Antik çağlardan beri gökyüzünün ışıltılı sakinleri olan yıldızların uzaklarda nasıl gizler barındırdıkları merak konusu olmuştur. Uzun yıllar boyunca çıplak gözle yapılan gözlemler 17. yüzyıldan itibaren yerini teleskoplu gözlemlere bırakmış ve o zamandan bu yana gökyüzünde sadece birer ışıklı nokta gibi görünen yıldızlar hakkındaki bilgimiz katlanarak artmıştır. Gelin şimdi yıldızlar hakkında neler biliyoruz ve bu bilgileri nasıl ediniyoruz, hep birlikte inceleyelim.
Bu yazımızda yıldızların hareketleri, parlaklıkları, sıcaklıkları, büyüklükleri ve kütleleri gibi en temel özelliklerini inceleyeceğiz. Bunun yanında bu özelliklerine göre astronomların yıldızları nasıl sınıflandırdığına kısa bir göz atacağız.
Yıldızların Hareketi
Gece boyunca gökyüzünde yıldızlar (ve elbette diğer gökcisimleri) Kutup Yıldızı’nın etrafında dönüyormuş gibi hareket eder. Hepimiz bu hareketin aslında yıldızların kendi hareketi olmadığını, bu hareket yanılsamasının sebebinin Dünya’mızın kendi çevresindeki dönüşünden kaynaklandığını biliriz. Peki o halde Dünya’nın hareketini göz ardı edersek gökyüzündeki bütün yıldızlar birbirlerine göre hareket ediyorlar mı? Çok eski kaynaklarda bile insanların hep aynı takımyıldızlardan bahsettiğini düşünürsek gökyüzünde yıldızlar pek de yer değiştirmiyor gibi görünüyor. Ancak elbette ki evrendeki her şeyin sahip olduğu gibi yıldızların da bir hızı ve hareketi var. Sadece galaksimizin çevresinde gerçekleşen bu hareket o kadar uzun sürüyor ki değil bir insan ömrü, neredeyse insanlık tarihi boyunca dahi gökyüzünde bir değişiklik fark etmek oldukça zor.
Fakat Güneş sistemimize en yakın yıldızlara bakacak olursak bu durum biraz değişiyor. Ne yazık ki bu yıldızlar oldukça sönük ve çıplak gözle görülmeleri mümkün değil. Bu yüzden ancak teleskop sonrası dönemde keşfedilip uzaklıkları ölçülebilmiş. (Yakın yıldızların uzaklıklarını paralaks yöntemi ile nasıl ölçüldüğü hakkında ayrıntılı bilgi için bu yazımıza göz atabilirsiniz.) Örneğin bize en yakın yıldızlardan Barnard’ın Yıldızı’na bakalım. Aşağıdaki görselde arka plandaki oldukça uzak ve dolayısıyla yer değiştirmeleri ihmal edilebilecek kadar küçük olan yıldızlara göre yıllar içinde Barnard’ın Yıldızı’nın hareketini görebilirsiniz.
Barnard’ın Yıldızı’nın Hareketi
Yani aslında tüm yıldızlar galaksi çevresinde hareket etse de sadece yakın yıldızların sistemimize göre göreli hareketi yıllar içinde ölçülebilecek kadar bir fark yaratıyor. Bu noktada yıldızların bu hareketlerini iki bileşen olarak incelediğimizden bahsetmek gerekli. Gökyüzünde yıldızları hayali bir gök küre üzerindeki noktalar olarak görmekteyiz. Dolayısıyla sadece onlara bakarak yakınlık ve uzaklıklarını anlamamız mümkün değil. Mesela yukarıdaki görseldeki yıldız diğer yıldızlara göre olan görünür hareketinin dışında aynı zamanda bize yaklaşıyor veya uzaklaşıyor da olabilir. İşte yıldızın bu “enine hareket”inin (transverse motion) yanı sıra sahip olabileceği bu harekete “radyal hareket” adını veriyoruz ve bu hareketi Doppler Etkisi ile ölçebiliyoruz. Aşağıdaki görsel, bize en yakın yıldız sistemi olan Alpha Centauri yıldız sisteminin “gerçek hareket”inin enine ve radyal hareketlerinin toplamı şeklinde hesaplandığını göstermekte.
Yıldızların Parlaklığı
Yıldızların parlaklığı görünür parlaklık ve mutlak parlaklık olmak üzere iki ayrı kavram olarak incelenir. Görünür parlaklık, yıldızın Dünya’dan bakıldığında gözlemlenen parlaklığı iken mutlak parlaklık ise yıldızın Dünya’dan uzaklığından bağımsız olarak gerçek parlaklık değeridir. Örneğin Dünya’mıza uzak ancak mutlak parlaklığı daha fazla olan bir yıldız ile Dünya’ya daha yakın ancak mutlak parlaklığı daha az olan diğer bir yıldızın görünür parlaklıkları eşit olabilir. Görünür parlaklık, kadir sistemi adı verilen bir yöntem ile belirlenir. Bu konuda ayrıntılı bilgiye bu yazımızdan ulaşabilirsiniz.
Yıldızların Sıcaklığı
Gece gökyüzüne baktığımızda ilk başta tüm yıldızlar beyaz noktalar gibi görünse de daha dikkatli gözlemciler kırmızıdan maviye çeşitli renkleri kolayca ayırt edebilir. Burada ilginç olan şey, günlük hayatta kullandığımızın aksine mavi yıldızların kırmızı yıldızlara göre çok daha sıcak olmasıdır. Örneğin soğuk bir yıldız olan Betelgeuse kırmızı görünürken sıcak bir yıldız olan Rigel ise mavi görünecektir. Bunun sebebi aslında yıldızların elektromanyetik spektrum üzerinde ışınım yaydığı aralık ile ilgilidir. Yıldızların ışıması temelde bir kara cisim ışımasıdır. Mesela kırmızı görünen bir yıldız aslında elektromanyetik spektrumda görünür bölgenin bir kısmı ile kızılötesi kısımda ışınım yapar. Elbette insanlar olarak biz, kızılötesini göremediğimiz için bu ışınımın görünür bölgenin kırmızı tarafındaki kısmını ancak görebiliriz ve bu yıldızın kırmızı olduğunu söyleriz. Benzer bir durum mavi yıldızlarda morötesi ışınım şeklinde de vardır. Öte yandan Güneş’imize baktığımızda görünür bölgenin tamamında ışıma yaptığını görmekteyiz. Elbette bu bir tesadüf değil, aksine gözlerimiz Güneş ışığını görmek üzere evrimleşmiştir. Dolayısıyla aslında Güneş görünür ışıkta ışıma yapmamakta, Güneş’in ışıma yaptığı spektrum bölgesine görünür ışık adını vermekteyiz.
Ancak yıldızların sıcaklık değerlerini tespit edebilmek için elbette gözlem yeterli değildir, bu noktada yıldız spektrumları ve ışıma yasalarından yararlanılır. Bir yıldızın yüzey sıcaklığı, Dünya’dan ne kadar uzak olursa olsun, o yıldızın parlaklığının farklı frekanslarda ölçülmesi ve bu gözlemlerin uygun kara cisim eğrileri ile eşleştirilmesi sonucunda hesaplanabilir. Bu hesaplamalar sonucunda yıldızlar spektrumlarına göre sıcaktan soğuğa doğru O, B, A, F, G, K ve M harfleri ile sınıflandırılmıştır. Güneş G tipi bir yıldızdır.
Yıldızların Büyüklükleri
Yıldızların büyüklükleri çok çeşitlilik gösterir. Jüpiter’in yarıçapı ile kıyaslanabilecek büyüklüklerden Jüpiter’in yörüngesi ile kıyaslanabilecek büyüklüklere kadar evrende çok çeşitli yıldızlar bulunur. Büyük yıldızlar sahip oldukları yüksek merkez basıncı sebebiyle yakıtlarını çok daha agresif şekilde yakarken, daha küçük yıldızların yakıtları çok daha sakin ve yavaş tüketilir. Bu nedenle küçük yıldızlar trilyonlarca yıl ömre sahiptir. Büyük yıldızlar ise yakıtlarını birkaç milyon yılda tüketir. Bunun bir diğer sonucu ise evrende küçük yıldız sayısının büyük yıldızlara göre kat kat fazla olmasıdır. Çünkü oluşan bir küçük yıldız evrenin ömrü boyunca dahi yok olmaz iken bir büyük yıldız çok kısa sürelerde ömrünü tamamlamaktadır.
Yıldızların Kütleleri
Eğer bir yıldız ikili yıldız sisteminin üyesi ise -ki evrende çoğu yıldız ikili yıldız sistemi şeklinde bulunur- kütlesi Kepler kanunları ile ölçülebilir. Bunun için iki yıldızın birbiri çevresinde dönerken yörünge hızlarının artış ve azalışına bakılır. Yıldızların büyüklükleri gibi kütleleri de oldukça değişkendir ve kütle, parlaklık ve yüzey sıcaklığı arasında oldukça yakın bir ilişki vardır.
Hertzsprung-Russell Diyagramı
H-R (Hertzsprung-Russell) diyagramı, yıldızların parlaklıkları ile yüzey sıcaklıklarını karşılaştırmak ve gelişim sürecini incelemek için sıklıkla kullanılan bir diyagramdır. Adını 20. yüzyılın başlarında birbirlerinden bağımsız olarak benzer diyagramları kullanmakta olan Danimarkalı astronom Ejnar Hertzsprung ve Amerikalı astronom Henry Norris Russell’dan alır.
H-R diyagramında dikey eksen Güneş parlaklığı (1 Güneş parlaklığı = 3,9×10^26 W) biriminde yukarı çıktıkça artan yatay eksen ise Kelvin (K) cinsinden, sola gittikçe artan şekilde düzenlenmiştir. Yatay eksende sola gidildikçe yüzey sıcaklığının artmasının sebebi grafiğin altına yerleştirilen yıldız tayf tiplerinin soldan sağa O, B, A, F, G, K, M şeklinde okunabilmesini sağlamaktır. Grafiğin parlaklık belirten dikey ekseni 10^-4 ile 10^4 Güneş parlaklığı arasındaki değerleri, sıcaklık belirten yatay eksen ise yaklaşık 3000 K ile 30.000 K arası sıcaklıkları barındırır. Grafiğin sol üst köşesinden sağ alt köşesine uzanan diyagonal çizgiye “anakol” adı verilir ve ömürlerinin anakol evresinde bulunan yıldızlar grafik üzerinde kütleleriyle orantılı olarak uygun noktada anakol çizgisi üzerinde yer alır. Bu nedenle yıldız evriminin bu aşamasına anakol aşaması denmektedir. Güneş de anakol aşamasında bulunan bir yıldızdır. Aynı zamanda grafiğin sağ tarafında yıldızların Güneş cinsinden yarıçapını ifade eden, grafik boyunca eğik kesikli çizgiler ile yıldızın denk geldiği yarıçap uzunluğunu belirten bir eksen bulunabilir. Aşağıda bir H-R diyagramı görülmektedir.
Böylece bu yazımızda yıldızların sınıflandırılmasını ve özelliklerini kısaca incelemiş olduk. Yıldızlar ve evrimleri hakkında daha ayrıntılı bilgi için bu yazı dizimizi okuyabilirsiniz.
Hazırlayan: Nihan Kardan & Mustafa Demirer
İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri
Kaynak
Chaisson, E.& McMillan, S. (2013). Astronomy Today (8th ed.), Pearson.