yıldızların gözlemđ

BÖLÜM 1
YILDIZLARIN GÖZLEMĐ
Astronomlar yüzyıllar boyunca yıldızların yalnız konumlarını çalıştı. O zamanlar
Güneş’ in bile kimyasal yapısının bilinemeyeceği düşünülüyordu. Ancak, bugün Güneş dahil
birçok yıldızın kimyasal yapısının yanında onların evrimleri bile araştırılabilir olmuştur.
Işınım yeğinliğinin analizi ile yalnız yıldızlar değil gözlenebilir tüm evrenin yapısı
anlaşılabilmekte, maddenin değişik soğurma ve salma işlemleri evrende bulunan maddenin
durumunu ortaya koymaktadır.
GÖRÜNÜR PARLAKLIK
Çıplak gözle yapılan yıldız gözlemleri bazı yıldızların diğerlerinden daha parlak
olduğunu göstermektedir. Bilinen en eski yıldız kataloğu, MÖ 150 yılında Hipparchus
tarafından yapılmıştır. Bu katalogda 1080 yıldızın konumu ve parlaklıkları verilmiştir. Bu
değerler 16.yy gözlemcileri için kaynak olmuştur. En parlak yıldızlar 1. kadirden (1m), en
sönük yıldızlar ise 6. kadirden (6m) yıldızlar olarak isimlendirilmiştir. Bu sınıflandırmanın
temeli bugün bile hala kullanılmaktadır. Bu ölçek Pogson (1856) tarafından gözlemsel bir
temele dayandırılmıştır. 1. kadir yıldızdan aldığımız ışık 6. kadir yıldızdan aldığımız ışıktan
100 kat daha fazladır. Đki yıldız arasındaki 5 kadirlik (5m) fark bunlar arasındaki 100 katlık
parlaklık oranına karşılık gelmektedir. Bu yüzden 1. kadirden yıldızlar 2. kadirden
yıldızlardan 2.512 kat daha parlaktır. Eğer, yıldız daha parlak ise yıldızın parlaklığına karşılık
gelen sayı daha küçüktür. Parlaklık değerleri çok dikkatlice ölçülmüş olan standart yıldızlar,
bugün astronomların yaptıkları yeni gözlemlerde ayar yıldızları olarak kullanılmaktadır.
Parlak yıldızlar için kadir değerleri negatif olabilir. Kadir tanımlaması bir yıldızın
parlaklığının ölçümü için yapılır.
Betelgeuse. Betelgeuse (α Orionis) Orion
takımyıldızındaki en parlak ikinci yıldızdır. 650
ışıkyılı uzaklığında olup kırmızı bir süperdev
yıldızdır. Yarıçapı, Güneş’ inkinden 800 kat
büyük olmasına rağmen teleskoptaki görüntüsü
hemen hemen nokta gibidir. Görüntüdeki farklı
renkler farklı sıcaklıklı bölgeleri temsil
etmektedir.
Bir yıldızdan salınan enerji
tüm tayf bölgesi için sabit değildir. Bu
yüzden parlaklık ölçümü alıcının tayf
duyarlığına bağlıdır. Parlaklık ölçümleri gözlemin türüne bağlı olarak da
değişir, fotoğrafik ve fotometrik
parlak-lık gibi.
Fotoğrafik gözlemlerde, herbir
yıldızın fotoğraf plağında yarattığı
kararma,
parlaklık
ölçümüne
dönüştürülür. Bu yolla elde edilen parlaklığa fotoğrafik parlaklık denir ve mpg ile gösterilir.
Eğer, parlaklık ölçümünü bir fotoelektrik alıcı ile yapıyorsak, belli bir bant aralığı
olan süzgeçler kullanarak ölçüm yapıyoruz demektir. Ölçülen bu parlaklıklar önceleri
tekrenk parlaklıklar olarak sınıflandırılmıştı.
1
Son yıllarda parlaklıklar UBV sisteminde ölçülmektedir. Bu sistem üç bant
içermektedir. Bunlar tayfın moröte (Ultraviolet), mavi (Blue) ve görsel (Visible) (sarı)
bölgesine karşılık gelir. Bu sisteme 1950’ li yıllarda geçilmiştir. Bantların yarı maksimumdaki
genişlikleri yaklaşık 80 Å’ dür. Herbiri maksimum enerjiyi sırasıyla 3600, 4200 ve 5200Å’ de
geçirmektedir.
En iyi bilinen fotometrik ölçüm
sistemlerinin tayf aralıkları (1 nm =
10 Å). UBV sistemine ait süzgeçlerin
duyarlık eğrileri gözün duyarlık
eğrisiyle
karşılaştırmalı
olarak
verilmektedir.
Farklı dalgaboylarında
ölçülen iki parlaklık farkından
giderek bir renk ölçeği bulabiliriz. Özellikle U-B ve B-V renk
ölçekleri yıldızların sıcaklık ve
ışınım güçleriyle
yakından
ilişkilidir.
Sıcak bir yıldız mavi
(B) ışıkta, sarı (V) ışıktan daha
fazla ışınım salar. Bunun
sonucunda, onun B parlaklığı V
parlaklığından daha küçük olacaktır (daha büyük kadir değeri daha az ışınım demektir).
Soğuk bir yıldız için bu sonuç tam terstir. B-V farkları sıcak yıldızlar için negatif, soğuk
yıldızlar için pozitiftir.
Renk ölçeği olarak bilinen bu parametre yıldızın uzaklığından ve yüzey alanından
bağımsızdır. Yalnız, yıldızın atmosferinden yayılan ışınımın doğasına bağlıdır. Renk ölçeği,
sıcaklık cinsinden ayarlanabilir.
Bir yıldızın parlaklığı onun uzaklığına bağlı olarak değişeceğinden bu parlaklığa
görünür parlaklık (mv) denir. Tüm yapıları aynı olduğu halde farklı uzaklıklarda bulunan iki
yıldızdan uzakta olanın parlaklığı daha az (kadir değeri daha büyük) görünecektir. Parlaklık
ölçümleri, atmosfer dışına indirgeme yöntemleriyle, yer atmosferinin ışığı soğurucu
etkisinden arındırılmalıdır. Bu ölçümler yıldızın konumuna, aletin duyarlılığına ve
gözlemcinin yerine göre değişir.
Ölçüm aletlerinin duyarlığına bağlı olarak, bir yıldızın
görünür-deki parlaklığı o yıldızın
toplam parlaklığının ölçümünü
değil, yalnız tekrenk yeğinliğinin
ölçümünü verir. Aynı yıldızın farklı
tayf
bölgelerin-deki
görünür
parlaklığı farklı değerlere sahiptir.
Bir
yıldız
tara-fından
tüm
dalgaboylarında salınan enerjiyi
tanımlayan görünür parlak-lığa
tümışınım parlaklığı (görünür
Renk ölçeği
bolometrik parlaklık) (mbol) denir.
Yalnız görünür bölgedeki akının ölçümüne karşılık gelen görünür görsel parlaklık
(mv ) ile görünür bolometrik parlaklık arasındaki fark, yıldız ışığının özelliğine göre daha
küçük veya daha büyük olabilir.
Bu ışınım, özellikle yıldızın yüzey sıcaklığına bağlıdır. Bu iki parlaklık arasındaki
farklar bolometrik düzeltme (BC) olarak adlandırılarak, yıldızların yüzey sıcaklıklarına
2
(daha doğrusu etkin sıcaklıklarına ) göre çizelgelenmiştir. Bolometrik düzeltme, çok yüksek
ve çok düşük yüzey sıcaklıklı yıldızlar için çok önemlidir. Çünkü, bu yıldızlar enerjilerini
uzak morötede veya kızılötede salarlar. Güneş gibi yıldızlar maksimum enerjilerini görsel
bölgede yaydıklarından onların bolometrik düzeltmeleri çok küçüktür.
Bolometrik Düzeltme
Yıldızların Renkleri. En parlak yıldızlar
çıplak gözle farklı renklerde görülebilir.
Ancak, gözümüz sönük yıldızların renklerini
ayırtedemez. Bu yıldızların bazılarının renklerini bir dürbün veya küçük bir teleskop
kullanarak belirleyebiliriz.
Renkler yıldız atmosferlerinin sıcaklığı hakkında bilgi verir. Örneğin, Antares
(α Scorpii) bize kırmızı olarak görünürken
Rigel (β Orionis) mavi olarak görünür.
Antares’ in renk sıcaklığı 3000 K iken Rigel’
in sıcaklığı 20 000 K’ dir.
Güneş'in batarken kırmızı görünmesinin nedeni ise onun yüzey sıcaklığındaki
değişimden dolayı değil, Güneş’ ten salınan
fotonların Yer atmosferindeki parçacıklarla
etkileşmesinden dolayıdır. Işınımın bir kısmı
atmosfer içinden geçip bize gelinceye kadar
soğrulur ve saçılır. Bu saçılma mavi fotonları
daha çok etkiler. Güneş çevrene yakın
konumdayken, ışınımı daha kalın bir Yer
atosferi katmanından geçerek bize gelir. Bunun sonuncunda da mavi fotonların büyük bir kısmı saçılır; mavi
fotonların azlığı güneş diskinin kırmızı görünmesine neden olur. Bu mavi fotonlar Yer atmosferinin tüm
doğrultularında saçılır ve gökyüzünün mavi görünmesine neden olur.
Resimde bazı çift yıldızların renkleri görülmektedir (Angelo Secchi’ nin bir çalışmasından).
IŞINIM GÜÇLERĐNĐN ÖLÇÜMÜ
Bir yıldızın ışınım gücünü onun görünür bolometrik parlaklığından saptayabilmemiz
için bize olan uzaklığını bilmemiz gerekir. Güneş’ in görünür görsel parlaklığı -26m.5 iken,
gökyüzünde Güneş’ ten sonra en parlak yıldız olan Sirius’ un parlaklığı -1m.5 dir. Sirius’ un,
Güneş’ ten 500 000 kat daha uzakta olduğunu bildiğimize göre şu sonuca varabiliriz: iki
yıldız arasındaki görünür bolometrik parlaklık farklarına göre, Sirius’ un ışınım gücü Güneş’
inkinden 25 kat daha fazladır. Aslında, Güneş bize çok yakın olduğundan Sirius’ dan 10
milyar kat daha fazla akıya sahiptir.
Güneş’ ten sonra bize en yakın olan yıldız Güneş’ e benzer. Fakat, görünür görsel
parlaklığı -0m.1 dir. Aslında, Güneş’ in ışınım gücü gözlenen ışınım güçleri aralığının ortasına
denk gelir. Bir çok yıldızın ışınım gücü Güneş’ ten 10 000 kat daha büyükken bir çoğunun da
10 000 kat küçüktür.
3
Işınım gücü en büyük olan yıldızlardan biri güney yarımküreden gözlenebilen η
Carinae’ dir. Işınım gücü Güneş’ inkinden 3 milyon kat daha büyüktür. Yıldızların görünür
parlaklıkları, yıldızlararası maddenin yaptığı soğurmadan etkilenmektedir. Fotonlar
yıldızlararası madde bulutuyla karşılaştığında soğurma olur. Bu soğurma işlemi kırmızı
fotonlara göre mavi fotonları daha fazla etkilemektedir. Eğer yıldızlararası madde olmasaydı,
bir yıldız bize kırmızı renkte daha parlak olarak görünürdü. Bu olay yıldızlararası kızıllaşma
olarak bilinir.
AKI VE IŞINIM GÜCÜ
Bir yıldızın ışınım gücü, birim zamanda tüm yüzeyden salınan toplam enerji
miktarıdır. Işınım gücünün tanımı tüm tayf bölgelerinde yayılan enerjinin ölçümünü
gerektirir.
Gözlenebilir miktar ise akıdır (F); bakış doğrultusuna dik olarak yerleştirilmiş
yüzeyin birim alanı tarafından birim zamanda toplanan enerji miktarına akı denir.
Eğer alıcı, yıldızdan uzaklaşırsa akı
azalır. F akısı cisme
olan uzaklığın (d)
kare-siyle
ters
orantılıdır (F=L/4πd2).
Sonuç olarak,
bir yıldızdan alınan
akının
ölçümünü
ışınım
gücünü
belirlemekte
kullanabiliriz.
Örneğin,Güneş’in ışınım
gücü = 3.82 x1026 watt
= 3,9x1033 ergs-1 dir.
F=σT4, L=4πR2F
σ=5.7x10-5ergcm-2s-1K-4
R: Yıldızın yarıçapı(cm)
Akı ve ışınım gücü
SALT PARLAKLIK
Yıldızların görünür bolometrik parlaklıkları arasındaki karşılaştırma onların ışınım
güçleri hakkında bir veremez. Görünür bolometrik parlaklıklar uzaklığa bağlıdır. Bundan
dolayı, bütün yıldızların 10 parsek (pc) uzaklıktaki parlaklıklarını alan bir parlaklık ölçeği
kabul edilmiştir. Bu parlaklığa salt parlaklık denir. Böylece, yıldızların parlaklıkları onların
ışınım güçleriyle doğrudan karşılaştırılabilir.
Görünür parlaklıklar gibi, salt parlaklıklar da tüm tayf bölgesinin bir fonksiyonu
olarak tanımlanabilir ve adına bolometrik salt parlaklık (Mbol) denir. Salt parlaklıklar
görünür parlaklıklardan (m) kolayca ayırtedilebilsin diye M ile gösterilir.
Eğer bir yıldızın salt parlaklığını herhangi bir yoldan belirleyebilirsek (örneğin,
yıldızın tayfsal özelliklerinden), salt ve görünür parlaklıklarını karşılaştırarak o yıldızın
uzaklığını bulabiliriz.
m - M= - 5 + 5 log d (uzaklık modülü)
d : uzaklık (pc biriminde)
Ancak, görünür parlaklık yıldızlararası kızıllaşmadan arındırılmamışsa, bulunan
uzaklık bir miktar hatalı olacaktır.
4
YILDIZLARIN IŞINIMI
Seçilen bir yıldız için, belli bir dalgaboyu serisinde onun tekrenk görünür
parlaklıklarının ölçümü, bu yıldızdan alınan akının dalgaboyunun fonksiyonu olarak
belirlenmesine yardımcı olur.
Eğer, yıldızın uzaklığı biliniyorsa dalgaboyunun fonksiyonu olarak enerji dağılımını
bulabiliriz. Đdeal bir durum için tüm elektromanyetik tayfın ölçümleri aynı yıldız için
yapılabilir. Ancak, yıldızlarda moröteden kızılöte bölgeye kadar olan ışınımı gözlemek daha
kolay iken, diğer bölgelerden alınan enerji daha azdır. Bu bölgelerin gözlemleri de atmosfer
dışına fırlatılan uydularla yapılabilir.
Parlaklıktan akıya geçmek kolay değildir. Parlaklık ölçeklerinin gerçek enerji
ölçümlerini temsil etmediği görülmüştür. Sonuç olarak, tekrenk parlaklık gözlemlerini yıldız
ışınımının enerji dağılımına dönüştürmek için, enerji cinsinden ayarlar yapılmalıdır. Bu
ayarlama, yalnız Yer atmosferinden kaynaklanan kayıplara değil, gözlemlerde kullanılan
aletlerden kaynaklanan enerji kayıplarına da karşılık vermelidir.
Đyi bir ayarlamanın temel ilkesi standart kaynak olan bir yıldızın ışınımıyla yapılacak
olan karşılaştırmadır. Standart kaynak kara cisimdir. Yani tamamıyla donuk (opak), dışarıdan
yalıtılmış (sıcaklığını koruyan ) bir cisim.
Bu gibi bir cisimden alınan ışınımın tayfı yalnız sıcaklığa bağlı olur. Yeğinliği ise
dalgaboyunun fonksiyonu olarak matematiksel anlamda Planck Yasası’ yla tanımlanır.
KARA CĐSĐM IŞINIMI
Herhangi bir cisimdeki atomlar hareket halindedir. Eğer, bir cisim tamamen yalıtılmış
bir ortam içinde ısıtılırsa, termodinamik dengeye ulaşır. Böyle bir durumda, atomlar cismin
her noktasında aynı ortalama kinetik enerjiye sahip olurlar. Bu enerji cismin durumunu
karakterize eder. Eğer, cismi daha fazla ısıtırsak, atomların hareketi hızlanır ve ortalama
kinetik enerjileri artar. Buradaki sıcaklık kinetik sıcaklıktır. Bu sıcaklık, cismin sıcaklığını
veren yeni bir parametredir.
Kara cisim ışınımı
Mutlak
sıfır üzerindeki sıcaklığa sahip tüm cisimler elektromanyetik ışınım salarlar. Termodinamik
dengedeki bir cisim için, ışınım özellikleri tam olarak tanımlanabilir; özellikle enerji dağılımı
Planck Yasası ile verilmektedir. Bu cisim artık bir kara cisimdir. Planck Yasası, belli bir
dalgaboyunda, birim katı açı içine, belli bir doğrultuda, bir T sıcaklığındaki kara cismin birim
5
yüzey alanından, birim zamanda yayılan enerji miktarını tanımlar. Bu miktar, yalnız T
sıcaklığına ve λ dalgaboyuna bağlıdır. Çünkü, kara cismin ışınımı izotropiktir. B(λ,T)
değişimini tanımlayan eğriler kesişmez; belli bir dalgaboyundaki daha yüksek sıcaklıklar için
B(λ,T) değerleri daima daha büyüktür.
Bu eğrilerin herbiri için dalgaboyunun maksimum, λmax, olduğu yerde B(λ,T) değeri
de maksimum olur. λmax ile T arasındaki ilişki Wien Yasası olarak bilinir.
λmax.T = 0.2898 cmK
Bir kara cismin maksimum B(λ,T) değerinin dalgaboyu gözleminden o cismin
sıcaklığını söyleyebiliriz. Yüksek sıcaklıklarda maksimum daha kısa dalgaboylarına, düşük
sıcaklıklarda maksimum daha uzun dalgaboyları olan kızılöte ve radyo bölgelerine doğru
kayar. Bir kara cisim tarafından salınan toplam enerjiyi hesaplamak için tüm
dalgaboylarından B(λ,T)' leri hesaplamak gerekir.
Bir kara cisim tarafından salınan toplam güç (ışınım gücü) cismin yüzey alanı ve
sıcaklığının dördüncü kuvvetiyle doğru orantılıdır.
L = 4π
πR2σT4
Işınım gücüyle sıcaklık arasındaki bu ilişki Stefan Yasası olarak bilinir. Eğer bir kara cismin
ışınım gücünü ve yüzey alanını biliyorsak onun sıcaklığını, maksimum B(λ,T)' nin
dalgaboyunu ve ışınım gücünü biliyorsak onun ışıma yapan yüzey alanını bulabiliriz.
GÜNEŞ ATMOSFERĐNĐN SICAKLIĞI
Bir yıldızdan alınan sürekli ışınımın tayfı kara cisiminkine benzer. Ancak, yıldızın
atmosferi kara cisim değildir. Çünkü, yıldızların tayfında çizgiler görülür. Bir yıldızın T
sıcaklığında bir kara cisim gibi ışınım yaptığını kabul edersek, yıldızın tekrenk ışınım gücü
πB(λ
λ,T)S ile verilir. Burada S, yıldızın yüzey alanıdır. Bu miktar yıldızın uzaklığı bilindiği
takdirde ölçülebilir.
Tekrenk akı πB(λ
λ,T)S/(4π
πd2) formülüyle verilir. (d, yıldızın uzaklığıdır). Bu miktarın
dalgaboyuyla değişimi yıldızın enerji dağılımını verir.
Bu iki ifade de B(λ,T) ile orantılıdır. Enerji dağılımını temsil eden eğrinin maksimum
dalgaboyunun belirlenmesiyle yıldız atmosferinin karakteristik sıcaklığı saptanmış olur. Bu
sıcaklık ışınım sıcaklığı olarak tanımlanır.
Atmosfer dışından ve
deniz seviyesin-den
alınan
Güneş
ışınımının kara cisim ışınımıyla karşılaştırılması.
Güneş’ in enerji dağılımını veren eğrinin maksimumu 4600 Å’ e (460 nm), bu da
6300 K sıcaklıklı kara cisme karşılık gelir. Güneş’ in atmosfer dışından ve deniz seviyesinden
elde edilen ışınımları bu eğri ile karşılaştırıldığında bazı farklar görülür. Örneğin, deniz
seviyesinden elde edilen eğride atmosferde çok görülen su buharı, soğurma bantları olarak
görülmektedir.
Sıcaklığı tanımlamak için bir kaç yöntem belirlenmiştir. Eğer, bir yıldız gerçekten bir
kara cisim olsaydı, bu yöntemlerin hepsi aynı sayısal sonucu verirdi. Aynı dalgaboylarında bir
6
kara cisim tarafından salınan güç ile iki farklı dalgaboyunda yıldız tarafından salınan tekrenk
gücün karşılaştırılması renk sıcaklığı adı verilen diğer sıcaklık türü ile belirlenir. Daha sık
kullanılan diğer bir yöntemde ise, bir yıldızla aynı toplam gücü veren kara cisim bulunur. Bu
kara cismin sıcaklığı yıldızın etkin sıcaklığını belirler. Bu sıcaklık Güneş için 5800 K dir.
Bundan dolayı, bir yıldızın hatta yüzeyinin sıcaklığından söz etmek doğru değildir.
Kara cisim için, Planck fonksiyonundan elde edilen sıcaklık cisimdeki atomların ortalama
hızlarını tanımlayan sıcaklık ile aynı değere sahiptir. Bu iki sıcaklık yıldız atmosferlerinde
aynı değildir, farklı değerlere sahiptir.
YILDIZLARIN TAYFLARI
Yıldızların yapılarını belirleyen önemli veriler hiçbir enerji ayarlamasına gitmeden
tayfsal analizlerle basitçe elde edilebilir. Yıldız tayflarında görülen çizgilerin sürekli zemine
göre yeğinlikleri bize bir yıldızın atmosfer yapısı hakkında bilgi kazandırır.
Parlaklıklar fotografik veya fotometrik yolla belirlenirken tayf çizgileri tayfçeker
kullanılarak elde edilir. Işıkölçüm (fotometri), belli dalgaboyu aralıklarından gelen ışınımın
yeğinliklerini saptamamıza yardımcı olur. Tayfbilim ise tüm dalgaboylarında gelen ışınımın
yeğinliğini belirlememizi sağlar. Bundan dolayı, dalgaboyunun fonksiyonu olarak ışınım
yeğinliği değişiminin analizi bize daha ayrıntılı bilgi verir. Ancak, fotometrik analiz daha
sönük yıldızların gözleminde daha çok fayda sağlar. Bu iki tür analiz aslında birbirini
tamamlayıcı yöndedir.
YILDIZLARDA TAYF OLUŞUMU
Yıldızların ışınımını sürekli tayf ve soğurma çizgilerinden oluşmuş olarak görürüz.
Bu ışınımın oluşumu için yapılan en basitleştirilmiş modelde, atmosfer tabanından gelen bir
sürekli ışınım ve atmosferdeki gaz ile bu ışınımın etkileşmesinden kaynaklanan çizgiler
görülür. Aslında iki ayrı bölge yoktur ve atmosferin herbir noktasında soğurma ve salma
işlemleri eşzamanlıdır.
Sürekli ışınım burada atmosferin en alt katmanındaki farklı renklerde bulunan foton
topluluğunu temsil etmektedir. Yalnız bazı özel enerjili fotonlar soğurulabilir. Ancak, bir atom
arka arkaya gelen iki erke düzeyi arasındaki enerji farkına eşit enerjiyi çok hızlı olarak
soğurabilir ve salabilir. Yeniden salma doğrultusu gelişigüzeldir.
Şimdi mavi fotonları düşünelim. Onlar atmosferdeki belli atomlarla etkileşebilirler.
Bazıları gelen fotonun yönüyle aynı yönde ve diğerleri gelişigüzel yönlerde yeniden salınır.
Aynı durum kırmızı fotonlar için de geçerlidir. Bazıları ise atmosferdeki hiç bir atomla
etkileşemez.
Farzedelim ki gözlemci iki yönde gözlem yapabilsin. 1 doğrultusu yıldızın doğrudan
disk merkezini gördüğü doğrultu, 2 doğrultusu ise yalnız tutulma gözlemleri anında
görülebilen yıldız diskinin kenarının görüldüğü doğrultu olsun. Yıldızlarda yalnız 1
doğrultusunun görüldüğü gözlem olasıdır. Çünkü, yıldızların görünür çapları çok küçüktür. 1
doğrultusunda, gözlemci atmosfer ile etkileşmeden geçip gelen tüm fotonları ve etkileşip
yeniden aynı yönde salınan fotonları alır. Bunların sayıları, gelen fotonların sayılarından daha
azdır ve soğurma çizgelerini görür. 2 doğrultusunda yapılan gözlemde, gözlemci soğurmadan
sonra yalnız bu doğrultuda salınan fotonları gözler. Böylece, güneş tutulması sırasında
görülebilen tayfa benzer salma çizgili bir tayf elde edecektir.
YILDIZLARIN ATMOSFERLERĐ
Bir yıldızın gözlediğimiz ışınımı onun atmosferi olarak adlandırılan en dış
katmanından aldığımız ışınımdır. Atmosferin kesin bir sınırı yoktur. Dolayısıyla yıldızın
yüzeyini saptayabilmek olanaksızdır. Atmosfer, yıldızın yoğun gaz yapısı ile yoğunluğu çok
7
düşük olan yıldızlararası ortam arasındaki geçiş bölgesidir. Gazın yoğunluğu merkezden
dışarı doğru gittikçe azalır.
Bir yıldızın atmosferi farklı özelliklere sahip çeşitli katmanlardan oluşmuştur.
Örneğin, gördüğümüz güneş diski onun fotosferidir. Bu dış katmanın kalınlığı yaklaşık 500
km.dir.
Fotosfer ve atmosfer terimleri sık sık karıştırılır. Fotosfer, kromosfer ve koronanın
altında kalır ve tamamen farklı özelliklere sahiptir.
Güneş’ in genişlemiş atmosfer katmanları olan kromosfer ve korona gözlemlerini
doğrudan yapmak olası olduğu halde, diğer yıldızlarda bu durum geçerli değildir. Kromosfer
ve koronanın varlığı ancak özel tayf çalışmalarından çıkarılabilir.
Yıldızlara ait tayf oluşumu
Bir
yıldızın
merkez bölgesinden termonükleer reaksiyonlar
sonucunda
salınan
enerji ışınım formunda
yüzeye ulaşırken bir
çok etki-leşmeye uğrar
ve yüze-ye varışı uzun
zaman alır. Bu yüzden
Güneş’ in merkezinde
oluşan ışınım yüzeye
gelinceye kadar 10
milyon
yıl
geçer.
Gözlediğimiz ışı-nım,
yıldızın atmosfe-riyle
etkileşen ışınımdır.
Yıldızların atmosferleri gaz halindedir; atomlar ayrıktır ve
serbestçe hareket edebilirler. En soğuk yıldız
atmosferlerinde ise birkaç
molekül
bulunabilir.
Atmosferdeki atomlar
ve moleküller aslında
bir fotonla etkileşmek
için her zaman hazır
beklerler.
Güneş için, fotosferin ortalama yoğunluğu 5x10-8 gcm-3 dir. Kromosfer ve koronada
yoğunluk 10-9-10-14 gcm-3’ e kadar düşer.
Yoğunluğun bu kadar düşük olduğu ortamda, fotonlar ile madde arasındaki
etkileşimler çok azdır. Işınımın analizi atmosferdeki fiziksel koşulları bilmemize yardımcı
olur. Bunlar sıcaklık, basınç ve kimyasal yapıdır.
8
Bohr atom modeli
DĐKĐNE HIZ ÖLÇÜMLERĐ
Hızın iki bileşeni
Bir yıldızın V hızı, eğer onun iki
bileşeni de belli ise saptanabilir. Yıldızın Vt
teğetsel hızı, farklı tarihlerde alınan iki
fotoğraftaki yıldız görüntüsünün görünürde yer
değiştirmesine neden olur. Bu yer değiştirme
genelde çok küçüktür, yıldızlar çok uzakta
olduğundan saptamak zordur.
Vr dikine hız bileşeni ise Doppler
etkisinden dolayı kolayca saptanabilir. Binlerce
yıldızın dikine hız ölçümleri yapılmış ve
bunların -400 kms-1 ile +400 kms-1 arasında
değiştiği bulunmuştur. (+) ve (-) işaretleri
9
Güneş’ ten uzaklaşma ve yaklaşmayı belirtir. Bununla beraber yıldızların mutlak dikine hız
değerleri nadiren 100 kms-1' den daha fazla olmaktadır. Çoğunun değeri +50 ile -50 km.s-1
arasında değişmektedir. Bir yıldızın Güneş’ e göre dikine hızını saptamak için, Yer’ in Güneş
etrafındaki hareketini de göz önüne almak gerekir.
YILDIZLARIN YARIÇAPLARININ ÖLÇÜMÜ
Eğer bir yıldızın açısal boyutunu ve uzaklığını biliyorsak yarıçapını saptayabiliriz.
Ancak, bir yıldızın teleskoptaki görüntüsünü o yıldızın görünür yarıçapını bulmak için
kullanamayız. Çünkü, Yer atmosferi görüntüyü bozar. Fotoğraflarda görünen farklı
boyutlardaki yıldız görüntüleri, teleskobun fonksiyonlarına ve fotoğraf plaklarına ve hava
durumlarına bağlı görüntülerdir.
Bununla beraber, birçok yakın çift yıldızın görünür çaplarını, onların uzaklıklarını
biliyorsak girişim ölçerleri kullanarak ölçebiliriz.
Bir yıldızın açısal boyutunu tahmin etmede kullanılabilen diğer yöntem bir yıldızın
Ay tarafından örtülmesini gözlemektir. Bu tekniğin ancak Ay’ ın hareket yolu üstündeki
yıldızlara uygulanabileceği gayet açıktır.
Yarıçap tahmininde diğer bir yol yıldız ışınımını analiz etmektir. Yıldızın bir kara
cisim gibi ışıdığını kabul edersek, atmosfer sıcaklığını bulabiliriz. Eğer uzaklığını biliyorsak,
yıldızın görünürdeki akı ölçümü onun ışınım gücünü bulmamıza yardımcı olur. Stefan Yasası’
ndan giderek ışınım gücü (L), yarıçap (R) ve sıcaklık (T) arasında bir bağıntı çıkarılabilir.
Işınım gücü, yarıçapın karesi, sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır. Yani, ışınım gücünü
ve sıcaklığını biliyorsak yarıçapını bulabiliriz (L=4π
πR2σT4). Yalnız örten çift yıldız
gözlemlerinde yıldızın uzaklığının bilinmesine gerek yoktur. Đki yıldızın göreli hareketleri
çiftin herbir üyesinin yarıçapını bulmamızı sağlar.
Örten Çift Yıldızların Yarıçapları
Yıldızların ölçülen yarıçap değerleri birkaç onda bir güneş yarıçapından 1000 R
değerine kadar değişebilir. Saptanan yarıçaplar fotosfer olarak adlandırılan parlak diske ait
yarıçaplardır. Güneş’ te diğer bölgeler fotosferden öteye genişlemiş olan bölgelerdir. Bu
bölgeler (kromosfer ve korona) nispeten geçirgendirler.
Bir yıldızın küresel şekli hızlı dönmeden
dolayı bozulabilir. Hızlı dönme uçlakların basıklaşmasına neden olur. Bu etki Güneş’ te de gözlenmiştir.
Bir çift sistemdeki bir yıldız, diğer
bileşeninin çekiminden etkilenmektedir. Eğer iki
yıldız birbirine çok yakınsa küreler bozulabilir ve
bazı durumlarda birbirlerine değebilirler. Ancak, bu
tür tahmin edilen şekiller henüz doğrudan
gözlenememiştir. Anakol yıldızlarına ait yarıçap
değerleri 0.1-15 R arasındadır.
Dev ve süperdev yıldızlar çok genişlemiş atmosferlere sahip olduklarından 2000 R
değerlerine sahip olabilirler. Öte yandan beyaz cüceler 0.01 R’ den daha az yarıçaplara sahip
olabilirler.
YILDIZLARIN KÜTLELERĐ
Kütle, bir yıldızın belli kimyasal yapısına bağlı olarak onun yapısını ve evrimini
belirleyen temel bir parametredir.
10
Kütlelerin doğrudan ölçümlerini veren tek yöntem çift yıldızların hareketlerini
belirlemektir. Ancak, bir çift sistemin herbir bileşeninin kütleleri yalnız bu sistemlerin örten
tayfsal çift veya bir görsel çift olmaları durumunda sağlanabilir.
Yaklaşık 40 yıldızdan yapılan ölçümlerle yıldızların evriminde anahtar rol oynayacak
bazı sonuçlar bulunmuştur.
Işınım güçleri ve kütleleri bilinen yıldızlar kütle-ışınım gücü bağıntısına uyum sağlar.
Bu yıldızlar Hertzsprung-Russell diyagramının anakolu üstünde bulunurlar. Bu yüzden kütleışınım gücü ilişkisi, bir çift sistemin üyesi olmayan bir anakol yıldızının ışınım gücünden
giderek kütlesinin bulunmasını sağlar. Ayrıca, aynı grup yıldızlar için kütle-yarıçap ilişkisi de
bulunmuştur. Yıldızların kütle aralığı nispeten küçükken (0.1-60 L) ışınım güçleri aralığı
oldukça geniştir (0.01-100 000 000 L).
Eğer bilinen kütle ve yarıçap değerlerini birleştirirsek ortalama yoğunluğu tahmin
edebiliriz. Bazı yıldızların yoğunlukları Güneş’ inkinden daha büyüktür. Sirius (gökyüzündeki
en parlak yıldız) bir çift yıldızdır. Bileşeninin kütlesinin 0.98 M olduğu, sisteminin
hareketinden bulunmuştur. Işınım gücü ise Güneş’ inkinden 400 kat daha küçüktür. Sirius’ un
bileşeninin yüzey sıcaklığına yanıt verebilecek yarıçap değerinin 10 000 km. olacağı tahmin
edilmektedir. Bundan dolayı da onun yoğunluğu 100 kgcm-3 mertebesindedir. Bu yoğun
yıldıza beyaz cüce denir.
Yıldızlar için bir kütle sınırı var mıdır? Bu karmaşık soru hala araştırma konusudur.
Çok büyük kütleli yıldızlar gözlenmiştir. Örneğin; HD 93250 yıldızı 120 M kütleli, O3 tayf
türünden, 2x106 L ışınım güçlü bir yıldızdır.
Gözlenen en küçük kütleli yıldızlar 0.08 M’ li Ross 614 B, 0.04 M’ li Luyten 7268B’ dir. Yıldızların çoğu 0.3-3 M kütle sınırı içinde kütlelere sahiptir.
(U-B) - (B-V) (RENK-RENK) DĐAGRAMI
UBV fotometrik sistem U-B ve B-V gibi iki renk ölçeğine sahiptir. Bunlar tayf türü
ve ışınım gücü sınıflarıyla ilişkilidir. Bu ilişkiler bire bir değildir. Ölçeklerin herbiri her iki
parametreye de duyarlıdır.
B-V’ nin fonksiyonu olarak değişen U-B diagramı, HR diagramı gibidir. Fakat,
yıldızların evrimi cinsinden yorumlanması kolay değildir. Çünkü, ışınım gücü sınıflarını
ayırtetmek zordur. Öte yandan bu diagram yıldızların enerji dağılımını anlamamıza yardımcı
olan güçlü bir kaynaktır. Bu diagram bize özel enerji dağılımlı yıldızları saptamamızı sağlar.
Fotometrik ölçümler yıldızlararası sönükleşmeden etkilenmektedir. Yıldızlararası
uzay boş değildir; yoğunluğu çok düşük gaz ve toz formunda bulunan madde ile kaplıdır.
Bu madde, yıldız ışığının soğurulmasına neden olur. Soğurulma, tayfın farklı
bölgelerinde farklı oranda olur. Yıldızlararası sönükleştirme tayfın moröte bölgesinde
kırmızıöte bölgesinden daha çok olur. Yıldız bize kırmızı ışıkta ışık salıyormuş gibi daha
yeğin görünür. Bu olaya yıldızlararası kızıllaşma denir. Bu gibi bir soğurma yıldızlararası
gaz ile karışık toz parçacıklarının katkılarıyla olur. Gözlenen bir yıldızın enerji dağılımını
doğru olarak saptamak için bu soğurmanın yeğinliğini bilmemiz gerekir. (U-B) ve (B-V)
diagramı bu saptama için idealdir.
11
UBV fotometrisi kullanarak bir yıldızın tayf sınıfının
“O” olduğunu gözleyelim. Yıldızlararası
soğurma
“U”
rengini B ve V’ den daha çok
etkileye-cektir. Bu yüzden
ölçülen B-V ölçeği “A” tayf
türünden
bir
yıldızınkine
benzerken,
yıldızın
tayf
çizgileri “A” yıldızına ilişkin
tayf örneklerini vermeye-cektir.
Yıldızlararası soğurma
sürekli ışınımın yeğinliğini
azaltırken, tayf çizgilerini
yeniden
düzenlemeyectir;
yani, bu çizgileri yeniden
görünür
veya
görünmez
yapmayacaktır.
Çizgilerin
varlığı veya yoklu-ğunu ele
alan sınıflama yıldız-lararası
kızıllaşmadan etkilen-mezken,
fotometrik
sınıflama
yıldızlararası
kızıllaşmadan
etkilenir.
Belli bir ışınım gücü
sınıfından bir O-türü yıldızın
B-V ve U-B renk ölçekleri iyi
saptanmış olsun. Beklenen ve
ölçülen renk ölçekleri arasındaki fark, yıldızın doğrultusundaki yıldızlararası kızıllaşmanın
yeğinliğini ölçmemizi sağlar.
Kızıllaşma miktarı gökadamızın her yerinde aynı değildir. Bu gibi ölçümler gökada
içindeki tozun dağılımı hakkında bilgi verir. Gökada düzleminde bulunan yıldızlar üzerine bir
çalışma yaparsak 1000 pc kalınlığındaki bir yıldızlararası madde bulutunun 2m.2’ lik bir
soğurmaya neden olduğunu buluruz.
Yıldızlararası madde uzak cisimlerin araştırılmasını engeller. Đyi ki maddenin
dağılımı düzgünlükten uzaktır. Yıldızlararası kızıllaşma, (U-B)-(B-V) diagramındaki dağılımı
açıklar. Diagram, 46 084 yıldızın gözlem sonuçlarına göre oluşmuştur. Anakol yıldızlarını
temsil eden kalın çizgi, kümelenmiş yıldızlar tarafından çok iyi bir şekilde görülmektedir.
Bunlar kızıllaşmamış yıldızlardır.
Kızıllaşmış yıldızları temsil eden noktalar bu çizgiye göre kaymıştır. Bu kayma yatay
eksenle yaklaşık 30° yapacak şekilde sağ alta doğrudur. Kaymanın boyutu yıldızlararası
kızıllaşma miktarına bağlıdır. Esas zorluk kızıllaşmamış olan noktadan bu kayma miktarını
tahmin etmede yatmaktadır.
Yıldızlararası kızıllaşmanın derecesi yıldızın uzaklığının bir fonksiyonudur. Daha çok
toz, yıldızın ışığını daha çok soğuracaktır. Ancak, Güneş’ e yakın olup da, zengin bir toz
bulutuyla çevrili olan yıldızların ışığı da kızıllaşacaktır. Bundan dolayı, yıldızların kızıllaşma
haritasını yaparken yıldızların uzaklıklarını bilmemiz gerekmektedir.
Genelde uzak cisimleri gözlemek zordur. Çünkü bakış doğrultumuz üzerindeki toz
tarafından büyük bir soğurma yapılacaktır. Bu soğurma gökadamızın yapısını anlamamızı
güçleştirecektir.
12
Çıplak Gözle Görülebilen En Parlak 17 Yıldız
Yıldız
Güneş
Sirius (α
α Cma)
Canopus (α
α Car)
Rigil Kentaurus (α
α Cen)
Acturus (α
α Boo)
Vega (α
α Lyr)
Capella (α
α Aur)
Rigel (β
β Ori)
Procyon (α
α CMi)
Achernar (α
α Eri)
Hadar (β
β Cen)
Altair (α
α Aql)
Betelgeuse (α
α Ori)
Aldebaran (α
α Tau)
Acrux (α
α Cru)
Spica (α
α Vir )
Antares (α
α Sco)
Görünür
Parlaklık (m)
Tayf
Türü
-26.7
-1.4
-0.7
-0.1
-0.1
0.0
0.1
0.1
0.4
0.5
0.6
0.8
0.8
0.8
0.9
1.0
1.0
G2
A1
F0
G2
K0
A0
G0
B8
F5
B5
B1
A5
M2
K5
B1
B2
M1
Işınım Gücü
Sınıfı
Anakol
Anakol
Süperdev
Anakol
Kırmızı dev
Anakol
Kırmızı dev
Süperdev
Anakol
Anakol
Süperdev
Anakol
Süperdev
Kırmızı dev
Anakol
Anakol
Süperdev
Uzaklık (pc)
0.0
2.7
6
1.33
11
8.1
14
250
3.5
39
120
5
200
21
80
80
130
YILDIZLARIN UZAKLIK ÖLÇÜMLERĐ
Trigonometrik paralaks yöntemiyle yıldızların uzaklık ölçümleri yalnız Güneş’ e çok
yakın yıldızlar için olasıdır. Yer-konuşlu gözlemlerden 20-30 pc içindeki yıldızların
uzaklıkları kesin olarak saptanabilmektedir.
Diğer yıldızlar için dolaylı yöntemler kullanılmaktadır. Bu yöntemlerin kullanılması
trigonometrik paralaks ölçümlerinden daha kolay yapılmaktadır.
Yıldızların bünyesel ışınım güçleri ve renkleri veya tayf türleri ile fotometrik veya
tayfsal paralaksları arasında kurulmuş ilişkiler vardır.
Diğer bir yöntem, Cepheid ve RR Lyrae gibi yıldızların görünür ışınım güçlerindeki
değişimleri araştırmakla ortaya konmuştur. Bu tür yıldızların parlaklıkları düzenli olarak
değişir ve kolayca belirlenebilir. Magellan Bulutları’ ndaki Cepheid’ lerin (bütün yıldızların
Güneş’ ten aynı uzaklıkta oldukları varsayılarak) değişkenliğini çalışarak onların ortalama
bünyesel ışınım güçleri ile değişim dönemleri arasında olası bir ilişki kurulmuştur.
Bizim gökadamızdaki Cepheid’ ler ile Magellan Bulutları’ ndaki Cepheid’ lerin aynı
türden oldukları varsayımı yapılarak, onların dönemlerinde bünyesel ışınım güçleri
bulunabilir. Görsel parlaklıkların ölçümünden giderek uzaklıklarını saptayabiliriz. Ancak, bu
yöntem için uzaklıkları başka yöntemlerle bulunmuş yıldızları kullanarak ayarlama işlemleri
yapılmalıdır. Bu yönteme dönem-parlaklık bağıntısı denir. Üçüncü yöntem, açık ve küresel
yıldız kümelerin yıldızlarını kullanır.
13
BÖLÜM 2
HERTZSPRUNG-RUSSELL (HR) DĐAGRAMI
Danimarkalı astronom Ejnar Hertzsprung 1911 yılında çeşitli açık yıldız kümelerine
ait yıldızların renklerini ve ışınım güçlerini karşılaştırdı. Rengin bir fonksiyonu olarak
görünür parlaklığın değişiminin bir eğri izlediğini ve diagramda noktaların saçılmadığını
gördü. 1913 yı-lında amerikalı astronom Henry Russell aynı sonuca farklı yıldız türlerini
inceleyerek ulaştı.
Hertzsprung ve Russell’ ın çalışması yıldızların etkin sıcaklığı ile ışınım güçleri
arasında bir ilişkinin varlığını deneysel olarak ortaya koyuyordu. Bu diagrama HertzsprungRussell (HR) diagramı adı verildi.
HR diagramında herbir yıldızın yeri o yıldızın evrim yerine bağlı olarak değişir. Bu
nedenle HR diagramı gökadamızın yapısı ve tarihi hakkında önemli ipuçları verir. HR
diagramını belirleyen temel nitelikler farklı parametreler yoluyla ölçülebilir. Bu yüzden
diagram farklı formlarda verilebilir. Klasik HR diagramı tayf türü (etkin sıcaklığı belirler) ve
salt parlaklık üzerine çizilir. Diagramda tayf türü (yüzey sıcaklığı) yerine renk ölçeği (B-V)
kullanıldığında, diagram renk-parlaklık diagramı olarak anılır.
TAYF TÜRÜ
Yıldız atmosferlerinin doğası hakkındaki tek bilgi kaynağımız onların tayf analizidir.
Tayf analizinde iki yaklaşım kullanılır: nicelik yönünden ve nitelik yönünden yaklaşımlar.
Nicelik içeren analiz, tayf çalışmasını esas alır. Yıldız atmosferini tanımlayan fiziksel
parametrelerin saptanmasıyla son bulur. Böyle bir çalışma genelde çok uzun sürer ve yalnız
belirli sayıda daha parlak yıldızlara uygulanır.
Nitelik içeren analizde ise yıldızların tayfında çarpıcı görüntülere yer veren ve onları
sınıflayan çalışmalar yapılır. Bu bir tayf sınıflamasıdır ve yalnız görsel bölgedeki tayf
görüntüsünü baz alır. Soğurma çizgili tayfların morfolojisi üzerine temelinde hiçbir fiziksel
neden aramaksızın yapılan bir çalışmadır.
Örneğin; ilk tayf sınıflamasının temeli 1901 yılında Harvard College Rasathanesi’
nde atılmıştır. Buradaki on binlerce yıldız tayfı Antonia Maury ve Annie Cannon tarafından
kullanılmış ve yıldızlar 7 ana sınıfa ayrılmışlardır:
O, B, A, F, G, K ve M yıldızları
Herbir sınıfın tayfları arasındaki görüntü farklılıklarına yanıt verebilecek alt türler
oluşturulmuştur. Bundan dolayı, bir yıldızın tayf türü şu sembollerden biri ile temsil edilir :
B0, B1, B2, .....B8, B9, A0, A1,...vb. Burada B9 yıldızının tayfı B0 yıldızınınkinden daha çok
A0 yıldızının tayfına benzerlik gösterir.
Annie Canon 1911 ile 1924 yılları arasında, Henry Draper (HD) kataloğundaki
225000 yıldızı tayf sınıflarına göre sınıfladı. 1925’ de bu sınıflamaya fiziksel bir yaklaşım
getirildi. Meghnad Saha’ nın 1920’de iyonlaşmış atomlar yasasını bulması sınıflamaya yeni
bir anlam kazandırdı.
Yıldızların tayf sınıflamasının oluşturulmasında kullanılan tayf özellikleri, belirgin
elementlerin çizgilerinin varlığı veya yokluğu üzerineydi. Çizgilerin varlığı veya yokluğu,
yıldızların atmosferleri arasındaki kimyasal yapı farklılıklarını değil atmosferlerin
sıcaklığındaki farkları yansıtır.
Bu yüzden hidrojen (evrende en bol bulunan element, bütün yıldızlarda hemen hemen
aynı miktarlarda bulunur) etkin sıcaklığı 10 000 K olan yıldızların tayflarında çok baskın
olarak görülür. Çünkü, bu sıcaklıkta hidrojen atomları uyartılmış düzeydedir.
14
Hertzsprung-Russell (HR) diagramı. Bu diagramda yıldızlar tayf türlerine karşılık bünyesel ışınım güçlerine (salt
parlaklıklarına) göre noktalanırlar. Bazı meşhur yıldızların da yer aldığı yukarıdaki diagramda yıldızlar daha çok
anakol ve devler kolu üzerinde toplanmıştır. Parlak devler ve süperdevler tüm tayf türlerinde saçılmalı olarak
yeralmaktadır.
15
Sıcak yıldızlardan soğuk yıldızlara kadar tayf örnekleri. Bir yıldızın sıcaklığı o yıldızın tayfında görülen karanlık soğurma çizgilerinden saptanır. Resimdeki tayf örnekleri gerçekmiş gibi
görünse de bilgisayar yardımıyla oluşturulmuş bir modelin çıktısıdır (Roger Bell, University of Maryland).
16
Yıldız tayflarındaki baskın çizgiler.
Hidrojen
en
sıcak
yıldızların (O tayf türünden)
atmosferlerinde hemen hemen
tamamen iyonlaşmıştır. Bundan
dolayı, soğurma çizgili tayflarda
anlam-lı bir değişim görülmez.
Soğuk
yıldızların
atmosferlerinde (K tayf türünden) hidrojen atomları nötr (iyonlaşma-mış hatta uyartılmamış
veya temel düzeyde) halde bulunur. Çoğunlukla moröte bölgeye düşen çizgi tayfı Yer’ den
gözlenemez. Hidrojen atomlarının görünür bölgede gözlenen çizgileri çok sönüktür.
En sıcak O türündeki yıldızlar, tayflarında iyonlaşmış helyum çizgileri gösterirken,
hidrojen çizgileri yoktur. B0’ dan A0’ a gidildikçe helyumun yeğinliği azalır. Sıcaklık şartları
bu çizgi oluşumu için yeterli değildir. Buna rağmen, hidrojenin çizgi yeğinlikleri A0
civarında maksimum olur. Hidrojen çizgilerinin yeğinliği azalırken daha düşük etkin
sıcaklıklara denk gelen yıldızlarda metal oranı artar. En soğuk yıldızlarda görülen molekül
bantlarının bant özellikleri daha yeğindir.
IŞINIM GÜCÜ (IŞITMA) SINIFLARI
Tayf çizgilerinin ilk sınıflamalardaki görüntüleri aynı tayf sınıfından yıldızların farklı
özelliklerini ayırtetmede yetersiz kalmıştır. Örneğin, Rigel (β Orionis) ve Regulus (α Leonis)
her ikisi de B8 tayf türünden oldukları halde, Rigel’ in tayf çizgileri dar, Regulus’ unkiler
daha geniştir. Bu farklılığa yanıt vermek için tayf sınıflamasında ikinci bir parametreye gerek
duyulmuştur.
1913 yılından beri (Hertzspung ve Russell’ ın çalışmalarından sonra) yapılan
çalışmalar sonucunda, bu farkların aynı etkin sıcaklığa sahip yıldızlar arasındaki farklı ışınım
güçlerinden kaynaklandığı bulunmuştur. Dolayısıyla, bu fark yarıçaplar arasındaki farkı
yansıtmaktadır.
Bu ikinci parametre, bize bir yıldızın atmosferindeki fiziksel koşulların değişimini
açıklayan bir ışınım gücü sınıfının varlığını ortaya koydu.
Sıcaklık, bir tayfın özelliklerini belirlemede önemli faktör olmasına rağmen,
yoğunluk gibi diğer nedenler boşlanabilir etkiler değildir. Bu yüzden iyonizasyon derecesi
sıcaklığın bir fonksiyonu olmasına rağmen gazın yoğunluğuna da bağlıdır. Eğer, gazın
yoğunluğu yüksekse parçacıklar birbirlerine daha yakın bulunur ve iyonlar ile elektronlar
arasındaki yeniden birleşmeler kolaylaşır. Böylece belli bir andaki iyonlaşmış atom sayısı,
aynı sıcaklıklı fakat düşük yoğunluklu bir ortamdakinden daha küçüktür.
Bununla beraber, bir gazın yoğunluğu onun basıncıyla orantılıdır ve bu durum
atmosferin ağırlığıyla değişir. Yani, yıldız atmosferindeki çekim şiddetiyle ilişkilidir. Çekim,
yıldızın kütlesiyle doğru yarıçapın karesiyle ters orantılıdır. Yıldızların yarıçapları kütlelerine
göre daha büyük aralıklarla değişir ve büyük farklar yaratır. Bu yüzden büyük yarıçaplı yıldız
atmosferlerinde, elementler daha kolay iyonlaşır ve tayfları daha yüksek sıcaklıklı fakat daha
küçük yarıçaplı yıldızlarınkine benzerler.
17
Işınım Gücü Sınıfları
Karışıklığa neden olabilen bu benzerlik iyi ki tam değildir ve incelenen elementin
fonksiyonu olarak değişir. Bu yüzden tayflardaki çeşitli elementlerin görsel çizgi analizleri
bize o yıldızın genişlemiş atmosferli bir dev yıldız mı, yoksa daha yüksek sıcaklık gösteren
daha sıkışık bir cüce yıldız mı olduğunu söyler.
HR diagramında beş temel ışınım gücü sınıfı tanımlanmıştır:
I. sınıf, süperdev yıldızlardır; iki alt sınıfa ayrılmışlardır. Ia (çok parlak yıldızlar) ve Ib (Ia ile
aynı tayf türünden daha az ışınım güçlü yıldızlar)
II. sınıf, parlak dev yıldızlardır; I. sınıftan biraz daha az parlak yıldızlardır. Fakat III. sınıf
yıldızlardan daha parlaktırlar.
III. sınıf, dev yıldızlardır.
IV. sınıf, altdev yıldızlardır; III. sınıf ile V. sınıf yıldızlar arasındaki yıldızlardır.
V. sınıf, cüce yıldızlardır; anakol yıldızlarıdır.
Anakolun altına yer alan bazı yıldızlara ise VI. ışınım gücü sınıfından altcüceler denir.
Beyaz cücelerin tayfları bu sınıflandırmaya katılmaz ve kendi özellikleri vardır. Bunlara
bazen VII. sınıf yıldızlar denir.
Anakol üzerindeki yıldızlar diğer yıldızlarla karşılaştırıldığında cüce yıldızlar olarak
anılmaktadır. Bu terim anakolun üst ucundaki büyük kütleli, daha parlak ve Güneş’ ten daha
büyük yarıçaplı yıldızlara bile uygulanmaktadır. Işınım gücü sınıfları aynı sıcaklıklı ve
bundan dolayı da aynı tayf türlü yıldızları birbirinden ayırdetmektedir.
18
MK SINIFLAMASI
Tayf türü ve ışınım gücü sınıflarını temel alan tayf sınıflaması bağımsız iki fiziksel
parametre kullandığından iki-boyutlu tayf sınıflaması olarak adlandırılır. Tayf türü yıldızın
atmosfer sıcaklığının (etkin sıcaklığının) bir göstergesidir. Işınım gücü sınıfı, atmosferin
yoğunluğunu dolayısıyla yıldızın boyutunu veya yüzey çekimini yansıtır.
Bugün daha çok kullanılan tayf sınıflaması MK sınıflamasıdır. 1943 yılında W.W.
Morgan ve P.C. Keenan tarafından tanımlanmıştır. Bu sınıflamayla herbir yıldıza ait bir tayf
türü ve bir ışınım gücü sınıfı belirlenir. Tayf sınıfları Harvard sınıflarına benzer ve aynı
isimleri kullanır. Bu sınıflama tayfsal özellikleri kullanan tamamen deneysel bir sınıflamadır.
Örneğin, Güneş’ in tayf türü G2, ışınım gücü sınıfı V’ dir.
UZAKLIĞI BĐLĐNEN YILDIZLARIN HR DĐAGRAMI
Uzaklığı bilinen yıldızların HR diagramı incelendiğinde yıldızların gelişigüzel
dağılmadığı görülür. Bunların çoğu köşegenlemesine dar bir bant üstünde toplanmıştır. Bu
banda anakol denir. Devler kolu olarak adlandırılan diğer bir grup yıldız anakol üzerinde
yatay olarak ilerlemektedir.
Devlerden
daha büyük ışınım
güçlü
yıl-dızlar
süperdevler
ola-rak
adlandırılırken ana-kol
yıldızlarına cüce-ler
adı verilir.
Dev ve cüce
sınıflandırmaları yalnız
belli bir tayf türünden
yıldızlar için daha önemli olmaktadır. Aynı
tayf türünden biri anakol diğeri dev yıldız
olan iki yıldız düşünelim. Bu iki yıldızın
ışınım güçleri farklı
Uzaklığı bilinen yıldızlar için HR diagramı.
olacaktır.
Bir yıldızın ışınım gücü, yüzey alanıyla (4πR2) ve etkin sıcaklığının dördüncü
kuvvetiyle (Te4) doğru orantılı olarak değişir. Eğer, bu iki yıldız aynı tayf türünden iseler, aynı
etkin sıcaklığa sahip olacaklardır. Işınım güçlerinde görülen fark onların yarıçaplarıdaki
farktan gelmektedir. Örneğin, M tayf sınıfından olan iki yıldızı karşılaştıralım. Dev yıldızın
ışınım gücü cüce yıldızınkinden 10 000 kat daha büyüktür. Bundan dolayı, yüzey alanı 10 000
kat daha büyük olmalıdır. Dolayısıyla dev yıldızın yarıçapı cüce yıldızınkinden 100 kat daha
büyük olmalıdır.
Diğer yıldızlar anakolun altında görülür. Çok küçük yarıçaplı olan bu yıldızlara beyaz
cüceler denir.
Küme yıldızları için çizilen bir HR diagramında, düşey eksende alınan salt parlaklık
(Mv) yerine bütün küme yıldızları aynı uzaklıkta olduğu için görünür parlaklık (mv)
kullanılabilir. Küme içindeki yıldızların evrimi ile ilgili yer değiştirmeden dolayı aynı küme
yıldızları için HR diagramındaki noktalar da saçılma gösterir.
19
GARĐP YILDIZLAR
MK sistemiyle sınıflandırması yapılmış tüm yıldızlar katologlarda verilmiştir. Bu
verilerin ve analizlerin büyük bir kolleksiyonu Strasbourg Rasathanesi’ ndeki Yıldız Veri
Merkezi’ nde bulunmaktadır.
Michigan Üniversitesi’ nden N. Houck ve A.P. Cowley, Henry Draper kataloğundaki
bütün yıldızları iki parametreli MK sisemine göre yeniden sınıflamışlardır. Bütün bu
yıldızların % 90’ nı MK sisteminde sınıflanmıştır.
MK sisteminde belirlenen standart yıldızlardan birine göre karşılaştırılamayan
tayflara sahip olan yıldızlara garip yıldızlar denir. Diğer yıldızlar normal yıldızlar olarak
adlandırılırlar.
Yüzyılın başlarında Harvard sınıflaması M tayf sınıfından sonra yer alan R, N ve S
sınıfları ile genişletilmiştir.
R ve N sınıfları etkin sıcaklıkları G, K ve M yıldızlarınınkine yakın olan yıldızlar
içerir. Fakat, tayfları karbondan dolayı çok yeğin moleküler tayfları gösterir. Bugün, bu
yıldızlar C sınıfı olarak, tek bir sınıf altında karbon yıldızları olarak toplanmışlardır. Şu anda
bu tür yıldızların sayısı 3000’ den fazladır. Hepsi çok yeğin CN, C2 ve CH molekül bantları
gösteren dev yıldızlardır. Aynı etkin sıcaklığa sahip normal yıldızlardan dört veya beş kat
daha büyük karbon bolluğu (oksijene göre) gösterirler. Bu yıldızların kökenini yıldızların
evrimi cinsinden açıklayan çalışmalar yapılmaktadır. Olası sonuçlara göre, bunlar birkaç
güneş kütlesindeki yıldızlardır. Merkezleri etrafındaki katmanlarda helyumu yakarak karbon
üretirler. Isısal kararsızlıklardan dolayı oluşan çalkantılı hareketler sayesinde nükleer
reaksiyonlar sonucunda oluşan elementler yıldızın yüzeyine taşınır ve karbon olarak gözlenir.
S sınıfı yıldızları etkin sıcaklıkları M yıldızlarına yakın olan dev yıldızlardır. Fakat,
tayflarında kuvvetli zirkonyum, yttrium ve baryumoksit bantları görülür. Bu elementlerin
kökeni belki de karbon yıldızlarında olduğu gibi nükleosentezdir.
Birkaç güneş kütleli
bir yıldızda üretilen bu ağır elementler çekirdek etrafında helyum yakan bir bölgede nötron
yakalama yoluyla oluşurlar.
B5 tayf türünden F5 tayf türüne kadar büyük bir değişim aralığında bulunan ve
birçok gariplik gösteren yıldızlar Ap ve Am yıldızları olarak adlandırılırlar. Bu yıldızlar
anakol üzerindedirler ve gariplikleri evrim yerine atmosferik yapılarıyla ilişkilidir.
Ap yıldızlarının tayflarında B5-A5 normal yıldızlarında görülen tayfların üzerine
binmiş mangan, civa, silikon, krom, stronsiyum ve europium gibi yeğin metal çizgiler
görülür. Bu elementlerin bollukları normal yıldızlardakine göre çok fazladır. Bu grup
yıldızların önemli özelliği fotosferlerinde yeğin bir manyetik alanın varlığıdır. Bu yıldızların
bazılarından alınan akı değişir ve bu değişim yıldızın yüzeyindeki elementlerin düzgün
olmayan dağılımından kaynaklanır. Yıldız döndükçe, gözlemci farklı yapıda bulunan bölgeler
ve dolayısıyla farklı ışınım güçleri gözler. Geniş bölgeler içinde bazı elementlerin yeniden
dağılımı yıldız lekeleri olarak gözlenir ve bunlar güneş lekelerine benzer. Bunlar, yıldızın
yüzeyinde bir manyetik alanın varlığını işaret eder. Genelde lekelerde gözlenen aşırı element
bollukları yıldızın atmosferindeki yayılmaya katkıda bulunur. Bazı atomlar yıldızın yüzeyine
yükselirken diğerleri atmosferin alt katmanlarına gömülür. Bu yüzden de gözlemciye
görünmezler.
Am yıldızlarının tayfı A0-F5 arası normal cücelerin tayfına benzerlik gösterir.
Kalsiyum ve skandiyumun çok zayıf çizgilerini gösterirlerken demir elementinin çizgileri ve
dünyada az bulunan element çizgileri daha kuvvetlidir. Bu yıldızların dönme hızları aynı
sıcaklıklı normal yıldızlarınkinden daha düşüktür. Bu özellik yıldızın atmosferinde görülen
yayılmaya izin verir.
Bazı O ve B yıldızlarının tayfları da salma çizgileri gösterir. Bu tür yıldızları
ayırtetmek için “e” eki yıldızın tayf türünün sonuna eklenir (Be gibi). Sıcak yıldızların %15’
inden fazlası böylesi tayf gösterir. Salma çizgileri yıldızı çevreleyen büyük bir gaz zarftan söz
etmemizi sağlar. Çizgi yeğinliklerinde büyük değişimler gösterirler. Değişimlerin nedeni zarf
yapının değişimine bağlanır.
20
HR diagramında anakolun altında yer alan yıldızlara alt cüceler denir. Bu yıldızların
belli bir tayf türünden bir anakol yıldızına göre ışınım gücü daha azdır. Ancak, kimyasal
yapıları anakol yıldızlarınınkinden tamamen farklıdır. Normalin altında metal bolluklarına
sahiptirler ve Öbek II yıldızlarıdırlar.
Simbiotik yıldızlar adlandırması, tayflarında hem soğurma hem de salma gösteren
yıldızlar için yapılır. Soğurma çizgili tayflar M türü soğuk dev yıldızlarınkine benzer. Salma
çizgili tayflar, bu izleri üreten kuvvetli uyartılmış atomların bulunduğu fiziksel koşulları
gerektirir. Bu çizgilerin bazıları güneş koronasında da gözlenmiştir. Bu gruba ait yaklaşık 100
yıldız vardır. Üyeleri tayfsal özelliklere göre belirlenmiş olup, bu gruptaki yıldızların tayfları
büyük değişiklik gösterir. Mekanizmayı anlamak, yıldız evrimi için önemlidir. Bu türden
birçok tayf, yakın çift yıldızlarda görülür. Fakat, bu gibi tayfların hepsinin simbiotik
yıldızlardan mı kaynaklandığı henüz ispatlanamamıştır.
Çift yıldızlarda görülen tayf, K veya M türü normal bir dev yıldız ile çok sıcak, dış
zarfı olan bir yıldızdan üretilmektedir. Sıcak yıldızın ışınımı kütle kaybı mekanizmasıyla gaz
zarfı uyartmaktadır. Bu yüzden bazı nova türü yıldızlar simbiotik yıldızlar listesine
girmektedir. Sonuçlara göre simbiotik yıldızlar çift yıldız evriminde bir basamak olmalıdır.
Tayf Sınıflarının Temel Tayfsal Özellikleri
Tayf
Sınıfı
Örnek
Etkin Sıcaklık
(K)
Açıklama
O
10 Lac
25 000 ve üzeri
Tayfta birkaç soğurma çizgisi görülür. Helyumun birkere iyonlaşmış çizgileri, azotun iki
kere iyonlaşmış çizgileri, silikonun üç kere
iyonlaşmış çizgileri.
B
Rigel (β Ori)
Spica (α Vir)
11 000 - 25 000
Nötr He çizgileri (B2’de maksimum), silikonun bir ve iki kere iyonlaşmış çizgileri, oksijen ve magnezyumun bir kere iyonlaşmış
çizgileri, hidrojen çizgileri çok zayıf olarak
görülür. Đyonlaşmış He çizgileri görülmez
A
Sirius (α CMa)
Vega (α Lyr)
7 500 - 11 000
Çok yeğin hidrojen çizgileri (A0’da maksimum). Bir kere iyonlaşmış çizgiler: Mg, Si,
Fe, Ti, Ca. Çok zayıf nötr metal çizgiler.
F
Conopus (α Car)
Procyon (α CMi)
6 000 - 7 500
Hidrojen çizgilerinin yeğinliğinde azalma.
Ca, Fe ve Cr bir bir kere iyonlaşmış çizgiler
hala var. Metal çizgilerin yeğinliğinde artma.
G
Güneş
Capella (α Aur)
5 000 - 6 000
Đyonlaşmış Ca. Birçok nötr ve iyonlaşmış
metal çizgi, CH ve hidrokarbonların molekül
bantları görünür.
K
Arcturus (α Boo)
Aldebaran (α Tau)
3 500 - 5 000
Nötr metal çizgileri baskın, CH molekül
bandı hala yeğin.
M
Betelgeuse (α Ori)
Antares (α Sco)
3 500 ve daha az
21
Nötr metal çizgileri, TiO molekül bantları
BĐR YILDIZIN IŞINIM GÜCÜ VE UZAKLIĞININ SAPTANMASI
HR diagramı bize bir yıldızın
ışınım gücünü bulmamız sağlar.
Varsayalım
ki
uzaklığını
ölçebildiğimiz tüm yıldızlardan bir
kaynak HR diagramı oluşturduk. Eğer,
herhangi bir yıldızı gözler ve tayf
türünü (örneğin K0) ve ışınım gücünü
(bir yıldızın ışınım gücü bize o yıldızın
dev mi, anakol yıldızı mı olduğunu
söyleyecek-tir) saptayabilirsek, kaynak
HR diagramı o yıldızın salt parlaklığını
(Mv) ve bundan dolayı ışınım gücünü
ve uzaklığını bulmamıza yardım edecektir.
HR DĐAGRAMINDA YILDIZLARIN KÜTLE DAĞILIMI
Yıldızların
kütleleri
anakol
üstündeki
konumlarıyla ilişkilidir. Bu ilişki yıldızların iç yapısındaki mekanizmalardan
kaynaklanır.
Başlangıç kütleleri
farklı olan yıldızlar
devler
koluna
doğru
evrimleştikçe
kütle-lerin
diagramdaki
dağılımı
karışır.
Ev-rim
boyunca
yıldız-dan
olan
kütle
ka-yıpları
başlangıç kütleyi
değiştirir.
(Kütleler güneş küt-lesi birimindedir.)
BĐR YILDIZIN YARIÇAPININ TAYF TÜRÜNE VE IŞINIM GÜCÜNE BAĞLI
OLARAK DEĞĐŞĐMĐ
HR diagramındaki herbir düz çizgi aynı yarıçaplı yıldızlara karşılık gelmektedir
(R: Güneş yarıçapı biriminde kullanılmaktadır). Diagramda isimleri çok iyi bilinen bazı
yıldızların konumları ek bilgi olarak işaretlenmiştir.
22
Dikkat edilirse, 10 R’ lik O tayf türünden bir yıldız anakol üstünde bir cüce yıldız
olurken, tayf türü G ise bir dev yıldız olmaktadır.
ÖBEK I VE ÖBEK II YILDIZLARI
Bu HR diagramında
Öbek I ve Öbek II’ye
ait
olan
yıldızlar
nokta-lanmıştır. Her
iki
öbek,
gökada
içindeki ko-numlarına,
yaşlarına ve kimyasal
yapılarına
göre
ayırtedilebilirler. Öbek
I’in yıldızları gü-neşin
kimyasal
yapısı-na
benzerlik
gösterir.
Açık
yıldız
kümelerinin yıldızları
tipik
örnekle-ridir.
Öbek II yıldızları
gökada halosunda bulunan küresel yıldız
kümelerinin üyeleridir
ve metalce zayıftırlar.
HR diagramında kolların konumu iki öbek için farklıdır. Öbek II
yıldızları gökadamız
kadar
yaşlı
yıldızlardır. Yaklaşık
10
milyar
yaşındadırlar. Ağır elementlerce zayıf ilkel
yıldızlararası
ortamdan
oluşmuşlardır. Öbek I yıldızları ise daha genç yıldızlardır. Öbek II’ nin anakolu Öbek I’ in
anakolundan daha kısadır. Çünkü, büyük kütleli yıldızlar anakoldan ayrılmışlar, devler
bölgesine veya beyaz cüceler bölgesine ulaşmışlardır.
23
BÖLÜM 3
GÜNEŞ
Güneş, gökadamız içindeki yüz milyarlarca yıldızdan biridir. Gökada merkezinden
8000 pc (8 kpc) uzakta, sarmal kollardan biri üzerinde bulunur (gökadamızın yarıçapı 15 000
pc’ dir). Yıldızların gökada merkezi etrafındaki dönme hareketine katılarak bir tam dönüşünü
200 milyon yılda tamamlar. Güneş merkezli 100 pc kenarlı bir küp içinde yaklaşık 100 yıldız
vardır. Bunların arasından Proxima Centauri 1.3 pc ile (4.3 ışıkyılı) Güneş’ e en yakın
yıldızdır. Bu yıldızlardan biri üzerinden Güneş’ e bakılsa, parlak bir nokta olarak görülür.
Güneş, HR diagramında anakol üstünde bulunur. Betelgeuse ve Antares gibi dev yıldızlara
göre (çapları 500 kat daha büyük) cüce yıldızlar katagorisine girer. Gökadadaki yerine,
boyutuna ve ışınım gücüne göre fazla ilgi çekici olmayan bir yıldız olup, görünür çapı 32 yay
dakikasıdır.
Güneş, sıcak bir gaz küredir. Merkezindeki sıcaklık ve yoğunluk nükleer
reaksiyonları başlatmaya yeterlidir. Güneş’ in enerji kaynağı hidrojendir. Füzyon işlemleriyle
hidrojen çekirdeği helyum çekirdeğine dönüşür. Bundan dolayı, hidrojen çekirdeklerinin
sayısı merkezine doğru azalır. Merkezden uzaklaştıkça hidrojen çekirdeklerinin sayısında çok
hızlı artış olur. Güneş yarıçapının dörtte birinden sonra hidrojen, helyum ve daha ağır
elementlerin karışım değerlerinde düzgün bir dağılım vardır.
Güneş atmosferinin çeşitli katmanlarının farklı dalgaboylarında çekilmiş görüntülerininden elde dilmiş bir
fotomontaj.
24
Tayf Türü : G2 V
Yaş : ~ 4.5 milyar
Yarıçap (R): ~ 700 000 km
Kütle (M): ~2x1030 kg
Ortalama yoğunluk(ρ): 1.4 g/cm3
Işınım gücü (L) : 3.9x1027 kw
Etkin sıcaklık : 5770 K
Görsel salt parlaklık : +4m.83
Güneş'in merkezinden yüzeyine kadar sıcaklık ve yoğunluk değişimi.
Güneş bir gaz yapı
olduğundan keskin sınırları
yoktur. Hatta Güneş’in merkezinde yoğunluk bir metalin
yoğunluğundan 10 kat daha
büyük ve sıcaklık 15 milyon
derece olsa bile madde hala
gaz halindedir. Pratikte güneş
ışığının hepsi fotosfer olarak
adlandırılan
ince
bir
katmandan salınmaktadır. Bu
ışınım görsel dalgaboylarında
salınır. Fotos-ferin hemen
üzerinde 2000 km kalınlığında
kromosfer bulunur. En dış
katman ise koronadır. Tam
güneş tutulması anında çıplak
gözle görülebilen beyaz ışık
halosudur. Üç milyon kilometre genişliğindedir. Güneş
rüzgarı formunda gezegenler
arası ortama kadar uzanır.
Fotosfer, kromosfer ve korona
katmanlarının hepsine Güneş’
in atmosferi denir.
Güneş elektromanyetik
tayfın tüm bölgelerinde ışık
salar. Enerjinin %41’ i görsel
bölgede, %52’ si kızılötede,
%7’ si yakın morötede, %0.01’
i
moröte ve X-ışını
bölgesinde,
%10-10’ u radyo
bölgesinde sa-lınır. Herbir
dalgaboyu
bölgesi
güneş
atmosferinin bir katma-nıyla
eşleştirilmiştir.
25
Meudon Rasathanesi’ nde bulunan güneş kulesi
Bir radyohelyograf (sol) ve Güneş’ in merkezinden itibaren güneş atmosferinin parlaklık değişimi (sağ)
26
ĐÇ YAPISI VE EVRĐMĐ
Güneş şu anda kütlesi, boyutu, ışınım gücü, yüzey kimyasal yapısı ve yaşı doğru
olarak bilinen tek yıldızdır. Đleride, Güneş’ in nötrino akısı ve zonklama modları diğer
yıldızlardan daha iyi belirlenebilecektir. Bu durum onu astrofizik için önemli bir cisim
yapmaktadır. Güneş, yıldızların iç yapı modellerinin test edilmesine olanak tanır. Güneş,
yıldız evriminin en uzun yaşamlı ve en basit evresindedir. Hidrojenini helyuma
dönüştürmekte olan bir anakol yıldızıdır. Hassas fiziksel modeller yardımıyla derin
katmanlarının yapısı çıkarılabilir.
Araştırma sonuçlarına göre merkez çok yüksek sıcaklığa sahiptir. Bu yüzden Güneş
kendi kendini kontrol eden büyük bir nükleer reaktördür. Bazı reaksiyonlarda protonların
nötronlara dönüşmesiyle nötrinolar serbest kalır. Bu parçacıkların gözlemi güneş enerjisinin
nükleer kökeni hakkında ilk onayı vermektedir. Güneş yalnız bir reaktör değil, bazen de bir
gezegen gibi sakindir. Đç yapıya ilişkin binlerce salınım modu ölçülebilmektedir. Bu çalışma,
heliosismoloji olarak adlandırılır. Şu andaki güneş modelini kullanarak salınım frekanslarını
doğru olarak hesaplayabiliriz.
Modellerde yapılan varsayımlar çok akla yatkındır. Güneş’ i tam bir küresel simetri
olarak kabul eder, dönme ile manyetik alanların etkilerini boşlayabilir, hidrostatik denge ve
enerji dengesinin varlığını kabul edebiliriz (yıldızın herbir noktasındaki ısı basıncı onu
çekime karşı dengede tutar). Merkezde, yüzeyden kaybolan enerjinin yerini nükleer
reaksiyonlardan açığa çıkan yeni enerji alır.
Çekirdekte, bir foton
etkileşmeden önce bir santimetreden daha fazla hareket edemez. Bir foton yüzeye ulaşmadan önce ortalama olarak
1020 kere etkileşir. Dolayısıyla
fotonun yüzeye ulaşması milyonlarca yıl alır. Merkezdeki
nükleer reaksiyonlardan yayılan gamma ışın fotonları etkileşmeler sonucunda enerji kaybederek görsel ışık olarak yüzeyden yayılır. Güneş yarıçapının üçte birlik dış bölgesinde
sıcaklık derinliğe bağlı olarak
değişir. Isı enerjisi burada
mad-denin
çalkantılı
hareketlerine bağlı olarak
konveksiyon yolu ile yüzeye
ulaşır. Bu bölgenin altında
radyatif denge vardır.
Güneş’ in iç yapısı
Güneş’ in yapısı, başlangıçta homojen ve belli bir kimyasal bileşimi olan, yüzeyin
tayfsal gözlemlerine uygun yapılı 2x1030 kg’ lık bir yıldız için hesaplanır. Modelde iki serbest
parametre vardır: başlangıçtaki helyum bolluğu (Güneş’ in yüzeyinde gözlenemez) ve
konveksiyon bölgesinin derinliği. Bu parametreler yaşa uygun ışınım gücü ve yarıçap elde
edilinceye kadar ayarlanır. Kimyasal yapının başlangıç değerleri olarak %70.5 hidrojen,
%27.5 helyum ve %2 ağır elementler alınmıştır. Şu andaki Güneş modeli, sıcaklık ve
yoğunluğun yarıçapla değiştiğini gösterir: merkezde T= 15.5x106 K, ρ=150 000 kg/m3;
yüzeyde T=5800 K, ρ=10-9kg/m3 tür. Yarıçapın %26’ lık dış bölgesini kaplayan konveksiyon
27
bölgesi, yıldızın toplam kütlesinin yalnız % 1.2’ sini bulundurur. Bu bölgenin tabanında
sıcaklık 2x106 K, yoğunluk 140 kg/m3’ tür.
Yeraltındaki tanklarda yapılan Güneş’ in nötrino akı ölçümleri
Güneş’ in temel yakıtı olan hidrojen miktarı merkezde sürekli azalmaktadır. Çünkü,
4 hidrojen çekirdeği 1 helyum çekirdeğine dönüşmektedir.
Güneş’ in enerji kaynağı:
Proton - Proton (pp) çevrimi
1. basamak: 1H +1H → 2H + e+ + nötrino (υ)
2. basamak :2H + 1H → 3He + foton (γ)
3. basamak :3He +3He → 4He +1H + 1H + foton
Güneş’ e ait salınımlar. Güneş’ in değişik katmanları birkaç dakikadan birkaç saate kadar varan dönemlerle
salınır. Resimdeki salınımlar kısa dönemlidir (4-15 dakika). Çeşitli katmanlardaki salınım hareketleri bir
bilgisayar programı sayesinde yapılmış ve resimde gösterilmiştir. Mavi renkli bölgeler gözlemciye doğru olan
hareketi, kırmızı renkli bölgeler ise gözlemciden uzaklaşan hareketi temsil etmektedir.
28
HR DĐAGRAMINDA GÜNEŞ’ ĐN EVRĐMĐ
Yıldızların, yıldızlararası ortamda bulunan gaz ve toz bulutlarından oluştuklarına
inanılır. Bulut belli koşullar altında çökerek ilkel yıldızı oluşturur. Zamanla gaz ısınır ve
basınç ilkel yıldızın içini oluşturmaya başlar. Çekimsel çökme çok hızlı sürerken (milyon yıl
mertebesinde), çekirdek hidrostatik dengededir ve tamamen konvektiftir.
Sıcaklık nükleer reaksiyonları
başlatacak kadar yüksek değildir ve
yıl-dız yavaşça çöker. Güneş gibi
yıldızlar
nükleer
reaksiyonları
başlatıncaya
ka-dar
bu
evrede
milyonlarca yıl kalır. Bu evreye, ilk
başarılı modeli oluşturan Japon
astronomun anısına Hayashi evresi
denilmektedir.
Daha sonra yıldız T Tauri
yıldızları olarak gözlenebilen bir
evreden geçer. Yaklaşık 100 milyon yıl
sonra anakola ulaşır ve merkezinde
hidrojeni yakmaya başlar. Bu evre
Güneş’ te yaklaşık 4.5 milyar yıl önce
başlamış ve yaklaşık 5 milyar yıl sonra
bitecektir.
Güneş’ in hidrojen kaynağı
tükendiğinde, çekirdek yalnız helyum
içerecek ve çekirdek büzüldükçe zarfı
(dış katmanlar) genişleyecektir.
Kırmızı dev evresine girdiğinde, yarıçapı Mars’ ın yörüngesine
kadar artacak ve kütlesinin bir
miktarını kaybedecektir. Merkezindeki sıcaklık anakoldakinden farklı nükleer reaksiyonları
(CNO reaksiyonları) oluşturabilecek bir düzeye gelir. Artık yıldız karbon, azot, ve oksijen
çekirdekleri içermektedir.
Güneş, kırmızı dev evresinin sonuna geldiğinde anakoldan ayrılalı bir milyar yıl
geçmiş olacaktır. Çekirdek büzülmesi sürdükçe (kırmızı dev evresinin sonuna doğru) merkezi
sıcaklık 100 milyon Kelvin’ den daha fazla olacaktır. Buna göre büyük bir merkezi basınç
oluşacaktır. Bu şartlar altındaki madde yozlaşmış olur. Merkezi yoğunluk suyun
yoğunluğundan 100 000 kat daha fazla olacaktır! Yozlaşmış madde ısıyı çok iyi iletir ve
sıkıştırmak çok zordur. Bu yüzden çekirdeğin büzülmesi duracaktır. Çekirdek yalnız birkaç
Yer yarıçapına sahip olacaktır. Çekirdek etrafında CNO çevrimiyle hidrojen yakan bir kabuk
oluşacaktır. Bu evrede Güneş kararsız olacak ve uzun dönemli bir zonklamaya girecektir.
Güneş anakol sonrası evrimini anakol üstündeki evrimine göre daha karasız
geçirecektir. Helyum flaşın (merkezde helyumun tutuşması) bir sonucu olarak çekirdek hızla
genişleyecek ve salınım yapmaya başlayacaktır. Bu hareket kırmızı devin genişleyen zarfı
yardımıyla durdurulacaktır. Helyumu karbona ve karbonu oksijene çeviren merkez, hidrojen
yakan bir kabukla çevrelenecektir.
Helyum flaştan sonra yıldız yatay kol üstünde hareket eder. Aslında, yıldız yatay
olarak zigzaglar çizerek ışınım gücünü arttırır. Bu evre yalnız birkaç yüz milyon yılda son
bulur. Yıldız yatay koldan asimtotik kola doğru evrimleşir. Zigzaglar sırasında yıldız
kararsızlık kuşağından geçerek, bir RR Lyrae yıldızı gibi zonklar. Asimtotik koldan sonraki
evrimi önceden görmek oldukça zordur. Genelde yıldız çok kararsız ve çok parlak olur. Gaz
zarfını fırlatarak gezegenimsi bulutsu olur. Yıldızın geri kalan çekirdeğini oluşturan madde
29
elektron yozlaşmasına sahiptir. Sonuç olarak daha fazla büzülemez ve beyaz cüce oluncaya
kadar yavaşça soğur.
Güneş’ in şu andaki kütlesinin yarısına sahip olan bir beyaz cüce olacağı tahmin
edilmektedir. Anakol sonrası evrim boyunca, yüzey katmalarını fırlatacak, önce hızla
soğuyacak ve sonra bu soğuma yavaşlayacaktır. Daha sonra beyaz cüce parlamayı durduracak
ve bir kara cüce olacaktır. Güneş’imizin sonu soğuk-yozlaşmış maddeye sahip bir kara
cücedir.
FOTOSFER
Güneş beyaz-ışıkta alınan fotoğrafta, merkezden kenara doğru parlaklığı azalan
keskin sınırlı dairesel bir disk şeklinde görülür. Bu görünüşü açıklamak kolaydır. Merkez
bölgelerde nükleer reaksiyonlarla üretilen enerji dışa doğru özellikle ışınım yoluyla olmak
üzere değişik yollarla taşınır.
Işınım çok opak (donuk)
katmanlardan geçerken, fotonlar Güneş’ in akışkanlığını oluşturan yüksek
dereceden iyonlaşmış atomlar tarafından soğurulur ve yeniden salınır.
Işınım merkez bölgelerden
dışa doğru giderken, her seferinde
daha az yoğun ve daha az sıcak
katmanlarla karşılaşır. Hatta, opaklık
sonunda ışınımı serbestçe yıldızlararası uzaya kaçırabilecek kadar
küçük olur. Bu yüzden, artık
soğurmanın olmadığı, ışınım salan
son katmanın görüntüsü sürekli
korunmuş olur.
Işınımın
görüldüğü
son
katmana fotosfer adı verilir. Çünkü,
fotosfer parlak ve dairesel olarak
görünür.
Güneş’ in beyaz ışıkta alınmış fotoğrafı
Güneş diskinin merkezden kenara doğru kararması opaklığın azaldığını kanıtlar. Kenardan gelen ışık
ışınları güneş atmosferini eğik olarak
geçer. Merkezden gelenlere göre daha
çok soğurmaya uğrar ve dolayısıyla
Güneş’ in kenarlarının daha karanlık
görüntüsü ortaya çıkar. Diskin merkez
ve kenar çalışmaları Güneş’ in atmosferi hakkında bilgi verir.
Tayflarda
dalgaboyuyla
değişen sürekli zemin üzerine binmiş
Fraunho-fer
çizgileri
olarak Güneş atmosferinin kesiti
adlandırılan birçok karanlık çizgi görülür. Bu çizgiler ışınım ile maddenin etkileşimi sonunda
oluşur.
Kolayca anlaşılacağı üzere karanlık çizgiler, sürekli ardalana karşı soğurmayı açıklar.
30
Tayf çizgileri maddenin fiziksel özelliklerini içeren bilgiler taşır. Herbir çizgi güneş akışkanı
içindeki herbir elemente karşılık gelir. Çizginin şiddeti elementin bolluğuyla ilişkilidir. Bu
yolla Güneş’ in kimyasal yapısı saptanabilir. Atom sayılarına göre % 92 kadar hidrojen, %
7.8 kadar helyum ve % 0.2 kadar helyumdan daha ağır elementler bulunur.
Bir çizgi profilinin boyutu ve şekli, akışkanın sıcaklığı, basıncı ve çalkantılı
hareketleriyle ilişkilidir. Bunların dalgaboyu kayması ise maddenin hızıyla doğrudan
ilişkilidir (yaklaşma maviye kaymayı oluşturur). Bu etki Doppler etkisi olarak bilinir.
Güneş’ in yüzeyinde görülen parlak noktalar veya granüller (bulgurlar) 1000-2000 km
boyutlarına sahiptirler. Granüllerin merkezlerindeki yükselen hareketlerin hızı yaklaşık 1
km/s’ dir. Yaşam süreleri ise 10 dakikadır. Fotosferdeki granülasyon, konveksiyonun dışa
doğru aktığının belirtecidir. Granülasyon üzerine binmiş yaklaşık 10 dakika dönemli salınım
hareketleri vardır. Granülasyon fotosferdeki konveksiyon hareketleri ile üretilen tek olay
değildir. Büyük ölçekli yapılar olan mesogranüller (5000 - 10 000 km) ve
süpergranülasyonlar (30 000 km) da görülebilir. Süpergranülasyon, fotosferik maddenin
merkezden kenara doğru olan yatay hareketleridir.
Beyaz ışıkta görülen bulgurlanma
Süpergranüler hareketler hapsedilmiş manyetik alanlardan sorumludur. Fotosferde
aktif bölgelerin dışında da yeğin manyetik alanlar vardır. Onlar çok küçük yapılardır ve çok
yüksek ayırma güçlü gözlemlerle görülebilir.
Güneş’ te bulunan bazı elementlerin bollukları
31
KROMOSFER
Ay’ ın kenarı, parlak fotosferi tam olarak örttüğü zaman, Ay renkli bir ışık halkası
(chromosphere, renkküre, kromosfer) ile çevrelenmiş gibi görünür. (Ay’ ın Güneş fotosferini
tam olarak örtmesinin nedeni her ikisinin de açısal çaplarının birbirine eşit olmasıdır.)
Tayfsal analiz tutulma olmadığı zamanlarda gözlem yapmamıza
olanak tanır. Bazı çizgiler çok
karanlıktır. Çünkü, güneş maddesi bu
dalgaboylarında soğurma yapar ve
fotosferden daha ötedeki katmanları
açıklar.
Güneş’ in resmi darbant bir
filtre
kullanarak
yeniden
oluşturulabi-lirse, diskin fotosferden
daha büyük bir çapa sahip olduğu
görülür. Bu ise tutulmalar anındaki
olayın görünme-sini açıklar.
Bunun dışında, kromosferin
ayrıntılı yapısı fotosferinkinden çok
farklıdır. Özellikle hidrojenin kırmızı
Hα çizgisinde görülen granüller daha
basık, uzamış konveksiyon hücre
yapıları olarak karşımıza çıkar.
Güneş lekelerinin yakınında görülen
Koronograf yardımıyla görülen güneş kromosferi
bu yapılara fibril adı verilir. Bir
mıkna-tısın iki uçlağı arasına
düşen
demir
tarafından
oluşturulan
desenleri
temsil
ederler.
Manyetik
alan
kromosferdeki yapıların saptanmasında önemli rol oynar.
Kalsiyumun H ve K bantlarında (yakın morötede) elde edilen görüntüler farklı yapıyı biraz
açıklar. Çünkü, bu bantlar sıcaklığa ve yoğunluğa farklı bir duyarlık gösterir. Bu bantlar kromosferik network olarak adlandırılan büyük-ölçekli bir network ağını açıklar. Bu ağ, çapları 30 000
km’ ye varan, granüllerden daha
büyük
boyutlu,
konveksiyon
bölge-sindeki hücrelerle ilişkilidir.
Network ağının herbirinin
kenarında
manyetik
alan
yoğunlaş-ması vardır. Spikül adı
verilen madde kaçışlarına neden
olur. Spiküller birkaç 10 km/s’ lik
kaç-ma hızlarına sahip olan ve
birkaç dakika içinde son bulan jet Fibriller
yapı-lardır. Hα’ da kolayca
gözlene-bilen spiküller değişik yükseklik-lere ulaşırlar. Bunların sayısı kromosferin kenarının
32
düzensiz bir yapıda görülmesine neden olur. Diğer tayf bantları kromosferde kalsiyumun H ve
K bantlarından daha yükseklerde oluşurlar. Örneğin, yaklaşık 280 nm' de görülen iyonlaşmış
magnezyumun h ve k bantları ve 121.6 nm de oluşan hidrojenin rezonans çizgisi Lyman-alpha
gibi çizgiler soğurma yerine salma çizgileri olarak görülürler.
Hα’ da görülen filamentler
Disk kenarında Hα’ da görülen
dev alevlerin (prominence) güneşin
dönüşü içinde disk üzerinde gösterdiği
izdüşüm görüntü, karanlık filamentler
Spiküller
olarak görünür. Genelde bu filamentler
diskin yüzeyinde manyetik uçlakların
değişimi sonucunda oluşur. Bunların güneş meridyenine göre eğimleri diferansiyel dönme
tarafından oluşturulan alan bozulmasından kaynaklanır.
Görsel bölgedeki kromosferik tayf çizgileri özellikle karanlıktır. Ancak; bu durum
sıcaklığın fotosferden kromosfere doğru sürekli azaldığını açıklamaz. Sıcaklık fotosferin
üstünde 4300 K de minimum yapar ve kromosferde 10 000 K den daha fazlasına kadar
yükselir. Çizgiler yoğunluk çok düşük olduğunda soğurma olarak görülür.
Güneş’ in milimetre dalgaboylarında yapılan gözlemleri,
kromosfer ışınımının yaklaşık kara
cisim ışınımı olduğunu göstermektedir. Sıcaklıktaki artışa rağmen
çizgilerin görünür bölgede disk
üzerinde neden soğurma olarak
göründüğünü anlamak nispeten
kolay olmasına rağmen bu sıcaklık
artışını açıklamak zordur. Olay
kromosferin üstünde önem kazanmaktadır: koronadan kromosferi
ayı-ran birkaç yüz kilometrelik
bölgede, sıcaklık aniden milyon
Fotosfer ve kromosferin sıcaklık değişimi
derecelere ulaşmaktadır.
Uzun süredir mekanik enerjinin aktarımına ilişkin görüşler ileri sürülmektedir.
Fotosfer kaynaklı basınç dalgalarının dış sınırları, daha az yoğun katmanlarla karşılaştıkça,
onların dalga genlikleri yükseklikle artar. Bu genlik ses hızına ulaştığında, şok dalgaları
oluşur ve onların enerjisi ısı olarak yayılır. Bu senaryo kromosfer için kabul edilse de koronal
sıcaklıkları açıklayamaz. Çünkü, akustik enerjinin akısı kromosferin üstünde zaten çok azdır.
Astrofizikçiler şimdi manyetik alanın ince yapısına cevap verebilecek başka mekanizmalar
üzerine çalışıyorlar. Aktif güneşle ilgili manyetik mekanizmaların çalışılmasıyla sakin
güneşteki kromosferin ve koronanın yüksek sıcaklığının açıklanabileceğini ümit ediyoruz.
33
KORONA
Korona, tam güneş tutulması anında Güneş’ in etrafında görülen beyaz ışık halosudur.
Đç korona, diskin kenarından iki güneş yarıçapına kadar uzanır ve çok uzaklara kadar
genişlemiş olan dış koronadan ayırtedilebilir. Korona, elektromanyetik tayfın X-ışınları
bölgesinden radyo bölgesine kadar olan tüm dalgaboyu bölgelerinde gözlenebilir.
Beyaz Işıkta Gözlemler
Tam güneş tutulması anında beyaz ışıkta alınmış fotoğraflar veya koronograf yardımı
ile alınmış görüntüler koronanın küresel yapıdan uzak, büyük değişiklikler gösteren yapısını
a-çıklar. Bu görüntüler içinde en meşhur olanları büyük jet akıntılardır. Bunların herbiri 3-4
gü-neş yarıçapı uzaklara kadar uzar ve koronal madde uç kısımlarından süpersonik hızlarla
ayrılır.
Beyaz ışıkta alınmış korona görüntüsü
Bunların dışında en karakteristik yapılar dev alevlerdir. Uçlak bölgelerinden çıkıyor
gibi görünürler ve manyetik alan çizgilerinin görüntüsünü alırlar. Jetler ve dev alevler koronal
manyetik alanın görünüşünü üretirler. Bundan dolayı bütün jetler aynı yapıdadır: hemen
hemen paralel çizgiler formundaki açık alan çizgi yumağı altında, eğrilmiş tabanlı kapalı alan
çizgileridirler. Dış korona gibi iç korona da Yer-konuşlu koronograflarla tekrenk görsel ışıkta
gözlenmektedir. Disk kenarından 100 000 km uzaklara varan iplik sistemlerle düzgün
olmayan bir yapı sergilemektedir. Sürekli korona gözlemleri koronanın aydan aya değil
saatten saate bile değişim gösterdiğini ortaya koymaktadır.
34
Bazı jet yapılar birkaç ayda son bulurken, büyük jetler birkaç haftada evrimleşir. Dev
alevler ise birkaç on saat kadar sürer. Genelde güneşin aktivitesiyle ilişkili olan bu yapılar
evrimlerini manyetik alanlara göre ayarlar.
Koronanın moröte görüntüsü. Renkler koronanın yoğunluğunu göstermektedir. Mavi renk en yoğun bölgeyi
gösterirken sarı renk en az yoğun bölgeyi temsil etmektedir. Mavi renkli en yoğun bölgeler lekeli alanların
üstünde yeralmaktadır.
Uzak Moröte ve X-Işın Gözlemleri
Beyaz ışıkta yapılan gözlemler Güneş diskinin ötesindeki koronanın yapısını
açıklarken, uzak morötede alınan fotoğraflar, disk üzerinde izdüşüm olarak görülen korona
hakkında bilgi verir. Tayfın bu bölgesinde fotosfer güçlükle görülürken, korona enerjisinin
büyük çoğunluğunu burada salar.
Daha kısa dalgaboylarında
koronanın
daha yüksek katmanlarını
gözle-riz. Güneş’ in kenarı
dış bölgelere göre daha az
gözlenebilir.
Dış
katmanlar
diskin
merkezinden
kenar-lara
doğru gittikçe daha parlak
olur. Bu parlama-nın
nedeni basit bir geometrik etkidir. Bu tayf
bölgesinde gazın opaklığı
küçüktür. Dolayısıyla ışınım gücü salma yapan
atomların sayısıyla orantıKoronanın X-ışınlarında alınmış görüntüsü
lıdır. Diskin kenarına olan
bakış doğrultusunun içinde
35
merkez doğrultusuna göre
bu sayı daha fazladır.
Uzak moröte tekrenk ışıkta alınan görüntüler
bize kromosfer ve korona
arasındaki geçiş bölgesini
incelememizi sağlar. Bu görüntüler kromosferik network’ un, geçiş bölgesinin
üstlerinde daha bulanıklaştığını ve korona içinde
tamamen
kaybolduğunu
gösterir. Yapıdaki yüksekliğe bağlı olan değişimlerin
manyetik alanlarla ilişkili
olduğu ileri sürülmektedir.
Đç koronanın X-ışın
görüntüleri, X-ışın salmasının disk üzerinde belli
bölgelerden salındığını gösĐç ve dış korona
terir. En parlak bölgeler,
beyaz ışık fotoğraflarında
kenara yakın yerlerde görülen parlak bölgelerle uyum içindedir. Buna göre korona, ilmekbenzeri yapılar içerir ve bunların boyutu yakınındaki aktivitenin miktarına bağlıdır. X-ışın
fotoğrafları daha önce koronada hiç görülmemiş yapıları da göstermektedir: Işığın bile
kaçamadığı karanlık yarıklar veya deliklere koronal delikler denmektedir.
Radyo Gözlemleri
Elektromanyetik tayfın diğer ucu olan radyo bölgesinde de korona gözlemleri
yapılmaktadır. Bu bölgede fotosfer tarafından salınan küçük miktardaki ışınım opak korona
tarafından bloklanmaktadır. Güneş gazının opaklığı yoğunlukla ve daha alt katmanlardan
gelen ışınımın dalgaboyuyla değişir (Radyo dalgaları daha uzun dalgaboylarıdır). Radyo
dalgalarının yörüngelerini büken kırılma da opaklık gibi aynı rolü oynar. Yani belli bir
frekanstaki dalga yoğunluğu iyi saptanmış bir atmosfer katmanından bize gelir. Uzak moröte
bölgesinde olduğu gibi dış korona santimetreden metre dalgaboylarına kadar değişik yapılar
sergilemektedir. "Radyo Güneş" fotosferik diskten daha büyüktür ve boyutu daha düşük
frekanslarda artmaktadır. Yalnız santimetre dalgaboylarında gözlenen, diskin merkezinden
kenarına doğru olan parlama geçiş bölgesindeki sıcaklık artışını yansıtır. Parlak noktalar Xışın koronasının parlak bölgeleriyle çakışmaktadır.
Güneş’ in radyo salması değişkendir. Herbir aktivite merkezi radyo dalgalarının
yoğunlaştığı kaynaktır. Bu kaynakların toplam radyo akısına katkısı onların evrimi ve
dönmesiyle değişir.
Jetler, ilmikler ve parlak noktalar güneş aktivitesinin koronal görünümleridir. Aktif
güneş olayı kromosfer ve fotosferdeki gibi koronada yerel değildir. Bu da gerçek sakin
koronanın ayırtedilmesini güçleştirir.
Korona ve Geçiş Bölgesinin Fiziksel Özellikleri
Tüm elektromanyetik tayfta korona tarafından salınan ışınım onun sıcaklığının kromosferden daha yüksek olduğunu göstermektedir. Sıcaklık, geçiş bölgesinde aniden 20 000 K
den 500 000 K’ e yükselir. Bu sıcaklık artışı 1000 km den daha az bir kalınlık içinde olur. Đç
36
koronada 1.5 milyon K’ e ulaşırken ve dış koronada 1 milyon K’ de kalır. Güneş’ ten çok
büyük uzaklıklarda yani yıldızlararası ortam içinde birkaç yüz dereceye yavaşça düşer.
Güneş gazının yoğunluğu
fotosferde hızla, korona da ise
yavaşça düşer. Ortalama yoğunluk
iç koronada cm3 başına yüz milyon
(108) atom iken, diskin kenarından
4 güneş yarıçapı uzakta cm3’ de
bulunan atom sayısı yüzbin (105)
kadardır.
Ortalama değerlerden sapmalar bazı koronal yapıların
parlamasıyla açıklanır. Örneğin, koronal yoğunlaşmalarda, tüm dalgaboylarında en parlak görülen yapılarda yoğunluk cm3’ de on milyar
(1010) atoma ulaşır. Böyle ortamlarda sıcaklık üç milyon Kelvin’ i
aşar.
Koronanın
olağanüstü
sıcaklığı ve çok düşük yoğunluğu
ona ilginç özellikler kazandırır.
Fotosfer ile ay-nı kimyasal yapıya
sahip olduğu halde, atomları yüksek
dereceden iyonlaşmıştır. Sıcaklık
Kromosfer ve koronada sıcaklık dağılımı
geçiş
bölge-sinden
itibaren
yükseldikçe
atomlar
da
elektronlarını kaybetmeye başlar-lar. Çoğu, korona içinde tüm elektronlarını kaybeder.
Hidrojen ve helyum çekirdek olarak kalırken, oksijen sekiz elektronundan altı veya yedisini;
demir yirmialtı elektronundan on ile onbeşini kaybeder.
Sıcaklık her ne kadar çok yüksek olsa da koronada kaybolan toplam enerji miktarı
çok küçüktür. Bir parçacığın ortalama enerjisi çok yüksek, fakat yoğunluk çok düşüktür.
Dolayısıyla enerji yoğunluğu küçüktür. Korona tarafından özellikle X-ışınlarında (radyo
ışınımı tamamen boşlanabilir) salınan enerji kromosfer tarafından salınan enerjiden yaklaşık
1000 kat daha azdır.
GÜNEŞ RÜZGARI
Güneş rüzgarı koronanın bazı kısımlarını süpersonik hızlarla gezegenlerarası ortama
iten bir güneş olayıdır. Güneş tarafından sürekli beslenen bu rüzgar Yer’ i yaklaşık 400 km/s’
lik bir hızla geçer ve hatta daha ilerde güneş sisteminin kenarından yıldızlararası ortama
karışır. Gezegenlerin ve kuyrukluyıldızların etrafından geçişte aradaki gazları buharlaştırır.
Etkisi yıldızlararası ortamda bile hissedilirken Yer atmosferinde aurora olayını ve manyetik
fırtınaları oluşturur.
Güneş rüzgarının varlığı zaman içinde yavaşça anlaşıldı. Đlk 1896 yılında Norveçli
fizikçi Olaf Kristian Birkeland tarfından saptandı ve Güneş’ ten Yer’ e ulaşan ışınlardan farklı
bir formda olduğu bulundu. Aurorayı oluşturan elektrik yüklü parçacıklar olarak önerildi.
Yer’ in manyetik alanı ile uçlak yakınında etkileştiği düşünüldü. Diğer bir olay olarak
geomanyetik fırtınalar gösterildi. Bu fırtınalar telsiz ve telefon görüşmelerinde kesikliklere
neden oluyordu.
Daha sonraki Güneş ve geomanyetik gözlemler, bu fırtınaların görünümü ile Güneş
patlamalarının görünümü arasında bir ilişki olduğunu (bir veya iki gün daha önce) açıkladı.
1930 civarında Sydney Chapman ve V.C.A. Ferraro, Güneş tarafından fırlatılan bir iyon
37
bulutunun saniyede 1000-2000 km gidebileceğini ve Yer’ e bir veya iki gün içinde
ulaşabilece-ğini hesapladılar.
Güneş’ den parçacık salmalarına ait üçüncü delil 1940’ lı yılların sonunda gökada içi
kozmik ışın çalışmalarından geldi. Scott Ellsworth Forbush Yer’ e ulaşan kozmik ışınların
Güneş aktif iken düşük yeğinliklere sahip olduğunu ve manyetik fırtınalar boyunca sık sık
kesildiğini buldu.
Güneş rüzgarının
varlığına ait en çarpıcı delil
1950’ li yıllarda Ludwig F.
Biermann’ dan geldi. Delil
kuyrukluyıldızların kuyruğuydu.
Bilindiği
gibi
kuyrukluyıldızların
kuyruğu Güneş’ ten uzak
tarafa doğ-ru yer değiştirir.
Bu durum kuyrukluyıldızın
yörüngesi
üstündeki
konumdan bağım-sızdır.
Güneş rüzgarı şu
anda 10 AB’ ye (Satürn’ ün
yörüngesi) kadar etkili olGüneş rüzgarının varlığını gösteren en iyi delil: kuyrukluyıldızın kuyruğu maktadır. Koronadan çıkanların büyük çoğunluğu H ve He elektronları ve iyonlarıdır. Yer yörüngesinde onun yoğunluğu
cm3 de 10 parçacıktan daha az olmaktadır. Hızı da 400 km/s den daha küçüktür. Güneş bu
işlem sırasında saniyede 1 milyon ton hidrojen kaybetse bile, bu kayıp boşlanabilir. Güneş’ in
tüm kütlesini gezegenlerarası ortama yayması 1014 yıl almaktadır. Ancak, Güneş’ in yaşı
yalnız 15 milyardır. Güneş daha fazla kütleyi ışınım yoluyla kaybetmektedir.
AKTĐF GÜNEŞ
Aktif Bölgeler
Fotosfer, kromosfer ve korona Güneş’ in soğan zarı gibi üst üste binmiş
katmanlarıdır. Bu katmanlar homojen değildir ve zamanla değişen belli özellikleri olan
yayılmış yapılar içerirler.
1611 yılında David Fabricius ve Galileo, Çinliler tarafından gözlenmiş olan güneş
lekelerini belirlediler. 1843’ de, amatör astronom Samuel Heinrich Schwabe güneş
çevrimini, 1859’ da ise Richard Christopher Carrington ve Richard Hodgson güneş
patlamalarını buldu.
Bu üç olay güneş aktivitesinin temel göstergeleridir.
Güneş lekeleri en az aktivite gösteren yapılardır. Yakın bölgelerden yaklaşık 1700 K
daha soğuk oldukları için “karanlık” görünürler. Umbranın merkez bölgelerinde sıcaklık 3000
K’ e düşebilir. Fakülalar, filamentler ve lekeler hiç değişmeden bir kaç güneş dönüşü içinde
yaşamlarını sürdürebilirler.
1908 yılında George Ellery Hale bazı tayf çizgilerinin lekeler boyunca ikiye
yarıldığını görmüştür. Zeeman etkisi olarak bilinen bu ikiye yarılma, salınan ışık üstünde
manyetik alanın etkili olduğunu gösterir. Yarılmanın şiddeti Güneş’ in yüzeyinde 2500-3000
Gauss’ a (G) varan (Yer’ in alanından 6000 kat daha şiddetli) manyetik alan yeğinliğiyle
doğru orantılıdır. Güneş’ in manyetik alanı bazen konveksiyonu bastıracak kadar yeğindir.
Güneş atmosferinde lekelerin üstünde daha yukarılara çıkıldıkça daha değişik
olaylarla karşılaşılır. Manyetik basınç gaz basıncından daha baskındır. Karanlık veya parlak
filamentler kuvvet çizgilerinin şeklini alır. Lekenin merkezinde toplanırlar.
38
Güneş lekesi
Bir aktif bölgenin manyetik haritası kuvvetli alanların lekelere özgü şeyler olmadığını
gösterir. Manyetik alanlar parlak bölgeler olan fakülalarda da görülebilir. Fakülaların
parlaklığı yüksek sıcaklıkla açıklanmaktadır. Fakülalar gibi parlak sıcak bölgelerin lekeler
gibi karanlık soğuk bölgelerle nasıl aynı şiddette manyetik alana sahip olduklarını anlamak
oldukça zordur. Eugene N. Parker’ a göre bu durum konvektif manyetik alanın değişen
yapısından kaynaklan-maktadır.
Hα filtresinde çekilmiş dev alev (prominence)
39
Güneş Patlamaları
Güneş atmosferi, Yer’ den bile hissedilebilen büyük patlamalarla dönemli olarak
çalkalanır. Bulunuşları leke gözlemlerinden ancak 200 yıl sonra olmuştur. Çünkü, beyaz ışıkta
çok seyrek olarak görünürler. En iyi ve en sık gözlemler Hα’ da yapılmaktadır.
Bir patlama 5 milyon km2’
lik bir alan üzerindeki ani parlaklık
artışı ile karakterize edilir. Bu gibi
bir bölgenin Hα çizgisi alt
kromosferde görüldüğü için soğurma
yerine, salma olarak kaydedilir. Alt
kromosferin karakteristik moröte
(UV)
salma
çizgilerinde
de
bozulmalar bulun-muştur. Aslında
gamma-ışınlarından
radyo
dalgalarına kadar tüm elektromanyetik tayf aniden değişir. Sürekli
zemin ve tüm çizgiler daha
şiddetlenir.
Patlamanın
komşuluğundaki tüm katmanlar
tedirgin olur.
Patlamalı olayların geniş bir
sınıflama aralığı vardır. Geometrisi,
yaşam süreleri, tayf yapısından daha
çok salma alanlarına göre sınıflanır.
Ortak özellikleri olayın aniden
olmasıdır: bir dakikadan daha kısa
Moröte ışıkta kaydedilmiş dev alev
bir zaman içinde çizgi şiddetindeki
10 kattan daha fazla artış olduğunda, bu evre “flash” evre olarak adlandırılır. Daha sonra
birkaç on dakika veya saat içinde salma normal düzeyine geri döner. Patlama olayından sonra
Güneş atmosferi nispeten tekrar sakin olur. Fakat daha sonra diğer patlamalar gelecektir.
Bazıları eskilerle aynı yerde olur. Bunlar birbirine benzer patlamalar olarak adlandırılır.
Maddenin bu gibi hareketleri görülmeye değer ve patlamanın ismine layık olan
olaylardır. Her ne kadar daima güneş diskinin merkezinde görülmeseler de kenar üstündeki
görüntülerinde ilmiklere ve kavislere rastlanır.
Bir patlama anındaki gamma-ışınlarının yeğinlik değişimi
40
Đlmikler, zıt manyetik uçlaklı iki bölge arasındaki madde akışını sağlayan köprülerdir.
Patlamalar bu gibi iki bölgenin birbirine geçtiği yerlerde sıklıkla olur ve çift filament patlama
olarak isimlendirilir.
Bir patlama anındaki çizgi profillerinin evrimi
Patlama anındaki çizgi profillerinin karşılaştırılması
a. Đyonlaşmış kalsiyumun K çizgisi genelde soğurma çizgisi olarak görünmesine rağmen salma özellikli olur.
b. Đyonlaşmış magnezyumun k çizgisi çok daha yeğin, büyük ve tek uçlu bir salma çizgisi olarak görünür. Dikkat
edilirse kanatlarda da bazı salma çizgileri oluşmuştur.
c. Aynı olay Hidrojen Lyman-α‘ da da görülür. Sakin güneş profilinden (kesikli çizgiler) 10 kat daha yeğindir.
d. Ca K, Mg k, Ly-α çizgilerinin ışık eğrileri. Herbir profildeki enerji hesaplanmış ve yeğinlik biriminden evrimi
zamana göre çizilmiştir. Flash evre 20 s’ den daha kısa süre içinde başlar ve birkaç dakikada biter. Çizgilerin
normal değerlerine dönmesi için geçen süreler Ly-α için 300 s, Mg k için 500 s ve Ca K için 1200s’ den daha
fazladır. Bu üç atmosferik çizgi OSO-8 uydusu tarafından eş zamanlı olarak kaydedilmiştir.
Hα’ da alınmış bir patlama
41
Flare sonrası oluşan ilmik sistemleri
Güneş Çevrimi
Güneş üstünde lekeler (sunspots), gözenekler (pores), fakülalar (faculae) gibi yeğin
manyetik alan bölgeleri gözleriz. Bu alan atmosferin üst katmanlarına çıktıkça artan bir
öneme sahip olur. Fakat bunlar nerede ve nasıl olur? Şurası açıktır ki atmosferin altında,
2x1030 kg’ lık büyük bir gaz topu dönmektedir. Hareket ettikçe elektronlar ve protonlar bir
elektrik akımı ve dolayısıyla bir manyetik alan üretmektedir. O halde Güneş dev bir
dinamodur.
Şimdi bu dinamoyu daha yakından inceleyelim ve Güneş döndükçe ortaya çıkan
olayların kökenini ve evrimini inceleyelim.
Güneş’ in dönüşü ~27 günlük (sinodik dönem, Yer’ den ölçülen) bir döneme sahiptir.
Fakat, eşlek bölgeleri diğer bölgelerden daha hızlı döner. Eşlek bölgesinde bir tam dönüşünü
~26 günde tamamlayan Güneş, 60° enleminde bu dönüşünü ~31 günde tamamlar. Bu nedenle
dönme diferansiyeldir.
Dönme dönemi ölçümleri, yüzeyde görülen özelliklerin (leke, dev alev) gözleminden
veya güneşin kenarından elde edilen tayf çizgilerinin Doppler kayması ölçümlerinden
yapılmaktadır. 2 km/s’ lik yüzey dönme hızı, 600 nm dalgaboyu bir çizgide 0.004 nm lik
kayma yapar. Eğer, doğu kenarı gözleniyorsa, çizgi maviye doğru (kısa dalgaboylarına); eğer,
batı kenarı gözleniyorsa, çizgi kırmızıya doğru (uzun dalgaboylarına) kayar.
Bu diferansiyel dönme zayıf bir poloidal alan (uçlaktan uçlağa) ile kuvvetli bir
toroidal alan (eşleğe paralel) oluşturur: hızlı eşleksel dönüş, alan çizgilerini büker.
Konveksiyon yüzünden alan çizgileri birbirlerinin etrafına sarılır ve manyetik “halatlar”
oluştururlar. Manyetik alanın kuvvetli olduğu yerde, manyetik basınç da kuvvetlidir ve
yoğunluk daha düşüktür. Kaldırma kuvvetleri oradaki maddenin ağırlığından daha baskın
çıkıp, manyetik bölgelerin doğmasına ve lekeler gibi diğer olayların da oluşmasına neden
olur.
Aslında, Güneş çok karmaşık bir yapıya sahiptir. Bu büyük dinamo, dönemli değişimler gösterir: güneş lekeleri gözlemlerinden çıkan sonuçlara göre kabaca her 11 yılda bir
(dönem 9 ile 12.5 yıl arasında değişir) manyetik alan yön değiştirir. Buna göre esas çevrim 22
yıllıktır. Güneş lekelerinin en fazla sayıda göründüğü ana güneş maksimumu denir. Böyle
42
anlarda Yer atmosferinde aurora olayında artış görülür. Yer’ in manyetik alanında bozulmalar,
telsiz haberleşmelerinde ve hatta elektrikle çalışan güç kaynaklarında kesilmeler olur.
Uzaydaki astronotlar tehlike içinde kalırlar. Alçak yörüngedeki uyduların yaşam süreleri
kısalır.
Güneş dinamosu ve
iki uçlaklı bölgelerin
oluşumu
Bu etki çok eskiden beri var olduğu için, tarih içinde Yer’ de yaşanmış olaylar bize
güneşin tarihi hakkında bilgi kazandırabilir. Güneş lekelerinin sayısının veya güneş çapınının
ölçümü gibi doğrudan kayıtlar yalnız Galileo’ nun teleskobuyla başlamış ve farklı gözlemciler
tarafından farklı yöntemler geliştirilmiştir.
1650 ile 1700 yılları arasında lekelerin hemen hemen görünmemesi (Maunder
Minimum olarak adlandırılır) çok iyi belirlenmiş ve Avrupa’ da yaşanan soğuk iklimle
eşleştirilmiştir. Güneş aktivitesinin Yer iklimine etkisi incelendiğinde, stratosferik ısınmayla
Güneş maksimumu arasında bir ilişki görülmesine rağmen, son yüzyıl içindeki verilere göre
ortalama global sıcaklık ile güneş çevrimi arasında özel bir ilişki bulunamamıştır.
Manyetogramlar manyetik alanın yeğinliği ve yön değiştirmesi hakkında bilgiler
verir: 11 yıl arayla iki maksimum arasında elde edilen manyetik haritalar iki yarıküredeki
alanların tamamen yön değiştirdiğini gösterir. Ayrıntılı çalışmalar uçlaklardaki alanların
güneş tam maksimumdayken işaret değiştirdiğini ortaya koymaktadır.
Lekelerin göç hareketinden ve onların tekrarlı görüntülerinden 11 ve 22 yıllık
dönemleri anlayabilir miyiz? Bunun bir açıklaması olmalıdır. Güneş lekeleri zıt işaretli bir
çift olarak görünürler: leke çevriminin başlangıcında, dönme doğrultusunda önde giden leke
bulunduğu yarıkürenin uçlağı ile aynı işaretlidir. Bu leke eşleğe doğru hareket ederken ve
diferansiyel dönmenin etkisi altında onu izleyen lekeden uzaklığı artar, manyetik alanı
43
yavaşça azalır. Arkadan gelen lekenin alanı tam zıttır ve bulunduğu yarıkürenin işaretine ters
işarete sahiptir. Etkin bir meridyenel sirkülasyondan dolayı uçlağa doğru sürüklenir. Bütün bu
alanların toplamı maksimum anında sıfırlanır ve tersine döner. Bu anda Güneş birkaç lekeli
alan ile minimumda olur.
Kelebek Diagramı
Eğer güneş lekeleri hergün sayılır, ortalaması (Wolf sayısı) alınır ve yıllara göre
noktalanırsa yaklaşık 11 yıl dönemli bir değişim ortaya çıkar. Ancak, herbir çevrim aslında
kendi içinde ve çevrimden çevrime düzensizlikler gösterir. Gözlenen lekelerin bulunduğu
enlemler zamana göre çizilirse Kelebek Diagramı adı verilen bir değişim ortaya çıkar. Bu
diagram bugüne kadar sistematik olarak gözlenerek toplanmış verilerin birleştirilmiş halini
göstermektedir. Dikkat edilirse ~11 yıllık dönem ve iki karakteristik zaman vardır: bir
maksimum ve bir minimum (yaklaşık 2-3 yıl sürer).
Kelebek diagramı. Gözlenen güneş lekelerinin enleminin zamana göre noktalanması.
Bu diagram çok zengin bir bilgi deposudur;
1. Kanatlar ±45° enleminden yukarı çıkmaz. Yani lekeler bu enlemlerin üstünde oluşmaz.
2. Kanatlar "V" şeklindedir. Lekeler önce 30° - 40° enlemlerinde görülürler ve eşleğe doğru
hareket ederler.
3. Eşlek bölgesine uçlaklardan daha fazla iltimas geçilmemiştir. Yani, bu bölge de uçlaklar
gibi lekesizdir.
44
BÖLÜM 4
YILDIZLARIN OLUŞUMU
Gökadamızdaki yıldızlar geniş bir yaş aralığına sahiptirler. En yaşlı yıldızlar olan
küresel kümelerdeki yıldızlar yaklaşık 10 milyar yıl yaşındadır. Đyonlaşmış hidrojen
bulutsuları (H II bölgeleri) içindeki yıldızlar yaklaşık 10-20 milyon yıl yaşındadır. Bunlar en
genç yıldızlardır. Ancak, yeni oluşan yıldızları gözlemek için kızılöte gözlemlere gerek vardır.
Tüm deliller gökadamızdaki yeni yıldız oluşum bölgelerinin beşiği olan atom ve
molekül bulutlarına (özellikle hidrojen) yönelmiştir. Gökadamızdaki yıldızlararası ortamın
ortalama yoğunluğu yaklaşık cm3 de 1 atomdur. Bir yıldızın oluşabilmesi için yerel
yoğunluğun 1024 atom/cm3 olması gerekir. Yalnız, çekim kuvveti büyük bir toplayıcı faktör
olabilir. Çekim kuvveti büyük uzaklıklarda bile etkindir ve bu ortamda önemli rol oynar. Öte
yandan moleküllerin ısısal hareketi ve yıldızlararası gazın çalkantılı hareketleri çekim
kuvvetine karşı bir basınç üretir.
Çekim kuvvetinin büyüklüğü karşısında bu
denge bozulduğu anda bir yıldız veya bir yıldız grubu
oluşabilir. Çok genel anlamda söylenecek olursa,
yıldızlararası gaz bulutunun kütlesi belli bir kritik
kütleyi aşarsa yıldız oluşumu görülür. Daha yüksek
sıcaklıklı bulutlar daha yüksek kritik kütleye sahiptir.
Bir bulut ne zaman çöker?
• Eğer, küçük bulutların çarpışmasıyla bulutun
kütlesi artar, fakat ortalama sıcaklık çok az artarsa.
• Eğer, bulutun kütlesi sabit kalır, fakat sıcaklık
düşerse.
• Üçüncü örnek daha önceki iki senaryoyu aynı anda
işler. Çoğu zaman hesaplamaların gösterdiğine
göre 2000 M den daha büyük kütleler için daima
çe-kim, basınç kuvvetini yener. Bulut çekimsel
olarak kararsız olur ve daha hızlı çöker. Tipik bir
yıldız kütlesinin 1000 kat daha küçük olduğunu
bildiğimize göre, orjinal bulutun parçalanma
işlemine girdiği düşünülür.
Çok soğuk dev moleküler yapılar (sıcaklıkları
10 ile 90 K arasında değişir) yıldız oluşum yerleridir.
Kütleleri milyon güneş kütlesine varacak kadar çok
büyüktür ve düzgün olmayan yapıya sahiptirler.
Rho (ρ) Ophiucus bulutu ve Orion moleküler
bulutu içinde birkaç düzine yıldız saptanmıştır. Bu
yıldızlar bulut içindeki tozdan dolayı optik
astronomlar
tarafından
görülemezler.
Ancak,
kızılötede görüle-bilirler. Bulut içindeki toz
parçacıklar yıldız oluşu-munda önemli rol oynarlar.
Yıldız oluşum bölgelerini yakında bulunan yıldızların
moröte ışınımından koru-yarak bulutun ısınmasını
Son zamanlarda bulunan Barnard 5 isimli
önlerler. Yoksa iç ısı artarsa bulutun çökmesi durur.
gaz ve toz bulutundaki yeni bir yıldız oluşumu (okla gösterilen yer)
45
Büyük kütleli yıldızların
oluşum
mekanizması
biraz
farklıdır. H II bölgelerini uyartan
dev O ve B yıldızları, moleküler
yapıların çevresinde oluşur.
Senaryoya göre: Birinci
nesil büyük kütleli yıldızlar, dev
moleküler bulutun yüzeyine yakın bir bölgede oluşur ve kuvvetli moröte ışınım akısı salarlar.
Bu ışınım, bir H II bölgesi üretir.
Bu bölge ışınım basıncının
yardımıyla bir şok dalgası ile
beraber sıkışmış maddeyi bulutun içine doğru ittirir. Bu sıkışma kütleli yıldızlardan yeni
bir grup yıldızın oluşmasını tetikler ve bu işlem kendini sürekli
yineler (Büyük Orion Bulutsusu’ nda moleküler bulutun
yüzeyine yakın yerlerdeki H II
bölgeleri gibi).
Şu anda moleküler yapılarda çekimsel büzülmenin olup
olmadığını söylemek çok zordur.
Milimetre dalgaboylu astronomideki
son
gelişmeler,
moleküler bulutların dinamik
yapısına
ve
parçalanma
işlemlerinin ayrıntı-sına yeni
görüşler getirmiştir.
Bok Küresel Bulutları
olarak adlandırılan, küçük moleküler bulutlar bulunmuştur.
Bunlardan bazılarında karbonmonoksitin 26 mm çizgi gözlemlerinden giderek çekimsel
büzülmeler ortaya çıkarılmıştır.
Bunların çöküş hızı 0.5
km/s’ ve yarıçapı 0.5 pc’ dir.
Eğer, çöküş hızları yavaşlamazsa, bu küresel yapılar bir
milyon yıl içinde yıldız ile dolu
olacaktır.
Bu yalıtılmış cisimler
kuramsal yıldız oluşum modellerini örneklerle açıklar. Merkez
bölge,
yüksek
dereceden
sıkışmış ve çevresinden daha
çok yoğun-dur. Etrafındaki tüm
maddeyi çeker.
Büyük kütleli yıldızların oluşum modeli
46
NGC 2264. Güneş’ ten 800 parsek uzakta bulunan bu küme yaklaşık iki milyon yıl önce oluşmuştur. Yalnız birkaç
büyük kütleli O ve B yıldızı anakola ulaşmıştır. Resimde görülen yıldızların büyük çoğunluğu hızlı değişme
gösteren T Tauri türü yıldızlardır. Kırmızı görüntü hidrojenin Hα salmasından dolayıdır; karanlık alan yeni
yıldızların oluştuğu gaz ve toz buluttur (D.F. Malin, Anglo-Australian Telescope).
47
Bok Küreleri. Bu küçük karanlık bulutlar Samanyolu’ nun yıldızlarla dolu ardalanı veya gaz bulutsusu NGC
6520'nin parlak alanı üstünde görülebilir. Çok fazla miktarda toz içerdiklerinden görünür ışığa karşı opaktırlar.
Bok kürelerinin radyo gözlemlerine göre bazılarında çekimsel büzülme görülmektedir. Yarıçapları 1 pc' den daha
azdır ve kütleleri 1-200 güneş kütlesi arasında değişmektedir (D.F. Malin, Anglo-Australian Telescope).
Çekirdek, toz parçacıklar tarafından salınan kızılöte ışınıma yavaşça opak olur.
Sıcaklık yavaşça yükselir ve basınç çekirdeğin çökmesini durdurabilecek kadar yüksek olur.
Ancak, yine de zarftaki tüm madde küçük küçük ilkel yıldızın üstüne düşer. Sıcaklık 10
48
milyon dereceyi aştığı anda termonükleer reaksiyonlar başlar ve yıldız HR diagramında
görünür, Hayashi evrim yolunu izleyerek anakola yaklaşır.
Yeni oluşan veya çok genç yıldızların gözlemi yıldız oluşum kuramlarına büyük katkı
sağlamaktadır. Yıldızların oluşumu moleküler bulutun evrimiyle doğrudan ilişkilidir. Yıldız
oluşumları hakkında bilgi edinmenin bir yolu da yakın gökadalardaki bu tür yapıları
araştırmaktır. Bizim gökadamız gibi sarmal kollu gökadalarda, H II bölgeleriyle ilişkili O ve
B yıldız gözlemleri yapılmaktadır. Bu genç yıldızlar gaz ve toz yapıların bulunduğu sarmal
kollarda oluşmaktadır.
Düzensiz gökadalar genelde bizim gökadamızdan ağır elementçe (karbon, azot,
oksijen gibi) daha fakirdir. Bundan dolayı, onlarda çok az miktarda toz bulunur. Büyük
Magellan Bulutu’ ndaki yıldız oluşumu bazı sorunlar taşımaktadır: 30 Doradus isimli bölgede
50 milyon Güneş kütleli bir nötr hidrojen bulutunda O ve B yıldızları gözlenmiştir. Bu
bölgede ne toz ne de moleküler bulut saptanmamıştır. Bu da şunu göstermektedir ki;
moleküler bulutlar üzerine yapılmış yıldız oluşum kuramları tüm yıldız doğumlarını
açıklamamaktadır.
ĐLKEL GEZEGENĐMSĐ SĐSTEMLER
Astrofizik birçok alanda hızla ilerlemektedir. Kuazarlar, gökadalar, yıldızlar ve
gezegenler gibi özel cisimlerin analizleri büyük bir dikkatle sürdürülmektedir. Ancak, bir
alanda diğerlerine göre durgunluk devam etmektedir. Kozmogoni olarak adlandırılan bu alan
gezegen sistemlerinin oluşumunu araştırır. Bu durgunluk diğer aday gezegen sistemlerinin
kolay gözlenememesinden gelir. Diğer gezegen sistemlerinin çalışılmasını sağlayan iki
yöntem vardır. Biri orantılı diğeri istatistikidir.
Birinci durumda, eğer biz güneş sisteminin 4.5 milyar yıl önce nasıl oluştuğunu
anlamak istiyorsak ya bu sistemin tüm elemanlarının (toz parçacıklarından Güneş’ e, gezegenlere, göktaşlarına, kuyrukluyıldızlara kadar) yapısına ilişkin ipuçlarını bulmalıyız ya da
evrimlerinin farklı evrelerindeki diğer gezegen sistemlerini gözlemeliyiz.
Bu yolla bir gezegen sisteminin oluşum tarihini yeniden oluşturmayı deneyebiliriz.
Örneğin, bu çalışmalar yıldızlar için yapılmaktadır. Bir yıldızı evrimi boyunca milyonlarca yıl
gözlemektense, farklı evrim basamaklarında olan milyonlarca yıldızı aynı anda gözlemek
daha faydalıdır. Gözlemlerle kuramları karşılaştırdığımızda bir yıldızın yaşamı ortaya konur.
Gözlemlerle gezegen sistemlere ait oluşum kuramlarının oluşturulması değişik
mekanizmaların ortaya konmasında yeni bakış açıları kazandırmaktadır.
Đkinci durumda (istatiksel bakış) bir gezegen sistemi oluşumunun olasılığı
bilinmelidir. Burada, genelde kabul edilen yıldız oluşum kuramları gezegenler için de önerilir.
Gezegenler, genç yıldızlar etrafında yoğunlaşan bir yıldızlararası ortamdan oluşur. Eğer bu
kuram doğruysa, gezegen sistemleri birçok yıldızın etrafında olmalıdır. Eğer, yanlışsa
gezegen sistemleri de çok nadir görülür.
Herşeye rağmen gezegen sistemlerini saptamak oldukça zordur. Đki yöntem vardır;
bizimkine benzer sistemleri araştırmak veya ilkel yıldızlararası bulut ile sonuç sistem
arasında bulunan farklı evrim basamaklarındaki sistemleri araştırmak.
Bizimkine benzer sistemler gezegenlerin varlığı ile açıklanır. Fakat, bunlar küçüksönük cisimlerdir, merkezdeki yıldızdan miyarlarca kere daha sönüktür ve yıldıza çok
yakındırlar. Sonuçta, şu anda doğrudan gözlenemeden kalırlar. Ancak, çekimsel karasızlıklar
merkezi yıldızın hareketinde bozulmalar yaratır. Bu bozulma çok küçük olsa da bir şekilde
saptanabilir. Zor saptanabilen bu ölçümler uzun zaman dilimleri içinde yapılır. Merkezi
yıldızın görünürdeki yer değiştirmesi yay saniyesinin yüzde mertebesindedir. Ancak, birkaç
yıllık gözlem sonucunda saptanabilir. Peter van de Kamp büyük sabırla Güneş’ e yakın bazı
yıldızların gözlemini yaparak bunların etrafında Jüpiter’ in birkaç katı kütlesinde dev
gezegenlerin varlığını saptadı. Bu sonuçlar şu anda onay beklemektedir. Bizimkinden farklı
bir evrim basamağındaki gezegen sistemleri için yapılan araştırmalar bir oluşum senaryosu
49
bilgisi istemektedir. Kuramsal modellerle daha önceki gözlemler karşılaştırıldığında, bu
senaryo yeni kuramsal ve gözlemsel bakış açılarıyla sürekli yenilenmektedir.
Kabul edilen en iyi senaryo: gezegen sistemi yıldızla aynı zamanda, bir yıldızlararası
buluttan oluşur. Birçok araştırma son büzülme evresini gözlemeyi amaçlamaktadır. Bu evrede
büyük bir gaz ve toz disk üretilir. Bu çalışmalar kızılöte ve radyo dalgaboylarında yapılır.
Yalnız, bu dalgaboylarındaki ışık bu yoğun-opak bölgeden kaçıp gelebilir. Yıldız oluşup
ışımaya başladığı zaman; toplanma diski, büyük gaz jetler, kuvvetli yıldız aktivitesi gibi
birçok olay görülür. Bu etkilerin hepsi gözlenebilir. Bu evre genç yıldızların gözlem evresidir.
Daha sonra, yıldız kararsız haldeyken anakola ulaşır, yıldızı çevreleyen disk evrimleşir ve toz
burada yoğunlaşarak kuyrukluyıldızları ve gezegenleri oluşturur. Artık, gezegenler kendi
evrimlerini sürdürürler ve bizim tarafımızdan bulunurlar veya tahmin edilirler. Örneğin,
yıldızların %70’ inin bir çift sistemin üyesi olduğunu biliyoruz. Bu yüzden düşük kütleli
yıldızların bileşen yıldızlarını araştırabiliriz. Bu yıldızlar en büyük gezegen değerlerine sahip
bir sınır değerde olabilir. Bu küçük soğuk yıldızlar kahverengi cüceler olarak adlandırılır.
Bunların bulunuşu çok önemli olmuştur. En düşük kütleli bir yıldızın aslında en büyük kütleli
bir gezegen olabileceğini göstermiştir. Gezegen sistemlerinin oluşum senaryosu böyle bir
buluşu kuvvetle etkilemiştir.
Çalışmalara göre T Tauri yıldızları olarak adlandırılan çok genç yıldızların etrafında
disk yapılar gözlenmiştir. Bu diskler merkezi yıldızı beslemeye devam etmektedir. Maddenin
atmosferle etkileştiği noktalarda yeğin sürtünme bölgeleri oluşmaktadır. Bu disklerin
gözlemleri milimetre dalgaboylarında radyo girişim ölçerleriyle yapılmaktadır. Diskin
kütlesiyle yıldızın kütlesi birbirine çok yakındır. Yer-Güneş uzaklığının binlerce katı
uzaklıklara kadar genişlemiş durumdadır.
Bazı diskler dönme eksenleri boyunca iki uçlaklı jetler fırlatmaktadır. Jetler ile
yıldızlararası ortamın etkileştiği gözlenmiştir. Bazen, bu genç yıldız sistemleri şiddetli
patlamalar geçirmektedir. Bunlar sistemi aniden 100 kat daha parlak yapmaktadır. Bu olay
George H. Herbig tarafından çalışılan ve ilkel tipi FU Orionis olan birçok sistemde
olmaktadır. Bu büyük gelişim evresinden sonra toz hızla eşlek düzlemi yakınında yoğunlaşır
ve gaz dağıtılır. Bir gezegen sisteminin bu gelişim evresi H.Aumann tarafından bulunmuştur.
Disklerdeki toz soğuktur ve uzak kızılöte bölgesinde ışınım yayarken, merkezi yıldız sıcaktır
ve
görsel bölgede ışınım salar. Kızılöte artık
gösteren yakın yıldızlar içinden yaklaşık on
tanesinde yıldızları saran toz bulunmuştur.
Bunlar içinde en iyi örneği β Pictoris
vermektedir. Bu sistem şu anda belki de
oluşma aşamasının en sonuna gelmiş bir
evreye sahiptir. Değişik gezegen sistemlerindeki evrim belki de kahverengi cüce
aşamasındadır. Bu çalışmalar birçok teknik
gerektirmektedir. 1984 yılında Van Biesbroeck 8 yıldızı etrafında bir kahverengi
cü-cenin bulunuşu tüm dikkatleri üzerine
çek-miştir. Bu buluş bir çok çalışmayı
ateşle-miştir. Yapılan kuramsal hesaplar
β Pictoris etrafındaki toz disk
0.08 M kütlesinden daha küçük kütleli
cisimlerin bir yıldız olamayacağını ortaya
koymuştur. Bunlar nükleer reaksiyonları merkezlerinde başlatamayan ve gerçekte yıldız da
olmayan cisimlerdir. Kütleleri birkaç Jüpiter kütlesini (yani Güneş’ in kütlesinin 0.001 katı)
aşamaz. Bu yüzden en büyük gezegen ile en küçük yıldız arasında hiçbir gökcismine
rastlanamamaktadır. Bu iki sınıf temelde birbirlerinden çok farklıdırlar. Astrofiziğin bu alanı
gelişmeye çok açıktır.
50
BÖLÜM 5
YILDIZLARIN EVRĐMĐ
Tüm yıldızlar ışınım yaptıkça yapıları değişecek ve evrimleşeceklerdir. Ancak, bu
evrim çok yavaştır ve insan ömrüyle karşılaştırılamayacak kadar uzun sürer. Bu koşullar
altında Güneş’ in ve diğer yıldızların evrimini nasıl tahmin edeceğiz? Yıldızlar da doğar,
evrimleşir ve ölür. Đnsan ömrünün kısa aralığı içinde onların yaşlarını nasıl saptayacağız?
Aslında bir botanik uzmanı olan Sir William Herschel
ağaç-ların büyümesini araştırmak
için, bir ormandaki ağaçları bir
saat gözlemenin yeterli olduğunu
gös-termiştir. Çünkü, ormandaki
ağaç-lar
yaşamlarının
farklı
evresin-dedir.
Astronom da botanikçi ile
aynı durumdadır: Gözleyemese
bile
evrimlerinin
farklı
evresindeki yıldızları görür. Fizik
yasalarını kullanarak, bir model
yıldız yapar ve onu evrimleştirir.
Onların
dış
katmanlarının
gözlenmesiyle
iç
yapıları
hakkında bilgi elde ede-bilir. Bir
yıldızdan salınan ışınımın analizi
onun ışınım gücünü ve dış
bölgelerinin sıcaklığını verir. Bazı
durumlarda, çift yıldız hareketlerinin gözlemleri yıldızların kütle
ve yarıçaplarını hesaplamamızı,
fizik yasaları da iç yapıyı
kurmamızı sağlar. Böyle bir
model,
yıldızın
merkezinde
üretilen enerjiyi saptamamızda
temeldir. Bu enerji yüzeye birçok
M16 (NGC 6611). Đki milyon yıl önce gaz ve toz bulutlarından
ışınım-madde
etkileşmeleriyle
oluşmuş genç bir yıldız kümesi. Resimdeki pembe renk, hidrojenin
özelliğidir. Yeni yıldızlar yakın bir gelecekte kümenin merkezine
taşınır. Bir yıldızın yüzeyinden
yakın karalık bölgede doğacaklardır. Herbir yıldızın gelecekteki
salınan ışınım miktarını kuramsal
evrimi kütlesine ve kimyasal yapıya bağlıdır.
model
yıldızla hesaplayabiliriz.
(D.F. Malin, Anglo-Australian Telescope)
Gözlenen miktar-lar kuramsal
değerlerle karşılaş-tırılırsa modelin geçerliliği ortaya çıkmış olur. Eğer uyuşma zayıfsa yeni
modeller üretilir. Bu işlem gözlemler ile kuramlar arasındaki uyuşma, uygun bir değere
gelinceye kadar sürdürülür. Şimdi yıldızların evrimini anlamaya ve açıklamaya çalışalım.
DENGEDE BĐR GAZ KÜRE
Yıldızların iç yapı kuramında kullanılan fizik yasaları aşağıda söz edilen durumları
matematiksel olarak açıklar. Yıldız dengede bulunan bir gaz küredir. Termonükleer
reaksiyonlarla üretilen enerji yüzeye doğru yayılır ve ışınım olarak çıkar. Yer fiziği bir gaz
kütlenin yayılacağını ve kullanabileceği tüm hacmi dolduracağını söylemesine rağmen,
Güneş farklı davranır. Onun tüm gazı uzaya yayılmadığı gibi sınırlı bir hacim içinde saklı
51
kalır. Gaz parçacıkları yüksek sıcaklıklarda daha hızlı hareket eder. Bu hareket ısısaldır ve bir
basınç kuvveti doğurur. Bu kuvvet, sıcaklık içerden dışarı doğru azaldığından dışa doğrudur.
Sıcaklığın yüksek olduğu bu bölgelerde, fotonların da önemli bir kuvveti vardır ve ışınım
basıncı olarak adlandırılır. Bu kuvvetin büyüklüğü sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır.
Şimdi, yıldız içinde küçük bir hacim elemanı düşünelim. Bu eleman birbirine zıt
doğrultuda iki kuvvetin etkisi altında dengede kalacaktır. Bunlardan biri, çekim kuvvetinden
dolayı onu yıldızın merkezine doğru çeker, diğeri basınçtan dolayı dışa doğru iter. Bu
kuvvetler dengede kalamadığı zaman, yıldız kararsız olur.
Anakol üstündeki yıldızların iç yapı modelleri. Bir anakol yıldızının iç yapısı, kütlesinin 1.5 güneş kütlesinin
altında yada üstünde olmasına göre değişir. Soldaki diagram Güneş’ in şuandaki durumunu temsil etmektedir.
Merkez bölgelerde hidrojen helyuma dönüştürülmektedir. Güneş’ in içinde nükleer reaksiyonlar tarafından
üretilen enerji dışa doğru fotonlar yardımıyla aktarılır. Yüzeye yakın yerlerde ise konveksiyon baskın olur.
Sağdaki diagram ise 9 M lik bir yıldızın iç yapısını göstermektedir. Merkezdeki yoğunluk Güneş’ inkine göre
düşük olmasına rağmen sıcaklık çok fazladır. Çekirdekteki enerji aktarımı konveksiyon yoluyla olurken, zarfta
ışınım yoluyla aktarım sözkonusudur.
KARARLI BĐR TERMONÜKLEER REAKTÖR
Đlkel yıldızın çekimsel büzülmesi, gazın sıcaklığının merkez bölgelerde 10 milyon
Kelvin’ e kadar artmasına neden olur. Bu gibi sıcaklıklarda hidrojen, pozitif yüklü bir
çekirdek (proton) ve negatif yüklü serbest bir elektrona sahiptir. Bu parçacıkların hepsi
yüksek hızlarda hareket eder. Protonların birleşmesi bir helyum çekirdeğinin oluşmasına ve
bir miktar enerjinin serbest kalmasına neden olur. Bu dönüşüm yalnız merkez bölgelerdeki,
yüksek sıcaklıklarda oluşur. Üretilen enerji yıldızın yüzeyinden görünür ışık olarak kaçar.
Güneş ve yıldızlar onların merkezlerindeki termonükleer reaktörü kontrol edebilecek
ve yeterli enerjiyi sağlayacak kütleye sahiptirler. Yıldızlar kararlı nükleer reaktörlerdir.
52
MERKEZDEN YÜZEYE DOĞRU ENERJĐ AKTARIMI
Yıldızların merkez bölgelerinde üretilen enerjinin ne kadarı yüzeye yayılır? Bu
aktarımı görmenin en basit yolu, merkezden yüzeye doğru durmaksızın hareket edebilen bir
parçacıkla açıklanabilir. Ancak, yıldız içindeki gaz yoğunluğu çok yüksektir ve parçacıklar
birçok çarpışmaya uğrarlar. Bu çarpışma anında daha enerjik olan parçacık, bir miktar
enerjisini kaybederek diğerine aktarır. Eğer bu ortamda elektronlar varsa, o zaman madde
aktarımı iletim yoluyla olur. Foton-madde etkileşimlerinde aktarım ışınım yoluyla olmaktadır.
Enerji aktarımı konveksiyon yoluyla da olabilir. Konveksiyon, bizim tüm bildiğimiz aktarım
yollarıyla olur: bir kap içinde ısıtılan su alttan üste doğru yer değiştirir.
Işınım yoluyla olan aktarım enerjinin yüzeye doğru aktarımıdır. Đletim normal
yıldızlarda boşlanabilir; ancak, gaz yozlaştığı zaman etkili olur. Konveksiyon çok etkin bir
aktarımdır. Fakat, aktarımın ışınım yoluyla zor olduğu durumlarda ön plana çıkar. Maddeler
arasındaki çarpışmada, foton 1cm’ den daha fazla gidemez. Yeniden salınan foton, başlangıç
fotonla aynı veya farklı enerjiye sahiptir. Bu yüzden, fotonun merkezden yüzeye varması
yaklaşık 10 milyon yıl alır. Bu uzun dönem, yıldızın merkezinde termonükleer reaksiyonlar
tarafından üretilen enerjideki herhangi bir değişikliğin on milyon yıl sonra gözlenmesini
doğurur.
Bundan dolayı, yıldızdan salınan ışınım merkezdeki reaktörde olan bilgiyi doğrudan
vermez. Ancak, madde ile zayıf etkileşimli nötrinolar yıldızdan hemen ayrılır. Yıldızların
merkez bölgelerindeki durumu test edebilecek doğrudan yöntem yoktur.
BĐR YILDIZIN YAPISININ SAPTANMASI
Bir yıldızın yapısının bilinmesi, sıcaklığın, enerji akısının, basınç ve yoğunluğun
bilinmesine bağlıdır. Bu miktarlar matematik olarak eşitliklerde verilmiştir. Bu eşitlikler
verilen bir anda bir yıldızın yapısını tanımlar. Eğer gazın kütlesi ve kimyasal yapısı
biliniyorsa, tek çözüm vardır. Bu temel sonuca göre, bir yıldızın tüm tarihi yalnız bir temel
parametreye bağlıdır: yıldızın başlangıç kütlesi.
YILDIZ MODELLERĐ, EVRĐM YOLLARI
Bir yıldızın kimyasal yapısı, yıldızın çekirdeğinde olan termonükleer reaksiyonların
hızına bağlı olarak düzenlenir ve bundan dolayı iç yapıdaki değişimler zaman içinde görülür.
Bu değişimler bir seri matematik modelle tanımlanır.
Modellerin herbirinde model yıldızın etkin sıcaklığı ve ışınım gücü hesaplanır, elde
edilen nokta HR diagramında işaretlenir. Bütün noktaların oluşturduğu küme, başlangıç
kütlesi belli bir yıldız için diagramda bir evrim yolu olarak iz bırakır. Bu evrim yolu izlenerek
başlangıç kütlesi ve kimyasal yapısı belli bir yıldızın etkin sıcaklığı ve ışınım gücü
bulunabilir.
TEMEL PARAMETRELERĐN SEÇĐMĐ: Kimyasal yapı ve kütle
Modellerin başlangıç paramatreleri olan kimyasal yapı ve kütle gözlemlerden kolayca
bulunabilir. Bununla beraber, gözlemler bize yalnız yıldızın dış bölgelerinin kimyasal yapısını
ortaya koyar.
Bir yıldızda maddenin merkezden yüzeye aktarımı tamamen konveksiyon hareketleriyle olmaz. Bundan dolayı, yüzeyin kimyasal yapısı yıldızın evrimi içinde
değişmemelidir. Buna rağmen, bu basit şema içinde bazı istisnalar vardır.
Belli durumlarda hidrojence zengin olan zarf, çok kuvvetli yıldız rüzgarlarıyla
yıldızlararası ortama tamamen dağılır. Bu durum Wolf-Rayet türü yıldızlar için geçerlidir. Bu
cisimler helyumca zengindir.
53
HR diagramındaki yıldızların evrim yolları. Bir yıldızın yaşamı bir seri iç yapı modeliyle temsil edilmektedir. Đki
model (HR diagramındaki bir yıldızın yolu üstündeki iki nokta) arasındaki zaman aralığı evrimin evresine
bağlıdır. Yukarıdaki diagramda değişik kütleli yıldızın evrim yolları verilmiştir. Başlama noktası olan 1 noktası,
merkezde hidrojenin tüketilmeye başladığı andır. Birbirine paralel gibi duran iki çizgi arasında yer alan yıldızlar
merkezlerinde hidrojenini tüketen yıldızlardır. 2 noktası, helyumun yanmaya başladığı noktadır. En az kütleli
yıldızlar bu evreye ulaşacaklar fakat ötesine gidemeyeceklerdir. Buna karşılık, daha büyük kütleli yıldızlar daha
ağır elementleri yakabileceklerdir. Bir yıldızın yaşamındaki temel evrelerin süreleri, kütlenin fonksiyonuyla
değişir. Öbek I yıldızlarının yapısına göre 1 gramlık maddede 0.708 gram hidrojen, 0.272 gram helyum ve 0.020
gram diğer elementler bulunur.
Gökadamızdaki yıldızların atmosferlerinin kimyasal yapıları belli bir düzgünlük
gösterir. Gökada öbeklerine göre hidrojen, helyum ve ağır elementlerin dağılımı
ayarlanmıştır. Bu durum komşu gökadalardaki yıldızlarda da aynıdır.
Buna karşılık, başlangıç kütle aralığının belirlenmesinde hala sorun vardır. Yıldız
doğumlarına neden olan yıldızlararası bulutların parçalandığında aldıkları alt ve üst limitler
tam olarak iyi bilinmemektedir. Tahminlere göre en az 0.04 M’ lik kütle ile merkezde birkaç
mil-yon Kelvin sıcaklık gerekmektedir. Öte yandan, bir yıldız oluşturabilecek en büyük
kütleli yıldızlararası gaz bulutunun, en yüksek sıcaklığı bulutun çekimsel büzülmesinin
sonucuna bağlı olacaktır. Sıcaklık artışı bulutun potansiyel enerjisine bağlıdır. 150 güneş
kütleli bir bulutun parçalanmasından yalnız 35 güneş kütleli bir yıldız oluşur. Geri kalan kütle
tekrar yıldızlararası ortama dağılır. Hesaplara göre en büyük kütleli yıldızlar için sınır değer
60 M’ dir. Bu kuramsal sınır değerden daha büyük kütleler, çift yıldızlarda ölçülmüştür. En
büyük kütle sınır değerleri 60-140 M arasında değişmektedir. Başlangıç kütlesi 150-200 M
arasında olan yıldızların da var olabileceği günümüzde düşünülmektedir.
BĐR YILDIZIN YAŞAMI
Şimdi yıldızın yapısına hakim olan kurnaz bir mekanizma düşünelim. Yıldız, yaşamı
boyunca, çekim ve basınç kuvvetlerini dengelemeye çalışır. Yıldız ortamının opaklığı
(donukluğu) ışınım enerjisinin aktarılımında temel bir rol oynar. Eğer, ortam geçirgense,
enerji hızla kaçar; opaksa, enerjinin kaçması büyük zaman alır. Dolayısıyla, opaklık ortamın
enerji akışını ve bu yüzden ışınım gücünü kontrol eder. Böylece aklımıza bir soru takılır:
enerji akışı nükleer reaksiyonların hızına doğrudan bağımlı olmadığı halde, ortamın opaklığı
54
doğrudan ilişkilidir. Buna göre, sistemin bir anda enerjisinin dağılmasını engelleyen
mekanizma nedir?
Varsayalım ki, nükleer reaksiyonlar yıldızın dışarıya yaydığı ışınımdan daha fazlasını
üretsin. O zaman çekim ve basınç arasındaki denge bozulacak ve yıldız genişleyecektir. Bu
durumda yıldızın dış katmanlarının opasitesi düşecek ve fotonlar kolayca yıldızı terk
edeceklerdir. Bu genişleme merkez bölgelerini de etkiler. Burada sıcaklık düşer, nükleer
reaksiyonların hızı azalır ve sistem kararlı bir duruma geçer.
Öte yandan varsayalım ki, nükleer reaksiyonlar çok küçük enerji üretsin: o zaman
yıldız büzülmeye başlayacaktır. Gazın sıcaklığı yükselecek, termonükleer reaksiyonlardan
çıkan enerji akışı hızlanacak ve denge yeniden kurulacaktır. Bu mekanizmanın temel bir
önemi vardır. Çünkü, yıldız evrimi boyunca değişik zamanlarda bu tür genişleme ve büzülme
reaksiyonlarıyla karşılaşılacaktır.
Bir yıldızın yaşamı, doğum ve ölümünün dışında iki önemli evreden geçer: anakol ve
kırmızı dev evreleri. Yıldızların oluşum ve sonraki evreleri iyi anlaşılmamış olsa bile anakol
evresi oldukça iyi bilinmektedir. HR diagramında kuramsal evrim yollarının grafiği
yıldızların dağılımını anlamamıza yardımcı olmaktadır. Kütle, bir yıldızın yerini belirleyen
temel parametredir.
ANAKOL ÜSTÜNDEKĐ YILDIZLAR
Nükleer reaksiyonlar büzülme evresinin sonuna hidrojen yakarak başlar. Yıldızın
enerjisinin tümü nükleer reaksiyonlardan sağlandığı anda yıldız anakola oturmuş demektir.
Bir yıldız anakol üstünde, çekirdeğindeki tüm hidrojeni tüketinceye kadar kalır. Yıldızın
anakol üstündeki yaşam süresi başlangıç parametreleri olan kütle ve kimyasal yapıya bağlıdır.
Kimyasal yapı çok değişmediğinden önemli bir rol oynamaz. Ancak, bu durum kütle için
geçerli değildir.
Daha büyük kütleli ve daha fazla çekimsel büzülmeye sahip yıldız, oluşumu boyunca
gazın sıcaklığını yükseltecektir. Nükleer enerji üretiminin hızı sıcaklığın bir fonksiyonudur.
Daha büyük kütleli yıldızların hidrojeni tüketme hızı daha küçük kütleli yıldızlara göre daha
fazladır. Bundan dolayı daha parlak olurlar ve anakolun üst kısmında yer alırlar. Onların
enerjileri CNO çevrimi ile üretilirken, proton-proton (pp) çevrimi boşlanabilir. Halbuki küçük
kütleli yıldızlarda pp çevrimi daha baskındır.
Yıldızlar kütlelerine bağlı olarak yaşamlarının büyük çoğunluğunu anakol üstünde
harcarlar. Bu durum HR diagramında anakol üstünde neden daha çok yıldız bulunduğunu
açıklar.
Anakol üstündeki yıldızların özellikleri. Bu çizelgede verilen sayılar hidrojenini yakma evresine başlayan model
yıldızlara göre hesaplanmıştır. Bu tür yıldızların kimyasal yapısı, H: %70; He: %27; ve ağır elementler: %3
olarak alınmıştır.
55
HR diagramında gözlemsel ve kuramsal anakol
Gözlemsel ve kuramsal kütle-ışınım gücü ilişkisi
DEV YILDIZLAR
Bir yıldız çekirdeğinde hidrojeni tükettiği anda anakoldan ayrılır. Çekimsel büzülme
dönemi başlar ve hidrojen, çekirdeği saran katmanda yanmaya devam eder. Büzülme, yıldıza
ekstra bir enerji kaynağı kazandırır ve onun ışınım gücünü arttırır. Işınım basıncı artar ve
zarfı dışarı doğru iter. Yıldızın yarıçapı başlangıç değerinin 50 katı kadar artabilir. Bu yüzden,
yıldızın yüzey alanı artar. Işınım gücü artmasına rağmen, birim yüzeyden çıkan enerji
azalacağından sıcaklığı düşer. Salınan ışık anakol evresinde çıkandan daha kırmızı
olacağından yıldız artık bir kırmızı dev olmuştur. Bu evre boyunca, çekirdeğin özellikleri
düşük kütleli bir yıldız için zarfınkinden çok farklıdır. Elektron gazı yozlaşmıştır ve ısıyı iyi
iletir: sıcaklık merkez bölgesinde düzgün dağılmıştır. Sıcaklık 100 milyon Kelvin’ e
ulaştığında yoğunluk
10 kg/cm3’ tür. Reaksiyonlar helyum çekirdekleri arasında başlar ve
karbon ile oksijene dönüşür. Bir yıldızın yaşamındaki bu yeni dönem daha şiddetli olur.
Yozlaşmış gaz aslında sıcaklık değişimlerine çok duyarsızdır, nükleer reaksiyonları
kontrol etmekte yetersiz kalır ve “helyum flaş” evresi gerçekleşir. Bu evre, ışınım gücündeki
56
ani değişimi dışarıya yansıtmadan çekirdeği etkiler. Bu evre yaklaşık birkaç yüzyıl kadar kısa
sürer.
Yıldızda artık yeni bir denge kurulmuştur. Çekirdekte helyum yanarken, kabukta
hidrojen tükenmektedir. Yıldızın ışınım gücü azalır ve yıldız kırmızı dev bölgesinden ayrılır.
Yıldızın yapısında bir seri karmaşık işlemlerle karşılaşılır. Önce, çekirdeğin genişlemesiyle
birlikte onu çevreleyen katmanlar büzülür. Daha sonra ters bir mekanizma gelişir. Bu
salınımlar gözlenen ışınım gücünde değişimlere neden olur. Bir süre sonra, yıldız
değişkenliğini bırakır ve tekrar kararlı hale döner. Bu arada, helyum merkez bölgede yavaş
yavaş tükenmektedir. Dolayısıyla, içerde basınç azalır ve çekimsel büzülmeye karşı koyamaz
olur. Evrimin bu yeni evresi, yıldızın anakoldan ayrıldığı noktadaki duruma uğrar. Yıldızın
büzülmesi sıcaklık artışına neden olur ve karbon-oksijen çekirdeğini saran kabukta helyum
yanmaya devam eder. Bu helyum katmanın etrafında da hidrojen yakan kabuk bulunur.
Yıldızın ışınım gücü ve yarıçapı tekrar artar ve yıldız bir kere daha kırmızı dev olur.
Gözlenen ve kuramsal kütle-yarıçap ilişkisi
Yıldız kırmızı dev evresindeyken, kütle kayıpları artar. Yılda 10-9 ile 10-5 güneş
kütlesi biriminde kütle kaybeder. Yıldızlararası ortama atılan bu fırlatmanın nedeni henüz tam
olarak anlaşılamamıştır. Genel düşünce, ışınım basıncının dış katmanlardaki çekim
kuvvetinden daha fazla olmasıdır. Diğer bir varsayıma göre, fırlatmanın nedeni çalkantılı
hareketlerdir.
Çekirdekteki
nükleer
reaksiyonlar
yıldızı
daha
uzun
süre
genişletemeyeceğinden, yıldız tekrar kararsızlık evresine girer. Yüzlerce günlük uzun dönemli
zonklamalar gösterir. Yıldızın ışınım gücü değişir ve Mira türü bir değişen yıldız olur.
Eğer, bu değişimler çok güçlü olursa hidrojence zengin katman 10 km/s’ lik hızlarla
fırlatılır. Fırlatılan kütle başlangıç kütlesinin %10-30’ una varır ve yıldızlararası ortama
yavaşça yayılır. Gezegenimsi bulutsu gözlemleri bu evreye karşılık gelir. Geriye kalan cisim
bir beyaz cüce olarak erimleşir. Yıldızın yaşamında yeni bir dönem açılmıştır.
DĐĞER YILDIZLARIN DURUMU
Küçük kütleli bir yıldız (M< 0.5 M) yaşamı içinde yalnız hidrojenini tükettiği evreyi
bilecektir. Kütlesi, helyumu tutuşturacak reaksiyonları başlatacak olan çekimsel büzülmeyi
gerçekleştirmesine izin veremez. Dolayısıyla anakol yakınlarında kalır. Ne bir dev yıldız
olabilir ne de bir beyaz cüce. Yaşam süreleri yaklaşık bir kaç milyar yıldır. Küresel kümelerin
HR diagramındaki anakolun altında yer alan yıldızlar gibi çok parlak değildirler, fakat
sayıları fazladır.
57
Eğer, yıldızın kütlesi 0.5 ile 2.25 M arasında ise, yıldızda hidrojen yanmasından
sonra helyum yanması olur. Yıldızın çekirdeği kısmen yozlaşırsa, helyum yakma
reaksiyonlarının başlaması daha güçlü olur. Bu evre helyum flaş evresidir. Yıldız,
çekirdeğinde helyumu tüketinceye kadar kırmızı dev evresinde kalır. Ondan sonra
gezegenimsi bulutsu evresini geçerek beyaz cüce olur. Bu yıldızların HR diagramındaki evrim
yolları güneşinki ile karşılaştırılabilir. 2.25 M’ den daha büyük, fakat 4 M’ den (veya hatta
6 M) küçük kütleli yıldızlar da kırmızı dev evresini geçireceklerdir. Bu evreden sonra,
çekirdeğin yeni büzülmeleri, helyum yanmasını izleyen yeni nükleer reaksiyonların
başlamasına yeterli sıcaklık artışını dikkate almadan yozlaşmayı arttırmaya hizmet edecektir.
Bu yıldızların evrim yolları kırmızı dev bölgesinde ilmikler yapar. Bu ilmikler, milyonlarca
yıllık dönem üzerinden yıldızın yapısını değiştireceğinden gözlenemez. Bu bölge, HR
diagramındaki kırmızı dev bölgesinin genişliğini belirler. Dikkat edilirse bu yıldızların
gelişim yolları bir helyum flaş içermemektedir. Çünkü, çekirdekte hidrojen tükenmesinin
sonunda bir elektron yozlaşması yoktur.
Kimyasal yapının, anakolun HR diagramındaki yerine etkisi. Bu diagrama Hyades Kümesi’ ne ait yıldızların
gözlemleri noktalanmıştır.
SÜPERDEV YILDIZLAR
En büyük kütleli yıldızların hepsi (M>8 M) anakolun üst bölümünde toplanmıştır.
Bu yıldızlar nükleer yakıtlarını çok çabuk tüketirler. Birkaç milyon yıl içinde tüm evrelerden
geçebilirler. Büyük kütleli bir yıldızın ışınım gücü onun evrim yolu içinde çok az değişir.
Çekirdek sıcaklığı arttığı zaman nötrino oluşumu önemli olur ve foton formunda yayınlanan
enerji azalır. Öte yandan, yarıçap güneşin 1000 katı fazlasına kadar ulaşır ve bu yıldızlar
süperdev bölgesinde bulunur.
Bu yıldızlarda hidrojen ve helyumdan sonra karbon yanmaya başlar. Daha sonra ise
oksijen, silikon ve magnezyum gibi ağır elementler oluşur. Eğer, yıldızın kütlesi yeterince
büyükse; reaksiyonlar demire kadar devam eder. Bu evre, nükleer reaksiyonların son
ürünüdür. En dış katmanlarda hidrojen bulunurken, içeri doğru ayrı ayrı katmanlarda helyum,
karbon, oksijen, silikon yanmaktadır.
58
HR diagramında 1 güneş kütleli bir yıldızın evrimi. 1. Yıldızın merkezinde hidrojen tutuştuğu anda ilkel yıldız evresi son
bulur. Yıldız 10 milyar yıl kadar ömrünün büyük bir kısmını bu evrede geçirir; 2-3. Helyumca zengin çekirdek büzülmeye
başlar. Sıcaklık artar ve enerji akışı hızlanır. Nükleer reaksiyonların hızı sıcaklığa çok duyarlı olur. Yıldızın ışınım gücü artar.
Yıldızın iç yapısı kendisini denge konumuna getirir ve yarıçapını yavaşça arttırır; 4-5. Hidrojen merkezde tükenmiştir. Büzülme
belirginleşir ve çekirdeğin etrafındaki bir katmanda hidrojeni yakacak kadar artar; 6-7. Çekirdeğin büzülmesi devam ettikçe
zarf genişler. Yarıçap anakoldakinden 50 kat daha büyük olur. Işınım gücü artar ve etkin sıcaklık azalır. Yıldız artık bir kırmızı
dev olmuştur. Onun enerjisinin tümü çekirdek etrafında yanan hidrojenden gelir; 8. Merkezi sıcaklık 108 K’ i aştığında,
helyumu yakan reaksiyonlar büyük bir hızla tutuşur. Bu evre “helyum flaş” evresidir; 9. Helyum tüketimi çekirdekte kararlıdır.
Zarf büzüldükçe iç katmanlar genişler; 10. Merkezi bölgeler karbon ve oksijenden oluşmuştur. Enerji çıkışı azalmıştır.
Büzülmenin yeni dönemi başlamıştır. Yıldız tekrar yarıçapını arttırır. Hidrojen ve helyum çekirdek etrafında yanar. Yıldız
yaşamını beyaz cüce olarak bitirir.
Büyük kütleli bir yıldızın yaşamının sonu dramatik ve çok özeldir. Nükleer
reaksiyonlara çok kuvvetli nötrino salmalarıyla eşlik edilmektedir. Bunlar, enerjiyi dışarıya
doğru çabuk taşırlar. Çekirdeğin ani bir büzülmesi sonucunda sıcaklık 5 milyar K’ e yükselir.
59
Bu uç durumlarda demirin yok olması gündeme gelir. Soğurulan fotonlarda enerji tükenir. Bu
hasarı ortadan kaldırabilmek için, çekirdek kararsız olur ve çöker. Yıldızın maddesi büyük
değişikliğe uğrar: nötronlarca zengin olan bu ortamda enerji aktarımı çok büyük şiddetle olur.
Artık yıldız bir süpernovadır.
YATAY KOL
Küresel kümelerin HR diagramları açık kümelerinkinden çok farklıdır. Anakol ve dev
kolu kadar iyi bilinen kırmızı dev kol, yatay kol olarak adlandırılmıştır. Güneşten daha az
kütleli yıldızlar bu kolda bulunmaktadır. Çok farklı kimyasal yapıları vardır. Bu yıldızlar
güneşten daha az kütleli yıldızlar içerirler. Dolayısıyla ağır element bollukları daha azdır.
Güneşten farklı olarak evrimleşirler. Yatay kol, çekirdekte helyum yakma evresine karşılık
gelir. Yıldız, helyum flaş evresi boyunca kırmızı dev evresinde bulunduktan sonra bu yere
ulaşır.
Küresel kümelerin HR diagramındaki yatay kolun boyu ve konumu bize küme
içindeki yıldızların başlangıç helyum miktarı hakkında bilgi kazandırır. Bu analiz
gökadamızın kimyasal yapısının evrimi hakkında bilgi verir.
Ağır elementlerce zayıf bir Öbek II yıldızının evrimi
YILDIZLARIN EVRĐMĐ VE KARARLILIK
Bir yıldızın yapısı evrimi içindeki değişiklikleri açıklar. Bir yıldız bir evreden
diğerine geçerken, kararsız yapıya sahip olur ve zonklar. Dolayısıyla ışınım gücünde
değişiklik olur. RR Lyrae yıldızları ve Cepheid’ ler gibi gerçek değişen yıldızların özellikleri
arasındaki karşılaştırma ve kuramsal yıldız modellerinin sonuçları çok karışıktır. Cepheidler
3-16 güneş kütleli orta kütleli yıldızlardır. Kararsızlıklar sürdüğünde, bu yıldızlar
çekirdeklerinde helyum tüketmektedirler.
60
Buna karşın, δ Scuti türü değişen yıldızlar 1.3 M’ den daha büyük kütleli hidrojen
yakmakta olan yıldızlardır. β Cephei türü değişenler büyük kütleli yıldızlardır.
Çekirdeklerinde hidrojeni tükettikten sonra büzülme başlamıştır. RR Lyrae yıldızları çok
büyük kütleli değildir (0.5-0.8 M). Helyum tüketmeleri boyunca karasızlık evresinde
kalırlar. Cepheid’ lerin ve RR Lyrae yıldızlarının araştırılmaları çok önemli kuramsal
gelişmelere neden olmuştur. Cepheid’ ler gibi kütleli yıldızların evrim yolları Helyum yakma
evresi boyunca kırmızı dev bölgesinde ilmikler gösterir. Bu evre çok kısadır ve bir yıldızın
yaşam süresinin %10-20’ sinden fazla değildir. Yıldız, yaşamının %80’ nini anakolda harcar.
RR Lyrae yıldızları ağır elementlerce zayıftır. Onların kararsızlıkları yatay kol evresi boyunca
gelişir. Zonklama ve kütle atımını açıklamaktaki temel zorluk modellerde konveksiyonu
yerleştirmekten geçer.
KÜTLE KAYBI VE EVRĐM. ÇOK BÜYÜK KÜTLELĐ YILDIZLAR
100 M’ den daha büyük kütleli yıldızların varlığı yeni anlaşılmıştır. Moröte gözlemlerle bu yıldızlardan çıkan kütle kaybı olayı ortaya konmuştur. Kütle kaybı yıldızın evrimini
değiştirir. 30 M’ lik bir yıldız yılda 10-6 M’ lik kütle kaybeder ve hidrojen tüketim evresinin
sonunda kütlesi 24 M’ e iner. Kütle kaybının önemi anlaşılmadan önce, kütleli yıldızların
evri-minin klasik fikri 60 M’ de durdurulmuştur. Bu sınır değerin ötesinde yıldız kararsız
olduğu gibi, bu modeller HR diagramının üst kısmını doğru olarak temsil edemiyordu.
Özellikle, anakolda olduğu halde Güneş’ ten milyonlarca kat daha parlak olan yıldız
gözlemlerini açık-layamadı. Kütle kaybı gösteren yıldız evriminin kuramsal diagramları bu
gözlemlerle iyi uyuşuyordu.
Kütle kaybı göstermeyen (sol) ve gösteren (sağ) çok büyük kütleli yıldızların evrim yolları.
61
BÖLÜM 6
GEZEGENĐMSĐ BULUTSULAR
Gezegenimsi bulutsular sıcak yıldızları çevreleyen daha çok dairesel şekilli gaz
yapılardır. Gezegen benzeri disk yapılı görüntülerinden dolayı 18. yy’ da William Herschel
tarafından bu isim verilmiştir. Merkezdeki yıldızdan çıkan ışınım etraftaki gaz zarfı uyartır ve
parlak bir bulutsu olarak görünmesini sağlar. Zarfın atomları yıldızdan gelen moröte (UV)
ışınımını soğurur ve görünür, kızılöte ve radyo ışık olarak yeniden salar.
Merkezdeki yıldızın etkin sıcaklığı UV akısından
dolayı çok sıcaktır. Genelde 30 000 K’ dir ve bazen 100
000 K’ e ulaşır. Öte yandan, bu yıldızların ışınım gücü
yüksek değildir (Güneş’ ten biraz daha fazla ışınım
salarlar). Bu durum, onların çok küçük yarıçaplara sahip
olduğunu açıklar. Büyük çoğunluğu beyaz cüce olarak
görünür. Bundan dolayı, gezegenimsi bulutsular daima
Öbek II yıldızları veya yaşlı Öbek I yıldızları ile
ilişkilidir.
Bulutsuların kütlesi 0.1 ile 0.2 M arasında
değişir. Gazın yoğunluğu çok düşüktür (10-20 g/cm3 ).
Yapılar içinde toz da görülmektedir. Zarf, saniyede birkaç
on km. hızla genişlemektedir. Bulutsunun gerçek boyutunu
belirlemek çok zordur. Açısal boyutları nispeten kolay
ölçülmesine rağmen, salt boyutlarını belirleyebilmek için
önce uzaklıkların bilinmesi gereklidir.
Gezegenimsi bulutsu NGC 6302.
Merkezinde bir yıldız bulunamamasına rağmen karekteristik salmasından
dolayı gezegenimsi bulutsu olarak
sınıflandırılmıştır.
Merkezdeki yıldız aslında garip bir özelliğe sahiptir. Özellikleri
HR diagramında bulunan herhangi bir
normal yıldızla karşılaştırılamaz.
Bun-dan dolayı, uzaklığı kolayca
saptana-maz.
Gezegenimsi
bulutsunun uzak-lığı; ancak, o bir
kümenin üyesi ise elde edilebilir. Bazı
durumlar için yarıçaplarının 0.5 ile 1
ışıkyılı
arasın-da
değiştiği
bulunmuştur.
Gezegenimsi
bulutsunun gazı sürekli olarak yıldız
tarafından
desteklenmediğinden,
geniş-leme yıldızlararası ortama
yayılarak
100
000
yılda Helix gezegenimsi bulutsusu (NGC 7293). Bu cismin görünüraçısal çapı yaklaşık 30 yay dakikasıdır. Merkezdeki yıldız
tamamlanmaktadır. He-men hemen deki
bir beyaz cücedir. Kırmızı renk hidrojenden, iç kısımlardaki
mavi-yeşil renk oksijen ve azottan kaynaklanmaktadır.
62
bin tane gezegenimsi bulutsu bilinmektedir.
Aslında gezegenimsi bulutsu olayı düşük kütleli yıldızların (1-5 M) yaşamındaki
nor-mal bir evredir. Kırmızı dev evresi (yıldız burada bir Mira değişenidir) ile final evre
(beyaz cüce) arasında yer alır. Kırmızı devden gezegenimsi bulutsuya geçiş 1000-10 000 yıl
kadar sü-rer. Gezegenimsi yapıdan beyaz cüceye geçiş de buna benzerdir.
Daha büyük kütleli bir yıldız da çok büyük kütle kaybı sonucunda 1.4 M’ den daha
az kütleye inebilirse bir beyaz cüce olabilir. Kırmızı dev evresi boyunca yıldız rüzgarları
kütle kaybı için çok etkin bir mekanizmadır. Bu yüzden, büyük kütleli yıldızlar da beyaz cüce
evresine ulaşabilir. Dış katmanları kaybolmuş olan yıldızın helyum, karbon ve azotça zengin
iç bölgeleri gözlemci tarafından görülür. Gezegenimsi bulutsunun merkezindeki yıldızın
kimyasal zenginlik göstermesinin nedeni budur.
Zarfın patlama mekanizması bugün hala tam olarak bilinememektedir. Bulutsunun
merkezindeki yıldızın tayfı ile genişleme gösteren bulutsulardaki yaşlı novaların tayfları
arasında bazı benzerlikler görülmüştür. DQ Her 1934, buna bir örnektir. Ancak, tüm novaların
gezegenimsi bulutsu olmaları olanaksızdır.
Lyra takımyıldızındaki Ring gezegenimsi bulutsusu
Dumbbell gezegenimsi bulutsusu. Bütün gezegenimsi bulutsular Ring gezegenimsi bulutsusu gibi simetrik şekilli
görünmemektedir. Bu bulutsu 220 pc uzaklıkta Vulpecula takımyıldızında bulunmaktadır. Çapı yaklaşık 0.3 pc’
dir. Yapılan ışınım analizlerinden merkezde çok sıcak bir yıldız bulunmuştur. Bulutsu bu sıcak yıldız tarafından
salınan UV akısıyla aydınlanmaktadır.
63
BÖLÜM 7
DEĞĐŞEN YILDIZLAR
DEĞĐŞEN YILDIZLARIN SAPTANMASI
Parlaklığında zamanla değişim gözlenen yıldızlar değişen yıldız olarak sınıflanır. Bu
tanım, değişkenliği tamamen farklı orjinlere bağlı olsa bile tüm yıldızlar için yapılır. Bu
değişimler yalnız görsel ışıkta değil, tayfın radyo ve X-ışın bölgelerinde de görülebilir.
Değişen yıldızların saptanması aletin türüne ve kullanılan yönteme bağlıdır. Örneğin; bir
yıldızın iki fotoğrafı karşılaştırıldığında poz süresi onun değişim zaman ölçeğinden daha
fazlaysa yıldız sabit parlaklıkta görülecektir. Pulsarlar buna çok güzel bir örnektir. Bu
cisimler saniyenin yüzde kesrinde dönemli parlaklık değişimi gösterirler. Normalde bir
fotoğraf alıcısı bu gibi hızlı değişimleri saptayamaz. Radyo alıcısı ise bunların bulunmasında
önemli rol oynar. Öte yandan, değişimin zaman ölçeği çok uzun ise (yıl mertebesinde) bu
değişimleri kaydetmek çok zordur.
Değişen yıldızların saptanmasının arkasındaki prensip onların türünden bağımsızdır.
Farklı tarihlerde elde edilen bir yıldızın parlaklığı, parlaklığı sabit olduğuna inanılan
yıldızlarla karşılaştırılır. Parlaklık ölçümleri fotoğrafik ışıkölçüm veya fotoelektrik
ışıkölçümün kullanılan teknikleriyle elde edilmektedir. Küçük parlaklık değişimleri gösteren
yıldızları saptamak zordur.
Bazı yıldızların atmosfer hareketleri parlaklık değişimleri anında değişmekte ve bunlar ancak
tayf çizgilerinin Doppler kaymasıyla açıklanabilmektedir.
Eğer parlaklık değişimi, dış katmanların fiziksel özelliklerindeki değişimler
tarafından oluyorsa, bu değişimler eş zamanlı yapılan fotometrik ve tayfsal gözlemlerle analiz
edilir. Bu yüzden sabit olduğuna inanılan yıldızların aslında uzun dönemli ve küçük genlikli
yıldızlar olduğuna inanılır.
DEĞĐŞEN YILDIZLARIN SINIFLAMASI
Değişen yıldızlar, değişkenliklerine göre sınıflandırılırlar. Farklı sınıflar içinde
bazıları sabit genlikli, dönemli ışık değişimi gösterirlerken bazıları da düzensiz değişimler
gösterirler. Bazıları da yalnız tek yönlü değişim gösterirler (çok önemli bir değişim). Burada
yıldızın yapısı değişmektedir.
Değişen yıldızlar iki gruba ayrılabilir: değişimleri geometrik etkiden ve bünyesel
değişimden olanlar. Işınım gücü değişimi tamamen geometrik tutulmalardan kaynaklanan
yıldızlar, örten çift sistemlerin üyeleridir. Yakın çift yıldızlarda iki yıldız arasındaki madde
aktarımı sistemin görünür parlaklığını değiştirir. Bünyesel değişenler tamamen farklı kökene
sahiptirler. Varsayalım ki bir yıldızın yüzey sıcaklığı düzgün olmasın. Yıldız döndükçe, farklı
parlaklıktaki bölgeler gözlemcinin karşısına arka arkaya gelecektir. Bunun sonucunda yıldızın
görünür parlaklığında değişimler görünecektir.
Kuvvetli manyetik alanlara sahip pulsarlar ve yıldızlar değişen yıldız türüne
örneklerdir. Kuvvetli manyetik alanlı yıldızlar B ve A tayf sınıfından anakol veya anakola çok
yakın yıldızlardır. Bunların atmosfer yapıları düzgün yapılı değildir. Belki de yüzey manyetik
alanı ve yayılma işlemlerinden dolayı, bazı elementler dış atmosferin belli alanlarında
toplanmışlardır. Bu alanlar farklı sıcaklık ve kimyasal yapıya sahiptir. Bu alanlar gözlemcinin
önünden geçerken yalnız parlaklıkta değil tayfta da değişim gözlenir. Bu tür yıldızlara “Garip
Yıldızlar” denir. Bu değişimler yıldızın dönmesiyle ilgili olarak oldukça dönemli gözlenir.
Değişim dönemleri yarım günden birkaç güne kadar değişir. Değişim moröteden kızılöteye
kadar her dalgaboyunda görülmektedir. Tayfın görünür bölgesindeki ışık değişim genliği
birkaç onda bir kadir iken morötedeki değişim 1 kadire ulaşabilir. Değişimler çok uzun veya
genlikler çok küçük olduğunda genelde saptanamazlar. Bu yıldızlar böylesi durumlarda ancak
tayflarında gösterdikleri garipliklerden anlaşılırlar.
64
Diğer tüm durumlarda, değişkenlik yıldızın zaman içindeki yapısında görülen
değişimden kaynaklanır. Yıldızın yapısını değiştiren üç işlem vardır: karasızlıklar yıldız
atmosferini değiştirebilir; madde bir yakın çift sistemin üyeleri arasında aktarılabilir;
kararsızlık yıldızın çekirdeğinde olabilir. Bundan dolayı yıldızın tüm iç yapısı değişebilir.
Değişen yıldızlar genelde ilişkin türe ait bulunan ilk yıldızın adıyla anılırlar. Bu
sınıfların hepsi düzgünlükten uzaktır ve değişimlerinin nedeni henüz tam olarak
anlaşılamamıştır.
Dönemli bir değişenin ışık eğrisi. Bir yıldızın, zamanın fonksiyonu olarak görünür parlaklıktaki değişiminin
grafiksel temsiline ışık eğrisi denir. Bu eğri zaman içinde, düzgün bir seri gözlemden elde edilebilir. Maksimum,
yıldızın maksimum parlaklığa ulaştığı zaman ışık eğrisindeki en üst noktadır. Parlalık sayısal olarak en küçük
değeri bu noktada alır. Minimum, yıldızın en sönük ışınım gücüne ulaştığı anda ışık eğrisindeki en alt noktadır.
Burada parlaklık sayısal olarak en büyük değere sahip olur. Dönem, arka arkaya gelen iki maksimum ya da
minimum arasındaki zaman aralığıdır. Genlik, ışık eğrisi üzerindeki maksimum ile minimum noktaların
parlaklıkları arasındaki farktır.
SÜPERNOVALAR
Bu cisimler, aniden 18 kadirden fazla parlaklık artışı gösterirler. Bu da milyonlarca
kat Güneş’ in ışınım gücüne karşılık gelir. Bunlara süpernova denir. Bu büyük patlamadan
sonra yıldızın yapısı tamamen değişir.
KATAKLĐSMĐK DEĞĐŞENLER
Bu sınıftaki yıldızların parlaklıkları bir kaç saat veya gün içinde orjinal ışınım
güçlerinin yaklaşık yüzbin katına varabilecek kadar parlarlar. Parlaklıkları 7-16 kadir kadar
değişebilir. Patlamadan sonra, parlaklık bir kaç ay içinde eski haline gelinceye kadar yavaş
yavaş azalır. Bu büyük parlaklık değişimi tayf değişimleriyle de desteklenir. Bazı yıldızlar
yüzlerce yıl boyunca tekrarlı değişimler gösterir.
Bu ani parlaklık değişimleri yıldızların çift olmasıyla açıklanır. Hemen hemen hepsi
çift yıldız sistemlerinin üyesidir.
Bu sınıfa ait değişenlerin ışık eğrileri novalarınkine benzer. Bu tür yıldızlar
U Geminorium ve Z Camelopardalis türü yıldızlardır ve cüce novalar olarak adlandırılırlar.
R Coronae Borealis yıldızları hemen hemen ters novalardır. Bunların parlaklıkları yaklaşık
10m kadar aniden azalır. Daha sonra yavaş yavaş eski haline döner. Aslında bunlar kataklismik
değişenler değildir. Ani sönme olayı, atmosferlerinin soğuk kısmında katı karbon
oluşumundan dolayıdır. Bu yüzden yıldız bir is tabakası ile çevrelenir, daha sonra bu is
yıldızdan çıkan ışınım ile uzaklaştırılır.
65
BULUTSULU PATLAMALI DEĞĐŞENLER
Bu sınıfın yıldızları beklenmedik ve ani parlaklık artışı gösterirler. Işınım gücü
genliklerindeki artış 3m dir. Çok düzensiz değişimler göstermelerine rağmen bazen bir kaç
gün dönemli olabilirler.
Bu sınıftaki yıldızların çoğu genç, anakol öncesi yıldızlardır. Yani HR diagramında
henüz anakol konumlarına ulaşamamış yıldızlardır. Daima bir bulutsu içinde bulunurlar. Ana
türleri: RW Aurigae, T Tauri, UV Ceti ve flare yıldızlarıdır. Flare yıldızları genç açık
kümelerde bulunur. Onların parlaklıkları 24 saatlik dönem içinde bir çok kere aniden artar.
Bu sınıf içinde yeni oluşmakta olan Herbig-Haro cisimlerini de buluruz.
DÖNEMLĐ ZONLAYAN DEĞĐŞEN YILDIZLAR
Burada, ışınım güçleri dönemli olarak değişen yıldızları göreceğiz. Bu değişimler
yıldızın iç yapısındaki karasızlıklardan kaynaklanır. Yıldız aslında çekimsel olarak kararlı bir
küre olmasına rağmen, içe-dışa doğru salınım yapar. Bu salınımları yapan, dış katmanların
yapısını ayarlayan mekanizma zonklamadır. Karasızlığa neden olan mekanizma yıldızın
zarfındaki helyumun iyonlaşmasıdır. Bu sınıfın değişen yıldızları HR diagramında karasızlık
kuşağı içinde yeralır. Her yıldız, evrimi içinde belki de bu kuşaktan mutlaka geçecektir.
Kararsızlıkların nedeni bittikten sonra, yıldız tekrar eski kararlı durumuna geri dönecektir.
Dönemli zonklayan yıldızların çoğu benzer gözlemsel özelliklere sahip dört
kategoriden birine aittir: Cepheid, W Virginis, RR Lyrae ve δ Scuti yıldızları. Bu yıldızların
yalnız parlaklıkları değil, yarıçapları ve etkin sıcaklıkları da değişir. Bu üç parametrenin
çalışılması bu yıldızların doğasının anlaşılmasını ortaya koymaktadır. Dikine (radyal)
değişimler tayf çizgilerinin Doppler etkisinden dolayı dönemli yer değiştirmesinden
saptanabilir. Gözlenen dikine hız değişiminin genliği saniyede birkaç on km’ dir. Bu da yüzde
bir kaç yarıçap değişimine karşılık gelir.
Etkin sıcaklığın değişimi tayfın görüntüsünü yani tayf türünü dönemli olarak
değiştirir. Zonklayan yıldızların iki önemli sınıfının özelliklerini Cepheid’ lerde ve RR Lyrae
yıldızlarında öğreneceğiz.
CEPHEIDLER: DÖNEM-IŞINIM GÜCÜ ĐLĐŞKĐSĐ
Cepheid ismi bu sınıfın ilk
bilinen ismi olan δ Cephei’ den gelir.
1784 yılında Đngiliz astronom John
Goodricke tarafından bulunmuştur.
Cepheid’ ler değişen yıldızlar
arasında çok büyük önemi olmasa da
gökada yapısının çalışılmasında çok
önemli rol oynar. Gökadamızda
yakla-şık 700 Cepheid olduğu
bilinmektedir. Kutup Yıldızı da bir
Cepheid
türü
yıl-dızdır
ve
görünürdeki parlaklığı dört günde bir
2.5-2.6 kadir arasında değişir. Bu tür
yıldızların en büyük önemi, onların
ışınım gücü değişim dönemleriyle
ortalama ışınım güçleri arasında
doğrusal bir ilişkinin bulunmasıdır.
Bu ilişki Amerikalı astronom
Henrietta Leavitt tarafından 1912
yılında Magellan Bulutu’ nda bir kaç
yüz Cepheid’ in gözlenmesiyle
Dönem-ışınım gücü ilişkisi
66
bulundu. Magellan Bulutları yakın gökadalardır, ancak 1912 yılında henüz onay
almamışlardı. Dönem-ışınım gücü ilişkisi uzaklık saptamada önemli bir uygulamadır.
Cepheid’ ler, çok parlak yıldızlardır ve çok büyük uzaklıklarda bile gözlenebilirler.
Cepheid’ lerin bizim gökadamız içinde
uzaklık belirteçleri olarak kullanılması zordur.
Çünkü, bunların çoğu gökada düzleminde yer
almaktadırlar ve yıldızlararası madde tarafından
görülmeleri engellenmektedir. Ancak bunlar, diğer
30 gökada da gözlenmişlerdir. Dönem-ışınım gücü
ilişkisiyle gökada dışı uzaklık ölçekleri ortaya konmaktadır. Miss Leavitt’ in Magellan Bulutları’ nda
yaptığı gözlemler Cepheid’lerin dönemleri ile
görünür parlaklıkları arasında bir ilişkinin varlığını
çıkar-mıştır. Fakat 1912 yılında Magellan Bulutu’
nun uzaklığı bilinmediğinden, Buluttaki tüm
Cepheid’ lerin aynı uzaklıkta olduğu düşünülmüştür.
Bu yüzden, görünür parlaklıklarıyla
salt
parlaklıkları arasındaki fark sabit olarak alınmıştır.
Dönem-ışınım gücü ilişkisinin ayarlamaları 20.yy
astronomi tarihi konularının en ilginçlerinden
birisidir. Salt parlaklık cinsinden ayarlama,
öncelikle bir kaç Cepheid’ in uzaklıklarının
doğrudan belirlenmesine gerek duyar. Bu, zor bir
projedir. Çünkü, bunların hiçbiri trigonometrik
paralaks yöntemini kullanacak kadar Güneş’ e yakın
değildir. Sorun, uzaklıkları bilinen bir kaç açık
küme içindeki Cepheid’ lerin gözlemiyle çözülebilir.
Cepheid’ lerin ışınım gücü aralığı 300-26 000 L
arasında, yarıçapları ise 14-200 R arasında değişir.
W VIRGINIS YILDIZLARI
δ Cephei’ nin değişkenliği
Öbek II üyesi olan bu yıldızlar, küresel
kümelerde, gökada halosunda bulunurlar. Cepheid’
lere benzer değişimler gösterirler. Fakat, bu yıldızlar
Cepheid’ lerinkinden farklı bir yıldız öbeğine dahildirler. Onlar, gökada tarihimizin başlangıcında bundan en az 10 milyar yıl önce oluşmuş yıldızlardır. W
Virginis yıldızları da Cepheid’ lerinkinden farklı
olan bir dönem-ışınım ilişkisine sahiptirler.
RR LYRAE
RR Lyrae yıldızları daima Öbek II yıldızları arasında gözlenmişlerdir. Gökada
merkezi yakınlarında, gökada halosunda ve küresel kümelerde bulunurlar. RR Lyrae yıldızları
için dönem-ışınım gücü ilişkisi yoktur. Bu yüzden Cepheid ve W Virginis değişen yıldızlarına
göre daha düzgün bir sınıftır. Hepsi aynı salt parlaklığa sahip olduklarından ve gökadanın her
yerinde bulunduklarından, Samanyolu’ nun yapısı çalışmalarında kullanılmaktadırlar.
Bugün 4500’ den daha fazla olduğu bilinen RR Lyrae yıldızı bulunmaktadır. Küresel
kümelerde olmayan RR Lyrae yıldızlarının gözlemleri gökada halosunun sınırlarını
saptamada kullanılmaktadır.
67
Bu yıldızların yarıçapları 8.3 R’ dir. Bu yıldızlar özellikle küresel kümelerin HR
diagramında çok iyi belirlenmiş bir bölgede yer alırlar. Bu bölgede yıldızlar çok az sayıda
bulunur ve yatay kol üzerinde toplanmışlardır. Küresel kümelerdeki RR Lyrae yıldızlarının
gözlemleri ve özellikle onların sayıları kümenin gelişim durumu hakkında ipucu verir.
ZONKLAYAN DEĞĐŞEN YILDIZLARIN DĐĞER TÜRLERĐ
δ Scuti ve AI Velorum
yıldızları gibi diğer zonklayan
değişenlerin
ayrıntılı
özelliklerini tartışmayacağız. β
Canis Majoris veya β Cephei
yıldızları olarak adlandırılan
yıldızlar zonklayan yıldızlar
arasında ayrı bir yer tutarlar. HR
diagramındaki ko-numları diğer
zonklayanlardan
farklıdır.
Anakola yakın bir yerde yer alan
biraz evrimleşmiş erken-tür
yıldızlardır.
Bu
yıldızların
zonklamasının nedeni henüz
bilinmemektedir. Çünkü, bu
yıldızlar
kararsızlık
kuşağı
içinde yer almamaktadırlar.
Cepheid değişenlerine zıt olarak,
onlar maksimum parlaklıklara
yarıçap-ları
minimumdayken
ulaşır.
DEĞĐŞEN DEV YILDIZLAR
HR diagramında kararsızlık kuşağının sağ tarafında bir
kaç değişen yıldız türü vardır ve
bunlar
iki
ana
sınıfta
incelenirler.
HR diagramında RV
Tauri ve sarı yarı-düzenli değişenler kararsızlık kuşağı ile kırmızı değişenlerin kapladığı
bölge arasında yer almışlardır.
Tayf
türleri
G
ve
K
sınıflarındandır. Çok düzensiz
ışık
eğrileri
önce-den
belirlenemeyen genliklere (3m’ e
kadar) sahiptir. Dönemleri de
30-50 gün arasında değişmektedir. Bu sınıf fotometrik değişen
özellikler gösterirken tayfsal değişimler de gösterirler. Sınıf
için-de hem Öbek I hem de Öbek
II yıldızları bulunmaktadır.
Dört tür değişenin ışık eğrileri
68
Kırmızı değişen yıldızlar M, R, N ve S tayf sınıflarının dev ve süperdevleridir. Işık
eğrileri düzenli, yarı-düzenli ve düzen-sizdir. Bu sınıfa ait en büyük genlikli yıldızlar Mira
değişenleridir (Mira = ο Ceti). Dönemleri 30 günden 1000 güne kadar değişir. Genlikleri 1m 10m arasında bulunur. Işık eğrileri düzenli değildir. Çevrimden çevrime değişir.
Bu alt sınıfın yıldızları Öbek II’ de olduğu kadar Öbek I yıldızları içinde de bulunur.
Tayflarında moleküler soğurma bantları gözlenir. Parlaklıktaki değişimin nedeni zonklamaya
dayalı kararsızlığa bağlanmaktadır. Ancak, burada helyumun rolünü moleküler hidrojen
oynar. Bu yıldızlar genişlemiş atmosferlere sahiptir. Kuvvetli kütle kaybı gösterirler. Bu
nedenle gezegenimsi bulutsuların önceki evresi olarak düşünülürler. Gökada yapısının
araştırılmasında önemli rol oynarlar.
SÜPERDEV YILDIZLAR
Genelde en parlak yıldızlardır (en az 104 L). HR diagramının en üstünde
toplanmışlardır. Parlaklıklarında, tayflarında ve dikine hızlarında düzensiz değişimler
gözlenir. Işık eğrilerinin genlikleri yalnız birkaç onda bir kadirdir. Dönemleri çok büyüktür.
Bu cisimlerin kararsızlık nedenleri henüz ortaya konamamıştır. Örneğin, zonklamaya neden
olan mekanizmayla yıldız rüzgarları tarafından oluşturulan kuvvetli kütle kaybı arasında bir
ilişki var mıdır? Şu andaki açıklamalara göre düzensizliklerin nedeni yıldızların dış
katmanlarında görülen dikine olmayan
zonklamalardır. Değişen yıldız araştırmaları yıldızların yapısını anlamamızda önemli rol
oynamaktadır
HR diagramında zonklayan değişen yıldızların konumları
69
BÖLÜM 8
BEYAZ CÜCELER
Fizikçiler güneş sisteminde gözlenen yoğunluklardan daha yoğun bir maddenin
fiziksel oluşumunun olasılığını yirminci yüzyılın başlarına kadar düşünemediler. 1920’ li
yıllarda kuantum mekaniği maddenin daha iyi anlaşılmasını sağladı. Atomlarda, elektronlar
çekirdeğe elektrostatik kuvvetlerle bağlı olarak bulunuyorlardı ve sürekli hareket halinde olan
bu elektronlar, maddenin daha fazla sıkışmasını önleyecek basınç üretiyorlardı. Yasaklanma
ilkesine göre, temel bir hücre içinde iki parçacıktan daha fazlası yer alamazdı. Bütün hücreler
elektronlarla dolu olduğunda, madde yozlaşmış olarak kabul edilir ve yoğunluk cm3’ de 1
tona ulaşabilirdi. Yozlaşmış madde, temel hücrelerinin çoğu boş olan maddeye göre daha
sıkıdır.
Büyük kütleli bir gökcisminin çekim kuvveti, kendi maddesini elektronları
yoğunlaşmış bir duruma sıkıştırabilir. Bu durum beyaz cüce olarak adlandırılan yıldızlarda
görülür. Bir beyaz cücenin içi “soğuktur” (sıcaklık aslında bir milyon dereceye ulaşsa bile).
Yıldızı çekimsel kuvvetlere karşı dengede tutacak olan kuvvetler, anakol yıldızlarında
görülen ısısal hareketler değil, yozlaşmış elektronların uyguladığı basınçtır. Bu yüzden, bir
beyaz cücenin içi gaz durumunda değil, yavaşça soğuyan dev bir kristaldir.
Beyaz cüceler için bir kuram geliştiren Subrahmanyan Chandrasekhar, kütlelerin 1.4
M’ den daha büyük olamayacağını önermiştir (Chandrasekhar limiti). Bu değerin üstünde,
elektronlar ışık hızına yakın hızlara sahip olurlar ve çekim kuvvetini dengeleyecek yeterince
yüksek basınca sahip olamazlardı.
Beyaz cüceler 1910 yılında gözlenmiş olmalarına rağmen,
onların kökeni anlaşılamamıştır.
Bunlar üzerine verilebilecek bilgi
HR diagramındaki yerlerinden
çıkarılabilir. Renkleri (veya yüzey
sıcaklıkları) ile görünür parlaklıkları arasında bir ilişki kurulabilir.
40 Eridani B’ nin bulunmasıyla,
astronomlar yüzey sıcaklığı yüksek (17 000 K) ve ışınım gücü de
çok düşük olan bir yıldızı saptamışlardı. Bu durum, 40 Eridani B’
nin yarıçapının çok küçük olacağını (Yer boyutlarında) gösteriyordu. Bu tür cisimlerin varlığı
hızla onaylandı ve 1917’ de iki
yeni örnek daha bulundu: Sirius B
(gökyüzündeki en parlak yıldız
Sirius A’ nın bileşeni) ve van
Sirius ve cüce bileşeni
Maanen’ nin yıldızı. Van Maanen
yıldızının görsel parlaklığı 12m.4, kütlesi 0.68 M ve yarıçapı Güneş’ inkinden 78 kat daha
küçüktür. Bundan dolayı ortalama yoğunluğu 300 kg/cm3 tür. Bilinen beyaz cücelerin listesi
her gün kabarmaktadır. Bugün, birkaç yüz tanesinin kimlikleri tespit edilmiştir. Daha
binlerce yıldız adaydır.
Bir beyaz cücenin merkez sıcaklığı 1milyon dereceden az olsa da, atmosferi normal
bir yıldızınkinden daha sıcaktır. Beyaz cücenin tayfı, anakol yıldızlarınınkinden farklıdır.
Tayf-larında çok geniş tayf çizgileri görülür. Bu genişlemenin bir çok etkileri vardır: atmosfer
ba-sıncı, manyetik alan (bir beyaz cücenin manyetik alanı Güneş’ inkinden 1milyar kat daha
faz-ladır) veya hızlı dönmedir (bir beyaz cücenin dönme dönemi 10 saniye olurken, Güneş’
70
inki 1 aya yakındır). Anakol yıldızlarının sıcaklıklarına göre ayrılan B, A, F ve G tayf sınıfları
gibi bunlar da DB, DA, DF ve DG (D, cüce anlamında) sınıflarına ayrılırlar. Sıcaklık aralığı
100 000 K ile 4000 K’ dir. Daha soğuk beyaz cüceler vardır, fakat gözlenememiştir. Bunlara
kara cüce denir. Bir de DC olarak adlandırılan bir tayf türü vardır ki, tayfında yalnız sürekli
zemin gösteren, hiçbir tayf çizgisi göstermeyen bir sınıftır. Bu gibi tayflar anakol
yıldızlarında görülmez.
Bir yakın çift yıldız sisteminde nova olayı
Beyaz cücelerin saptanmasında kullanılan teknik onların tayf analizini kullanır.
Çünkü, bu yıldızların bünyesel ışınım güçleri çok düşük olduğundan yalnız güneş sistemine
çok yakın olanlar gözlenebilir. Bu gibi yakın yıldızlar büyük öz hareketlere sahiptirler. Beyaz
cücelerin sayısı oldukça fazladır. Gökadamızdaki yıldızların %10’ unun beyaz cüce olduğu
tahmin edilmektedir. Çünkü, bunlar, düşük kütleli yıldızların son evresidir. Bir anakol yıldızı
nükleer yakıtını tüketmeye başladığı zaman, çekim etkisi altında çekirdeği büzülür. Bu
büzülme genelde yozlaşmış elektron basıncıyla durur. Yıldız ondan sonra bir soğuma evresine
girer. Sıcak beyaz cücelerden soğuk (gözlenemeyen) kara cücelere evrim başlar. Güneş de
yaşamını böyle bitirecektir.
Bir beyaz cücenin atası: Lyra takımyıldızında Ring Bulutsusu
71
BÖLÜM 9
NOVALAR
Novalar, parlaklığında ani büyük artış gösteren yıldızlardır. Nova ismi, Latince’ de
yeni yıldız “nova stella” anlamına gelmektedir. Parlaklık daha sonra yavaşça azalmaktadır.
Süpernova durumunda olduğu gibi novalar patlamalı yıldızlardır. Ancak, novalar süpernovalardan kolayca ayırt edilebilirler: saldıkları enerji miktarı çok daha azdır. En güçlü
olanlarından Nova Cygni 1975, bir süpernovadan 1000 kat daha az parlaklığa
sahiptir. Süpernova sınıfına karşılık
olarak, novalar tamamen farklı yıldız
türlerine gruplandırılırlar. Nova Cygni
gibi yıldızları nova olarak adlandırırken
(10m den daha fazla parlayabilirler),
U Geminorum veya Z Cameloperdalis
yıldızlarını
cüce
nova
olarak
adlandırırız (parlaklıklarındaki artış 2m3m dir). Cüce novalar bir kaç ayda bir
tekrarlayan pat-lama gösterirler. Ancak,
bu patlamalar süpernovalarda olduğu
gibi yıldızın hayatını etkileyecek cinsten
değildir. Nova Cygni benzeri novalar
bilinen geçmişleri içinde yalnız bir kere
patlama göstermişlerdir. Ancak, her on
bin yıl ya da yüz bin yılda bir
patlayacakları sanılmaktadır. Tekrarlı
novalar yukarıda tanımlanan iki uç
örnek arasında yer alan daha az enerjik
Nova Cygni 1975. 29 Ağustos 1975 gecesi Cygnus takımpatlamalarını her on ile yüz yıl arasında
yıldızında yeni bir parlak yıldız görüldü. 31 Ağustos’ ta
gösteren novalardır. Bir gökada da her
maksimum parlaklığa (1m.8) ulaştı (üstteki fotoğraf). Işınım
gücü o anda Güneş’ ten bir milyon kat daha parlaktı. Alttaki yıl bir kaç düzine kadar nova
gözlenirken bir süpernova olayına 30-50
fotoğrafta yıldızın patlamadan önceki durumu (20m)
görülmektedir.
yılda bir rastlanmaktadır. Novalar
süpernovalardan daha fazla sayıda
olsalar bile, novalardan salınan toplam enerji miktarı daha azdır. Bir süpernova patlaması
ortalama olarak bir nova patlamasından bir milyon kat daha fazla enerji üretir.
Bir nova patlaması sırasında yıldızın yalnız dış katmanlarının etkilendiği
görülmüştür. Fırlatılan madde miktarı 10-4 M kadardır. Bu madde birkaç yüz veya birkaç bin
km/s lik hızlarla fırlatılır.
Novalar aslında tamamen farklı cisimler içermelerine rağmen hepsinin tek bir ortak
özelliği, yakın çift yıldız sistemlerinin üyeleri olmalarıdır. Bu durum patlama mekanizmasını
açıklayan nedenlerden biri olarak kabul edilmektedir.
Bir çift sistem evrim basamağı içinde bileşenlerinden biri beyaz cüce ve bir soğuk
yıldız olan bir nova sistemi içerebilir. Soğuk yıldızın dış katmanları belli bir yarıçapı (Roche
limiti olarak adlandırılır) geçtiği zaman beyaz cüceye doğru çekilir. Bu olay beyaz cüce
etrafında bir toplanma diski oluşturur. Bu disk, yüksek sıcaklığından dolayı tayfın moröte ve
X-ışın bölgelerinde gözlenir. U Gem ve Z Cam gibi cüce novalarda patlama, toplanma
diskinin üstünde sıcak bölgelerin oluşumundan dolayıdır. Bir yıldızdan diğerine madde
aktarımı olağan bir şekilde sürmez. Aktarılan madde çok yüksek hızlara ulaştığından sıcaklığı
çok yüksektir. Novaların kimyasal yapı gözlemlerinde karbon, azot ve oksijen gibi
elementlerin yüksek bolluk değerlerine rastlanmaktadır. Beyaz cücenin yüzeyinde bileşen
yıldızdan gelen madde yanmaktadır.
72
Patlama mekanizması en
genel olarak aşağıdaki biçimde
tanımlanabilir: çoğunluğu hidrojenden ve helyumdan oluşan soğuk yıldızdan gelen madde
beyaz cücenin dış katmanları
üstüne düşer. Yüzey üstünde
yeterli madde toplandığında,
katmanın tabanı sıkışır ve ısınır.
Bu durum, beyaz cücenin dış
katmanları ve düşen madde
arasında
karbon-azot-oksijen
çevrimi reaksiyonla-rını başlatır.
Kuramsal modellere göre bu
çevrimin başlayabilmesi için
sıcaklığın 100 milyon K’ e
Cüce nova SS Cygni’ nin 1974 elde edilen ışık eğrisi. Her 50 günde
ulaşması gerekmektedir. Bu gibi
bir parlaklığı dört kadir kadar (12’ den 8’ e) artmaktadır.
yüksek sıcaklıklarda hidrojen,
helyum, karbon, azot ve oksijen içeren patlamalı nükleer reaksiyonlar ateşlenir; bir saatlik
kısa zaman içinde dış katmanları patlatacak yeterli enerji üretilir. Bu patlama önemli bir
madde miktarının uzaya bırakılmasını sağlar.
Bir novanın etrafındaki toplanma diski
73
BÖLÜM 10
SÜPERNOVALAR
Süpernova, bir yıldızda bulunan tüm maddenin uzaya yayıldığı patlama olayıdır. Bazı
yıldızların evriminin son basamağını işaret eder. Böyle bir olay bizim gökadamızda otuz yılda
bir olur. Gökadamızdaki çoğu süpernova patlamaları yıldızlararası toz yüzünden saptanamaz.
Eski Çinliler’ in kayıtlarına göre
Temmuz
1054’
de
Taurus
takımyıldızında
bir
süpernova
gözlenmiştir. Daha sonraki iki süpernova
kaydı 1572’ de Johannes Kepler ve 1604’
de Tycho Brahe tarafın-dan yapılmıştır.
Çoğunlukla daha önceden varlığı
bilinmeyen yıldız, patlama anında
yaklaşık 15m parlar.
Bir yıldızın evrimi onun
kütlesine ve kimyasal yapısına bağlıdır.
Đki tür süpernova vardır; Tür I
süpernovalar, ağır elementlerce fakir
(Öbek II yıldızları) nispeten düşük
kütleli yaşlı yıldızların patlamasından
kaynaklanır. Tür II süper-novalar, büyük
kütleli genç yıldızların patlamasıdır.
Bunlar ağır elementlerce zengin Öbek I
yıldızlarıdır. Tür I süper-novalar
maksimum ışıkta Tür II süpernovalardan yaklaşık üç kat daha fazla
ışınım gücüne sahiptirler. Işınım gücü,
maksimuma ulaştıktan sonra ilk bir kaç
gün içinde 3-4 kadir azalır. Daha sonra,
ışınım gücü bir kaç ay üssel olarak azalır.
Patlamanın ilk anı içinde serbest
kalan enerji 1044 joule’ dür. Bu inanılmaz
enerji Güneş’ in 9 milyar yıl (Güneş
yaklaşık 4.5 milyar yıl yaşında) içinde
yaydığı toplam ışınıma karşılık gelir.
Patlamada fırlatılan madde Tür I süpernovalarda hidrojence zayıf, Tür II’ lerde
Cassiopeia A. Çok genç bir süpernova kalıntısıdır. 300 yıl
hidrojence zengindir. Türe bağlı olarak
önce patladığı sanılan bu kalıntı, gamma-ışınları, X-ışınla1-10 M kütlesinde gaz açığa çıkarırlar.
rı, radyo dalgaları ve görünür ışıkta salma yapmaktadır.
Bu
kütle, süpernova öncesi toplam
Gökyüzünde Güneş’ ten sonra en güçlü radyo kaynağıdır.
(Üst resim: bulutsudaki sıcak gaz tarafından salınan radyo
kütleye karşılık gelir. Yani, patlamadan
dalgalarında alınmış görüntü (5 GHz); alt resim: kalıntının sonra geriye hiç bir şey kalmıyor. Ancak,
X-ışınlarında alınmış görüntüsü.)
biliyoruz ki 1968 yılında pulsarlar (hızlı
dönen nötron yıldızları) bulunduğundan beri, patlamadan sonra geriye çok yoğun bir cisim
kalmaktadır. Bir yıldızın çekirdeği olan bu cisim, birbirine değen nötronlardan oluşmuştur.
Süpernova patlamalarına önerilen mekanizma bugün hala tartışılmaktadır. Çoğu
kuramlarda enerji nükleer kökenlidir. Kuramlar yoğun bir çekirdeğin (pulsar) nasıl
oluştuğunu ve nükleer enerjinin yıldızın dış katmanlarını uzaya fırlatacak kinetik enerjiye
nasıl dönüştüğünü açıklayabilmelidir.
74
Cygnus takımyıldızında Veil Bulutsusu. Bir süpernova kalıntısının ileri evresinde bulunur. Çünkü, kalıntı
maddesi yıldızlararası ortama yayılmış durumdadır. Kalıntının yaşı kararsızlıklara rağmen 30 000 yıldan
fazladır. Genişleme hızı 120 km/s dir.
Fred Hoyle ve William A. Fowler tarafından otuz yıl önce önerilen mekanizma enerji
kaynağını açıklayan bir kuram olarak bugün hala çekiciliğini korumaktadır. Bu model, 10
M’ lik yıldızların yaşamları boyunca geçirdikleri nükleer reaksiyonlar çevriminin sonunda
karşılaşılan, demirin fotoayrışması olayıdır. Süpernova öncesi yıldız soğan gibi katmanlı bir
yapıya sahiptir. Hidrojenden oluşan yüzey katmanından sonra alt katmanlara inildikçe daha
ağır elementlerle karşılaşırız. Bu katmanlar yıldızın yaşamı boyunca farklı nükleosentez
evrelerinin ürünleridir. Daha ağır elementlerin oluşmasına izin veren reaksiyonlar artan
sıcaklıklarda ortaya çıkar. Bu yüzden yıldızın merkezinde demir ve atomik kütleleri 50 ve 60
arasında değişen çekirdeklerin karışımı bulunur. Bu elementler en yüksek bağlanma nükleer
enerjisine (yaklaşık 8.7 megaelektron volt/nükleon) sahiptir. Merkezi sıcaklık 5 milyar K’ e
ulaştığı zaman, madde ve ışınım dengede kalır. Gamma-ışın fotonları (γ) çekirdekleri ayıracak
ve nötronları (n) oluşturacak yeterli enerjiye sahiptir. Dolayısıyla aşağıdaki reaksiyonlar
oluşur:
γ + 56Ni → 14 4He
γ + 54Fe → 13 4He + 2n
γ + 56Fe → 13 4He + 4n
Bu fotoayrışma işlemlerinin herbiri gazdan 100 MeV’ luk enerji alır. Böylece yıldızın
merkezindeki ısısal ve hidrostatik denge bozulur ve yıldız çöker. Serbest kalan çekimsel
enerji, alfa parçacıkları fotoayrışma yapıncaya kadar sıcaklığı arttırır. Nükleosentez
işlemlerin tüm ürünleri bir anda yok olur. Artık gaz serbest nötronlar, protonlar ve
elektronlardan oluşmuştur. Elektronlar kinetik enerjilerindeki büyük artışa maruz kalmadan
sıkıştırılamazlar. Elektronların enerjisi hızla, bir protonu bir nötrona dönüştürecek olan
enerjiden daha büyük olur. Bu noktada elektronlar, protonlar tarafından soğurulmaktadır. Gaz
basıncının önemli bir kesrini oluşturan bileşenlerden biri yokolunca, yıldızın çekirdeği büyük
bir hızla çöker. Sonuçta çökme, nötronlar arasındaki itici nükleer kuvvetler harekete geçtiği
zaman durur. Artık, yıldız nötron yıldızıdır. Çökme başladıktan sonra, birkaç dakika içinde bu
konuma gelir ve üstündeki tüm katmanları büyük bir patlamayla uzaya bırakır.
75
Crab Bulutsusu (M1, NGC 1952). Bu bulutsuyu oluşturan süpernova, büyük olasılıkla Tür I bir patlamadır. Bu
kalıntı aynı zamanda Taurus A olarak da bilinen güçlü bir radyo kaynağıdır. Genişleme hızı 1500 km/s dir.
Dönemi 33 milisaniye olan Crab pulsarı bu bulutsuyla ilişkilidir.
BÜYÜK MAGELLAN
BULUTUNDA BĐR
SÜPERNOVA: SN 1987A
Başından beri yakın bir
tarihte süpernova gözlemek için
23-24 Şubat 1987 gecesini bekledik. Böyle bir patlama güney
yarımküreden çıplak gözle tam
ola-rak görülebilmiştir. Yılın ilk
süper-novası olduğu için 1987
olarak adlandırılan bu süpernova,
bizden 170 000 ışıkyılı (yaklaşık
50 kilo-parsek) uzakta uydu
gökadamız
Büyük
Magellan
Bulutu' nda, yıl-dızlararası tozun
olmadığı
bir
doğrultuda
patlamıştır. Süpernova-nın ilk
görüntüsü Şubat 23.443 GMT' de
(yani 23 Şubat, saat 10:38 de)
alınmıştır. Süpernova, 30 Doradus
yıldız
oluşum
bölgesinin
20 güneş kütleli bir süpernova için olası yapı
m
kenarında 6 .5 parlaklıkta görünmüş ve Robert M. McNaught tarafından fotoğraflanmıştır. Fakat, onu Şubat 24.23 GMT’ de
Şili’ deki Las Campanas Rasathanesi’ nden alınan fotoğrafta ilk gören Ian Shelton’ dur. Aynı
76
rasathanede çalışan Oscar Duhalde aynı anda süpernovayı çıplak gözle görmüştür. Daha
sonra Yeni Zellanda’ dan amatör astronom Albert Jones benzer bir gözlemi Şubat 23.27
GMT’ de rapor etmiştir.
Süpernova 1987A. Bu iki fotoğraf LMC’ de Tarantula Bulutsusu (30 Doradus) yakınında patlamadan önce ve
sonraki aynı yıldız alanını göstermektedir. Sanduleak -69 202 bir ok ile işaretlenmiştir.
Süpernovanın Yer’ den yapılan optik tayf çalışmaları hidrojen ve helyumun ve,
saniyede 30 000 km hızla yayılan gaz ortamın varlığını ortaya koyuyordu. Bu da bize
patlamanın Tür II bir süpernova patlaması olduğunu söylüyordu. LMC’ nin bu bölgesi uzun
süre araştırılmış aktif bir yıldız oluşum bölgesidir. Patlamanın kesin yeri (α= 5h 35m 49s.992,
δ= -69° 17' 50".08) Sanduleak -69 202 yıldızının yeri ile çakışmaktadır. Bu yıldız B3 I tayf
türünden bir mavi süperdevdir ve son yüzyıl içinde hiç bir aktivite göstermemiştir. 20 M
kütleli bu yıldız Güneş’ ten 100 000 kat daha ışınım güçlüdür. Yüzey sıcaklığından (16 000
K) ve ışınım gücünden çıkarılan sonua göre çapı, 43 R’ dir.
Kırmızı süperdev yerine
mavi süperdev olması astrofizikçileri
çok
şaşırtmıştır.
Genelde bu tür patlamalar
kırmızı süper-dev yıldızlardan
beklenir. Bu iki-lem, kimyasal
yapıları
başlan-gıçta
ağır
elementlerce zayıf olan büyük
kütleli yıldızların evri-miyle
çözülmüştür. Belki de LMC
maddesinin kimyasal yapı-sı
Güneş’ ten, ağır elementçe üç
kat daha fakirdir. Bu durum iki
etki yaratır: hidrojen yakma evresinde enerji üretim hızı önemli
oranda azdır; düşük ağır element
içeriği yıldızın içindeki gazın
opaklığını düşürür. Bu etkiye
yıl-dız rüzgarları da eklenince,
yıldız mavi iken patlar (kırmızı
dev evresinden 40 000 yıl önce).
SN 1987A’ nın halkası (23 Ağustos 1990, HST)
77
BÖLÜM 11
NÖTRON YIDIZLARI VE PULSARLAR
Büyük kütleli bir yıldız termonükleer yakıtını tükettiği zaman, kendi çekim kuvveti
altında çökerek bir süpernova patlaması yapar. Eğer, büzülen madde 1.4 M den daha
küçükse, çökme yozlaşmış elektron basıncı yardımıyla durur ve final evrede beyaz cüce kalır.
Ancak, daha büyük kütleli bir yıldızın çekimsel büzülmesi sonucunda ne olur?
1934 yılı başlarında, kuramcılar kuantum mekaniğini kullanarak bir nötron yıldızının
olabileceğini öngördüler. Çekim çok kuvvetli olursa, elektronlar atomik çekirdeklerin içine
doğru itilir, protonlar nötrona dönüşür. Nötronlar tamamen yozlaştığında, iç basınç çökmeyi
durdurur.
Nötron yıldızı bir beyaz
cücenin uç örneğidir. Yaklaşık
aynı kütleli bir nötron yıldızı daha
küçük bir yarıçapa sahiptir (∼15
km). Dolayısıyla yoğunluk daha
fazladır (109ton/cm3). Bir nötron
yıldızının sıcaklığı yaklaşık 10
milyon derecedir. Fakat, çok
küçük boyutu yüzünden, böyle bir
cismi optik olarak kaydetmek
olanaksızdır. Bir nötron yıldızının
kütlesi 3 M‘ i aşamaz. Bu
değerin üstünde, çekim yozlaşmış
nötron basıncına karşı gelir ve
sonuçta yalnız kara delik olur.
Bu çok yoğun yıldızların
iki önemli özelliği, onların hızlı
dönmesi ve kuvvetli manyetik
alanlarıdır.
Biliyoruz
ki,
yıldızların
büyük çoğunluğu
yavaş olmak üzere, hepsi döner.
Yıldız çöktükçe dönme hızı artar.
Bu yüzden bir nötron yıldızı
saniyede bir çok kez dönebilir.
Buna benzer olarak Yer’ de de
olduğu gibi tüm yıldızların zayıf
bir manyetik alanı vardır. Yıldız
çöktükçe, alan şiddeti artar, çünkü
manyetik alan daha küçük yüzey
üzerinde
yoğunlaşmaktadır.
Nötron yıldızları 1012 G’ a eşit
manyetik alan şiddetine sahiptir.
Bu iki özellik nötron yıldızlarının
Pulsarın mekanizması
bir pulsar olarak saptanmasını
sağlar.
Đlk pulsar CP 1919 (anlamı Cambridge Pulsar, sağ açıklığı 19h 19m ) 1968 yılında
Cambridge Üniversitesi’ nin Mullard Radyo Atronomi Rasathanesi radyo astronomları
tarafından bulunmuştur. Bu pulsar çok düzenli zaman aralıklarında değişen yeğinlikte radyo
pulsları salan bir cisim olarak görülmüştür. Dönemi 1.33730113 saniyedir. Bu olayın
açıklaması için şu yorum getirilmiştir: Pulsar, belki de manyetik alan çizgileri manyetik eksen
boyunca elektronları ivmelendiren bir nötron yıldızıdır. Bu alan çizgileri, yıldızla dönen
78
radyo dalgalarının ışın salmasına neden olur ve ışık, bakış doğrultumuzla çakıştığı anda bir
deniz feneri gibi görülür ve puls vermiş olur.
1968’ den beri bir çok pulsar bulunmuştur. Bunlardan bazıları yalnız radyo
bölgesinde değil, X-ışın ve γ-ışınlarında da salma yapabilir. 300’ den fazla pulsar bilinmekte,
çoğu Güneş’ in birkaç kpc içindeki gökada düzleminde bulunmaktadır. Pulsar bulmak için
araştırılması gereken yerler süpernova kalıntıları olmalıdır. Meşhur Crab Bulutsusu gerçekten
içinde Crab Pulsarı PSR 0532 (PSR, pulsar anlamına gelen kısaltmadır)’ yi bulundurur. Son
bilgilere göre, en hızlı dönen pulsarlardan biri olarak bilinir. Saniyede 33 kere döner. Bir
pulsarın dönme hızı zamanla azalır. Bundan dolayı, genç pulsarlar yaşlılardan daha hızlı
dönerler. Ölçülen dönemleri 1.56 milisaniye ile 4.3 saniye arasında değişmektedir.
Ancak, milisaniye dönemli çok hızlı dönen bazı pulsarlar genç gibi görünmektedirler.
Kuramcılar bu durum için bileşen yıldızdan nötron yıldızı üstüne madde aktarımını
düşünmektedirler. Bir pulsarın ömrü bir kaç milyon yıldan daha azdır.
BĐR NÖTRON YILDIZININ YAPISI
Nötron yıldızının içinde olan fiziksel koşulları labaratuvarlarda yeniden elde etmek
olanaksız olmasına rağmen ve çok çok yoğun bir maddenin özelliklerini hala çok iyi
bilmememize rağmen, kuramcılar 16 km yarıçapındaki bir nötron yıldızının içini tahmini
olarak beş bölgeye ayırmaktadırlar:
• Çok kuvvetli çekim yüzünden,
fotosfer yalnız 10 km kalınlığındadır. Maddenin özellikleri
burada, sıcaklık (107 K) ve
manyetik alandan çok etkilenir.
• Dış kabuk, ∼1 km kalınlığındadır; yozlaşmış relativistik
elektronlar denizidir.
• Đç kabuk, ∼4 km kalınlığındadır. Nötronlar atomik çekirdeğin dışında varlığını hissettirir. Yani, madde elektronlar
ve
nötronlar
denizinde
gömülmüş
kristal
formda
bulunur.
• Akışkan
nötronca
zengin
bölge, ∼10 km kalınlığındadır.
Yıldızın en önemli katmanıdır.
Çok büyük basınç etkisi
altındadır.
Süper
akışkan
yapıya sahiptir. Yani viskozite sıfıra yakındır.
• Katı çekirdek, ∼1 km kalınlığındadır. Yoğunluk 5x1014g /cm3 olduğundan çok kuramsal bir
kavramdır. Pratikte burada maddenin olası hiçbir hali bulunmamaktadır. Elementer
parçacıkların bulunabileceği konusunda görüşler vardır (pion, quark gibi).
79
BÖLÜM 12
KARA DELĐKLER
Hidrojen ve helyum gibi termonükleer yakıtın tamamı yıldızın çekirdeğinde
tüketildiği zaman, çekirdek çekimsel büzülmeye uğrar ve yıldızın evrimi çok yoğun sıkışık bir
cismin oluşumuyla son bulur. Beyaz cüceler ve nötron yıldızları bu tür cisimlere örnektir.
Fakat, beyaz cücelerin kütleleri 1.44 M‘ i, nötron yıldızların kütleleri ise 3 M‘ i aşamaz.
Daha büyük kütleler için, çekimsel büzülme elektronların veya yozlaşmış nötronların itme
kuvvetlerinden dolayı daha uzun süre sıkışmaya devam edemez. Fakat, madde kendi
üstündeki ezilmeyi sürdürerek kara deliği oluşturur.
1915’ de Einstein tarafından genel relativite kuramı yayınlandığından beri, çekimin
uzayı bozduğu bilinmektedir. Bu bozulma, çekimsel kuyu olarak görselleştirilmektedir.
Ortamda bulunan daha büyük kütleli ve daha yoğun cismin çekimsel kuyusu daha derin olur.
Çekimsel çökmenin final evresi olan kara delik, içinden hiç bir şeyin (ne parçacık ne
ışık) kaçamadığı derin bir kuyu ile karakterize edilir. Kara deliğin kuyusu içine düşen tüm
madde gözlenebilir evren içinde gözlenemez duruma gelir. Maddenin bu kadar yoğun hali
henüz doğrudan gözlenememiş olsa bile kara deliklerin varlığına dair kuvvetli deliller vardır.
Kara delikler Đngiliz John Mitchell ve
Laplace tarafından 18. yy’ ın sonunda düşünülmüştür. Astronomlar bu kavramla ancak, 1960’
lı yıllarda çok enerjik olayların gözlenmeye
başlanmasıyla ilgilenir oldular. Bu çok enerjik
olaylar, yıldızlar bazında incelenirse X-ışın
çiftleri, gökada dışı kaynaklar bazında
araştırılırsa aktif gökada çekirdekleri ve
kuazarlar olmalıdır. X-ışın çiftleri, bir bileşeni
çok sıkışık ve optik olarak görülmeyen, X-ışın
salmaları yapan bir çift sistemdir. Bu tür çift
sistemler, Uhuru, HEAO-1 ve 2 uydularıyla son
yılların en büyük buluşlarını oluşturur. Daha
büyük ölçekli incelemelerde, Seyfert, kuazar ve
BL Lac gibi süperaktif gökadalar gözlenir.
Bunlar normal gökadalardan çok daha büyük
enerjiyi tüm dalgaboylarda salarlar. Önemli
nokta; bu dehşetli olayların hepsi çok sıkışık
cisimlerin varlığı ile ilişkilidir: örneğin, aktif
gökada çekirdeklerindeki çok büyük kütleli
yıldızlar veya dev kara delikler, X-ışın çiftlerinde nötron yıldızları veya kara delikler.
Kara deliklerin yakınındaki enerjik
HDE 226868-Cygnus X-1 sistemi. Bizim gökadamız içinde Uhuru tarafından bulunmuş en parlak X- olayları nasıl başlattığını anlamak zor değildir.
ışın kaynaklarından biridir. Kaynak, optik olarak
Yer yüzeyine düşen herhangi bir cisim bir ısı
görülebilen HDE 226868 nolu, 20 M lik mavi bir
verir. Eğer, aynı cisim bir beyaz cüce veya
dev yıldızla ilişkilidir. Bu yıldız 10 M lik görünnötron yıldızının yüzeyine düşseydi, burada
meyen bir bileşene sahiptir.
çekim alanı çok daha kuvvetli olduğundan daha
çok enerji açığa çıkardı ve ışık veya X-ışın olarak görünürdü. Sonuçta, eğer bu cisim çekim
alanı çok daha güçlü olan kara deliğe düşerse açığa çıkan enerji, durgun kütlesinin enerjisine
eşit olur ve E=mc2 ile verilir. Bu yüzden, bir kara delik bir cismin kütle-enerjisini
elektromanyetik ışınıma dönüştürmek için kullanılabilir etkili bir alettir!
80
BÖLÜM 13
WOLF-RAYET YILDIZLARI
Bu gruptaki yıldızların özellikleri ilk defa 1867 yılında Charles J. Wolf ve Georges A.
Rayet tarafından belirlenmiştir. Bu sınıfın en parlak yıldızı 2m den yıldız γ2 Velorum’ dur.
Gökadamızda yaklaşık 164 Wolf-Rayet yıldızı olduğu bilinmektedir. Tayf türleri O veya B
olan çok büyük ışınım güçlü bu yıldızların ortalama salt parlaklıkları -5m dir. Kesin
değerlerini saptamak zor olmasına rağmen etkin sıcaklıkları 30 000-50 000 K arasında
değişen çok sıcak yıldızlardır. Tayfları çok özeldir. O veya B tayf türlerine karşılık gelen
soğurma çizgileri arasında çoğunlukla helyum, azot, oksijen, silikon ve karbonun salma
çizgileri görülür. Bu salma çizgileri, hızları 1000-3000 km/s’ ye ulaşan yıldız rüzgarlarıyla
uzaya madde kaybını gösterir ve yıldızın etrafını saran genişlemiş bir atmosferin varlığını
(fırlatılan madde ile dolu bir zarf) işaret eder. Yıldız rüzgarlarıyla kütle kaybı miktarı yılda
10-4 M‘ dir.
Wolf-Rayet yıldızları parlaklıklarında çok ilginç değişimler
gösterirler. Yakın çift sistemlerin
üyeleridir. Bileşenleri Wolf-Rayet’
ten daha az ışınım güçlü, O veya B
yıldızlarıdır.
Wolf-Rayet yıldızlarının atmosferleri hidrojence zayıf, fakat
karbonca ve azotça zengindir. Helyum en bol bulunan elementtir,
fakat bolluğunu doğru olarak
belirlemek zordur. Bazen bu
yıldızlara Helyum Yıldızları adı da
verilmektedir. Kütleleri yaklaşık 10
M veya daha azdır. Yarıçapları
Güneş’ inkinden birkaç kat daha
büyüktür.
Bunların kökenleriyle ilgili
varsayımlarda Wolf-Rayet’ lerin büyük kütleli yıldızlar oldukları,
evrimleri içinde atmosferlerini kaybettikleri önerilmektedir. AtmosferWolf-Rayet yıldızlarının HR diagramındaki konumları
lerinin yokluğu bize merkez bölgelerinin gözlenmesini sağlar.
NGC 2359 bulutsusuyla çevrelenmiş bir Wolf-Rayet yıldızı
81
Wolf-Rayet yıldızları bize kütlesi büyük yıldızların evrimindeki bir evreyi
göstermektedir. Bu evre bir kaç yüzbin yılda son bulur. Genç Öbek I yıldızlarıdırlar.
Yaşamları, büyük kütleli yıldızlar daha çabuk evrimleştiği için kısadır. 60-100 M kütleli
yıldızlar çok kuvvetli yıldız rüzgarlarına sahiptirler. Hidrojen yakma evreleri boyunca kütle
kaybederler ve dolayısıyla helyumca zengin çekirdeklerini görebiliriz. Dış katmanlar yakın
çift sistemin diğer bileşenine kaçmıştır.
82
Bir çift sistemde bir Wolf-Rayet yıldızının oluşumu ve evrimi. Bir Wolf-Rayet yıldızı büyük kütleli bir çift
yıldızdan oluşabilir. Bu sistemlerin yörünge dönemleri bir kaç gündür. Sistem 20 M ve 8 M bileşenlerden
oluşmuştur. Daha büyük kütleli yıldızın hidrojen yakma evresi yıldız rüzgarlarına neden olur. Bu maddenin bir
kısmı yoldaş yıldıza iç Lagrangian noktasından geçer. Hidrojen yakma evresinin sonunda, başlangıçtan 6 milyar
yıl sonra, kütleli yıldızın dış katmanları genişler ve Roche lobundan daha büyük olur. Kütle aktarımı 20 000 yıl
kadar sürer. Yoldaş yıldızın kütlesi artar ve 22.6 M‘ e ulaşır. Baş yıldızın kütlesi artık 5.4 M‘ dir. Hidrojence
zengin tüm zarfını kaybeder ve helyumca zengin çekirdeği görülür. Bu helyum yıldız artık bir Wolf-Rayet
yıldızıdır. Bu evrede baş yıldızın yarıçapı yalnız bir kaç güneş yarıçapı kadardır ve yıldızın çekirdeğinde helyum
yakma evresi başlar. Bu yıldız hidrojen zarflı normal yıldızın ışınım gücünden daha parlaktır. Yıldız rüzgarları bu
evrede de hala devam eder. Yoldaş yıldız hidrojen yakan büyük kütleli mavi bir dev yıldızdır ve sistemin yörünge
dönemi artmıştır. Bu Wolf-Rayet evre yaklaşık 580 000 yılda son bulur. Bundan sonraki evrimde baş yıldız bir
süpernova olur. Çekirdeğinin çökmesiyle bir nötron yıldız veya kara delik oluşacaktır. Patlama anında bir
olasılık, çift sistem dağılabilir. Yoldaş yıldız hızla sistemden ayrılabilir.
Eğer sistem ayrılmaz ise yoldaş yıldız hidrojen yakma evresinde evrimini sürdürür. Daha kuvvetli yıldız
rüzgarları üretir. Bu madde, nötron yıldızı veya kara delik etrafında toplanır ve X-ışını üretimi başlar. Sistem
artık X-ışın çift yıldızı olarak adlandırılır. Yoldaş yıldız Roche lobunu doldurarak bir kırmızı dev olur. Şimdi
madde ters yönde akmaya başlar. Kütlenin belli bir miktarı diğer bileşene geçer. Baş yıldız etrafında opaklık
artar. X-ışın gözlemini engeller. Artık yoldaş yıldızda bir helyum yıldızı olmuştur. Bu ikinci kütle aktarımının
sonunda X-ışın gözlemi yeniden yapılır. Đlginç bir cisim olan SS 433’ ün bu evrede olduğu tahmin edilmektedir.
Đkinci kütle aktarımı tamamlandığında sistem tek bir Wolf-Rayet yıldızı olarak gözlenir. Nötron yıldızı olan baş
yıldız, gözlenemez. Bu çift sistemin karekteristiği, ilk Wolf-Rayet evresinden farklıdır. Yörünge değişmiştir.
Yörünge dönemi yalnız bir kaç saat kadardır. Kütlenin büyük bir kesri sistemden ayrılmıştır ve çift yıldız ortak bir
gaz zarf ile çevrelenmiştir.
Daha sonra, diğer X-ışın salma evresi yer alır: yoldaş yıldız bir süpernova olur ve sonuçta sıkışık cisim
olarak kalır. Sistem bozulabilir, iki nötron yıldızı olarak kalabilir.
Bu senaryo, büyük kütleli bir çift sistemin gerçek evriminin basitleştirilmiş bir modelidir. Fakat, iki
büyük gözlemsel olayı açıklayabilir : Wolf-Rayet yıldızlarının ve çift X-ışın kaynaklarının varlığını. Diğer
gözlemler, gerçek sistemlerin yukarıda söz edilenlerden daha karmaşık yapıda olduğunu göstermektedir.
83
BÖLÜM 14
ÇĐFT YILDIZLAR
Đki yıldız gökyüzünde birbirlerine çok yakın görünüyorlarsa ya bunlar aynı
doğrultuya denk gelen aslında birbirlerinden çok uzak iki yıldız olabilir ya da gerçekten
uzayda aynı yerde bulunan iki yıldızdır. Đlk tür yıldızlara optik çiftler denir. Sayıları çok
değildir. Çift görülen çoğu yıldızın gerçekten fiziksel bağımlılıkları vardır: bunlar gerçek çift
yıldızlardır. Herbir yıldız diğerinin etrafında elips yörüngede dolanır. Optik çifti oluşturan
yıldızların hareketleri ilişkisizdir. Birbirlerine yakın iki yıldızı gözlediğimizde, onların
hareketlerinin özellikleri bu yıldızların optik çift mi yoksa gerçek çift yıldız mı olduklarına
karar vermemizi sağlar.
Ayrıca, en az üç yıldızlı çoklu
sistemler de vardır. Karşılıklı çekim
kuvvetleri diğer çekim kuvvetlerine
baskın çıkar. Bu gibi sistemler
birbirlerini tedirgin ederek yıldızların
ikiye ayrılmasına neden olabilir. Bir
yıldız gökadadaki tüm yıldızların
çekimsel
etkileşmelerinden
de
tedirgin olarak gökada merkezi
etrafında bir yörünge hareketi yapar.
ÇĐFT YILDIZLARIN BULUNUŞU
Çift yıldız terimi ilk defa
Claudius Ptolemy tarafından υ1 ve υ2
Sagittarii yıldızları için kullanılmıştır.
Açısal ayrıklığı 14 yay dakikası olan
bu yıldızlar aslında birbirlerinden
bağımsız yıldızlardır. Çift yıldızların
teleskopla ilk gözlemi 1643 yılında
Đtalyan Giambattista Riccioli tarafından yapılmıştır. Riccioli, Mizar’ ın (ζ
Çift yıldız Alpha Centauri. Alpha Centauri üçlü bir sistem
Ursae Majoris) iki bileşene (ζ1 ve ζ2)
olmasına rağmen resimde yalnız A ve B bileşenleri görülmeksahip olduğunu bulmuştur. 1803
tedir. Tayf türleri G2 ve K1 olan, V. ışınım gücü sınıfından cüce
yılında William Herschel bir çiftin
yıldızlardır. Bu X-ışın görüntüsü Einstein uydusuyla alınmıştır.
birbirlerine göre hareketini gösteren
Üçüncü bileşen Alpha Centauri C veya Proxima Centauri
alanın dışında kalmaktadır. Sistem Güneş’ e 1.3 pc uzaklıktadır ilk gözlemleri yapmıştır. Bulduğu
ve bize en yakın yıldızlardır. A ve B bileşenleri arasındaki
sonuca göre bu hareket, iki yıldızın
ayrıklık yaklaşık 40 AB dir. Birbirleri etrafındaki dolanma
karşılıklı etkileşiminden kaynaklanıdönemleri 80 yıldır.
yordu.
1827 yılında Felix Savay ζ Ursae Majoris çift yıldız sisteminin göreli yörüngesinin
bir elips olduğunu ve yörünge döneminin 60 yıl olduğunu gösterdi. Bu sonuç, bilimsel
düşüncenin evriminde önemli bir noktaydı: fizik yasaları ilk defa yıldızlara uygulanıyordu.
Aletlerdeki gelişmeyle çift yıldızlar üzerine yapılan araştırmalar hızla gelişti.
ÇĐFT YILDIZ GÖZLEMLERĐNDEN ÖLÇÜLEN PARAMETRELER
Örten çift yıldızların ışık eğrisi şekillerinin analizi, sistemin yıldızlarına ilişkin
atmosferlerin bazı fiziksel parametrelerinin belirlenmesini sağlar. Bir tam tutulma olduğunda,
iki bileşenin etkin sıcaklıkları oranını saptayabiliriz; bileşenlerin yarıçapları hakkında bilgi
edinebiliriz. Bu belirleme yalnız ışık eğrileri analizinden değil, yıldızların tayflarında görülen
84
dikine hız değişimlerinden de elde edilebilirse yarıçapların salt değerleri bulunabilir. Bu yolla
yarıçap hesaplanması az sayıda yıldız için olasıdır. Girişimölçer kullanarak yapılan ölçümler
yarıçapların doğrudan ölçülmesini sağlar.
Bazı sistemler yalnız bileşenlerden birinin atmosferinin ayrıntılı çalışılmasına olanak
tanır. Örneğin, ζ Aurigae, Güneş’ ten 245 kat daha büyük yarıçaplı tayf türü K olan bir dev
yıldız ile tayf türü B olan bir anakol yıldızından oluşmuş bir sistemdir. Biz yalnız çok daha
parlak olan B-tayf türünden olan yıldızın ışınımını gözleriz. Bu yıldız dönemli olarak dev
yıldız tarafından örtülmektedir. Bu dev yıldız çok genişlemiş bir atmosfere sahiptir. Bu
atmosfer yarı geçirgen olduğundan tutulma anında, B yıldızı K yıldızı arkasından belli bir
anda bir miktar görünmez olur. B yıldızının K yıldızı arkasından yapılan tayf analizi K
yıldızının atmosferi hakkında ayrıntılı atmosfer çalışması yapmamızı sağlar.
Bazı çift yıldızların ışık eğrilerinin ayrıntılı analizleri örten yıldızların dönme
hızlarının bulunmasına yardımcı olur. Çift yıldız çalışmalarından gözlem yoluyla yıldızların
tek tek kütlelerini de bazen bulmak olasıdır. Bu ölçümlerden giderek kütle-ışınım gücü ilişkisi
çıkarılabilir. Bu ilişki iç yapıyı belirleyen kuramsal modellerin test edilmesinde önemli rol
oynar.
Bütün sistemlerde bileşenlerin kütleleri saptanamaz. Gözlemler, yörüngenin şeklini
ve dolanma dönemini bulmamıza yardım eder; çekim yasası, bu gözlenen parametreler ile
etkileşen çiftlerin kütleleri arasında bir ilişki verir. Bu durumda sistemdeki yıldızların
herbirinin kütleleri bulunabilir.
ÇĐFT YILDIZLARIN SINIFLARI
Çift yıldızlar değişik gözlemler yoluyla saptanabilir. Bundan dolayı sınıflama
saptama tekniklerine göre yapılır. Bu yüzden çift yıldızları üç sınıfta toplayabiliriz: görsel
çiftler, astrometrik çiftler, tayfsal çiftler.
Eğer, bir görsel çift yıldızın uzaklığı biliniyorsa, yıldızlardan birinin diğerine göre
göreli yörüngesi ve yörünge dönemi, iki bileşenin kütlelerinin toplamını hesaplamak için
kullanılabilir. Eğer, bu bileşenlerin herbirinin hareketi, sistemin çekim merkezine göre
saptanabiliyorsa, herbir bileşenin kütlesini saptayabiliriz.
Bu yolla, Sirius ve bileşeninin kütleleri sırasıyla 2.27 M ve 0.98 M olarak
hesaplan-mıştır. Đki yıldızın görünür akıları arasındaki çok büyük fark (oran yaklaşık 40 000)
onların ışınım güçleri arasındaki farktan kaynaklanmaktadır. Çünkü, her ikisi de bizden aynı
uzaklıktadır. Ancak, her ikisi de etkin sıcaklıklarından gittiğimizde yaklaşık aynı renge
sahiptir. Anakol yıldızı olan Sirius’ un ışınım gücünden herbir yıldızın yarıçaplarını
bulabiliriz. Sirius A nın yarıçapı 2.3 R tahmin edilirken Sirius B’ nin ki Güneş yarıçapının
yüzde biri kadardır. O halde, Sirius B’ nin yoğunluğu Güneş’ inkinden bir milyon kat daha
fazladır, yani bir beyaz cücedir.
Astrometrik gözlemler 0.06 M’ den daha küçük kütleli yıldızların bulunma
olasılığını arttırmaktadır. Çünkü, bu yıldızlar büyük kütleli yıldızın öz hareketinde bir
tedirginliğe yol açmaktadır. Bu düşük kütleli yıldızlar, ışınım güçleri çok düşük olduğundan
doğrudan gözlenememektedirler. Astrometrik ölçümler aynı zamanda merkezi yıldız etrafında
dolanan gezegen sistemlerin varlığını da ortaya koyabilmektedir.
Görünmeyen bileşenli bir yıldızın hareketindeki tedirginlik gözlemleri, kütlelerin
doğrudan saptanması için yeterli değildir. Ancak, bu gözlemler sistemdeki herbir yıldıza ait
kütlelerin tahmin edilmesini sağlayabilir. Paralaksın ve bileşenlerin toplam kütlesinin
bilindiği durumlarda sonuca gidilebilir.
Tayfsal çift yıldızlar büyük teleskoplarla bile tek bir yıldız olarak görünür. Fakat, tayf
çizgilerinin konumunda dönemli kaymalara rastlanır. Bu da iki yıldızın varolduğunu kanıtlar.
Tek çizgili tayfsal çift yıldızların gözlemi, yalnız bileşenlerin toplam kütlelerini bulmamızı
sağlarken, çift çizgili tayfsal çift yıldızların iki ışık eğrisi analizi herbir bileşenin kütlesini
yörünge eğimine bağlı olarak hesaplamamıza yardım eder. Eğer, bir çift yıldız aynı zamanda
85
bir görsel çift veya örten çift yıldız ise, yörünge eğimi saptanabilecektir. Ancak bundan sonra
bileşenlerin kütleleri için gerçek bir değer verebiliriz.
Ölçülmüş en küçük kütle değerleri görsel çift yıldız Ross 614 içindir. Bileşenlerinin
kütlesi 0.114 M ve 0.062 M’ dir. Bu yolla saptanan en büyük kütleli yıldız V729 Cygni’ dir.
Çift çizgili ve örten çift yıldız olan bu sistemin baş yıldızı 58.7±9 M kütlelidir. Yoldaş yıldız
ise 13.7± 6.3 M kütle değerine sahiptir.
GÖRSEL ÇĐFT YILDIZLAR
Fotoğraf plakları üzerinde ölçüm yaparak veya teleskoplarla doğrudan bakarak çift
olduğu saptanan yıldızlara görsel çift yıldızlar denir. Bu yıldızların gözlemi kullanılan aletin
ayırma gücüyle sınırlıdır. Böyle bir çiftin saptanabilmesi için en düşük ayırma gücünün 1.5
yay saniyesinden daha büyük olması gerekir. Girişimölçer tekniğini kullanarak 0.5 yay
saniyesine kadar ayrık olan cisimleri gözleyebiliriz. Bu yıldızlardan birinin diğerine göre
göreli yörüngesi, iki yıldızın zaman içinde göreli konumlarının arka arkaya yapılan
ölçümleriyle bulunabilir. Krüger 60 çift yıldızının 1908, 1915 ve 1920 yılında E. E. Barnard
tarafından çekilen fotoğrafları, çiftin A ve B bileşenlerinin 12 yıllık dönem içinde göreli
konumlarını göster-mektedir.
Krüger 60 çift yıldızı
Gözlenen göreli yörünge gerçek yörünge
değildir. Bunun nedeni, gözlemcinin yörünge
düzlemine genelde dik olarak bakmamasıdır. Bundan
dolayı gözlemci, yörüngenin bakış doğrultusuna dik bir
düzlem üzerindeki izdüşümünü görür. Geometrik
kavramlar ele alınarak gerçek yörünge bulunabilir.
Yandaki diagram ζ Bootis ile bileşeninin göreli
yörüngesini göstermektedir.
Herbir bileşenin kütle
merkezine göre yörüngesinin (yani salt yörüngesinin)
saptanabilmesi için bu bileşenlerin gökadamızdaki
uzak yıldızlara göre tanımlanmış bir salt referans
sistemine göre konumları-nın bilinmesi gerekir. Bu gibi
çiftlerde bileşenler arasındaki karakteristik ayrıklık 1.2
AB’ den yüzlerce AB’ e kadar olabilir. Böyle
sistemlerin dönemleri ise çok büyüktür: 1.7 yıl ile100
yıl arasında değişebilir. Lick Rasathanesi tarafından
1963 yılında yayınlanmış bir katalogda 62 246 görsel
çift yıldız sistemine yer veril-miştir. Bunlardan ancak
700 sistemin yörüngeleri tam olarak saptanabilmiştir.
86
Zaman içinde kesik kesik yapılan gözlemler yörüngenin geometrik parametrelerini
bulmamıza olanak tanımakta yalnız yıldızların fiziksel olarak ilişkili olduğunu belirtmektedir.
ASTROMETRĐK ÇĐFT YILDIZLAR
Bazı yıldızların konumlarına ait ölçümlerin tekrarlanmasıyla öz hareketlerde
düzensizlikler bulunmuştur. Bu düzensizlikler, baş yıldızdan kolayca ayırtedilemeyen çok
sönük ve çok yakın bir görünmeyen bileşenin varlığını göstermektedir. Bu şekilde 1844
yılında F. W. Bessel, Sirius’ un doğrusal olmayan bir hareket gösterdiğini buldu. Salınımları
bir görsel çiftinkine uygunluk gösteriyordu. Buna göre Sirius’ un, ışınım gücü düşük olan
ikinci bir yıldızın çekiminden etkilendiğine karar verdi. Sirius B’ nin parlaklığı 8.7 kadir iken
Sirius A, 1.4 kadir parlaklığa sahipti. Aşağıdaki diagram Sirius A ve Sirius B’ nin yollarını
göstermek-tedir. Yörüngeler salt bir referans sistemine göre noktalanmıştır.
Bessel, Procyon yıldızı için de benzer
gözlemler yapmış ve bileşeninin varlığını
1896 yılında bulmuştur. Ancak, bileşen
yıldızlar daima gözlenebilir durumda
olmayabilir. Artık biliyoruz ki yirmiden fazla
astrometrik sistem vardır. Bu yöntem
özellikle dönemi büyük olan (onlu yıllar)
sistemlerin
saptanmasında
oldukça
kullanışlıdır.
Bazen
çift
yıldızın
yörünge
hareketlerinden
düzensizlikler
saptanmaktadır. Bu durum görünmeyen
üçüncü bileşenin varlığını gösterir. O halde
sistem üçlü bir sistemdir. 61 Cygni yıldızı
böyle bir sisteme örnektir.
Bilinen en iyi gözlenmiş astrometrik
sistem belki de Barnad Yıldızı’ dır. Bu yıldız
bize en yakın üçüncü yıldızdır. Tayf türü
M5V olan yıldızın görsel parlaklığı 9m.5 dir.
Sistemin dönemi 11.5 yıldır. Bileşeninin
kütlesinin Jüpiter’ in kütlesine yakın olduğu
tahmin edilmektedir. Aslında yapılan
hesaplar Barnard yıldızının iki bileşeni
olduğunu göstermektedir. Đkincisinin yörünge dönemi 26 yıldır ve kütlesi Jüpiter’ in 1.15
katına eşittir. Bu bileşenlerin merkezdeki yıldızdan uzaklıkları bir kaç AB olmalıdır; bu
sonuçlar bize Barnard yıldızının bir gezegen sistemi olduğuna dair ip uçları taşır.
Alcor ve Mizar optik çift sistemi. Mizar, küçük bir teleskopla görülebilen bir görsel çift yıldızdır. Herbir bileşen
de aynı zamanda bir görsel çifttir. Hatta, Mizar B’ nin üçlü bir sistem olduğuna dair bulgular vardır.
87
TAYFSAL ÇĐFT YILDIZLAR
Çift yıldız saptamak için diğer bir yol 1889 yılında Antonia Maury tarafından
bulunmuştur. Maury, β Aurigae yıldızının bazen çift çizgili bir tayf gösterdiğini farketmiştir.
Bu, bir plak üzerinde aynı anda görülen iki yıldız olduğunu ifade etmektedir. Çizgilerin
konumları herbir bileşenin yörünge hareketleri yüzünden zamana bağlı olarak değişmektedir.
Dikine hızdaki değişim dönemlidir. Dönem, yörünge hareketine ilişkindir. Bu gibi yıldızlara
tayfsal çift yıldızlar denir.
Diagram (a), yıldızların dönemli hareketlerinin dikine hızlarında nasıl bir değişim yaratabileceğini gösterir.
Burada yörüngeler dairesel olarak kabul edilmiştir. Sistemin çekim merkezi G’ dir ve Yer, yörünge düzlemindedir. Yıldızlar birbirlerine çok yakın olduklarından, her ikisi de eşzamanlı olarak gözlenir ve tayfları aynı
fotoğraf plağında görülür. Yıldızlar 1 ve 3 konumlarındayken dikine hızları sıfır olacaktır. Đki yıldızın çizgileri üst
üste binecektir. Yıldızlar 1 konumundan 2 konumuna doğru gelirken, A yıldızı Yer’ den uzaklaşacak, B yıldızı Yer’
e doğru yaklaşacaktır. Bu konumda Doppler etkisinden dolayı çizgilerde kayma gözlenecektir. A yıldızı için
kırmızıya kayma, B yıldızı için maviye kayma görülecektir. 3 konumundan 4 konumuna hareket boyunca, olayın
tersi gözlenecektir. Đki yıldıza ait olan çizgiler aynı miktarda kaymayacaktır; B yıldızı, yörüngesi üzerinde A
yıldızına göre aynı dönem içinde daha hızlı hareket edecektir. Çünkü, çekim merkezinden daha uzaktır. Yıldızların
yörüngelerindeki bu dönemli hareketlerin sonucunda sinuzoidal dikine hız değişimleri elde edilir. Bu gibi
yıldızların hepsine çift-çizgili tayfsal çift yıldızlar denir. Bazı durumlarda fotoğraf plağında yalnız bir tayfı
görürüz. Çünkü, diğer bileşen çok sönüktür. Bu tür çiftlere de tek- çizgili tayfsal çiftler denir. Diagram (b) bu
durumu açıklamaktadır. Önerilen kuramlar bir öncekinde olduğu gibidir. Genelde yörüngeler dairesel değil,
elipstir. Dikine hız eğrileri dönemlidir, fakat sinuzoidal değildir.
88
Çok fazla sayıda tayfsal çift yıldız vardır. Tahminlere göre her dört yıldızdan üçü
tayfsal çift yıldızdır. Gözlenen dönemler bir kaç saatten bir kaç yıla kadar değişebilir. Dikine
hız eğrilerinin çalışılmasından, bir yıldızın diğerine göre eliptik yörüngesini tanımlayan
parametreleri hesaplayabiliriz. Fakat, onun uzaydaki yörüngesinin oryantasyonunu
bulamayız. Bununla beraber, yıldızlar tayfsal çift olmaksızın da dikine hızlarında dönemli
değişimler gösterebilir. Aslında, onların yörüngelerinin özelliklerini saptayabilirsek, yörünge
yarıçapının, bir yıldızın yarıçapından daha küçük olduğunu bulabiliriz! Bu değişimler yıldızın
atmosferindeki hareketleri temsil eder. Örneğin, bunlar Cepheid türü değişenler olabilir. Bir
tayfsal çift yıldız, yalnız yakın bir sistemin üyesi ise bulunabilir. Bileşenlerin yörünge hızı
yüksektir. Dikine hızdaki değişimler ölçülebilecek kadar büyüktür. Bu yöntemin duyarlılığı
Doppler etkisinin ölçümlerinin güvenilirliğine bağlıdır. Görsel ve astrometrik çift sistemler
genelde saptanabilecek kadar küçük dikine hız değişimlerine sahiptirler. Çünkü, yıldızların
yörüngedeki hareketi, yörünge daha büyük olduğunda daha yavaştır.
ÖRTEN ÇĐFT YILDIZLAR
Bir çift yıldızın yörüngesine tam kenardan veya çok büyük bir açıyla bakıldığı zaman
yıldızlardan biri dönemli olarak gözlemcinin bakış doğrultusuyla diğer yıldızın arasına girer.
Böyle bir durumda tutulmalar veya örtülmeler görülür. Örtülmeler yıldızların göreli çapları ve
yörünge düzleminin bakış doğrultusuna olan eğikliğine göre parçalı (a) veya tam (b) tutulma
olabilir.
Bu çift yıldızlar sistemin görünür parlaklığındaki dönemli değişimlerden saptanabilir. Bu tür
yıldızlar örten çift yıldızlar veya fotometrik
değişen yıldızlar olarak adlandırılır. Bu türün
gözlenen ilk yıldızı Algol (β Persei)' dur.
Parlaklığındaki değişim 1670 yılında Geminiano
Montanari tarafından göz-lenmiştir. Algol’ un ilk
sistematik gözlemleri 1783 yılında John Goodricke
tarafından yapılmış ve döne-minin 2 gün 20 saat 49
dakika 3 saniye olduğu bu-lunmuştur. John
Goodricke bu değişimi açıklayan iki model
önermiştir. Birinci önerisi, yıldızın üstünde dev
lekelerin olduğu, diğeri ise Algol’ un etrafında
dolanan ve tutulmalar yaratan büyük bir gezegenin
varlığıdır.
Şu anda 4000’ den fazla örten çift sistemin
var olduğunu biliyoruz. Bu sistemlerin dönemleri
genelde kısadır: birkaç saatten bir kaç on güne
kadar değişebilir. Ölçülmüş en kısa dönemli yıldız
WZ Sagittae: 1 saat 22 dakika ve en uzun dönemlisi
ise 9883 gün veya yaklaşık 27 yıl ile ε Aurigae' dır.
Sistemlerin parlaklıklarındaki değişim ölçümleri genelde fotoelektrik ışıkölçüm (fotometri) ile yapılır.
Zamana bağlı parlaklık değişimine ışık eğrisi denir.
Bu eğrinin şeklinin çalışılmasıyla yörünge parametreleri yeniden bulunur.
Yanda şematik bir ışık eğrisi gösterilmiştir.
Aslında,
ışık
eğrileri
çiftlerin
karşılıklı
etkileşimlerin-den dolayı bozulmalar gösterir.
Örneğin, bileşenler arasında oluşan yansıma
etkileri, birinin veya diğeri-nin diskinde görülen
parlaklık değişimi, karşılıklı çekim etkilerinden
89
dolayı yıldızların şekli değişir.
Bir Çift Yıldız Sisteminde Lagrangian Noktaları ve Eşpotansiyel Yüzeyleri
Bir çift sistemdeki iki yıldız (S1 ve S2) ortak çekim merkezi etrafında dolanırlar. Bu
durum merkezkaç kuvvetine neden olur. Belirli noktalarda, bu merkezkaç kuvvet iki yıldızın
toplam çekim kuvvetleri tarafından tam olarak dengelenir. Lagrangian noktaları olarak
adlandırılan bu beş denge noktasından birinde bulunan bir cisim hareketsiz olarak kalır ve çift
sistemle birlikte döner.
Yandaki diagramda bu noktalar L harfiyle
gösterilmiştir. Yalnız L4 ve L5 noktaları kararlı denge
noktalarıdır: eğer, bir cismin yerini L4 ve L5
konumundan biraz değiştirirsek sonuç kuvvet, onu
denge konumundan geriye doğru itecektir. Diğer üç
nokta L1, L2 ve L3 kararsız denge noktalarıdır: eğer,
bir cisim bu noktaların birinden biraz yer değiştirirse,
cisim bu noktadan uzaklaşacaktır. Diagram aynı
zamanda sistemin eşpotansiyel yüzeylerinin kesitini
de gösterir. Herbir yıldızın etrafındaki hacim Roche
Lobu olarak adlandırılır.
Bir Çift Sistemde Yıldızların Şekilleri
Eğer, herbir yıldızın hacmi Roche Lobundan daha küçükse, çift yıldız ayrık çifttir.
Herbir yıldızın şekli eşpotansiyel yüzeyiyle belirleneceğinden, bileşenler küresel veya
küresele yakın şekillere sahip olurlar.
90
Evrimleri boyunca yıldızlar genişlerler. Eğer, genişleme anında yıldızın hacmi Roche
Lobunu taşarsa, büyük yıldızdan küçük yıldıza doğru iç Lagrangian noktası L1’ den bir kütle
aktarımı başlar. Sistem artık yarı ayrıktır. Aktarılan madde doğrudan bileşenin üstüne
düşemez ve yıldızın etrafında sarmal bir yapı oluşturur. Bu madde genelde yıldız etrafında bir
toplanma diski meydana getirir.
Eğer, her iki yıldız da genişler ve Roche Loblarını doldururlarsa, değen çift olurlar.
Eğer, bu genişleme devam ederse, iki yıldızın maddesi daha büyük hacim kaplar ve maddeleri
karışır. Dolayısıyla, iki yıldızın çekirdeğinin etrafını saran bir ortak zarf oluşur ve
termonükleer reaksiyonlar bu zarfta devam eder. Hatta, sistem eğer çok büyürse L2 ve L3
noktalarından madde kaybetmeye başlar. Bu çift sistemin iki bileşeni arasında kütle aktarımı
olası olduğu durumlarda bu tür sistemlere yakın çift yıldızlar denir.
91
Algol sistemi, bir yakın çift yıldız sisteminin evrimindeki ilk evreyi geçirmiştir.
Başlangıçta sistem, 3 M ve 1.5 M kütleli ayrık yıldızlardan oluşmuştur. Daha büyük
kütleli yıldız hidrojenini hızla yakmış ve merkezde hala yanma devam ederken dış
katmanlarını yavaşça genişleterek Roche Lobunu doldurmuştur. Daha sonra kütle iç
Lagrangian noktasından diğer bileşene aktarılmış, iki yıldızın kütleleri ve oynayacakları roller
değişmiştir. Başlangıçta büyük kütleli olan yıldız 0.8 M’ lik kırmızı bir yıldız, bileşeni ise
3.7 M’ lik bir mavi yıldız olmuştur. Sistem şimdi yarı-ayrıktır. Bileşenleri arasında çok
küçük bir madde akımı vardır.
Yakın Örten Çift Sistemlerin Işık Eğrileri
Yakın çift sistemler sık sık örten çift yıldızlar olarak da anılırlar. Böyle bir sistemin
ışık eğrisi: yıldızların küresel şekilli olmamasından ve yansıma etkisinden dolayı etkilenir.
Algol (β Persei) durumunda, sistemin daha büyük kütleli bileşeni aynı zamanda daha
parlaktır. Roche Lobunu doldurmamış olduğundan yüzeyi çok az şekil değiştirmiştir. Böyle
bir sistemin ışık eğrisi çok bozulma göstermez, yarı-ayrık bir sistemin ışık eğrisidir. β Lyrae
durumunda daha parlak yıldız Roche Lobunu doldurmuştur. Işık eğrisi önemli oranda biçim
değiştirmiştir. Bundan başka, bu yarı-ayrık sistemde, iki bileşen arasında çok kuvvetli madde
akımı vardır. Dönemi 12.9 gündür.
W UMa sistemi iki yıldızın birbirine değdiği, ortak zarflı ve kütle aktarımına sahip
bir yıldız sistemidir. Işık eğrisi aynı derinlikli iki minimum gösterir. Minimumlar arasındaki
ışık, kuvvetli etkileşim yüzünden çok bozulmuştur.
U Geminorum ise parlak yıldızı Roche Lobunu doldurmuş ve etrafında toplanma
diski bulunan beyaz cüce bileşenli diğer bir örten çift sistemdir. Bu diskteki kuvvetli
hidrodinamik olay sistemi çok parlak yapar. Đç Lagrangian noktasından gelen madde akımı
beyaz cücenin yakınındaki disk maddesine çarpar. Gaz akımlarının kinetik enerjisinin ışınıma
dönüşmesiyle büyük bir enerji açığa çıkar. Sıcak leke olarak adlandırılan bu bölge sistemdeki
yıldızlardan daha parlaktır.
92
BÖLÜM 15
GENÇ YILDIZ KÜMELERĐ
Gökadamızdaki yıldızların çoğu uzayda gelişigüzel dağılmışlardır. Takımyıldızların
şekilleri basit bir perspektif (Yer’den görüldüğü gibi) etkisi sonucu belirlenmiştir. Ancak, bazı
yıldız gruplarının kökeni ortaktır. Örneğin, bunlardan en iyi bilineni Pleiades (Ülker)’ dir. Bu
kümeler bir kaç yüz genç yıldız içerirler ve küresel kümelerden kolayca ayırtedilebilirler.
Bilindiği gibi küresel kümeler, içlerinde yüzbinlerce yıldız içeren yaşlı yıldız kümeleridirler.
Bu nedenle, genç yıldız kümelerine açık yıldız kümeleri denir.
Açık küme yıldızlarının öz hareket çalışmaları, küme yıldızlarının hepsinin beraber
hareket ettiğini göstermektedir. Bu da bize bu yıldızların bir fiziksel grup oluşturduklarını
anlatır. Perspektiflik yüzünden, öz hareketlerinin doğrultusu gök küresinde belli bir noktaya
doğrudur. Küme yıldızlarının dikine hız ölçümleri (tayf çizgilerindeki Doppler kaymasından)
yapılarak bu noktanın yeri bir kaç açık kümenin uzaklığının saptanmasını sağlamıştır. Bu
yöntem kullanılarak Güneş’ ten 43 pc uzaklıkta bulunan Hyades kümesinin uzaklığı en
güvenilir biçimde saptanmıştır. Taurus takımyıldızının bir kısmında oluşan Hyades, bir açık
yıldız kümesidir. Kümelerin uzaklıkları genellikle, içerdikleri yıldızların parlaklık ve renkleri
Hyades’ in yıldızlarıyla karşılaştırılarak bulunur. Ancak, bu yöntemin duyarlılığı oldukça
zayıftır.
Pleiades (Ülker) açık yıldız kümesi. Resimde kümenin en parlak ve çıplak gözle de görülebilen yıldızları
görünmektedir. Bu yıldızları saran bulutumsu yapı kümenin oluşumu aşamasındaki gaz bulutudur. Yaklaşık 250
yıldızı kimliklendirilmişse de daha fazla yıldız içermektedir. Bu küme yaklaşık 126 pc uzaklıktadır.
93
Açık kümeler, yıldızlararası maddenin ve genç Öbek I yıldızlarının bulunduğu
gökada diskinde yoğunlaşmışlardır. Bu nedenle açık kümeler bazen galaktik (gökadaya ait)
kümeler olarak adlandırılırlar. Güneş’ ten 3 kpc uzaklık içinde binden fazla açık küme olduğu
bilinmektedir. Daha büyük uzaklıklardaki kümeleri, artan gökada yoğunluğuna karşın ayırt
etmek zordur. Açık kümelerin en yakınlarından biri Ursa Major Kümesidir. Gökada
düzleminden uzakta birkaç açık küme bulunmuştur. Bu özellik gökada düzlemimizin
konumunu belirlememizde kullanılmaktadır. Güneş’ in etrafındaki açık kümeler tarafından
kaplanan hacmin kalınlığı ve çapı arasındaki oranın binde birden daha az olduğu
bulunmuştur.
Gökadamız içinde ortak
uzay hareketlerine sahip diğer
yıldız grupları da bulunmaktadır.
O veya B yıldızları içeren bu
grup-lara
OB
oymakları
denilmektedir. Bunlar hemen
hemen yıldızlararası gaz ve toz
yapıların
yakınlarında
bulunmaktadırlar. En iyi bilinen
OB oymaklarından biri Orion takımyıldızı içinde yer almaktadır.
Kümeler ve oymaklar, aynı yaşa ve aynı kökene sahip yıldızlarının gözlemini sağladıklarından astronomide büyük öneme
sahiptirler. Bunların, aynı kimyasal yapıya sahip, homojen bir gaz
buluttan oluştuklarına inanılır.
Böylece,
yıldızların
evrim
basama-ğını
belirleyen
üç
bağımsız
para-metreden
(yaş,
Açık ve küresel yıldız kümelerinin HR diagramı
orjinal kimyasal yapı ve kütle)
ikisi sabitleştirilmiş olur. Dolayısıyla aynı kimyasal yapıya ve aynı yaşa sahip yıldızların
evrimine faklı kütlelerin nasıl etki yaptığı gözlenmiş olur. Küme evriminin sorunu aslında çok
karmaşıktır. Bilindiği gibi bazı yıldızlar kütlelerin önemli bir kısmını yıldız rüzgarlarıyla
kaybetmektedir. Bu olay beyaz cücelerin neden bazı genç yıldız kümelerinde bulunduğunu
açıklamaktadır.
Açık kümelerin ve oymakların yaşı, bize iki bağımsız tartışmayı başlatır. Her şeyden
önce, açık kümelerdeki yıldızlar, küresel kümelerdekinin tersine birbirlerine zayıf çekimsel
kuvvetlerle bağlıdır. Çünkü, bunların birbirlerine göre hareketleri çok küçük olduğundan
kümenin çekim kuvvetini yenip kaçabilirler. Hesaplar ortalama kaçma hızının yüzbin yılda
bir, 1 yıldız olduğunu göstermiştir. Bu dinamik tartışmalardan biri, bir kümenin yaşının yüz
milyon yıldan fazla olamayacağını göstermektedir. Bu süre tüm küme yıldızlarının gökada
diskine yayılması için geçen süredir.
Yıldız evrim kuramını temel alan yöntemler, açık kümelerin yaşları için de benzer
sonuçlar vermektedir. E. Hertzsprung ve H. N. Russell küme yıldızları üzerine çalışırlarken
renk (sıcaklık) ve parlaklık (salt ışınım gücü) arasındaki ilişkiyi aynı zamanda buldular.
Oluşturdukları diagram bugün bile hala astronomi ve astrofizik alanında kullanılmaktadır. HR
diagramı olarak adlandırılan bu diagramda, bir açık kümede bulunan yıldızların çoğu
köşegenlemesine dar bir bant (anakol) üzerinde bulunmaktadır. Anakoldan dönme noktası
kümelerin yaş tayininde kullanılmaktadır.
94
BÖLÜM 16
KÜRESEL KÜMELER
Küresel kümeler isimlerini küresel yapılı görüntülerinden alırlar. M13 (NGC 6205)
Hercules takımyıldızında çıplak gözle görülebilen bir küresel kümedir, ancak tek tek
yıldızlarını görebilmek için büyük bir teleskoba gereksinim vardır.
Tipik bir küresel küme yüzbin ile bir milyon arasında yıldız içerir. Yıldızlar karşılıklı
çekim kuvvetlerinden dolayı uzayda topluca dururlar. Bu kümelerin küresel şekli, çekim
kuvvetlerinin izotropik özelliklerini gösterir. Birim hacimdeki yıldız sayısı kümenin dış
bölgelerinden merkeze doğru artar. Merkez yakınında yıldız yoğunluğu parsek kübde bir kaç
bin yıldızdır. Bu yoğunluk güneşin komşuluğundaki yıldız yoğunluğundan bin kat daha
yüksektir. Yalnız bir kaç küresel küme elipsoid şekildedir. Omega Centauri (NGC 5139 ) çok
basıklaşmış kümelerden biridir. Kümelerin çapları 7-120 pc aralığındadır. Omega Centauri’
nin çapı 20 pc’ dir.
Küresel kümeler tüm türden ve boyuttan gökadaların civarında bulunurlar. Bizim gökadamızla ilişkili kümeler merkez
etrafında küresel olarak dağılmışlardır. Gökada merkezi Güneş’ ten
10 kpc uzakta Sagittarius doğrultusundadır. Gökadamız içindeki
kümeler 60 kpc çaplı bir küre
içinde dağılmışlardır. Ancak, bir
çoğu da dış kısımlardan ziyade
gökada merkezi yakınında bulunmaktadır. Şu anda yaklaşık 200
küresel kümenin olduğu bilinmektedir. Herbir küme 200
milyon yıllık bir dönemle merkez
etrafında basık bir yörüngede
dolanmak-tadır. Bu dolanımları
boyunca gökadamız düzlemiyle
iki kez kesişirler. Bu gibi
kesişimler kü-meler üstünde
çekimsel etki üretir. Bir kümenin
yörünge hızı gök-adanın toplam
kütlesine
bağlıdır.
Gökada
M13 küresel kümesi
merkezinden R uzaklıkta bulunan
bir küme (M/R)1/2 ile orantılı bir hıza sahiptir. Burada M, R yarıçaplı bir küre içindeki
gökadanın toplam kütlesidir. Bu gibi ölçümlerden giderek düşük ışınım güçlü yıldızların
gökadanın toplam kütlesine katkısı hakkında bir fikir elde edilebilir.
Küresel kümeler gözlenebilen, Güneş’ ten en uzak galaktik gökcisimlerdir. Onların
uzaklıklarını doğrudan saptamak olası değildir. Çünkü, 30 pc’ den daha uzak yıldızların
trigonometrik paralaks yöntemi ile uzaklıklarını ölçemeyiz. Küresel kümelerin uzaklıkları ilk
defa Henrietta Leavitt tarafından 1908 yılında dönem-parlaklık ilişkisinin bulunuşundan
sonra Shapley tarafından elde edilmiştir. Bu ilişki Büyük Magellan Bulutu’ ndaki Cepheid
değişenlerinin dönem ve parlaklıkları arasındaki doğrusal ilişkiyi verir. Shapley’ e göre birkaç
küresel kümede gözlenen Cepheid’ ler aynı özellikleri göstermektedir. Bundan dolayı,
Shapley kümelerin gökada merkezinden itibaren küresel dağılımlı olduğunu buldu ve çapını
80 kpc olarak belirledi. Đlerleyen yıllarda yıldızlararası sönükleştirmenin önemi açıklanmaya
çalışılırken ve gökadamızdaki Öbek türleri bulunurken (Walter-Baade 1940) Shapley’ in
95
sonuçlarından yararlanıldı. Öbek II yıldızları, düşük ağır element (karbon, azot, oksijen,
demir, vb.) bolluklarıyla karekterize olmuş yaşlı yıldızlardır. Öbek I yıldızları ise bunların
tersine genç ve materyal yapıları daha önceki yıldız nesillerinin nükleosentez işlemleri
sonucunda üretilen maddelerce zengindir. Buna karşıt olarak Shapley, küresel kümelerdeki
Cepheid’ lerin salt ışınım güçlerinin aynı dönemli Öbek I Cepheid’ lerden dört kat daha az
olduğunu varsaymıştı.
Gökadamızın
küresel
kümeleri çok yaşlıdır. Bunların
yaşı kuramsal yıldız evrimi
modelleri
temel
alınarak
hesaplatılan HR diagramlarıyla
karşılaştırılarak
saptanmıştır.
Küme yıldızları olup aynı
kimyasal yapılı farklı kütleli
yıldızların kuramsal evrimleri, kümelerin HR diagramlarıyla eşleştirilerek yapılmaktadır. Kararsızlıkların tümüne yanıt veren yaşlar
10-15 milyar yıl arasındadır. Küresel kümelerin hepsi aynı ağır
ele-ment bolluğuna sahip değildir.
An-cak, hepsi en yaşlı açık
kümeler-den ağır elementçe daha
fakirdir. Çünkü, küresel kümeler
gökada-mızda ilk oluşan yapılar
oldukla-rından
süpernova
patlamaları
ve
nükleosentez
Küresel kümelerin HR diagramı
işlemleri sonucunda üretilen
yıldızlararası maddeyi içermezler veya çok az içerirler. Küresel kümelerin yaklaşık üçte ikisi,
Güneş’ ten yüz kat daha az ağır elemente sahiptir. Üçte birini oluşturanlar ise bu ilk gruptan
50 kat daha fazla ağır element bulundururlar. Bu tür gözlemlerle gökadamızın kimyasal
evriminin ilk çağlarındaki önemli bilgi araştırılır.
Diğer gökadalardaki küresel kümelerin gözlemleri de büyük önem taşır. Andromeda
Gökadası (M31) etrafındaki küresel kümeler bizim gökadamızın kümelerinden ağır elementçe
daha zengindir. Onların uzay dağılımı daha seyrektir. Aslında onların erken evriminin daha
yavaş ve daha düzensiz olduğu önerilmektedir. Öte yandan Büyük Magellan Bulutu tüm
yaşlardan küresel kümeler içerir. En gençleri 10 milyon yıl yaşındadır. Yıldız oluşum hızı bu
gökada da yavaşlamıştır. Bizim gökadamızdaki küresel kümelerin nasıl oluştuğuna ait genel
görüş, ilkel gökada bulutunun parçalanması biçimindedir. Düşük yoğunluklu bölgelerde yani,
en uzaklarda oluşan kümeler belki de uzun zaman ölçeklerinde ancak oluşabilmişlerdir.
Gökada merkezine yakın bölgelerde oluşanların oluşum bölgelerindeki yüksek gaz yoğunluğu
kümelerin oluşumunu hızlandırmıştır. Kümelerin evrimi çok yavaş olduğundan günümüzde
onların yaşamlarını bilgisayar simülasyonları ile temsil edebiliriz. Bir kümede bulunan
yıldızlar uzun süre içinde birbirleriyle kesişecek şekilde düzgün yörüngelerde dolanırlar.
Ancak, iki yıldızın birbirlerine çok yakın geçişleri sırasında karşılıklı çekim kuvvetleri
birbirlerinin yörüngelerini tedirgin eder. Bazıları kümeyi terkederken bazıları küme
merkezine doğru çekilirler. Merkez yakınlarında yıldız yoğunluğu parsek kübde bir kaç bin
yıldıza ulaştığı zaman, yıldız çarpışmaları yakın çift yıldızların ve belki de bir kara deliğin
oluşmasını sağlayacaktır. Pek çok küresel kümeye ilişkin X-ışın gözlemi de bu senaryoyu
destekler. Küresel kümeler astronomide çok büyük rol oynamaktadır. 20.yy’ ın başlarında
onların gökada dağılımlarının bilinmesi gökadamızın yapısını daha doğru tanımamızı
sağlamıştır. Küresel kümelerin yaşları gökadamızın evrimi ve yaşı hakkında bilgi
vermektedir.
96
BÖLÜM 17
YILDIZLARARASI ORTAM
Gökadamız (Samanyolu) gibi bir gökadadaki yıldızlar arasında ortalama 2-3 parsek
uzaklık vardır. Yıldızlar arasındaki uzay yayılmış madde ile doludur. Bu maddenin kütlesi
kendi gökadamız için, yıldızların toplam kütlesinin onda biri kadardır. Yıldızlararası ortam
(YAO) ve yıldızlar birbirinden çok ayrı iki bölge gibi düşünülemez. Çünkü, yıldızlar bu ortam
içinde doğar ve evrimleşir.
YAO bir yerden bir yere değişir ve bir çok formda gözlenir. Gözle görülmeyen
karanlık bulutlar parlak Samanyolu arasında ancak belli olur. Gökyüzünün bu bölgelerinde
yoğun yıldız bulutlarını görmemizi engelleyen büyük gaz ve toz kütleleri bulunur.
Orion Bulutsusu (M42)
Uzun bir süredir bilinen gaz bulutsular yıldızlararası gazın diğer bir görünüşüdür.
Burada genelde sıcak yıldızlar bulunur. Bu yıldızlardan çıkan ışınım gazı iyonlaştırır (H II
bölgeleri) veya ortamdaki tozun parlamasına yol açar (Yansıma Bulutsusu). Gözlemler,
yıldızlararası gazın çoğu yerde yıldızlararası bulut formunda yoğunlaştığını ve çalkantılı
hareketler gösterdiğini ortaya koymuştur. Yıldızlararası madde (YAM) sıcak yıldızların
tayfında görülen soğurma çizgilerinden (Na, K gibi) giderek dolaylı yoldan da saptanabilir.
Gözlemlere göre yıldızlararası gaz (YAG) dağınık bir yol izleyerek ortalama 10 km/s’ lik bir
hızla hareket etmektedir. Bu sürekli hareket bulutların çarpışıp birleşmesine veya
parçalanmasına neden olur.
YAO üzerine en iyi bilgi edinmenin bir yolu da gaz tarafından salınan radyo
dalgalarının gözlemidir. Hidrojen, düşük sıcaklık ve yoğunluklarda 21.11 cm dalgaboyunda
ışınım salar. Uzayda her yüz atomdan doksanı hidrojen atomudur. 21.11 dalgaboyundaki
gözlemler gökadamızın hidrojence zengin bölgelerinin haritasını çıkarmamıza olanak tanır.
Bu gözlemler sonucunda hidrojenin, gökadanın diski yerine merkez bölgede ve dört sarmal
kolda yoğunlaştığı görülmüştür. Nötr hidrojen (H I), kütlesi 0.1-1000 M aralığında bulunan
bulutlara yayılmıştır. Bunların yoğunluğu çok düşüktür, cm3 de yaklaşık 50 parçacık bulunur.
97
Bu bulutların içindeki sıcaklık çok azdır. Salma yapan gazın radyo gücünden çıkarılan sonuca
göre, sıcaklık 80 K (yaklaşık -200°C ) civarındadır.
Bunların dışında daha büyük kütleli, daha yoğun ve daha
soğuk olan moleküler bulutlar veya moleküler kompleksler de vardır. Milimetre dalgaboyunda yapılan gözlemler bunların varlığını
ortaya koymaktadır. Bunlar moleküller içeren yıdızlararası gaz
yapılardır. Đçlerinde 60’ dan fazla
molekül ve radikal türü bulunmuştur. En bol bulunanı doğal
olarak hidrojen molekülüdür (H2).
Bazı moleküler yapıların kütleleri
500 000 M’ i aşarken merkez
bölgelerindeki yoğunluk cm3’ de
10 000 parçacıktan daha fazla
olabilir. Sıcaklık ise 10 K’ den
daha
düşüktür.
Yaşları
bilinmemektedir. Çok büyük
kütle-lere sahip olduklarından
kendi çekim kuvvetleri altında
çökecek-lerdir.
Kızılöte
gözlemleri bu bölgelerde bugün
yıldız oluşumla-rının olduğunu
göstermektedir.
YAO’
ın
kütlesinin yarısı molekü-ler bulut
formunda yoğunlaşmıştır.
YAO içinde Bok Küreleri
olarak adlandırılan daha küçük
moleküler
oluşumlar
da
bulunmak-tadır.
Bunların
boyutları genelde 1 pc’ den daha
Barnard Đlmiği
küçüktür ve kütle-leri yaklaşık
200 M’ dir. Bunlar yıldız oluşum
bölgeleridir.
GAZ BULUTSULAR
Bulutsular, yıldızlararası uzaydaki maddenin varlığını gösteren en açık işaretlerdir.
Gökadamızda yüzlercesi sayılmıştır. Gökada diskimizin yakınlarına dağılmışlardır. YAM’ ın
çoğu burada toplanmıştır. Birbirlerinden ayrılan dört tür bulutsu vardır: H II bölgeleri olarak
adlandırılan iyonlaşmış hidrojen bölgeleri, yansıma bulutsuları, gezegenimsi bulutsular ve
süpernova kalıntıları.
H II bölgeleri, çok büyük kütleli, çok sıcak ve çok yeğin moröte ışınımı salan O türü
yıldızlar tarafından üretilir. Yeğin moröte akı gaz baloncuklarının sıcaklığını 10 000 K’ e
kadar yükselterek ısıtır ve iyonlaştırır. Bulutun kalbinde bulunan bu sıkışık H II bölgeleri
başlangıçta kendini göstermez. Genellikle sıcak tozdan salınan kızılöte ve radyo dalgalarıyla
saptanabilir. Daha sonra baloncukların basıncı YAO’ ın basıncından daha yüksek olur ve
iyonlaşmaya başlayarak optik olarak görünür.
98
Yansıma bulutsuları tamamen farklı bir kökene sahiptir. Bu bölgeler yıldızlararası
tozca zengindir ve yakınlardaki parlak yıldızlardan gelen ışığı yayarlar. Mavimsi
renkleriyle
Trifid yansıma bulutsusu
Aquila gezegenimsi bulutsusu
karekterize olurlar. Mikrometrenin onda biri boyutlarına sahip toz parçacıkları mavi ışığı
kırmızı ışıktan daha çok yansıtarak, daha kolay görünmelerine neden olurlar. Aynı neden,
sigara dumanının dolaylı olarak aydınlatıldığı zaman mavi görünmesinde de geçerlidir. Fakat
ışık, dumanın arasından geçirildiğinde sigara dumanı kırmızı renkte görünür.
Vela süpernova kalıntısı
99
Gezegenimsi bulutsuların adı onların teleskoptaki disk-benzeri görüntülerinden
dolayı verilmiştir. Aslında, H II bölgeleri gibi merkezlerindeki çok sıcak yıldız tarafından
iyonlaştırılan gaz bulutlardır. Parlak gaz merkezdeki yıldızın iyonlaşmış yüzey katmanlarının
fırlatılması sonucunda oluşmuştur. Gezegenimsi bulutsular H II bölgelerine karşıt olarak
sarmal kollarda bulunurlar. Orta kütleli dev yıldızların evrimlerinin son basamaklarıdır.
Pleiades Kümesi etrafındaki yansıma bulutsusu
Süpernova kalıntısı (SNR) bir yıldızın ölümcül büyük patlamasının bir sonucudur.
Kalıntı terimini kullanmak aslında hatalıdır. Çünkü, ışık salan bu bölge bir yıldızın
kütlesinden daha büyük kütleli gaz içerir ve yeni yıldızların oluşumuna yarar sağlar. Patlama
sonucu serbest kalan büyük enerji miktarı büyük hızlarla ilerleyen bir şok dalgası üretir. Bu
durum genç bir kalıntıda sıcaklığın bir milyon Kelvin’ den daha fazla artmasına ve
elektromanyetik tayfın her bölgesinde ışınım yaymasına neden olur. Yaşlandıkça, SNR soğur
ve ortamla aynı sıcaklığa sahip olur. Bazı büyük boyutlu yaşlı kalıntılarda filament yapılı
kabuklar görülür. Burada yoğunluk yüksektir ve filamentlerin optik olarak görünmesini
sağlar.
MOLEKÜLER BULUTLAR
Moleküller YAO’ da ilk defa 1937
yılında F. Adams tarafından 400 nm dalgaboyunda parlak yıldızların tayfında CN,
CH+ ve CH radikallerinden alınan soğurma
çizgileri olarak gözlenmiştir. Bu çizgiler
çok dardır ve ancak düşük sıcaklıklarda
elde
edilebileceklerinden
gözlenen
yıldızların
genişlemiş
atmosferlerinde
bulunamazlar.
Moleküllerin saptanması günümüzde radyo astronomi teknikleri kullanılarak
yapılmaktadır. 1963 yılında Weinreb ve
Barrett gökadamız merkez doğrultusunda
hidroksil (OH) radikalini buldular. Çok
yeğin ve çok dar olan radikalin çizgileri
uyartılmış maser ışınım mekanizması
yoluyla üretilmektedir. SiO ve H2O
molekülleri de maser ışınım salar. Maser
kaynakları genelde 3x10-4 pc’ den daha az
boyutludur. Daha ziyade oluşum anındaki
yıldızlarla ilişkilidirler. Dolayısıyla bu gibi
yıldızların bulunmasını kolaylaştırırlar.
Rho Ophiuchi karanlık bulutu
100
Yıldızlararası moleküller üzerine yapılan çalışmalar 1968’ den sonra yoğunluk
kazanmıştır. Santimetre ve milimetre dalgaboylu gözlemlerle elliden fazla molekülün varlığı
saptamıştır. Uzayda bulunan bir çok molekül (alkol, asit gibi) canlılarda bulunan
moleküllerden daha az karmaşık yapıdadır.
Moleküller daha çok büyük yıldızlararası bulutlar içinde çok bol olarak saptanmıştır.
Dev moleküler bulut “Sagittarius B2” uzun bir süredir özel bir alan olarak incelenmektedir.
Bilinen moleküllerin çoğu bu bölgeden oluşarak dışarı akmaktadır. Tahminlere göre şu anda,
gökadamızdaki yıldızlararası gazın, yarı kütlesini moleküler formda içinde barındırmaktadır.
Bu moleküllerden en bol olanı şüphesiz hidrojen molekülüdür. Ne yazık ki, bu molekül
görsel, kızılöte ve radyo bölgesinde kolayca saptanabilecek kadar şiddetli bir çizgi değildir.
Karbon monoksit (CO) molekülü kolayca saptanabilen H2 molekülünden 100 000 kat daha az
bolluğa sahip bir moleküldür. Düşük sıcaklıklarda CO’ de görülen kuvvetli salma, molekülün
kendi ekseni etrafında dönmesi sonucu etkilenen enerji düzeyleri arasındaki elektronik
geçişlerden kaynaklanır.
Moleküler gaz, üç değişik yıldızlararası toz türü içinde gözlenir: karanlık bulutlar,
moleküler bulutlar ve dev moleküler kompleksler. Bu üç bulut da çok büyük miktarda
yıldızlararası toz içerir. Merkez sıcaklıkları 5-10 K kadar düşük olup yoğunlukları nötr
hidrojen bulutlarınınkinden daha büyüktür, cm3’ lerinde 5000 ya da daha fazla parçacık
bulundururlar. Bir atomik hidrojen halo ile çevrilidirler.
1990’ lı yıllara kadar bulunan yıldızlararası moleküller, radikaller ve iyonlar
YILDIZLARARASI TOZ
YAM çoğunlukla gaz içermesine rağmen ince yapılı toz parçacıklara da sahiptir. Bu
parçacıklar çok küçük ve YAM’ nin kütlesinin %1-2’ sinden biraz daha fazlasına sahip
olmasına rağmen, astronomide önemli rol oynarlar. Aslında bunlar yıldızlardan gelen ışığı
etkilerler ve evrende çok bulunan hidrojen moleküllerinin oluşum yerlerinde bulunurlar.
Yıldızlararası toz ardalanda bulunan yıldızların ışığını engeller. Yıldızlararası
sönükleştirme olarak bilinen bu soğurma olayı, toz parçacıkları tarafından ışığın kısmen
soğurulması ve ışığın yayılma doğrultusunun değiştirilmesi, yani saçılmasıdır. Saçılma olayı
aslında optikte bilinen ışığın kırılma olayıdır. Soğurma gibi yıldızdan gelen ışığın
yeğinliğinin azalmasına neden olur. Bir yıldız tam bir toz bulutu arkasındaysa, yayılmış ışık
bulutun bir kısmını aydınlatır. Buna daha önce de söz edildiği gibi yansıma bulutsusu (aslında
saçılma bulutsusu adlandırılması daha iyidir) denir.
101
Atbaşı (Horsehead) Bulutsusu
Yıldızlararası sönükleştirme astronomide çok can sıkıcı bir olaydır. Çünkü,
Samanyolu’ ndaki toz simetri düzlemi yakınındaki uzak yıldızlardan gelen ışığı engeller.
Bundan başka Samanyolu, karanlık toz bantlardan dolayı bölünmüş parçalar halinde görünür.
Yıldızlararası sönükleştirme dalgaboyuna kuvvetle bağlıdır. Yakın kızılötede zayıf, uzak
kızılötede ve radyo bölgesinde hemen hemen yok gibidir. Sönükleştirme daha ziyade görsel
ve özellikle de moröte ışıkta çok belirgindir. Bundan dolayı, gökadamız kızılötede görsel
ışıktan daha geçirgendir. Örneğin, gökada merkezini 2 mikrometre veya daha uzun
dalgaboylarında gözleyebiliriz.
Yıldız ışığı yıldızlararası engellemeden dolayı değişir ve kızıllaşır. Bu renk değişimi
ölçümü “yıldızlararası kızıllaşma” olarak bilinir. Bizimle gözlenen yıldız arasındaki tozun
miktarını tahmin etmemize yardım eder. Bu miktar genelde yıldızlararası gaz miktarıyla
orantılıdır.
Gökadaiçi yıldızlararası tozdan alınan kızılöte salma
102
BÖLÜM 18
GÖKADAMIZ: SAMANYOLU
Samanyolu’ nun açık ve Ay’ sız bir gecede gökyüzünde görülen çok sayıda yıldızdan
oluşmuş bir bant yapı olduğu 17. yüzyılın başından beri bilinmektedir. Gökadamız içinde
çoğunluğu güneş türü olan yaklaşık 200 milyar yıldız bulunmaktadır. Gökadamız sarmal bir
gökadadır. Yandan bakıldığında iç içe kapatılmış iki çukur tabak görüntüsü verir. Bu yüzden
görüntüsü, merkez bölgesi şişimli bir disk yapı şeklindedir. Diskin boyutu 30 kpc’ dir. Dış
bölgelerinin kalınlığı 300 kpc’ dir. Şişim (bulge) 6 kpc çapında 1 kpc kalınlığındadır. Şişimin
çevresinde, yaklaşık küresel hacimli ince bir yıldız topluluğu bulunur ki adına halo denir.
Gökadamızın üç bileşeni: disk, şişim ve halodur. Bunların herbiri farklı yoğunluklu
YAO’ a ve farklı türden yıldızlara sahiptir. Şişim, diske göre daha fazla sayıda yıldız içerir.
Halodaki madde yoğunluğu şişimdekinden daha az veya diskdekinden on bin kat daha
fazladır.
Üç tür yıldız öbeği bilinmektedir. Birincisi, küresel kümeler olarak bilinen yıldız
kümelerindeki halo yıldızlarıdır. Halo yıldızları çok yaşlıdır. Gökada düzlemi dışında çok
büyük hızlara sahiptirler. 15 milyar yıl önce oluştukları tahmin edilmektedir. Ağır
elementlerce zayıf bollukları vardır. Küresel kümelerin küresel dağılımı, gökada merkezinin
Güneş’ e göre yerinin belirlenmesinde kullanılır.
Gökadamızın kesiti ve dışardan görüntüsü (bilgisayar simülasyonu)
103
Đkinci olarak bilinenler, disk yıldızları veya Öbek I yıldızlarıdır. Gökada diskinde
bulunurlar. Nispeten düşük hızlara sahiptirler. Bunlar, oymakları ve kümeleri (galaktik küme)
oluştururlar. En genç disk yıldızları 4.5 milyar yıl yaşındadır. Galaktik kümeler (açık yıldız
kümeleri) küresel kümelerden daha az yıldız bulundurur. Diskin dış bölgelerinde daha fazla
kütle bulunduğundan bu bölgedeki yıldızlar diskin iç bölgesinde bulunan yıldızlardan daha
gençtir. Bu durum diskin baskın olarak mavi renkte görünmesine neden olur.
Son grup, Öbek II yıldızları olarak bilinen düşük kütleli şişim yıldızlarıdır. Yaşları
halodakilerle karşılaştırılabilir düzeydedir. Bu yıldızlar şişimin turuncu-sarı renge
bürünmesine neden olur. Gökada kütlesinin %5-10’ nu içeren YAO, homojen olmayan bir
yapıya sahiptir. YAO temelde hidrojen içerir. Aynı zamanda içinde birçok molekül
bulundurur. Bunlar çok küçük (bir mikrometre’ den daha az) katı parçacıklardır ve
yıldızlararası toz olarak bilinir. Disk içinde yıldızların yoğun olarak bulunduğu sarmal kollar
ve yıldızlararası gaz vardır. Bu kollar iyonlaşmış hidrojenin varlığıyla karakterize olur.
Gökadamız sarmal kolları ile birlikte gökada merkezi etrafında döner fakat bu dönüş katı bir
cisim dönüşü değildir. Güneş gökada merkezi etrafındaki dolanımını 200 milyon yılda
tamamlar. Gökadamızın kimyasal yapısı da düzgün dağılmamıştır. Halo, hidrojen ve
helyumdan daha ağır elementleri fazla bulundurmaz. Oksijen ve azot gibi bazı elementlerin
bollukları diskin dış bölgelerinden merkez bölgelerine gittikçe anlamlı bir şekilde artar.
Gökadamızın sarmal yapısı. Bu yapı, iyonlaşmış hidrojen (H II) bölgelerinin dağılımından belirlenir.
104