Yıldızlar nasıl sıralanıyor

Yıldızlar nasıl sıralanıyor
Yıldızlar, kütlelerine ve buna bağlı olan parlaklıklarına ve yaydıkları ışığın özelliklerine göre
büyükten küçüğe doğru sınıflara ayrılıyorlar. En büyük kütleye sahip olan ve bu kütleyi
ayakta tutabilmek için merkezlerindeki yakıtı çok daha fazla yakan, dolayısıyla en kısa
ömürlü olanlar (birkaç milyon yıldan 100 milyon yıla kadar) “O” ve “B”sınıfı “Mavi”
yıldızlar. O sınıfı yıldızlar 16-100 Güneş kütlesinde oluyorlar. B sınıfı yıldızların kütlesiyse
2,5-16 Güneş kütlesi aralığında oluyor.
Sonraki kategori, 1,6-2,5 Güneş kütlesinde “A” sınıfı “Beyaz” yıldızlar. Bunların ömürleri 1
milyar yıl kadar.
Daha sonra 1,1-1,6 Güneş kütleli, 3 milyar yıl kadar ömürlü “F” sınıfı “sarı-beyaz” yıldızlar
geliyor. Bu dört sınıfa ait büyük kütleli yıldızlar son derece ender görülüyor. Hepsi birlikte,
gökadamız Samanyolu’ndaki yıldızların ancak %3’ünü meydana getiriyorlar.
Ardından, Güneşimizin de dahil olduğu “G” sınıfı “sarı” yıldızlar geliyor. Güneş ve
benzerlerinin Samanyolu’ndaki tüm yıldızlara oranı %7 kadar. Güneş’in ömrünün 12 milyar
yıl kadar olduğu hesaplanıyor. Yıldızımız bunun 4.5 milyarını tüketmiş durumda.
Bir sonraki sırayı Güneşimizden biraz daha az kütleli (0,6-0,9 Güneş kütlesi) ve biraz daha
soğuk olan, 50 milyar yıl kadar ömürlü “K” sınıfı “turuncu cüce” yıldızlar alıyor.
Samanyolu’ndaki yıldızların %13 kadarı bu sınıftan.
Klasik sınıflandırmada
son sırayıysa “kırmızı
cüce” yıldızlar alıyor.
0,08-0,6 Güneş
kütlesindeki olan bu
yıldızların
Samanyolu’ndaki oranı,
%76. Bunların en
küçüklerinin ömürlerinin
100 trilyon yıl kadar
olabileceği hesaplanıyor.
Yıldız sınıfları, kendi içlerinde de 0’dan (en sıcak) 9’a (en soğuk) kadar alt gruplara
ayrılıyorlar. Dolayısıyla, örneğin sıcaktan soğuğa doğru bir sıra ... A8, A9, F0, F1, F2 ... diye
gidiyor. Bir de Romen rakamlarıyla yıldızların evrim sürecindeki yerleri belirtiliyor. I
süperdevleri (O ve B sınıfı yıldızların ömürlerinin sonuna yaklaşmış şişmiş halleri); III, Güneş
ve yakın kütledeki yıldızların ömürlerinin sonuna doğru şişmiş dev halleri V, “anakol” denen,
yıldızların merkezlerindeki hidrojen çekirdeklerini birleştirerek helyuma dönüştürdükleri
denge evresini; II, parlak dev yıldızları; IV anakoldan çıkmış ama henüz şişerek kırmızı dev
evresine gelmemiş Güneş benzeri yıldızları; VI, yıldız kütlesinden daha küçük cisimleri
(kahverengi cüceler); ve VII, Güneş benzeri yıldızların ölüm artıkları olan “beyaz cüceleri”
tanımlıyor.
Bu sınıflandırmalara göre Güneşimiz yaklaşık 5.800 K (yaklaşık 5500⁰C) yüzey sıcaklığında
G2V sınıfı bir yıldız.
Yıldız olmayan “yıldızlar”
Beyaz cüceler:
Güneş ve biraz daha büyük ya da küçük yıldızlar,
merkezlerindeki hidrojen yakıtını tümüyle helyuma
çevirdikten sonra merkez dışındaki bir katmanda
hidrojen füzyonu başlayınca şişmeye başlayıp bir
“altdev” haline geliyor, merkezdeki helyumun da
yanmaya (birleşip karbon ve oksijen oluşturmaya)
başlamasıyla çapının yüzlerce katına kadar şişip bir
kırmızı dev haline geliyor. Daha sonra şişmiş dış
katmanlarını yavaşça uzaya bırakıyor ve tümüyle
karbon ve oksijenle dolmuş ve artık füzyon yapamayan,
yıldızın yaklaşık yüzde 60 kütlesinde olan, ama
yaklaşık Dünyamız boyutlarına kadar sıkışmış olan
Gökyüzünün en parlak yıldızlarından Sirius ikili
merkez açığa çıkıyor.
yıldız sisteminin Hubble Teleskopu’nca çekilmiş
görüntüsü. A sınıfı bir yıldız olan Sirius A (Üstteki
parlak yıldız) ve beyaz cüce eşi Sirius B (Sol alttaki
küçük nokta). Sirius B'yi göstermek için Sşirius A
aşırı pozlanmış. İçiçe halkalar ve Sirius B
çevresindeki hale, merceklerin etkisi.
Fizikte “Pauli dışlama ilkesi” denen ve iki madde
parçacığının aynı kuantum durumunda (enerji
düzeyinde) bulunamayacağı olgusu nedeniyle
birbirlerine daha fazla yaklaşamayan elektronların
basıncıyla (elektron dejenere basıncı) daha fazla çökemeyen çekirdek 100.000 – 150.000
derece sıcaklıkla ışıdığından bu ölü ama parlak cisimlere “beyaz cüce” deniyor ve bazen
bunlara “beyaz cüce yıldız” diye yanıltıcı atıflarda da bulunuluyor. İçerdikleri ve
atmosferlerindeki maddelere göre çeşitli alt sınıflara ayrılan bu beyaz cüceler sıcaklıklarını
çok uzun sürede yitirerek artık ışık da yaymayan soğuk “kara cüceler” haline gelip gözden
kayboluyorlar. Ancak, bu
soğuma süresi, evrenin yaşı
olan 13.8 milyar yıldan daha
uzun sürdüğü için daha hiç
kara cüce oluşmamış. En
eski beyaz cüceler bile 6-7
bin derece sıcaklıkla ışıma
yapıyorlar.
“Kahverengi”
cüceler
Bir de, merkezlerinde
füzyon tepkimelerini
başlatacak kadar kütle
kazanamadıkları için
yıldız tanımına
uymayıp “kahverengi
cüce” diye adlandırılan,
en büyük kütleli gaz
devi gezegenler ile en
küçük kütleli M sınıfı
kırmızı cüceler arasında
yer alan gaz küreleri
var. Aslında bunların
rengikahverengi değil.
Gökbilimciler, bunların
insan gözüne koyu
kırmızıdan başlayıp
bordoya ve mora kadar
uzanan bir renk
skalasında
görüneceğini belirtiyorlar.
Kahverengi cücelerin kütleleri, en büyük kütleli gaz devi gezegenlerinkiyle yaklaşık 80
Jüpiter kütlesi arasında değişiyor. Kahverengi cüceler, en küçüklerinde birkaç yüz dereceye
kadar düşen sıcaklıklarını kütle basıncının yol açtığı termal ısıyla sağlıyorlar. Bunlar da beyaz
cüceler gibi elektron dejenere basıncıyla ayakta kalıyorlar.
Ancak, 13 Jüpiter kütlesinden daha büyük
olanların, merkezlerinde hidrojen füzyonu
gerçekleştiremeseler de hidrojenin daha
ağır bir türü olan döteryum çekirdeklerini
birleştirdikleri düşünülüyor. (Döteryum
çekirdeği artı elektrik yüklü bir protonun
yanısıra, bir de elektrik yükü taşımayan
nötron içeriyor. Nötron, artı yüklü
protonlar arasındaki elektrostatik itmeyi
bir ölçüde maskeleyip azaltarak döteryum
çekirdeklerinin, yalnızca tek bir protondan
ibaret olan ve dolayısıyla birbirlerini çok
daha güçlü iten hidrojen çekirdeklerine
kıyasla daha kolay birleşmelerini
sağlıyor.) 60 Jüpiter kütlesinin üzerindeki
kahverengi cücelerde döteryumun yanısıra
lityum füzyonunun da gerçekleştiği
düşünülüyor.
Kahverengi cücelerden oluşan ikili sistem
CFBDSIR-1458+10
L-sınıfı bir kahverengi
cücenin temsili resmi
T-sınıfı bir kahverengi cücenin
çizimi
En küçük kahverengi cüceler olan Y
sınıfındakilerin yüzey sıcaklıkları yalnızca
birkaç yüz santigrat derece olabiliyor.
Son yıllarda bazı yıldız sınıflandırnma tablolarına kahverengi cüceler de, sıcaklıklarına ve
başka bazı özelliklerine göre büyükten küçüğe doğru L, T, ve Y sınıfları olarak dahil
ediliyorlar. Bunların hayli egzotik gök cisimleri oldukları, kimilerinin atmosferlerinden
yüzeylerine “demir yağmurları” yağdığı düşünülüyor.
Raşit Gürdilek
16 Aralık 2013
KAYNAKLAR:
http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification
http://en.wikipedia.org/wiki/Brown_dwarf#Spectral_class_M
http://en.wikipedia.org/wiki/White_dwarf
http://www.space.com/2576-wild-weather-iron-rain-failed-stars.html
http://www.futurity.org/telescopes-reveal-brown-dwarfs-iron-rain/
ETİKETLER:
Yıldız, yıldız sınıfları, Güneş, beyaz cüce, kahverengi cüce