Yıldızların Özellikleri

Gökyüzündeki yıldızlar parlaklık, renk ve mesafeye göre büyük farklılıklar gösterir. Bunlar yıldızların temel özellikleridir ve bunun ölçümü yaşamlarını ve evrimlerini anlamanın temelidir.

Parlaklık ve Büyüklük: Kadir

Yıldızlarla ilgili en belirgin şey, parlaklık açısından farklılık göstermeleridir. Yıldızların parlaklığı ilk olarak MÖ 2. yüzyılda Yunan astronom Hipparchus tarafından düşünüldü. Hipparchus yıldızları beş parlaklık sınıfına ayırdı. Gökyüzündeki en parlak yıldızlar en üst kısma atanmış ve en zayıf yıldızlar ise beşinci parlaklık olarak sınıflandırılmış, diğerleri de aralara yayılmıştı. Genel olarak, bir nesne ne kadar parlak olursa, büyüklüğü Türkçe’de Kadir olarak o kadar küçük olacağı söylenir. Tersi de parlaklık azaldıkça kadir değeri sayısal olarak artacak şekilde tanımlanmıştır. Örneğin 1. kadirden bir yıldız, 2. kadirden bir yıldızdan daha parlaktır. Aralarındaki fark ise katlanarak artar. Güneş veya Ay gibi en parlak nesneler aslında negatif büyüklüklere sahiptirler.

Kadir Ölçeği

Bu ölçek modern zamanlarda resmileşmiştir, böylece aralarında 5 kadir fark bulunan iki yıldız tam olarak 100 kat farka sahiptir. İlk kadirdeki yıldız, altıncı kadirdeki yıldızdan tam olarak 100 kat daha parlaktır. Bir kadirlik fark 2.512 (100’ün beşinci kökü) parlaklık oranına karşılık gelir ve iki kadirlik fark için oran 6.31’dir (2.512 kat 2.512). Burada dikkat edilmesi gereken Kadir ölçeği doğrusal artış göstermez!

Bu sistem kullanarak incelendiğinde, gece gökyüzündeki en parlak yıldız -1.46 kadire sahip Sirius’tur. Venüs gezegeni -4.6 kadir değerine rağmen daha parlaktır ve gündüz Güneşi -27 kadir parlaklığa sahiptir. Açık bir gecede görünen en sönük yıldızlar yaklaşık 6 kadir parlaklığındadır.. Küçük bir teleskop ile, 10 kadir parlaklığındaki soluk yıldızlar kolayca görmemizi sağlar. Dünyanın en büyük teleskopları 25 kadirdeki nesneleri tespit edebilir ve Hubble Uzay Teleskobu 28 kadir ve daha sönük yıldızları görebilir.

Kadir cinsinden parlaklık skalası

Yıldız Rengi ve Sıcaklığı

Gökyüzünü gözlemleyenler yıldızlardaki parlaklık kadar renk değişimlerini de fark ederler. Yıldızlar farklı sıcaklıklara sahip oldukları için renkleri de farklılaşır. Gökbilimciler yıldızların renklerini tespit ederek, yıldızların da yüzey sıcaklığını hesaplayabilirler.

Nasıl bir metal parçası ısıtıldığında sıcaklığı değiştikçe rengi de değişirse yıldızlar da parlamaya başladığında, önce kırmızıya dönüşür. Isınma arttıkça turuncuya döner. Sonra sarı-beyaz ve sonra da mavi-beyaz olur. Yani metaller için geçerli olan renk değişimleri yıldızlar için de geçerlidir.

Kırmızımsı yıldızlar Betelgeuse ve Antares 2,500 Kelvin sıcaklığında olmalarına karşın soğuk sayılabilecek yıldızlardır. Arcturus gibi yıldızlar ise yaklaşık 5.000 Kelvin sıcaklığı ile turuncu renktedir. Güneş benzeri yıldızlar 6000 Kelvin’de sarı renk alırlar. Vega gibi beyaz yıldızlar 10.000 Kelvin sıcaklığında yıldız ölçülerinde sıcaktır. Rigel ve Deneb gibi mavi dev yıldızların yüzey sıcaklıkları ise yaklaşık 20.000 Kelvin’dir.

Bir yıldızın görünen renginin ölçülmesi, kadir parlaklığının farklı dalga boylarında gözlemlenmesini gerektirir. Bu ise birkaç faktörü içerir: Dalga boyları (bazı nesneler kızılötesi veya ultraviyole dalga boylarında normal görünür ışıktan daha parlaktır) ve Dedektör hassasiyeti (göz mavi ışığa standart fotoğraf filminden daha az duyarlıdır). Bir yıldızın görsel “V” sayısı, insan gözünün en hassas olduğu dalga boyundaki parlaklığını temsil eder. Mavi veya “B” seviyesi ise, fotoğraf filminin en hassas olduğu dalga boyundaki parlaklığıdır. Bu iki veriye yani “B-V” arasındaki farka yıldızın Renk Dizini denir ve yıldız renginin doğru şekilde ölçümünü sağlar.

Yıldızın yüzey sıcaklığı ile B-V indeksi eğrisi

Betelgeuse ve Antares gibi en kırmızı olan yıldızların B-V renk indeksi yaklaşık +2.0’dır. Orion’daki Rigel gibi en sıcak, en mavi yıldızların renk endeksi ise yaklaşık -0.25’tir. Vega gibi renk endeksi 0.0 olan yıldızlar beyaz görünür. Güneş’in renk indeksi sarıya kaçtığı içn yaklaşık +0.62’dir.

Paralaks ve Mesafe

Bir yıldızın uzaklığı ilk kez 1838’de Alman astronom Friedrich Bessel tarafından ölçülerek duyuruldu. Yıldız, Kuğu takımyıldızında göze çarpmayan 5 kadir parlaklığında bir yıldız olan 61 Cygni idi.

Bessel, 61 Cygni’ye olan mesafeyi bulmak için yıldızın paralaksını ölçtü. Paralaks, gözlemcinin konumundaki değişim neticesinde nesnenin konumunda olan görünür değişime deniyor. Bunun nasıl olduğunu görmek için baş parmağınızı yüzünüzün önünde tutun ve ona sol gözünüzle bakın. Odadaki arka plan nesnelerin önünde belli bir konumda görülecektir. Şimdi sol gözü kapatır ve sağ gözünüzü kullanırsanız, baş parmağınız diğer gözle karşılaştırıldığında hareket ediyor gibi görünecektir. Sağ ve sol gözünüzle dönüşümlü olarak baktığınızda baş parmağınız ileri geri oynuyor gibi görünecek. İşte bu paralakstır.

Benzer şekilde, daha uzak arka plan yıldızlarına karşı yılın belirli bir zamanında bir yıldızın konumunu gözlemleyebiliriz. Ardından altı ay sonra, Dünya yörüngesinin karşı tarafına geçtiğinde aynı yıldıza yapılacak ikinci bir gözlem, yıldızın uzak yıldızlara göre pozisyonunda küçük bir değişiklik gösterecektir. Bu açısal kayma, Dünya yörüngesinin karşı taraflarından gözlemlenerek ölçülen yıldızın paralaksıdır. Dünya’nın yörüngesinin yarıçapı tam olarak 1 AU veya yaklaşık 150 milyon kilometre (93 milyon mil) olduğundan, bu yıldıza olan mesafe hesaplanabilir.

Bir yıldızın Paralaksı (p) onun mesafesini (d) hesaplamamızı sağlar.

Bu şekilde düşündüğümüzde yakınlardaki bir yıldız büyük paralaksa, uzaklardaki bir yıldız ise küçük bir paralaksa sahip olacaktır. Ne yazık ki, en yakın yıldızlar bile 1 yay saniyeden küçük yani derecenin 1/3600’ünden küçük bir paralaks açısına sahiptir. Bu da, 8 km mesafeden bir posta pulunun görüntüsü kadar bir mesafeyi ifade eder. Cygni aslında 0.287 yay saniyelik bir paralaksla bilinen en yakın yıldızlardan biridir. En yakın yıldız olan Proxima Centauri, 3/4 yay saniyelik bir paralaksa sahiptir ve güneş sistemimizden 4,2 ışık yılının üstünde bir mesafededir.

Paralaks tekniği hala yıldız mesafelerini bulmanın en güvenilir yöntemidir. Avrupa Uzay Ajansı’nın 1991 yılında fırlatılan Hipparcos uydusu, 120.000’den fazla yıldızın paralakslarını benzeri görülmemiş bir doğrulukla ölçtü. Bu misyondan kaynaklanan Hipparcos Kataloğu, bugün yıldız mesafelerinin en doğru özeti olmaya devam ediyor.

Işık Yılları ve Parsekler

Gökbilimcilerin yıldızlara olan çok uzak mesafeleri ifade edebilmeleri için özel bir mesafe birimine ihtiyaçları vardır. Kilometre veya mil bu mesafelerde pratik olamayacak kadar küçük bir ölçü birimidir.Bu yüzden paralaks yöntemi, sonucu “parsek” olarak adlandırılan bir kıstasa sahiptir. Bir parsek, bir yıldızın 1 yay saniyelik bir paralaksa sahip olacağı mesafedir. Bir parsek bile 30 trilyon kilometrenin üzerinde muazzam bir mesafedir.

Gökbilimciler ışık yılı adı verilen başka bir uzaklık birimini de kullanırlar. Bir ışık yılı, ışığın bir yıl içinde kat ettiği mesafedir. Işığın hızı saniyede 300.000 kilometre olduğundan, ışık bir yılda çok uzaklara (yaklaşık 10 trilyon kilometre) yol kat eder. Bir parsek yaklaşık 3.26 ışıkyılıdır. Işık yılı ve parsek ölçüsü ayak ve metreye benzer.

Uzak kümeler ve bulutsular tartışılırken, mesafeler genellikle “kiloparsek” cinsinden ölçülür. 1 Kiloparsek, 1.000 metrenin 1 kilometre oluşu gibi 1.000 kilometredir. Gökadalara olan uzaklıklar tartışılırken, “Megaparsek” terimi yaygın olarak kullanılmaktadır. 1 Megaparsek, 1 milyon parsek veya bin kiloparsektir.

Mutlak Parlaklık ve Işıma Gücü

Bir yıldız Güneş sistemimize nispeten yakın olduğu için veya çok uzakta ancak güçlü olduğu için parlak olabilir. Aynı görünür parlaklıktaki iki yıldızdan biri daha büyük mesafedeyse gerçek parlaklık veya ışıma gücü açısından farklılık gösterir.

Bir yıldızın gerçek parlaklığını tespit etmek için, standart bir mesafede olduğunda ne kadar parlak olacağını anlayacağımız şekilde belirlenmesi gerekir. Yıldızların parlaklığını karşılaştırmak için kullanılan standart mesafe 10 parsektir. Bir yıldız 10 parsek mesafede olsaydı sahip olacağı parlaklığa mutlak parlaklık denir. Mutlak parlaklık, yıldızın gerçek parlaklığını veya ışıma gücünü belirler; görünür parlaklığı ise yıldızın gerçekte ne kadar parlak göründüğünü gösterir.

Güneş’in görünür parlaklığı -26.7 kadir, ancak mutlak parlaklığı orta seviyede +4.85 kadir. Bu durumda Güneş’e 10 parsek mesafeden ölçülürse 5 kadirlik sönük yıldızdır.

Gökyüzündeki en parlak yıldız Sirius’un görünür parlaklığı -1.46 kadir ve yaklaşık 2.64 parsek (veya 8.6 ışık yılı) uzaklıktadır. +1.45 mutlak parlaklığı ile Sirius, Güneş’imizden 23 kat daha parlaktır. Ancak enerji çıkışı, diğer bazı dev yıldızlarla karşılaştırıldığında mütevazıdır. Sirius’u parlak bir yıldız olarak görmemizin sebebi bize yakınlığıdır.

Gece gökyüzündeki en parlak ikinci yıldız, neredeyse Sirius kadar parlak olan Canopus’tur (parlaklığı -0.62 kadir). Ancak Canopus yaklaşık 96 parsek uzaklıkta – Sirius’tan 36 kat daha uzaktadır. Canopus yıldızının, bu kadar uzak bir mesafeden çok parlak görünmesi için çok parlak bir yıldız olması gerekiyor. Mutlak parlaklığı ise -5.53 kadir.

Kuğu takımyıldızındaki mavimsi beyaz yıldız Deneb, yaz ayları gökyüzündeki en parlak yıldızlar arasında (+1.33 kadir) ve yine de yaklaşık 1000 parsek (3200 ışık yılı) uzaklıktadır. Deneb’in parlak olmasının sebebi ışıma gücünün yüksekliğidir. Güneş’ten 250.000 kat daha fazla ışık enerjisi yayar. Deneb 10 parsek mesafede olsaydı, -8.65 kadir parlayacaktı. Çeyrek Ay kadar parlak haliye Ay’a rakip olacaktı ve gündüz gökyüzünde kolayca görülebilecekti.

Yıldızların Spektral Çeşitleri

Bir yıldızın ışığı bir prizmaya yönlendirildiğinde, bir fotoğraf filminde gözlemlenebilen ve kaydedilebilen gökkuşağı veya renk paletine bölünür. Çok dikkatli bir incelemeler yapılarak incelenen bir yıldızın spektrumu genellikle atmosferindeki kimyasal elementler tarafından emilen ışık dalga boylarını işaret eden bir dizi koyu çizgiye sahiptir. Yıldızların sıcaklıkları ve kimyasal bileşimleri büyük ölçüde farklılaşır, bu da spektral çizgilerinin kuvvetlerini etkiler.

20. yüzyılın başlarında gökbilimciler yıldız spektrumlarını harflerle belirlenmiş bir dizi sınıfa ayırdılar. Bu sistem günümüzdeki spektral sınıflar grubuna dönüşmüştür: O, B, A, F, G, K ve M. Birkaç yıldız bu şemaya uymuyor ve kendi özel sınıfları verildi: R, N, S, W. Modern cihazlar bir yıldızın spektrumlarını sınıfın onda biri doğrulukta çözebilir. Örneğin, B9, G4 ve K3 spektral tipindeki yıldızları göreceksiniz.

Yıldız spektrumundaki koyu çizgiler, atmosferindeki kimyasal elementleri ortaya çıkarır.

O ve B yıldızları sıcak ve mavidir. Parlak Sirius yıldızı A spektral tipindedir. Güneş sarı G tipi bir yıldızdır. K ve M yıldızları kırmızı renklidir ve nispeten serindir. Bunların en parlakları yıldız Antares ve Betelgeuse gibi kırmızı devlerdir.

Spektral SınıfıRenkSıcaklık (K)Spektral HatlarÖrnek
OMavi – Menekşe30.000-50.000İonize atomlar örneğin helyumNaos, Mintaka
BMavi – Beyaz11.000-30.000Doğal helyum, biraz hidrojenSpika, Rigel
ABeyaz7.500-11.000Güçlü hidrojen, biraz ionize metalSirius, Vega
FSarı – Beyaz5.900-7.500Hidrojen ve kalsiyum ve demir gibi ionize metallerCanopus, Procyon
GSarı5.200-5.900Doğal ve ionize metaller, özellikle ionize kalsiyum.Güneş, Capella
KTuruncu3.900-5.200Doğal metallerArcturus, Aldebaran
MKırmızı-Turuncu2.500-3.900Güçlü titanyum oksit ve bazı doğal kalsiyum.Antares, Betelgeuse
Yıldızların spektral türleri: O, B, A, F, G, K, M.

Yıldızlar ışıma güçlerine göre sınıflarına ayrılır. Bu bize bir kırmızı bir dev ile kırmızı cüce arasında ayrım yapma imkanı verir. Işıma gücü sınıfları şunlardır:

I – Süperdev
II – Parlak Dev
III – Dev
IV – Subgiant
V – Ana Sıra
VI – Alt Cüce
VII – Cüce

Doppler Kayması ve Radyal Hız

Yıldız spektrumları bize yıldız hakkında başka şeyler de anlatır: Örneğin ne kadar hızla bize doğru veya bizden uzağa hareket ettiğini anlayabiliriz. Bu etkiyi, onu ilk kez 1842’de ilk öneren Johann Christian Doppler’in (1803-1853) adını taşıyan Doppler Etkisi sayesinde belirleyebiliriz.

Aslında Doppler etkisini zaten hepimiz biliriz. Onu bir tren veya ambulans size yaklaşıp uzaklaştığınızda duyarsınız. Ambulansın ses tonu size yaklaştıkça yükselir, tizleşir sonra giderken düşer, pesleşir – bu Doppler etkisinin ses dalgaları üzerindeki etkisinden olur. Ambulans size doğru ilerledikçe, ses dalgaları sıkıştırılır, böylece dalga boyları kısalır bu da seste tizleşmeye neden olur. Tonun tizleşmesi dalga boyundaki artıştandır. Ambulans sizden uzaklaştığında ise ses dalgaları gerilir. Dalga boyundaki artışı ses tonunda bir düşüş, ton düşüşü olarak duyuyoruz.

Işık dalgaları için de aynı şey geçerlidir, ışık cisim bize doğru geldiğinde veya bizden uzaklaşan bir kaynaktan geldiğinde yaşanır. Ancak dalga boyundaki değişikliği, tonla olarak değil, renkteki bir değişiklik olarak görüyoruz. Eğer bir yıldız bize doğru hareket ediyorsa, yaydığı ışık dalgalarının dalga boyları kısalır ve spektrumun kısa dalga boyu ucuna doğru bir kayma görürüz, bu da bir mavilik olarak belirir. Ancak eğer Yıldız bizden uzaklaşıyorsa, ışığının dalga boyu artacak ve spektrumun uzun dalga boyu ucuna doğru bir kayma göreceğiz, bu da bize kırmızıya doğru bir kayma gösterir. Sabit bir ışık kaynağından gelen spektral çizgilerle kıyaslandığında, spektral çizgilerin konumlarını gözlemleyerek o yıldızın maviye veya kırmızıya kaymasını tam olarak ölçebiliriz. Doppler etkisi astronomlar tarafından bir yıldızın Dünya’ya doğru veya Dünya’dan uzaklığını belirlemek için bu şekilde kullanılır.

Ses için Doppler Etkisi (sol üst), ışık (sağ üst) ve yıldızın spektral çizgileri üzerindeki etkisi.

Radyal hız, gökbilimcilerin bir nesnenin bize doğru veya bizden uzaklaştığı hızı ifade etmek için kullandığı terimdir. Kural olarak, kaynak bizden uzaklaşıyorsa radyal hız pozitiftir ve kaynak bize doğru hareket ediyorsa negatiftir.

Örneğin, uzak gökadalarda hidrojen gazı tarafından yayılan spektral çizgilerin genellikle önemli ölçüde kırmızıya kaydığı görülür. Normalde Dünya üzerinde 21 santimetre dalga boyunda bulunan spektral çizgi emisyonu bunun yerine 21,1 santimetrede görülebilir. Bu 0,1 santimetrelik kırmızıya kayma, gökadanın saniyede 1.400 kilometrenin üzerinde Dünya’dan uzaklaştığını gösterir.

Modern astronomik spektrograflar radyal hızın son derece hassas ölçümlerini yapabilir. Saniyede sadece birkaç metrelik radyal hız değişikliklerine karşılık gelen doppler kaymalarını tespit edebilirler. Bu hassasiyet seviyesiyle, gökbilimciler, yıldızın etrafında dönerek ileri geri gitmesine neden olan yörüngesindeki bir gezegenin çekimsel hareketinin yıldızın radyal hızında yarattığı çok küçük değişiklikleri tespit edebilirler. Aslında, başka bir yıldızın etrafında dönen ilk doğrulanmış gezegen olan 51 Pegasi B, 1995’te keşfedildi.

Sky Safari sitesinden çeviri.