Yıldız görüntüleri
Yıldızlar bizden o kadar uzakta bulunur ki, en güçlü teleskoplarla bile elde edilen görüntülerinin çoğu noktasaldır, yani yıldızların boyutları hakkında bilgi vermez. Kimi yıldızların boyutlarına ilişkin bilgiler yalnızca son derece duyarlı girişimölçüm yöntemleriyle elde edilebilmiştir (aşağıya yıldızlann boyuttan). Teleskopun çözme gücü kalitesi ve atmosferdeki türbülanslar yıldızların görüntülerinin genişlemesine rüeden olur; ayrıca fotoğraf emülsiyonları da, yıldızların parlaklığı arttıkça daha belirginleşen bir ışınlama olayına uğrar. Çok parlak yıldızların fotoğraflarında, aygıtın içindeki parazit yansımalardan ileri gelen haç biçiminde ışınlar ya da ışığın, fotoğraf plakasının arka yüzünden yansımasından kaynaklanan haleler bile görülebilir.
Yıldız parlaklıkları
Kadirler. Yıldızlar, görünür parlaklıklarına göto sııalanarnk sınıflandırılabilir. Bu sınıflandırmalar, Hipparkhos tarafından I.Ö. 130 yılına doğru, yıldızların çıplak gözle az ya da çok parlak görülmelerine göre gerçekleştirilen görgül sıralamayla aynı ilkeye dayanan bir ölçeğe göre yapılmıştır. Görünür kadirler (m) ölçeği denilen bu ölçek, eski görgül "büyüklük" ölçeğinin yerini almıştır. Görünür kadirler, görünür parlaklık logaritmasının yaklaşık 2,5 katıyla orantılıdır. Bu ölçekte sıfır değeri, standart yıldızlar seçilerek saptanmıştır. Bu görünür kadirler ölçeğinde, bir gökcisminin parlaklığı arttıkça kadiri küçülür, hatta negatif değerler alır; bunun yanı sıra gökcisminin parlaklığı azaldıkça kadiri büyür. Görünür parlaklıkları ölçmede kullanılan ve kullandıkları dalga boyuna göre değişen duyarlıklara sahip alıcı tipine bağlı olarak fotografik, görsel, fotogörsel, fotoelektrik ve radyometrik görünür kadirler ayırt edilir Bir gökcisminin rengine göre bu kadirler farklı değerler alabilir; örneğin bir yıldızın mavi ışıma ile görünür ışımada ölçülen görünür kadirleri arasındaki fark olarak tanımlanan renk indisi mavi bir yıldız için negatif, kırmızı bir yıldız içinse pozitiftir Gökyüzünün en parlak yirmi yıldızının görsel kadirleri şunlardır:
ADI GÖRSEL KADİR
a Büyük Köpek (Sirius) - 1,6
a Karina (Canopus) - 0,9
a Erboga (Rigil kentarus) +0,1
a Orion (Ikizlerevi)
[değişken kadir] +0,1
a Çalgı (Vega) +0,1
« Aıabacı (Kapella) +0,2
a Çoban (Arkturus) +0,2
p Orion (Rigef) +0,3
a Küçük Köpek (Procyon) +0,5
a Irmak (Aşernar) +0,6
P Erboğa (Agena) +0,9
a Kartal (Altair) +0,9
a Güneyhaçı (Akruks) +1,1
a Boğa (Aldebaran) +1,1
P ikizler (Polluks) +1,2
a Başak (Başakçı) +1,2
a Akrep (Antares) +1,2
ot Güneybalığı (Fomalhaut) +1,3
o Kuğu (Deneb) +1,3
a Aslan (Regulus) +1,3
Çıplak gözle görülebilen yıldızların kadirlerine göre sayısal dağılımları da şöyledir:
2. kadirden yıldızlar : 53
3. kadirden yıldızlar : 157
4. kadirden yıldızlar : 506
5. kadirden yıldızlar : 1740
6. kadirden yıldızlar: 5170
Güneş'in görünür görsel kadiri - 26,8' dir. Görünür görsel kadirleri 6'dan büyük olan yıldızlar çıplak gözle görülemez. Bir yıldızın M mutlak kadiri 10 parseklik standart bir uzaklıkta bulunduğu zaman bu yıldızın sahip olacağı görünür kadire denk düşen değerdir. Bu M kadiri, görünen kadiri parlaklığa bağlı olarak tanımlayan bir ölçeğe benzer bir ölçeğe göre, yıldızın ışınım gücünü belirler. Belli bir ışınım gücüne sahip, yani mutlak kadiri bilinen bir yıldızın uzaklığı ne kadar büyükse, görünür kadiri de o kadar büyüktür. Böylece yıldızların uzaklıklarını saptama (gökbilimin temel sorunlarından biri), yıldızın görünür kadirini ölçme ve mutlak kadirini tahmin etme (tayfının ya da özelliklerinin diğer yıldızlarla karşılaştırılmasıyla) yoluyla olanaklı hale gelir. Güneş'in mutlak görsel kadirinin değeri +4,8'dir.
Yıldız kataloglan
Bir yıldızın gökyüzün- deki konumu iki koordinatıyla iyice belir- lenebildiğinden, yıldızların iyi gözlemlenmiş koordinatlarını, kadirlerini ve diğer ayırtedici fiziksel özelliklerini gösteren ve katalog denilen derlemeler yapılabilir.
İlk düzenli yıldız listesi Hipparkhos (I.Ö. 130) tarafından düzenlenmiş ve Ptolemaios'un Almngest adlı yapılı saycindo gü nümûzo kadar ulaşmıştır. 1 022 yıldızın yer aldığı bu katalog, daha sonra Uluğ Bey, Tycho Brahe (777 yıldız derledi), Hevelius, listeye 500 yıldız daha ekleyen ve yıldız gökbilimine önemli katkılarda bulunan J. Bayer (1603), Halley, Flamsteed, La Caille, Le Monnier, Bode, J. Herschell, B. A. Gould, 47 390 yıldızı kapsayan katalogu Paris gözlemevi kataloğunun oluşturulmasına temel eşkil eden Lalande gibi gökbilimcilerin çalışmalarına temel oluşturmuştur. Bu çalışmaların dışında, Argelanderin kataloğu, Chacornacın tutulum haritaları vb.'nin yanı sıra, özellikle amiral Mouchezin teşvikiyle gerçekleştirilen ve uluslararası bir yapıt olarak ortaya çıkan gökyüzünün fotografik haritasından da söz otmok gerekir. Yıldız kataloglarının hazırlanması ve yeni verilerin toplanması günümüzde bilişim araçlarının yardımıyla gerçekleştirilmekte ve uzmanlaşmış merkezlerden yönetilmektedir.
Takımyıldızlar
Gökteki yıldızlar takımyıldızlar halinde sınıflandırılır; bunların adlandırılma biçimleri çok eskidir, s m günümüzde bunlara kesin bilimsel sınırlar çizilmiştir.
Özdevinimler
Oldukça uzun zaman aralıklarıyla yinelenen ölçümler, yıldızlann sistematik küçük yer değiştirmelere uğradıklarını göstermiştir. Bu yer değiştirmelere özdevinim" denir. Özdevinimler, gözlem doğrultusuna dik bir doğrultudaki yer değiştirmelere denk düşer. Bu yer değiştirmeler genellikle yılda 0" ile 1" arasındadır; bununla birlikte kimi yıldızların yer değiştirmeleri yılda 10" yi bulur. Bütün bu devinimlerin genel olarak incelenmesi, Gökadanın tümünün döndüğünü ortaya çıkarmıştır. Koordinatlardaki özdevinimler dışında, tayf çizgilerinin yer değiştirmelerinin ölçülmesi, Doppler-Fizeau ilkesini uygulayarak yıldızların radyal hızlarının (bu kez km/sn cinsinden) kesin olarak bulunmasını sağlar.
Yıldız paralaksları
Yıldızların kimi özdevinimleri, yeryüzündeki bir gözlemcinin Güneş çevresinde 3Ö0 milyon km çapında bir yörünge çizmesi nedeniyle, devir süresi tam bir yıl olan düzenli bir durum gösterir. Böylece gözlemlenen bu devinimin genliği, doğrudan doğruya yıldızın uzaklığını verir.
Bir yıldızdan normal bir açı altında Yer yörüngesinin yarı-büyük ekseninin görüldüğü açıya "yıllık paralaks" denir Paralate, tanıma göre, parsek cinsinden ölçülen uzaklığın tersidir. Paralaksları doğrudan doğruya ölçülmüş olan yıldızların sayısı 10 000 dolayındadır. Bu paralaksla- rın hiçbiri 1" ye ulaşamaz.
Yıldız tayfları
Yıldızların yüzey katmanlarından gelen ışığı, dalga boylarına göre bileşenlerine ayırarak elde edilen yıldız tayfları, renkli ve sürekli bir fondan (sürekli tayf) oluşur. Bu fon üzerinde "soğurma çizgileri" denilen ve kimi dalga boylarında bir ışık zayıflamasına denk düşen bölgeler yer alır. Az sayıdaki kimi özel yıldızların tayflarında ise tam tersine, kimi dal- gaboylarında ışığın daha yeğin geldiği "yayım çizgileri"ne rastlanır. Gözlemlenen tayf çizgilerinin çözümlenmesi ve belli sıcaklık ve basınç koşullarında bulunan her kimyasal element için olası durumların dağılımını belirleyen yasalar yardımıyla tayfların yorumlanması, yıldızların yüzey katmanlarında egemen olan fiziksel koşulların ve kimyasal bileşimin ortaya çıkarılmasını sağlar.
Kimyasal bileşim
Çeşitli kimyasal elementlerin Güneş'teki ve diğer yıldızlardaki göreli miktarları birbirine çok yakındır. Yıldızların kütlelerinin % 96 ile 99'u hidrojen ve helyumdan oluşur. Geriye kalan % 4'lük kütleyi oluşturan ağır elementler arasında en çok rastlananlar oksijen, karbon, neon, azot, kükürt ve demirdir. Hidrojen tek başına kütlenin ortalama % 76'sını oluşturur.
Yıldızların tayf tipleri
Yıldızların kimyasal bileşimlerinin benzerliğinden ve pölemlenen tayflarının çeşitliliğinden, yıldız tayflarının dilimnor.inin, yıldızlında var olan kimi koşulların (örneğin yüzey sıcaklıkları ve yoğunlukları) belirlenmesini sağladığı sonucu çıkarılabilir. Tayflar sınıflandırılarak yıldızlar da 35 000 K 2 500 K arasındaki yüzey sıcaklıklara (ışıkküre sıcaklıkları) denk düşen, sürekli tayf tiplerine göre sınıflandırılır. Tayf tipleri W, O, B, A, F, G, K, M harfleriyle gösterilir; her kategori de, ayrıca O'dan 9'a kadar 10 alt kategoriye bölünmüştür. Örneğin Ikizlerevi'nin tayftipi M O, Rigel'inki B 8, Aldebaran'ınki K 5, Gü- neş'inki ise G 2'dir. Bunlara, kataloglarda çok az rastlanan soğuk yıldızları belirten Ft, N ve S harflerini de eklemek gerekir.
Hertzsprung Russell diyagramı
Uzaklıkları bilinen yıldızları hem tayf tiplerine hem de kadirlerine göre sınıflandıran Hertzsprung" ve Russell", yıldızları ışınım güçlerine göre sıralamayı sağlayan ve Hertzsprung Russell diyagramı (1905 -1914) adıyla bilinen iki boyutlu bir yıldız sınıflandırması gerçekleştirdiler;
1. cüce yıldızlar da denilen ana seri yıldızları: Güneş bu sınıfa girer;
2. dev yıldızlar (tayf tipi FO'dan başlayanlar);
3. üstdev yıldızlar, mutlak kadirleri (-5) ile (-7) arasında değişir.
Tayf tipine, yani yüzey sıcaklıklarına göre sınıflandırılan yıldızları arasından belli bir yıldız türü ele alındığında, bu yıldız türüne giren üstdev yıldızların ışınım güçleri dev yıldızlarınkinden, dev yıldızların ışınım güçleri ise cüce yıldızlarınkinden daha fazladır. Bu yıldızın, birim yüzeyinden yayımlanan enerji miktarı yalnızca sıcaklığa bağlı olduğundan, bir cücenin yarıçapı, yüzey sıcaldığı kendisiyle aynı olan bir devin ya da bir üstdevin yarıçapından çok daha küçüktür. Ayrıca yeni yıldız sınıfları da keşfedilmiştir. Bu sınıfta yer alan beyaz cûceler"in mutlak kadirleri +10 dolayındadır Işınım güçleri zayıf olmasına
lamı yorıçnplan. ışınını gi'ıçloıl vo yü/oy sıcaklıkları veri alınarak hesaplanabilir. Güneş'in yarıçapı bir birim olarak alınırsa, üstdev Ikizlerevi'nin yarıçapı 400, dev Arkturus'un yarıçapı ise 22 birim değerini almaktadır. Bilinen en büyük yıldız £ Arabacı'dır. Bu yıldızın yarıçapı Güneş'in- kinin 2 700 katıdır: bu yıldız Güneş sisteminin merkezinde yer alsaydı, Satürn'de dahil olmak üzere bütün gezegenleri içine alıldı. Buna karşılık cüce" yıldızların yarıçapları Güneş'inkinin yalnızca yüzde biri düzeyindedir; nötron yıldızlarının yarıçapları ise daha da küçüktür.
Tayttanna göre yıldızlann uzaklıklar
Günümüzde, yıldız tayfı uzmanları bir yıldızın hem tayfına, hem de ışınım gücüne göre hangi sınıfa girdiğini hiçbir karışıklığa meydan vermeden besleyebilmektedirler. Morgan diyagramı, tayfına ve ışınım gücüne göre sınıflandırılan yıldızların (yarım birimlik bir hata payıyla) mutlak kadirlerini verir. Bir yıldızın bu diyagramdan okunan mutlak kadiri temel alınarak görünür kadirinin hesaplanmasıyla da {% 10 yaklaşıklıkla) uzaklığı ölçülebilir. Böylece de bu yıldızların tayfgözlemsel paralaksı saptanır.
Yıldızlann kütleleri
Uzayda çok sayıda çift' yıldız ya da çoklu yıldız sistemi vardır; bunların bileşenleri, Güneş'in çevresinde dönen Güneş sistemi'ndeki gezegenler gibi sistemin ağırlık merkezinin çevresinde evrensel çekim yasasına göre döner. Bu bileşenlerin gözlemlenen hareketlerinin parametreleri mekaniğin yasalarına göre incelenerek, çift yıldızların kütleleri hesaplanabilir. Bu yöntemle bugüne kadar ölçülmüş olan yıldız kütlelerinin değeıleri Güneş kütlesinin onda biri ile 60 katı arasımla değişir. Yıldızların yarıçaplarının uzunlukları ise, yukarıda da belirtildiği gibi çok daha geniş bir alan oluşturur. Bundan da, üsldov yıldızların kütlelerinin Güneş'in kütlesinden milyonlarca kez küçük, beyaz cüce yıldızların kütlelerinin ise Güneş'inkinden milyonlarca kez büyük olduğu sonucu çıkar.
Değişken parlaklıklı yıldızlar
Sofeitlcr. Yıldızların çok büyük bir bölümünü değişken pariaklılığa sahiptir. Bu değişme, kimi yıldızlarda oldukça düzenli, kimi yıldızlarda ise düzensiz olarak meydana gelir. En belirgin örneği 4 Şefe olan (adı da buradan gelir) ve parlaklıkları düzenli olarak değişen yıldızlara seteit denir Parlaklık değişim dönemlerinin yıldızların mutlak kadirlerine bağlı olduğunun keşfedilmesinden bu yana Sefeitler gökbilimcilerden yoğun bir ilgi görmüştür. Bu yıldızların parlaklık değişimi dönemleri gözlemle saptanarak (bu işlem zor değildir) uzaklıkları belirlenebilir.
Diğer değişken yıldızlar
Novalar. Süpernevalar. Sıçramak yıldızlar. Kimi yıldızların ışınım güçlerinde zaman zaman 12, hatta 22 kadirtik ani ve büyük artışlar gözlemlenir. Uzun süre bu yıldızlar yeni oluşmuş yıldızlar sanılmış sonra yeni yıldız olmadıkları anlaşılmasına karşın nova' ya da sûpemova olarak adlandırılmışlardır Parlamak ya da sıçramak yıldızlar birkaç saniye içinde birkaç kadirtik, son derece parlak yıldız duruma gelebilir: bu yıldızlarda ayrıca Güneş püskürtülerine benzer olaylar da görülür.
Yıldız enerjisinin kaynağı
Güneş sistomi'nin oluşmasından bu yana, yani yaklaşık 5 milyar yıldır, Güneş, ışınım yoluyla uzaya 4x1ü26 watt'kk bir güç yaymaktadır. Güneş'in ve diğer yıldızların bu kadar uzun bir süre boyunca bu denli büyük bir enerjiyi nasıl yaydığı sorusu uzun zaman gündemde kalmıştır. Bu sorunun yanıtı 1938'deı yıldız enerjisinin ancak sıcaklığın on milyonlarca kelvini bulduğu merkez bölgelerde termonükleer tepkimelerin düşmanıyla açıklanabileceğinin ortaya çıkmasıyla bulunmuştur Söztonusu termonükleer tepkimede, 4 hidrojen çekirdeği (ya da 4 proton) bir dizi tepkime sonucu kaynaşarak bir helyum çekirdeği düştürür Hertzsprung Fiussell diyagramında ana seride yer alan ve Güneşten daha büyük kütleli yıldızlarda bu tepkime, Bethe çevrimine göre oluşur ve 20 milyon kelvinden datıa yüksek bir sıcaklık gerektirir. Güneş'in benzeri olan yıldızlarda termonükleer tepkime "proton-proton zinciri" adı verilen başka bir tepkime dizisiyle gerçekleşir.
Bu tepkime dizisine 20 milyon kelvinden daha düşük sıcaklıklarda rastlanır Güneş'in yaydığı enerjinin kaynağını oluşturan ve Güneş'in bu enerjiyi toplam 10 milyar yıl boyunca üretebilmesini sağlayan mekanizmayı bu tepkime dizisi sağlamaktadır. Sıcaklığın 7 ile 15 milyon kelvin arasında olduğu Güneş'in merkez bölgelerinde bir saniyede 600 milyon ton hidrojen helyuma, 4 milyon ton madde de enerjiye dönüşür. Ana serinin dışında yer alan ve evrimlerinin daha ileri bir aşamasında bulunan yıldızlarda farklı termonükleer tepkimeler gerçekleşir: 100 milyon kelvin düzeyindeki sıcaklıklarda helyum çekirdekleri kaynaşarak karbon çekirdeklerine karbon çekirdekleri de demire kadar ulaşabilen diğer ağır elementlerin çekirdeklerine dönüşebilmektedir.
Yıldızların iç yapısı
Bir yıldızın iç yapısını belirlemek için aşağıdaki fiziksel parametreler arasındaki ilişkiler göz önüne alınır: kendi yer çekiminin ve basınç değişimlerinin karşı etkisi altında bulunan bi' gaz küresinin dengesi; merkez bölgelerde termonükleer enerji üretimi; bu enerjinin yıldızın yüzeyine iletilme biçimi. Belli bir toplam kütle ve kimyasal bileşim için bu fiziksel ilişkileri betimleyen matematiksel denklemlerin tek bir çözümü vardır. Yani, yıldızın diğer bütün ayırtedici özellikleri ve parametrelerinin iç dağılımı bu denklemler yardımıyla hesaplanabilir; bu şekilde oluşturulan modeller özellikle yıldızın merkezindeki sıcaklık, yoğunluk ve basınç değerlerini bulmaya yarar. Bu modeller, ışınım güçleri ve sıcaklıkları aynı zamanda kütleleriyle doğru orantılı olan yıldızlann, neden yaşamlannın başlangıcında Hertzsprung-Russell diyagramındaki ana seri içinde yer aldığını da açıklamayı sağlar.
Yıldızlann evrimi
Yıldızların kimyasal bileşimleri merkez bölgelerde meydana gelen termonükleer tepkimeler nedeniyle sürekli olarak değişir Böylece, başlangıçta homojen bir bileşimi öten bir gaz bulutunun çekimsel büzülmesiyle oluşan ve belli bir kütlesi olan bir yıldızın hem iç yapısı, hem de parametreleri zamanla farklılaşacaktır. Bununla ilgili olarak yıldız modelleri üzerinde yapılan hesaplamalar Hertzsprung-Russell diyagramındaki ana seri üzerinde yer alan yıldızlann zamanla dev, daha sonra da üstdev yıldızlar sınıfına doğru kayacaklarını ve bu kaymanın sözkonusu yıldızın kütlesi ne kadar büyükse o kadar hızlı gerçekleşeceğini göstermektedir. Örneğin ana seriye göre 10 milyar yıllık bir ömrü olan Güneş, ana seriyi 5 milyar yıl sonra terk ederek kırmızı bir deve dönüşecek, sonra da bir beyaz cüce haline gelerek yaşamını sona erdirecektir Kütleleri, Güneş'inkinin, 1,5 ite 3 katı arasında değişen yıldızlar yalnızca bir nötron yıldızına dönüştüklerinde kararlı bir yapıya kavuşacaktır. Kütleleri Güneşinkinin 3 katından daha fazla olan yıldızlar ise kendi çekimleri nedeniyle büzülecek ve kara deliklere dönüşeceklerdir.
Yıldız öbekleri
Yıldızlar, bulunduklan evrim düzeyine göre, kimyasal bileşimleri yönünden iki öbeğe aynlır I. öbek yıldızlar daha yakın zamanlarda oluşmuş, değişik yaşlardaki yıldızlardır Kimyasal bileşimleri, içinde oluştuktan yıldıztararası maddenin kimyasal bileşimine yakındır. Dolayısıyla bu yıldızlar, evrimlerinin sonuna ulaşan daha yaşlı yıldızlann patlamasıyla ortaya çıkan ağır elementler bakımından zengindir. II. öbek yıldızlar, Gökada'mızın başlangıcında oluşmuş yaşlı yıldızlardır; bu yıldızlar ağır elementler bakımından oldukça fakirdir. I. öbek yıldızlar disk ve gökada yıldızlarından, II. öbek yıldızlar ise küresel kümelerden oluşur. Yıldızlann iki öbek halinde sınıflandırılması şematik bir sınıflandırmadır; ayrıca aynı öbeğin yıldızlannda bolluk anomalileri de görülür.
Yıldızların Yaşamı ve Sonu (Yıldızların Oluşumu ve Ölümü)
Yıldızların Evrimi
Yıldızların Spektrumu