklaşık olarak _________ büyüklüğündedir (yarıçap).

a) Ay
b) küçük bir asteroit (10 km çapında)
c) Jüpiter
d) Dünya

b) küçük bir asteroit (10 km çapında)

Nötron yıldızı maddesinden yapılmış küp şeker büyüklüğünde bir şeyiniz olsaydı, _________ ağırlığında olurdu.

a) yaklaşık 50 pound
b) bir kamyon kadar
c) yaklaşık büyük bir dağ kadar
d) Tüm Dünya kadar

c) yaklaşık büyük bir dağ kadar

Pulsarların _________ olduğu düşünülmektedir.

a) kara deliklerin birikmesi
b) kararsız yüksek kütleli yıldızlar
d) hızla dönen nötron yıldızları
e) beyaz cüceleri toplamak

d) hızla dönen nötron yıldızları

Bir X-ışını patlaması (bir X-ışını ikili sisteminde) bir novaya nasıl benzer?

a) Her ikisi de tipik olarak birkaç saatte bir ila birkaç günde bir tekrarlar.
b) Her ikisinin de hidrojenin helyuma füzyonunu içerdiği düşünülmektedir.
c) Her ikisi de ev sahibi yıldızlarının tamamen yok olmasına neden olur.
d) Her ikisi de yıldız cesedinin yüzeyinde patlamalar içeriyor

d) Her ikisi de yıldız cesedinin yüzeyinde patlamalar içeriyor

Bir kara deliğin temel tanımı nedir?

a) gözden kaybolan ölü bir yıldız
b) ışığın bile kaçamayacağı kadar güçlü yerçekimi olan bir nesne
c) karanlık maddeden yapılmış herhangi bir nesne
d) görünür ışık yaymayan kompakt bir kütle

b) ışığın bile kaçamayacağı kadar güçlü yerçekimi olan bir nesne

Mevcut anlayışa göre, büyük bir yıldız süpernovası sırasında oluşan bir kara deliğin minimum kütlesi kabaca __________.

a) 3 güneş kütlesi
b) 1.4 güneş kütlesi
c) 0,5 güneş kütlesi
d) 10 güneş kütlesi

Bir kara deliğin olay ufku ile ne demek istiyoruz?

a) Kararlı yörüngelerin mümkün olduğu kara delikten olan mesafedir.
b) Kara deliğin merkezidir.
c) Ne ışığın ne de başka bir şeyin kaçamayacağı noktadır.
d) Kara deliklerden X ışınlarının yayıldığı yerdir.

c) Ne ışığın ne de başka bir şeyin kaçamayacağı noktadır.

Güneşimizin sihirli bir şekilde ve aniden aynı kütleye (1 güneş kütlesi) sahip bir kara delik ile değiştirildiğini hayal edin. Yörüngesinde Dünya'ya ne olurdu?

a) Dünya daha hızlı ancak aynı mesafede yörüngede dönecektir.
b) Hiçbir şey. Dünyanın yörüngesi aynı kalacaktı.
c) Dünya neredeyse anında kara deliğin içinde unutulup gidecekti.
d) Dünya, Merkür'ün mevcut yörüngesinin boyutuna yakın bir yörüngeye oturuncaya kadar yavaşça içe doğru dönerdi.

b) Hiçbir şey. Dünyanın yörüngesi aynı kalacaktı.

Bir kara deliğin tekilliği ile ne demek istiyoruz?

a) Bilinen fizik yasalarının koşulları tanımlayamadığı, sonsuz yoğunluklu bir yer olan kara deliğin merkezidir.
b) Gözlenebilir evreni terk edebileceğiniz kara deliğin kenarıdır.
c) Kara deliğin "dönüşü olmayan noktası"dır, bu noktadan daha yakın olan hiçbir şey kara deliğin çekim kuvvetinden kaçamaz.
d) Terim, bir cismin yalnızca bir kez karadeliğe dönüşebileceğini ve bir kara deliğin başka hiçbir şeye evrimleşemeyeceğini vurgulamak içindir.

a) Bilinen fizik yasalarının koşulları tanımlayamadığı, sonsuz yoğunluklu bir yer olan kara deliğin merkezidir.

Cygnus X-1 yıldız sisteminin bir kara delik içerdiğini düşündüren nedir?

a) Bu yıldız sisteminden ışık yayılmaz, bu nedenle bir kara delik içermesi gerekir.
b) Güçlü X-ışını emisyonu görmemiz bize sistemin bir kara delik içermesi gerektiğini söyler.
c) Cygnus X-1, güçlü bir X-ışını püskürtücüsüdür, dolayısıyla bir kara delik içermesi gerekir.
d) Bir yığılma diskinin X-ışını özelliklerini yayar, ancak sistemdeki görünmeyen yıldız, bir nötron yıldızı olamayacak kadar büyüktür.

d) Bir yığılma diskinin X-ışını özelliklerini yayar, ancak sistemdeki görünmeyen yıldız, bir nötron yıldızı olamayacak kadar büyük

Bir kara deliğin Schwarzschild yarıçapı ________ bağlıdır.

a) sadece kara deliğin kütlesi
b) kara deliğin oluşma şekli
c) kara deliğin hem kütlesi hem de kimyasal bileşimi
d) kara deliğin gözlemsel olarak ölçülen yarıçapı

a) sadece kara deliğin kütlesi

Kanıtlar, birçok gama ışını patlamasının __________ tarafından üretildiğini göstermektedir.

a) Samanyolu Galaksisinin merkezi kara deliği
b) uzak galaksilerdeki beyaz cüce süpernovalar.
c) uzak galaksilerdeki büyük kütleli yıldızların süpernovaları
d) X-ışını patlamaları üreten aynı türde yakın ikili sistemler

c) uzak galaksilerdeki büyük kütleli yıldızların süpernovaları

Elektron dejenerasyon basıncı ve nötron dejenerasyon basıncı ile ilgili aşağıdaki ifadelerden hangisi doğrudur?

a) Bir karadelikte, nötron dejenerasyon basıncından gelen basınç, elektron dejenerasyon basıncından gelen basınçtan biraz daha fazladır.
b) Beyaz cücenin yaşamı, elektron dejenerasyon basıncı ile nötron dejenerasyon basıncı arasında devam eden bir savaştır.
c) Beyaz cücelerdeki ana basınç kaynağı elektron dejenerasyon basıncı iken, nötron yıldızlarındaki ana basınç kaynağı nötron dejenerasyon basıncıdır.
d) Hem elektron dejenerasyon basıncı hem de nötron dejenerasyon basıncı, bir anakol yıldızının iç yapısını yönetmeye yardımcı olur.

c) Beyaz cücelerdeki ana basınç kaynağı elektron dejenerasyon basıncı iken, nötron yıldızlarındaki ana basınç kaynağı nötron dejenerasyon basıncıdır.

İki nötron yıldızının birbirinin yörüngesinde olduğunu varsayalım. Bilim adamları sonunda başlarına ne geleceğinden şüpheleniyorlar ve neden?

a) Birbirlerinin etrafında dönerken yer alan merkezkaç kuvveti nedeniyle yörüngeleri yavaş yavaş büyüyecektir.
b) Yörüngeleri, yerçekimi dalgaları tarafından kaybedilen enerji nedeniyle iki nötron yıldızı birleşene kadar içe doğru spiral olacaktır.
c) Yörüngeleri, tüm gaz temizlenene kadar çevre ile sürtünme sonucu içe doğru sarmal olacak, bundan sonra yörüngeleri sabit kalacaktır.
d) Onlarla birlikte yörüngede dönen üçüncü bir yıldız olmadıkça yörüngeler sabit kalacaktır.

b) Yörüngeleri, yerçekimi dalgaları tarafından kaybedilen enerji nedeniyle iki nötron yıldızı birleşene kadar içe doğru spiral olacaktır.


Evrenin Kaderi

Son seksen yıldır, gökbilimciler iki önemli kozmolojik parametrenin giderek daha doğru ölçümlerini yapıyorlar: H.Ö - evrenin genişleme hızı - ve w - evrendeki maddenin ortalama yoğunluğu. Bu parametrelerin her ikisinin bilgisi, üç modelden hangisinin içinde yaşadığımız evreni tanımladığını ve dolayısıyla evrenimizin nihai kaderini söyleyecektir. Evrendeki galaksi yoğunluğunun geniş sistematik ölçümü ile Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması, gökbilimcilerin yoğunluk parametresini w hassas bir şekilde ölçmesini sağlamalıdır.


DMCA Şikayeti

Web Sitesi aracılığıyla sunulan içeriğin (Hizmet Şartlarımızda tanımlandığı gibi) bir veya daha fazla telif hakkınızı ihlal ettiğini düşünüyorsanız, lütfen aşağıda açıklanan bilgileri içeren yazılı bir bildirimde bulunarak ("İhlal Bildirimi") belirtilen kişilere bildirin. ajan aşağıda listelenmiştir. Varsity Eğitmenleri bir İhlal Bildirimine yanıt olarak harekete geçerse, bu tür içeriği kullanıma sunan tarafla, varsa, söz konusu taraf tarafından Varsity Eğitmenlerine sağlanan en son e-posta adresi aracılığıyla iletişime geçmek için iyi niyetle girişimde bulunacaktır.

İhlal Bildiriminiz, içeriği kullanıma sunan tarafa veya ChillingEffects.org gibi üçüncü taraflara iletilebilir.

Bir ürün veya etkinliğin telif haklarınızı ihlal ettiğini maddi olarak yanlış beyan ederseniz, zararlardan (masraflar ve avukatlık ücretleri dahil) sorumlu olacağınızı lütfen unutmayın. Bu nedenle, Web Sitesinde bulunan veya Web Sitesi tarafından bağlantı verilen içeriğin telif hakkınızı ihlal ettiğinden emin değilseniz, önce bir avukatla görüşmeyi düşünmelisiniz.

Bir bildirimde bulunmak için lütfen şu adımları izleyin:

Aşağıdakileri eklemelisiniz:

Telif hakkı sahibinin veya onlar adına hareket etmeye yetkili bir kişinin fiziksel veya elektronik imzası İhlal edildiği iddia edilen telif hakkının kimliği Telif hakkınızı ihlal ettiğini iddia ettiğiniz içeriğin niteliğinin ve tam konumunun tanımı, yeterli Varsity Eğitmenlerinin bu içeriği bulmasına ve olumlu bir şekilde tanımlamasına izin vermek için ayrıntı örneğin, içeriği ve sorunun hangi bölümünün bir açıklamasını içeren belirli soruya (yalnızca sorunun adını değil) bir bağlantıya ihtiyacımız var - bir resim, bir bağlantı, metin vb. – şikayetiniz adınız, adresiniz, telefon numaranız ve e-posta adresiniz ile ilgilidir ve tarafınızdan yapılan bir beyan: (a) telif hakkınızı ihlal ettiğini iddia ettiğiniz içeriğin kullanımının iyi niyetli olduğuna inandığınızı (b) İhlal Bildiriminizde yer alan tüm bilgilerin doğru olduğuna ve (c) yalan yere yemin cezasına çarptırıldığınıza dair yasa veya telif hakkı sahibi veya bu tür bir sahibin temsilcisi tarafından yetkilendirilmemiş telif hakkı sahibi veya onlar adına hareket etmeye yetkili bir kişi.

Şikayetinizi aşağıdaki adresten atanmış temsilcimize gönderin:

Charles Cohn Üniversite Öğretmenleri LLC
101 S. Hanley Yolu, Süit 300
Louis, MO 63105


Videoyu izle: Doğum haritası nasıl yorumlanır? astroloji haritası çıkartmak? yıldız haritası yorumlama? (Ağustos 2022).