yıldız bilgisi-2 - Astronomi Bilgisi

Yıldızların uzaklıkları ve parlaklıkları
Güneş’in İç Yapısı
 Güneş
enerjisinin üretildiği bölge,
tepkimelerini yer aldığı özek bölgesidir.
çekirdek
 Bu enerji dış katmanlara taşınmakta oradan da uzaya
yayılmaktadır.
 Gök bilimciler, Güneşte esas olarak ışınımla ve
konveksiyonla (kütle hareketleriyle) taşındığını
savunurlar. Özek bölgesini çevreleyen ve enerjinin
ışınım yoluyla taşındığı bölgeye, ışımasal bölge denir.
 Özekte üretilen bir foton Güneş’in yüzeyine bir doğru
boyunca ulaşamaz, fakat yıldız maddesi ile çarpışır,
saçılır, soğurulur ve yeniden salınır.
 Hesaplar gösteriyor ki, tek bir fotonun yüzeye ulaşması
bir milyon yıl almaktadır.
 Yani, bizim şimdi gözlediğimiz güneş ışığı, özekte
bundan bir milyon yıl önce üretilmişti.
 Bu nedenle biz Güneş’in özeğini değil fotonların en
son salındığı dış katmaları görüyoruz.
 Işımasal bölgeyi çevreleyen bir sonraki katman
konvektif zardır.
 Burada enerji, katmanlardaki maddenin hareketi ile
taşınır. Sıcak gazlar yükselip taşıdığı enerjiyi ışık
küreye bırakır, soğur ve geri dönüp yeniden ısınır.
Güneşin Manyetik Etkileri
 Galileo, 1610 yılında yaptığı gözlemler sonucu Güneş
yüzeyinin kusursuz
olduğunu keşfetti.
değil,
siyah
lekelerle kaplı
 Bunların bir kısmı beyaz ışık fotoğrafında görülebilir.
 Beyaz alanlarla da çevrili olan bu güneş lekeleri
çoğunlukla ikişerli olarak ortaya çıkar ve gruplar
halinde kümeleşir.
 Bu lekeler aslında siyah olmaktan uzaktır.
 Fakat 4500 K sıcaklığında olduğundan 5800 K den
daha yüksek sıcaklıktaki çevresine göre daha koyu
gözükürler.
 Güneş lekeleri Güneşle birlikte döndüklerinden,
Güneş’in döndüğünü çok iyi gösterirler.
 Ekvator bölgesi 25 günde bir döner, bu yavaşlayarak
kutuplarda yaklaşık 34 günü bulur.
 Böylece Güneş, enleme göre diferansiyel dönme
gösterir.
 Güneş lekelerinin manyetik alanlarla ilgili olduğu
anlaşılmıştır.
 Çeşitli tekniklerle yapılan gözlemler, Güneşte güçlü
manyetik alanların var olduğunu göstermiştir.
 Leke yakınlarında şiddetleri, Yer’in manyetik alanının
3000 katına ulaşabilmektedir.
 Alan çizgileri bir leke çiftinin birinden çıkıp ilmek
oluşturarak diğerine girerler.
 Büyük olasılıkla lekeleri güçlü manyetik alanlar üretir.
 Bu bağlamda güneş lekeleri manyetik ilmeklerin ışık
küredeki kesitleridir.
 Büyük manyetik ilmekler ışık küreden 400000 km
yükseklere kadar uzanırlar.
Güneş Rüzgarı
 Güneş’in ışık, radyo ve x-ışınları gibi her yöne
elektromanyetik dalgalar gönderdiğini biliyoruz.
 Olay yalnız bu değildir.
 Güneş’ten her yöne sürekli parçacıklar aksısı vardır.
 Bunlar çoğunlukla elektronlar ve protonlardır.
 Güneşin taç katmanından bu şekilde uzaya sürekli
madde kaybı vardır.
 Buna güneş rüzgarı denir.
 Uydularla yapılan gözlemler göstermiştir ki Yer
yakınlarında 1 cm3 den ortalama 10 kadar proton ve
elektron geçer; ortalama hızları 400 km/s kadardır.
 Bir bakıma biz Güneş taç katmanının dış uzantıları
içindeyiz.
 Bu rüzgarın hızı değişkendir ve Güneş’in manyetik
çevrimine bağlıdır.
 Güneş rüzgarı ayrıca Yer’in manyetik
alanına da rüzgar yönünde şok dalgası
biçiminde sıkıştırır.
 Deniz hız motorunun önündeki suda
oluşturduğu ve iki yandan arkaya
uzanan dalga gibi.
 Bu
dalga sınırları içinde yüklü
parçacıklar olarak, Van Allen kuşakları
denen iki bölgede hapsedilirler.
 Güneş rüzgarının basıncı sonucu
Yer’in arka tarafında 100 Yer
yarıçapını
aşan
uzunluklarda
manyetik kuyruk oluşur.
 Güneş sisteminde manyetik alanı
olan bütün gezegenler
rüzgarından etkilenir.
Güneş
 Güneş’in manyetik etkinliğinin ve Güneş rüzgarının
Yer üzerinde başka önemli etkileri de vardır.
 Taç katmanında büyük bir parlama olduğu zaman,
özellikle Güneş leke maksimumu sırasında, artan
güneş rüzgarı şiddeti yaklaşık iki gün sonra Yer’e ulaşır.
 Yer’in manyetik alanlarını sıkıştırır ve kutup akım
halkalarına büyük miktarda enerji bırakır.
 Bu güçlü elektrik akımı üst atmosferdeki havayı
iyonlaştırır.
 Elektronlarla havanın aynı atom ve moleküllerinin yeniden
birleşmesi “kutup ışığı” (güneyde ve kuzeyde) denen ışık
gösterisi biçiminde göğü aydınlatır.
 Böyle “manyetik fırtınaların” radyo haberleşmelerini etkilediği,
zaman zaman elektrik hatlarında arızalara neden oldukları
bilinmektedir.
Yıldızların uzaklıkları
 Yıldızların bize uzaklıkları çok farklıdır. Onların
büyüklük, ışınım gücü gibi gerçek özelliklerini
bulabilmek için önce uzaklıklarını bilmeliyiz.
 Şimdi en azından yakın yıldızların uzaklıklarının nasıl
bulunduğunu görelim:
 İşaret parmağınızı gözlerinizden 30 cm kadar uzakta
tutunuz ve parmağınızın ucuna önce bir gözünüzle
sonra diğer gözünüzle bakınız.
 Çok uzaktaki cisimlere göre parmağınızın ucunun belli
bir açı kadar yer değiştirdiğini görürsünüz.
 Parmağınızı uzaklaştırdıkça yer değiştirme açısı da
küçülür.
 Şimdi aynı işi çok uzaktaki bir cisimle yapınız; yer
değişme olmadığını göreceksiniz. Yer değiştirme açısı,
cismin gözünüzden uzaklığının bir ölçüsüdür.
 Bu
ilke genişletilerek,
yıldızların
uzaklığının
bulunmasında kullanılır.
 Yer’in Güneş çevresindeki
yörüngesini ve bu yörünge
düzlemi içinde bir Y
yıldızı ele alalım
 Yer A konumunda iken Y yıldızı
AY’ doğrultusunda görülür.
 Altı ay sonra Yer B konumuna
geldiği zaman aynı Y yıldızı bu
kez BY’’ doğrultusunda görülür.
 Bir
yıl sonra Y yine
doğrultusunda olacaktır.
Y’
p
açısına Y yıldızının
Güneş merkezli ıraklık
açısı (paralaks) denir.
 Yani ıraklık açısı Yer-Güneş
uzaklığını yıldızdan gören
açıdır.
 AYG üçgeninde p açısı ve
AG uzunluğu bilindiğine
göre
geometrik
yöntemlerle;
 Bir dairede iki ayrı yay parçalarının uzunluklarının
oranı, bu yayları gören merkez açılarının oranına
eşittir.
 Dairenin çevresi 2πr ve bu çevreyi gören merkez açı
360o olduğuna göre (BG/2πr)=(po/360o) yazılabilir.
 p küçük olduğu için açı saniyesi cinsinden ifade etmek
adet olmuştur.
 O zaman 360o yi de açı saniyesi cinsinden yazmalıyız:

𝐴𝐺
2πr
𝑟=
=
𝑝′′
360×60×60
206265 ×𝐴𝐺
𝑝′′
 AG= 1 GB (gök birimi) olduğuna göre, GB cinsinden;
𝑟=
206265
𝑝′′
GB
 Astronomide 206265 GB uzunluğuna 1 parsek denir ve
kısaca pc yazılır.
 O zaman pc cinsinden r, basitçe r=1/p parsek olur. O
halde parsek, Yer-Güneş uzaklığını 1 açı saniyesi
altında gören yıldızın uzaklığıdır, o da 206265 GB’ne
eşittir.
 Kullanılan bir başka uzaklık birimi ışık yılıdır, bu ışığın
bir yılda aldığı yoldur.
 1 parsek = 3.26 ışık yılı olduğunu kolayca
gösterebilirsiniz.
 Bize en yakın yıldızın (Proxima Centauri) ıraklık açısı
p=0.75’’ dir.
 Bu uzaklık için r = 1/0.75 =1.33 parsek = 4.3 ışık yılı
verir.
 Iraklık açılarının ölçülmesi çok zordur ve yıllar süren
gözlemler gerektirir.
 Böyle
küçük
karışmaktadır.
açıların
ölçülmesine
ölçü
hataları
 Ölçülebilen en küçük açı 0.01’’ kadardır, bu 100 pc
demektir.
 Bu yüzden 100 pc den daha ötedeki uzaklıklar için bu
yöntem yararsızdır.
 Örnek: Bir X yıldızının paralaksı 0,012 açı saniyesidir.
Bir Y yıldızının Yer’e olan uzaklığı ise 83,4 pc dir.
a) Hangi yıldız bize daha yakındır?
b) İki yıldız arası uzaklık farkı kaç km’dir?
 Çözüm:
a) r = 1/p’’ = 1 / 0,012 = 83,33 pc
b) 1 pc = 206265 GB, 1 GB= 149,6 106 km
0,07 pc = 0,07 × 149,6 106 km × 206265
= 2,16 1012 km
Yıldızların parlaklıkları
 Yıldızları incelemede bilinmesi gerekenlerin başında
onların parlaklıkları gelir.
 M.Ö. ikinci yüzyılda Hipparchus çıplak gözle
görebildiği yıldızların parlaklıklarını kadir aralıkları
denen beş aralığa böldü.
 En parlak yıldızı 1. kadir, en sönük yıldızı 6. kadir
olarak sınıfladı.
 Yıldızların gökteki konumlarını ve parlaklıklarını
içeren ilk kataloğu hazırladı.
 Örneğin Büyük ayı’nın yıldızlarının çoğu ve kutup
yıldızı 2. kadirden, Küçük
sapındakiler 4. kadirdendir.
ayı’nın
tavasının
 “Kadir” birimi rakamın üzerine yazılan m harfi ile
gösterilir. Ör: 2m ikinci kadir, 3m,6 üç onda altıncı kadir
demektir
 Bugün teleskoplar sayesinde 6m den daha sönük
milyarlarca yıldız olduğunu biliyoruz.
 Bunların
parlaklıkları, Hipparchus ölçeğini de
koruyarak fakat kişinin göz yeteneğine bağlı olmayan,
iyi tanımlanmış çağdaş aletlerle ölçülen sayısal kadir
sınıfına dayandırılmıştır.
Gök cismi
Parlaklık
Güneş
-26m.5
Dolunay
-12m.5
Venüs (en parlak)
-4m.4
Sirius
-1m.4
Rigel
0m.0
Aldebaran
+1m.0
Kutup yıldızı
+2m.0
Çıplak gözle görme sınırı
+6m.0
 Yıldız parlaklıklarını ölçmek için temelde iki çeşit
yöntem vardır.
 Birincisi 19. Yüzyıl sonlarında başlayan ve bugün çok
daha duyarlı hale getirilen fotoğraf çekme yöntemidir.
 Bir yıldızın görünen parlaklığı, fotoğraf filmi üzerinde
oluşturduğu görüntünün büyüklüğünden bulunabilir.
 Parlak bir yıldızın film üzerindeki görüntüsü sönük
yıldızın görüntüsünden daha büyük olur.
 Bunlar “fotoğrafik ışıkölçer” diye bilinen aletlerle
ölçülürler.
 Daha duyarlı ikinci yöntem “fotoelektrik ışık ölçümü”
yöntemidir. Işık fotonları ışığa duyarlı bir yüzeye
düştükleri zaman, yüzeyden elektron koparırlar.
 Ne kadar çok foton düşerse o kadar çok elektron
koparılır.
 Bu elektronlar elektrik akımı oluşturur. Bu akımın
şiddeti ışığa duyarlı yüzeye düşen ışığın şiddetinin bir
ölçüsüdür.
 19. yüzyıl gök bilimcileri, birinci kadirden yıldızların
altıncı kadirden yıldızlara göre 100 kat daha parlak
olduğunu buldular.
 Kadir farkı 5 iken parlaklık oranının 100 olması demek,
kadir farkı 1 iken parlaklık oranının 2.512 olması
demektir. Çünkü;
x5 = 100  x= 2.512
 Bir yıldız diğerinden iki kadir daha parlak demek;
(2.5)(2.5)=6.3 kere daha parlak demektir.
Salt parlaklıklar
 Bir ışık kaynağının görünen parlaklığı, uzaklığın karesi
ile orantılı olarak değişir.
 Uzaklığı iki katına çıkarsa bize ulaşan ışık miktarı dört
kat azalır.
 Çünkü bir nokta kaynaktan çıkıp bir koni içinde
yayılan ışık, koninin eksenine dik kesitinin alanı
gittikçe büyüdüğünden, gittikçe daha büyük alana
yayılır.
 İki alanın oranı, bu alanların koninin köşesine olan
uzaklıklarının kareleri oranına eşittir.
O
halde
yıldızların
karşılaştırabilmek için
indirgemeliyiz.
gerçek
hepsini
parlaklıklarını
aynı uzaklığa
 Yıldızların hepsini 10 parsek ya da 32.6 ışık yılı uzaklığa
yerleştirdiğimizi
ve
ölçtüğümüzü düşünelim.
parlaklıklarını
yeniden
 Bu şekilde bulunan kadir değerlerine salt (mutlak)
parlaklık denir.
 Eğer bir yıldızın uzaklığı biliniyorsa salt parlaklık şu
formülden kolayca hesaplanır:
 M = m + 5 – 5 log r
 Burada; M salt parlaklık, m görünen parlaklık, r ise pc
biriminde uzaklıktır. Güneş’in salt parlaklığı:
 M = -26.74 + 5 – 5 log (1/206265) = +4m.83