Erken galakside oluşan yıldızlar, bugün oluşan yıldızlardan ayrılamaz birçok şekilde görünebilir. Bunu biliyoruz çünkü galaksinin erken evrelerinde oluşan bazı yıldızlar hala yaşıyor. Yıldızların parlaklıklarının yüzey sıcaklıklarına göre çizildiği Hertzsprung-Russell diyagramı, hidrojen yakan sıradan yıldızların yaşlarını belirlemeyi mümkün kılar. Yıldızın ana koldan ayrıldığı andaki konumu, gözlenen hidrojen yakma periyodunun ne kadar sürdüğünü, yatay koldaki konumu ise ne kadar süredir helyum yaktığını belirler. Yaşları bu şekilde belirlenen küresel kümelerin yaklaşık 14 milyar yıl önce oluştuğu ve bu tarihteki dağılım miktarının 2 milyar yıl olduğu hesaplanmıştır. Bunlar galaksideki en yaşlı yıldızlar.
Galaksinin başlangıcında var olan yıldızlar hakkında herhangi bir şeyi nasıl bilebiliriz? Bazı yıldızların çok uzun ömürlü olduğu doğrudur: Güneş’in kütlesinin yarısı kadar olan bir yıldız, galaksinin ömrünün en az iki katı süre boyunca hidrojen yakmaya devam edecektir. Ancak, ilk yıldızların sayıca az olmasına rağmen, gökbilimcilerin kolayca tanımlayabildikleri için, çevrede çok az sayıda düşük kütleli yıldız olduğu ve bunların çok azı galaksinin ilk yoğunlaşma döneminde oluştuğu bilinmektedir. çok özel yapıları nedeniyle. Galaksinin başlangıcında üretilen ağır elementlerin miktarı çok azdır.
Sonuç olarak, yıldızlar neredeyse hiç oksijen veya demir içermez. Zamanla, yıldızlararası bulutlar süpernovalardan salınan gaz açısından daha zengin hale gelir ve bu kirli ortamda yıldızlar oluşmaya devam eder. Bu nedenle, bir yıldızın oluşumu ne kadar geç olursa, içerdiği hidrojenden daha ağır elementler o kadar fazladır.
Aslında, nispeten yakın zamanda, diyelim ki 10 milyon yıl önce oluşan yıldızlar, Güneş’in iki katı kadar ağır element içerir. Buna karşılık, güneş sisteminin oluşumundan önce, yani 4,6 milyar yıldan daha önce oluşan yıldızlar, güneşe kıyasla mineral bakımından fakirdir. Galaksimizdeki en yaşlı yıldızların spektroskopik yöntemlerle belirlenen mineral içeriklerinin on bin veya yüz bin güneşte bir olduğu tespit edilmiştir. Bu metal açısından fakir yıldızlar, galaktik haledeki daha yaşlı yıldızları içeren ikinci gruba aittir.
Bu tür çok zayıf yıldızlar bazı küresel kümelerde bulunur. Mineral eksiklikleri Güneş’e kıyasla bariz olsa da, galaksinin merkezindeki küresel kümeler mineral bakımından fakir değildir. Galaktik haledeki çoğu yıldızın metal içeriği Güneş’inkinin yaklaşık onda biri kadardır ve galaktik düzlemdeki yıldızlarda bu oran ortalama olarak Güneş’inkinin yarısı kadardır. Bu nedenle halenin galaktik düzlemden önce veya en azından karakteristik yıldızlara göre oluştuğu söylenebilir.
Düşük metal içerikleri nedeniyle, Samanyolu’ndaki en yaşlı yıldızlar, galaksi oluşumunun ilk aşamalarında ortaya çıkmış olmalıdır.
Metal içermeyen devasa yıldızlar çoktan öldü. Hayatta kalan metal açısından fakir yıldızlar çok nadirdir. Nedenini aşağıda açıklamaya çalışacağım. Bazı astronomlar bu çoktan ölmüş yıldızları üçüncü grup olarak adlandırırlar.
Daha uygun bir sınıflandırma, en düşük kütlelerin üyeleri tespit edilmesi daha zor olsa da hala hayatta oldukları için, hale yıldızlarını içeren ikinci gruptan elde edilebilir.
İlk yıldızların doğasını anlamanın bir başka ipucu da, bu yıldızların önce yapıp sonra dışarı attıkları mineralleri incelemek olabilir. Fırlatılan bu malzeme daha sonra galaktik haledeki eski yıldızlarla birleşir. Yıldız spektrumlarından belirlenen bolluk oranları – örneğin oksijenin nitrojene veya demire oranı – bu elementleri oluşturan yıldızların kütleleri hakkında bize ipuçları verir. Metal bakımından zengin en eski yıldızlarda oksijenin demire oranı, genç yıldızlara göre yaklaşık üç kat daha fazladır. Örneğin, Güneş’in kütlesinin 10 katı olan bir yıldız, kütlesinin 30 katı olan bir yıldızdan çok daha az oksijen, karbon ve demir üretir.
Büyük, kısa ömürlü yıldızlar Tip 2 süpernova olarak patlar ve erken galaksiye oksijen sağlarken, daha az kütleli yıldızlar daha yavaş gelişerek daha sonraki yıldız nesillerini zenginleştirir ve zaman içinde bollukta belirgin değişikliklere neden olur. Buradan, yaklaşık 14 milyar yıl önce oluşan ilk yıldızların kütle dağılımlarının, günümüzde oluşan yıldızların kütle dağılımlarıyla temelde aynı olduğu sonucuna varabiliriz.
Galaksi oluşumunun ilk aşamalarındaki koşullar bugünkünden çok farklı olduğu için, ilk yıldızların bildiğimiz yıldızlara benzemesi gerçek bir sürprizdi. O zamanlar neredeyse hiç ağır eşya ve toz yoktu. İlk yıldızları oluşturan bulutlar, hidrojen moleküllerinden değil, hidrojen atomlarından oluşuyordu. Neredeyse bir soğutucu görevi görecek eser element molekülleri ve ağır atomlar olmadığından, o zamanki bulut sıcaklıkları bugünün moleküler bulutlarından daha yüksek olmalıydı.
Kot pantolonun kütlesini hesaplamak bize kendi yerçekimi altında çökmeye başlayabilecek en küçük bulutun boyutlarını verir. Bu hesaplamalardan, ilk bulutların kütlelerinin Güneş’in kütlesinin 10^6-10^7 katı olması gerektiği sonucuna varıyoruz. Ayrıca gazın sıcaklığını atomik hidrojenin temel yapısından da biliyoruz. Atomik hidrojenin enerji seviyeleri, birkaç bin derecenin altına soğumasına izin vermez. Ancak moleküler yapısında çok küçük miktarlarda da olsa hidrojen de bulunduğundan, bulutlar yaklaşık 500 Kelvin dereceye kadar soğur. Kütle ve sıcaklığı bilmek, yoğunluğu hesaplamamızı da sağlar. Fındık, günümüz bulutlarına benzer şekilde, santimetreküp başına birkaç bin atom yoğunluğuna sahiptir. O zamanki temel fark, ilk bulutların bugünkünden çok daha sıcak ve kütleli olmasıydı. Bu bulutlarda ağır elementler veya toz parçacıkları yoktu. Yıldızlararası bulut çöktüğünde ve sonunda yıldızları oluşturmak için parçalandığında, bu tipik farklılıkların birbirini dengeleme eğilimi vardır. Sıcaklık ne kadar yüksekse, gazdan gelen basınç desteği o kadar önemlidir ve başlangıçta daha büyük kütleli parçacıkların oluşumu birleşmedir.
Toz parçacıklarının olmaması, bulutu radyasyona karşı daha geçirgen hale getirerek, diğer bulutlardan daha yüksek bir yoğunluğa ulaşılana kadar bulut çökerken soğumaya izin verir. Devam eden soğuma, bulut çökerken yerçekimine karşı koyan basınç kuvvetlerinin büyümesini geciktirir. Bu nedenle, parçacıklar da çöker ve başka hiçbir şekilde ulaşılamayan çok yüksek yoğunluklara ulaşana kadar çok yüksek sıcaklıklara sahiptir. Başka bir deyişle, parçalar aynı kütleye ancak daha yüksek sıcaklığı telafi etmek için daha yüksek bir yoğunluğa sahiptir. Bulutlar ister galaksinin başlangıcında ister bugün çökmüş olsun, aynı büyüklükte parçalar üretirler.
kaynak:
www.space.com
yazar: bronzlaştırıcı tonik
Diğer gönderilerimize göz at
[wpcin-random-posts]