Yengeç bulutsusu

süpernova patlaması denen bir süreçten geçmiş çok iri kütleli bir yıldızın çevreye saçılan kalıntılarından oluşur. Süpernovalara, yıldızın kütleçekiminin’ yol açtığı çökme neden olur; çökme kuvveti o kadar büyüktür ki, kütlenin iç sıcaklığı hızla artmaya başlar. Ardından gelen sOh derece şiddetli nükleer tepkimeler yıldızın patlaması-

Süpernova, dev bir patlamayla yaşamı sona eren cüsseli bir yıldızın sön halidir. Böyle bir patlamaya ender rastlanır. Bu fptoğraflar, bizimkine en yakın gökada oiân Büyük Magellan Bulutu’nda, Şubat 1987’der gözlemlenen bir süpernova patlamasını göstermektedir. Sağdaki resimde, süpernovanın bir teleskoptan görünüşü görülmektedir. Patlayan . yıldızın, 1984’te bir
rcGtıuMtî sorıLiCu Çökîıcii,
sol resimdeki okla işaretli yıldızın soluk yoldaşı olduğuna inanılmalrtadır.’
Angh’Australian Observatory
na ve dış katmanlarının uzaya saçılmasına neden olur. Bu sırada yıldızın parlaklığı bir süre için Güneş’inkinin 1 milyar katı düzeyine çıkabilir:
Yengeç bulutsusunun doğmasına neden olan süpernova patlamasını 1054’te Çinli astronomlar gözlemlemişlerdi. Bu patlama sonucunda yıldızın çekirdeği çökerek bir nötron yıldızının oluşmasına yol açmıştı. Astronomlar ortaya çıkan bu yeni cismin kendi ekseni çevresinde hızla döndüğünü ve bu dönüşe uygun bir tempoda (saniyede 30 kez) radyo vurulan saldığım keşfettiler. Bu pulsar, radyo salımlarınm yanı sıra Optik olarak da varlığı belirlenebilen az sayıdaki pulsardan biridir. Optik olarak gözlemlenen pulsarlann, radyo vurulanyla aynı tempoda düzenli- olarak par-ladıklan da saptanmıştır.
Yıldızların kendi üstlerine çökerek beyaz cüceler ya da nötron yıldızlan oluşturmaları insana inanılmaz gibi gelebilir, ama kütlesi Güneş’inkinin üç katı ya da daha fazla olan yıldızların kuramsal sonu daha da şaşırtıcıdır. Bunların çökme süreçlerinin beyaz cüce ve nötron yıldızı oluşumuyla sonuçlanmayıp daha da ileri gittiği sanılmaktadır. Kütleçekim-sel büzülmesi yıldızın iyice ı ezilmesine ve büyüklüğü hızla azahrken yoğunluğunun da hızla artmasına yol açar. Cismin yoğunluğu sonunda o kadar büyür ki, kurtulma hızı
(cismin ,kütleçekim kuvvetini yenmek için gerekli hız) ışık hızını aşar. Bu nokta bir kez aşıldı mı, bu cisimden artık ışık da kurtulamaz (yansıyamaz) ve cisim görünmez duruma gelir. Çökme, sonunda dürür. Kütleçekim kuvveti, çöken yıldıza olan uzaklığın artmasıyla giderek azalır ve sonUnda ışığın kurtulabileceği bir noktaya ulaşıhr. Bu noktaya “olay ufku” denir. Dış gözlemciler için görünmez olan, olay ufkunun ardındaki bölgeye kara delik denir. Henüz herhangi bir, kara delik bulunabilmiş değildir, ama çeşitli X ışını kaynaklarının kara delik olma olasılığı oldukça yüksek gözükmektedir {bak. KaraDelİk).
Yıldızların Uzaklığı
Yıldızlar bizden ve birbirlerinden çok uzak olduğundan, bu uzaklıkları kilometreler, cinsinden ifade etmeye çahşmak çok anlamsızdır. Bunun yerine astronomlar başka bir birim kullanırlar: Işık yıh. Bir ışık yılı, ışığın bir yılda alabileceği yolun uzunluğuna eşittir ve kabaca 10 trilyon kilometredir. Bu ölçeği kullanarak Ay’ın bize olan uzaklığının 1 ışık saniyesinin biraz üzerinde, Güneş’inkinin 8 ışık dakikasının biraz üzerinde, Plüton’unki-nin 5,5 ışık saati dolayında ve Dühya’ya en yakın yıldız olan Proxsima Centauri’ninkinin 4,3 ışık yıh olduğunu söyleyebiliriz.
Yıldız uzaklıklarını ölçmek için farklı yöntemler uygulanır. Bize en yakın olanların uzaklıkları; trigonometri yoluyla belirlenen ıraklık açıları’ndan yararlanılarak bulunur. Yakındaki bir^ yıldız iki farklı konumdan gözlendiğinde arka planda kalan uzak yıldızlara göre hafifçe yer değiştirmiş gibi gözükür. Yıldız uzaklığının hesaplanmasında bundan yararlanılabilir. Bu yöntemde yıldızın konumu, Dünya’nın Güneş çevresindeki yörüngesi üzerinde bulunan karşıt iki noktadan’ altı ;’ai’y arayla ölçülür.’ Yıldız konumundaki dçğişme açısal bir yer değiştirme olarak saptanacaktır. Dünya yörüngesinin çapı taban olarak almdı-ğında^ -yer değiştirme açısısmdan’ ve basit trigonometri ilkelerinden yararlanılarak yıldızın uzaklığı kolayca belirlenebilir
uzak yıldızlar
Dünya’nın Güneş çevresindeki yörüngesinin üzerindel<i farl<lı noktalardan bakıldığında, yakın bir yıldız arka planda kalan uzak yıldızlara göre hareket ediyormuş gibi görünür. Iraklık açısı denen bu görünürdeki yer değiştirmeden yararlanarak yıldızın uzaklığı hesaplanabilir. , ’
Daha uzak yıldızların ırakhk açıları çok küçük olduğundan kolayca ölçülemez. 70 ışık yılından daha uzakta olan yıldızların uzakhk-larının başka yoldan ölçülmesi gerekir. Bu ölçüm, yıldızın uzaklığı bilinen benzer tipten bir başka yıldızla karşılaştırılması yoluyla yapılır. Bu yöntemi kullanırken astronomlar benzer tipten yıldızların parlakhkiannın özdeş olduğunu varsayarlar. Yani uzak yıldızların uzaklığı, bunların görünür ve gerçek parlaklıklarının kıyaslanması yoluyla tahmin edilir.
Yıldız Kadirleri
Yıldızların ve ‘ bütün öbür gökcisimlerinin parlaklıkları, 2.000 yıl kadar önce Yunanh astronom Hipparkhos’un geUştirdiği bir sisteme göre sınıflandırılır (İJaA^.’tHİpPARKHOS). Hipparkhos yıldızlan kadir denen bir ölçeğe göre ayırmış ve en parlak yıldıza bu ölçekteki 1 değerini, en soluk olana da 6 değerini vermişti. Günümüzde astronomide bu sistemin geliştirilmiş bir biçimi kullanılır. Gökcisimlerinin en parlak olanlarına, bugün kullanımda olan ölçekteki eksi (-) değerler verilir. Örneğin Güneş’in kadri —26,7, Güneş’ten sonraki en parlak yıldız olan Akyıldiz’m kadri ise — 1,4’tür. Dünyadaki en büyük teleskop-: larla gözlemlenebilen en soluk gökcisimleri i kadirleri 25 dolayında olan gökadalardır.
Bu tür sınıflandırma bir yıldızın _görünür kadrCni verirj ama onun gerçek parlaklığına ilişkin herhangi bir şey söylemez. Örneğin, Güneş gökyüzündeki en parlak cisimdir; ania bu yalnızca onun bize çok yakın olması nedeniyle böyledir. Eğer Güneş de Akyıldız kadar ‘ uzakta olsaydı, ondan 23 kat daha soluk gözükürdü. Bir yıldızın gerçek parlaklığı konusunda doğru bir fikir edinmek için yıldızların mutlak kadri belirlenir. Mutlak kadir, bir yıldızın 32,6 ışık yıh uzakta olması durumunda görüneceği parlaklık düzeyidir. Bir yıldızın mutlak kadri, gerçekteki parlaklığını ortaya koyan çok daha iyi bir göstergedir.
Yıldızların Renkleri
Çok farklı renklerde yıldızlar vardır. En parlak yıldızlar, çıplak gözün ayırdıria varacağı .bir; renk etkisi yaratabilecek güçte ışır; ama, dürbün ya da küçük bir teleskopla çok

farklı renklerde yıldızlann bulunduğu görülebilir. Kışın gözüken Büyükköpek .takımyıldızının önde gelen üyelerinden, göz alıcı beyazlıktaki Akyıldız en tanınmış renkli yıldızlardan biridir. Orion’un sol ayağı olarak görülen mavi beyaz Ayak (Rigel) da Akyıldız’a benzer. Orion’un sağ kolu olarak görülen parlak kırmızı üstdev îkizlerevi, Akyıldız ve Ayak’la tam bir renk karşıtlığı oluşturur. Arabacı takımyıldızındaki parlak Kapella; Güneş gibi sandır. ■/ v;. ı■^
Bir yıldızın rengi sıcaklığının iyi bir göstergesidir. Mavi ve mavi beyaz yiidıziar, yüzey sıcaklıkları 20.000 K’yi aşan en sıcak yıldızlardır; Güneş gibi sarı yıldızların yüzey sıcaklık-lan 6.000 K dolayındadır. Kırmızı yıldızlar ise yaklaşık 4.000 K’lik yüzey sıcaklıklarıyla daha soğuk yıldızlar sınıfına girerçok farklı büyüklüklerde; de. olabilir; En büyükleri üstdevlerdir. Örneğin-, Herkül takımyıldızında yer a;lan Ras Algethi’nin (Alfa Herkül) çapı 320 milyon kilometrenin üzerinde^ dir.: 1 ;391.000 kilometrelik çapıyla Güneş bunun yanında oldukça gösterişsiz kalır. Bilinen küçük yıldızlar, yukarıda anlatılan beyaz cüceler ve nötron yıldızlarıdır.
Tayflarına Göre Sınıflandırma
Astronomlar bir yıldızın tayfını inceleyerek, onu oluşturan maddeler konusunda pek çok bıigi edınebihrler {bak. Tayf). Tipik bir yıldız iki farklı tayf oluşturur; bunların her ikisi de yıldızdan gelen ışığın spektroskopun prizmasından geçirilmesi yoluyla elde edilir. Yıldızın iç kesimlerindeki görece yoğun gazlar bir kesintisiz toj»/oluşturur; bu tayfta, yıldızdan gelen ışık bildiğimiz gökkuşağmdakine benzer biçimde renk bileşenlerine ayrılır. Yıldızı çevreleyen düşük yoğunluktaki gazlar ise salma
Yıldızlar, Hertzsprung-Russell (H-R) diyagramı olarak adlandırılan bir grafik üzerine işaretlenerek belirli sınıflara ayrılabilir. Yıldızın parlaklığı düşey eksen üzerinde, tayf tipi ya da yüzey sıcaklığı ise yatay eksen üzerinde gösterilir. Bazı tipik yıldızların işaretlenmiş olduğu bu diyagramda, yıldızların sınıfı da gösterilmiştir. Görüldüğü gibi Güneş, astronomların ana dizi dedikleri kuşak üzerinde, ortalarda yer alan sıradan bir yıldızdır. H-R diyagramından yıldızların yaşam tarihlerinin . saptan.masmda da yararlanılır. Güneş orta yaşta bir sarı cücedir, îkizlerevi ölümünün ilk aşamasına giren bir kırmızı devdir. Akyıldız B, son kalan ısı ve ışığını da saçan yoğun bir beyaz cücedir.
Böylece yıldızın tayfı, üstünde bir salma tayfının “oturduğu” kesintisiz bir tayf biçimini alır. Aslında salma tayfı, kesintisiz tayfı kesen koyu çizgiler ve bantlar biçiminde belirir. Bu tayfların incelenmesi bize yıldız atmosferindeki farklı elementler konusunda geniş bilgi verebilir.
Yıldızlar tayf tiplerine göre sınıflandırılır. Bu sınıflandırmaya göre, en sıcak yıldızlardan en söğüklanna doğru 10 tip. yıldız vardır: O, B, A, F, G, K, M, R, N ve S’. Her sınıf, harften sonra 1 ile -9 arasında bir sayı, konarak belirtilen alt sınıflara bölünebilir. Bir yıldızın tayf sınıfı, sıcaklığının iyi bir göstergesidir. Örneğin, Güneş G2 tayf tipinden ortalama bir yıldızdır. Sıcak bir yıldız olan Akyıldiz Al; görece soğuk, kırmızı bir dev olan Aldebaran (Alfa Boğa) ise K5 sınıfındandır
Çoklu Yıldız Sistemleri ‘
Çoklu yıldız sistemleri ikili yıldızlardan, yıldız kümelerine kadar değişen biçimlerde olabilir. İkili yıldızlar üç ana tipin herhangi birinden-dir: Optik (ya da görünür), fiziksel ve çift. Optik İkililer, Dünya’dan bakıldığında hemen hemen aynı bakış doğrultusunda yer alan ve bu yüzden aralarındaki yüzlerce. ışık yıllık uzaklığa karşın gökte birbirine çok yadınmış gibi görünen iki yıldızdan oluşur. Fiziksel;, ikir liler ise uzayda gerçekten birbirine yakıffolan yıldızlardır. Ama bunlar, karşılıkh kütleçeki-minin etkisiyle birbirine; bağlanmış olan ve br-ta:k kütle merkezinin çevresinde dolanan çift-yıldızlar kadar birbirlerine yakın değildir.-
Çoklu yıldız sistemİeriniri iyi bir örneği, Çalgı takımyıldızındaki parlak yıldız Vega’nın yakınında yer alan Epsilon Çalgı’dır (Epsiİori Lyrae). Bu sistem iki çiftyıldızdan oluşur.’’ .
Değişen Yıldızlar
Çok sayıda yıldızın parlaklığının değiştiği görülür. Bunlara değişen yildız denir. Parlaklık değişimi yıldızın yapısal özelliklerinden, ya da dış etrnenlerderi kaynaklanabilir. .
Yapısal öielÜkler, yıldızın içinde gerçekler şferi’ nükleer tepkimelere ve atmosfer koşullarına bağh olabilir. En önemli dış etmen ise, yıldızın başka yıldızlar ya da gaz ve toz bulu
Örten çiftyıldız olarak nitelenen Umacı (Âİgol) gibi birçiftylldızda, yıldızlardan biri ötekinin önüpdeh geçerken parlaklık değişir.
lan gibi çeşitli gökcisimleri tarafından örtülmesidir (tutulum).
Yapısal özellikleri nedeniyle parlaklığı değişen yıldızların pek çok farkh tipi vardır; bunlar içinde en iyi tamnahı ise Sefeitler’dir (Sefe tipi .’değişen’;’yıldızlar)..i İlk Sefeit’i 1784’te İngiliz astronom John Goodricke ortaya çıkardı. Sefe takımyıldızının delta yıldızı (Delta Cephei) olarak tanımlanan bu yıldızın kadri’5,37’günlük bir dönemde 3,6 ile 4,3 arasında değişir.
Sefeitler’in gerçek parlaklıkları (mutlak kadirleri) ile değişme dönemleri arasında kesin bir bağlantının bulunduğu saptanmıştır* 1912’de ABD’li astronom Henrietta Leavitt, bir değişen yıldızın değişme dönemi ne kadar uzunsa, yıldızın da o ölçüde parlak ^olduğunu ortaya çıkardı. Yani çeşitli gökcisimlerinin uzakhklarım tam olarak bulabilmek için Sefe-itler’den yararlanılabilirdi; çünkü, .değişine döneminin belirlenmesiyle mutlak kadirler saptanabilirdii Mutlak kadirlerin görünür kadirlerle karşılaştırılması yoluyla da yıldızların uzakhğı bulunabilirdi. Başka gökadalarda varlığı saptanan Sefeitler’den, bu gökadaların uzaklığını bulmakta yararlamlabilmektedir (öaA:. Gökada). ^
Dış etkilerle parlakhğr değişen yıldızların en tanınmışları. Umacı (Algol) tipi değişen yıldızlardır. Perse takımyıldızının ikinci en parlak yıldızı olan Umacı,’örten çiftyıldız olarak tanımlanan türden bir çiftyıldızdır ve bir-

birlerinin çevresinde dolanan iki ayrı yıldızdan oluşur. Bunların yörünge düzlemi ile Dünya’nın konumu çakıştığı için, Dünya’dan bakıldığında bu iki yıldızdan her biri düzenli aralıklarla yoldaşı tarafından örtülüyormüş ya da bir başka deyişle tutulmaya liğruyormuş gibi görünür. Umacı’daki yıldızlardan- biri ötekinden çok daha parlaktır. Sonuç olarak, daha soluk olanı daha parlak olan yoldaşının önünden geçtiği zaman Umafcı’nın parlaklığı önemli ölçüde azalır. Soluk olanı tutulmaya uğradığı (parlak yoldaşınca örtüldüğü) za-
••or» İOİ-1-V-
Bu tip düzenli değişen yıldızlara ek olarak, kesin biçimde tanımlanabilecek herhangi bir değişme dönemi bulunmayan, düzensiz değişen yıldızlar ve parlaklıkları birdenbire ve hızla artan, sonra da yavaş yavaş solarak normale dönen sıcak yıldızlar olan novalar da vardır.
Yıldız Kümeleri – ‘
Pek çok yıldız, küme olarak adlandırılan yıldız grubunun ya da topluluğunun üyesidir. Açık yıldız kümeleri bizim gökadamızın sarmal kollarına saçılmış olarak bulunan.yıldızla-nn oluşturduğu görece gevşek yığışımlardır. Küresel yıldız kümeleri Samanyolu’nun ana düzlemi dışında bulunurlar ve adlarından da anlaşılabileceği gibi dev küreler biçimindeki yıldız topluluklarıdır. Açık kümeler genellikle Samanyolu’nun sarmal kollarında oluşmakta olan türden genç, sıcak, mavi beyaz yıldızlan içerir. Astronomlar bu genç yıldızlan Öbek I olarak adlandırılan bir grup içinde sayarları Açık kümelerde 20 ile birkaç bin arasında değişen sayıda yıldız olabihr. Küresel kümeler çok daha büyüktür ve bunlar, îbüyük çoğunluğuna Öbek IFye giren yaşlı, kırmızı devlerin oluşturduğu on binlerce güneş içerirler. Açık kümeler bizim gökadamızın çekirdeği çevresinde, kabaca dairesel yörüngeler üzerinde, küresel Icümelerdse aynı çekirdek çevresinde oldukça dışmerkezli eliptik yörüngeler’ üzerinde dolanır.
Boğaitakımyıldızmdaki’Ülker gibi çok sayıda açık kümenin, o kümenin oluşmasına yol açan gaz bulutunun kahntılannı da içerdiği görülebilir. Küresel kümelerde ise tam tersine, bu türden ya çok az madde vardır ya da
hiç.yoktur. Türünü en iyi temsil eden küresel küme Erboğa takımyıldızındaki ömega Erbo-ğa’dır (ömega Centauri). Başka gökadalarda da hem açık, hem de küresel kümelerin varlığı saptanmıştır