Hidrostatik Denge ve Yıldız İç Yapıları
Dengeli bir yıldızda, her katman, yerçekiminin içe doğru çekimini tam olarak dengeleyen bir basınç gradyanı tarafından desteklenmektedir; bu durum, yıldızın tüm iç yapısını belirleyen hidrostatik denge olarak adlandırılmaktadır.
Tanım
Hidrostatik denge, bir yıldızda dışa doğru basınç gradyanı kuvvetinin her yarıçapta yerçekimini tam olarak dengelediği, böylece basıncın yüzeyden merkeze doğru düzenli bir şekilde arttığı durum olarak tanımlanmaktadır.
Kapsam
Bu konu, hidrostatik denge denklemini ve ona eşlik eden kütle sürekliliği denklemini, ideal gaz, radyasyon ve dejenere madde için basıncı yoğunluk ve sıcaklığa bağlayan hal denklemini, kütleçekimsel ve termal enerjiyi ilişkilendiren viriyal teoremini ve politrop gibi basit iç yapı modellerini kapsamaktadır.
Temel sorular
- Dengeli bir yıldızın içinde yerçekimini ne dengelemektedir?
- Yıldız maddesinde basınç, yoğunluk ve sıcaklığa nasıl bağlıdır?
- Viriyal teoremi, bir yıldızın enerji bütçesi hakkında ne söylemektedir?
- Büzülen bir yıldız neden soğumak yerine ısınmaktadır?
Anahtar kavramlar
- basınç gradyanı
- kütle sürekliliği
- hal denklemi
- viriyal teoremi
- politrop
- merkezi basınç
Temel kuramlar
- Hidrostatik denge
- Her yarıçaptaki basınç gradyanı, üstteki malzemenin birim hacim başına düşen yerel ağırlığına eşit olmakta, böylece basınç içe doğru artmaktadır; kütle sürekliliği ile birleştiğinde, hal denklemi belirlendiğinde bir yıldızın mekanik yapısını sabitlemektedir.
- Kendi kütleçekimiyle bağlı gaz için viriyal teoremi
- Dengede olan bir yıldız için toplam iç enerji, kütleçekimsel potansiyel enerji ile sabit bir oranla ilişkilidir; bu nedenle kütleçekimsel büzülme, gazı kısmen ısıtan enerji açığa çıkarmakta ve yıldızlara etkili bir şekilde negatif ısı kapasitesi kazandırmaktadır.
Mekanizmalar
Yerçekimi, her gaz katmanını içe doğru çekmektedir; gaz, her katmanın altındaki basınç, ağırlığını desteklemeye yetecek kadar üstündeki basıncı aşana kadar sıkışarak tepki vermektedir. Denge bozulduğunda, yıldız dinamik bir zaman ölçeğinde kendini ayarlamakta ve yavaş kasılma, kütleçekimsel enerjiyi ısıya dönüştürerek merkezi sıcaklığı yükseltmektedir.
Klinik önem
Hidrostatik denge, esasen tüm yıldız modellerinin temel varsayımıdır; bu dengeden sapmalar, atım, çökme veya patlama sinyali vermekte, bu da onu yıldızsal kararsızlıkların ve süpernovaların anlaşıldığı referans durum haline getirmektedir.
Tarihçe
Lane ve Emden, on dokuzuncu yüzyılın sonları ve yirminci yüzyılın başlarında kendi kütleçekimiyle bağlı gaz kürelerinin politropik modellerini geliştirmişlerdir. Eddington ve Chandrasekhar ise 1920'ler ve 1930'larda hidrostatik, gaz halindeki yıldız iç yapılarının modern çerçevesini oluşturmuşlardır.
Öne çıkan isimler
- Arthur Eddington
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- Jonathan Homer Lane
- Robert Emden
İlgili konular
Temel eserler
- kippenhahn2012
- chandrasekhar1939
Sıkça sorulan sorular
- Bir yıldız neden kendi kütleçekimi altında basitçe çökmemektedir?
- Bir yıldızın içindeki gaz, merkeze doğru basıncının hızla artmasına neden olacak kadar sıcak ve yoğundur; bu durum, her katmanda yerçekimini dengeleyen dışa doğru bir kuvvet üretmektedir. Çökme, ancak bu basınç desteği, bir yıldız çekirdeğinin ömrünün sonunda olduğu gibi, başarısız olduğunda meydana gelmektedir.
- Bir yıldız büzüldüğünde neden ısınmaktadır?
- Viriyal teoremine göre, kendi kütleçekimiyle bağlı bir gaz büzüldüğünde kütleçekimsel enerji açığa çıkarmaktadır ve bu enerjinin yaklaşık yarısı dışarıya yayılmak yerine iç sıcaklığı artırmaya gitmektedir; bu nedenle kütleçekimsel büzülme yıldızları daha sıcak hale getirmektedir.