YILANLI KALE,

Adana-Antakya Yolu üzerinde,
Ceyhan Ovası’na hâkim Ortaçağ’da yapılmış bir kale.
Ceyhan Nehri kıyısında Misis’in kuzeydoğusundadır.
Halk arasında Yılanlı Kale, Şahmaran Kalesi olarak da
bilinir. Yılanlı Kale’nin-kati yapılış tarihi belli değildir.
Roma İmparatorluğu’nun parçalanmasından önceki
zamanlarda yapıldığı kabul edilir. Dört cepheli olan
kalenin çevresi yediyüz metredir. Aralan mazgallı olan
sekiz burç ikişer katlıdır. Sarp kayalar üzerine yapılmış
olan kalenin önemli bir san’at değeri vardır. Yol tarafında
yukarı doğru açılan büyük bir kapısı olup, burası
mazgallarla korunur. Kapıdan düz bir meydan olan
kale iç sahasına girilir. Buradan gitmek istenilen yere
düzgün merdivenlerle ulaşılır.
YILBAŞI, (Bkz. Noel).
YILDIRIM , (Bkz. Paratoner).
* ♦ # 4″- • «
YILDIRIM BÂYEZID, (Bkz. Bâyezid I)
SPEKTRAL T İ P – « .
YILDIZ, Alm. Stern (m), Fr. Etoile (t) astre (m), İng.
Star Güneş gibi kendiliğinden ışık, ısı ve diğer elektromagnetik
radyasyonlan yayan ve uzayda galaksiler
halinde gruplanmış çok sayıdaki büyük gök cisimlerinden
biri. İçerisindeki termonükleer reaksiyonlardan
meydana gelen çeşitli enerjiler ve sıcaklık saçan, kor
halinde bir gaz topluluğudur. Yıldızlar ve galaksi olarak
adlandınlan yıldız topluluklan uzayın apartman
bloklannı meydana getirirler. Yıldızların karakteristik
özelliklerinden çok farklılık gösteriyorsa da güneşte
tipik bir yıldızdır. (Bkz. Astronomi, Kozmoloji).
Açık ve aysız bir gecede şehir ışıklarının ulaşamadığı
ıssız yerlerden semaya bakıldığında gökyüzünün sonsuz
yıldızlarla kaplı olduğu görülür. Aslında bu sayı
sanıldığından gayet azdır. Bütün semadaki yıldızların
sayısı çıplak gözle bakıldığında 6000’i geçmez. Tek bir
sefer bakıldığında ise kişi, bunun ancak yansı kadarını
görebilir. Çıplak gözle ve teleskopla görülebilen bütün
bu yıldızlar, yıldız topluluğuna Samanyolu galaksisine
bağlıdırlar. Uzayda daha nice galâksiler vardır. Bizim
galâksimizde 100 milyar yıldız olduğu tahmin edilmektedir.
Bizden başka da takriben 100 milyar galâksi vardır.
Yıldızlann görülebilen bir karakteristik özelliği,
onlan güneş sisteminin beş gezeğini olan Merkür,
Venüs, Nİars, Jüpiter ve Satürn’den ayırır. Gezegenler
durgun bir ışıkla gözükürlerken, yıldızlardevamlı panldarlar.
Parıldama yıldızların dünyaya olan mesafelerinin
uzaklığı ve atmosferin yoğunluğunun ortayagetirdiği bir olaydır. Bunun da anlamı yıldızların dünyaya
olan çok fazla uzaklıklarından dolayı büyük disk’
ler halinde değil de çok küçük ışık kaynaklan halinde
görüldükleridir. Gezegenler dünyaya yakın olduklanndan
disk halinde gözükürler. Atmosferdeki yoğunluk
değişiklikleri yıldız ve gezegenlerden gelen ışıkların
kırılmasına ve yansımasına sebep olur, böylece parıltılı
görüntüleri meydana getirmiş olurlar. Yıldızlar ışık kaynakları
olduklarından parlıyor gözükürler. Gezegenler
ise disk olduklarından üzerlerindeki noktalann parıltı-
lan yok olur, duru bir ışığa sahip olurlar. Ufukta gözü­
ken gezegenler ise daha yoğun atmosferle kaplı
olduklarından parlar gibi gözükürler.
Astronomlar dünyaya çok uzak olan yıldızların
uzaklıklannı anlamaya yarayan bir metod geliştirmiş­
lerdir. Yıldızlara ait mesafeler bunlara güneş sistemindeki
en uzun mesafelerle karşılaştırarak elde edilir.
Işığın saniyede 299.776 km. yol aldığından faydalanarak
en uzak gezegen olan Plüton’dan yansıyan ışığın
dünyaya beş saatte varabileceği hesaplanmıştır. Fakat
uzay o kadar büyüktür ki, ışığın yıldızlardan gelme
süresi gün ve ay’la değil, ancak senelerle ölçülebilir.
Işığın en yakın yıldız olan Alpha Centauri’den bizim
güneş sistemimize erişme süresi dört yıldan fazla zaman
alır. Bir ışık ışınının Samanyolu Galaksi’sinin bir ucundan
öbürüne erişmesi için 100.000 sene lazımdır. Bu
zamanı bir galaksiden diğerine olarak hesapladığı­
mızda ise karşımıza, milyonlarca ışık yılı gibi bir müddet
çıkm aktadır. Y ıldızların renkleri sıcaklık
derecelerine bağlı olarak değişir. Bazıları devamlı aynı
parlaklıkta kalırken bazılarının parlaklıkları zaman
zaman değişir. Tek, yalnız olan yıldızlar var olduğu gibi
ikili-üçlü gruplar halinde olan yıldızlar da vardır.
Güneş , parlaklık bakımından orta halli bir yıldızdır.
Diğer bazı yıldızlar güneşten 100.000, 1,000.000 kat
daha parlak oldukları halde dünyaya güneş kadar yakın
olmadıklarından dolayı güneş kadar parlamazlar.
Yıldızlar bizden o kadar uzaktadırlar ki, onlann
birbirlerine olan mesafeleri bize hep aynı görünür.
Aslında yıldızların hareketleri birbirerine ve güneş sisteminden
alınan referans kıymetlere göre değerlendirilir.
Dünyanın bir çok yerine yerleştirilmiş olan dev teleskoplarla
yıldızların gökyüzü haritasındaki koordinatlan
hassas bir şekilde takip edilir. Belirli zamanlarda
yıldızın pozisyonu her sene kontrol edilir ve yıldızın
açısal yer değiştirmesi veya düzgün hareketi tespit edilir.
Fakat bu genellikle gözle farkedilemeyecek kadar az,
mesela 2000 senede çapının birbuçuk katı kadar bir
mesafedir. Yıldızların bundan başka “parallax” denilen
hareketleri vardır. Bu hareketleri ölçmek içinde Parallax
ölçümleri denilen ölçme sistemi kullanılır. Parallax;
yıldızın dünyadan görülen yönüyle güneşten görülen
arasındaki en büyük açısal mesafesidir.
Herhangi bir yıldızın gökdeki parlaklığı onun
hakiki parlaklığı değildir. Zira bazı yıldızlargüneş sistemine
yakın olduklanndan dolayı parlak, bazılan da çok
uzaklarda olduklan için sönük gözükürler. Yıldızların
parlaklıkları, şimdiki parlaklık listelerine orantılıdır.
Parlaklık bakımından birinci parlaklıkta olan yıldız
ikinci parlaklıkta olan yıldızın 2,5 katı; ikinci parlaklıkta
olan yıldız, üçüncü parlaklıktakinin 2,5 katı parlaklıktadır.
Fctılaklık derecesi bu şekilde devam eHer. Buna göre
birinci sıradaki yıldız altıncı sıradaki yıldızdan
2,5×2,5×2,5×2,5×2,5 = 100 kat daha parlaktır.
Yıldızlann bazılarının diğerlerinden değişik renklere
sahip olduklan çıplak gözle bile bakıldığında görülmektedir.
Yıldızlar arasındaki bu renk farkı
aralanndaki büyüklük farkından ileri gelir.
Görülebilen bir yıldızın kesin büyüklüğü yıldızın
parlaklığından istifade edilerek anlaşılır. Bu iş için fotoelektrik
fotometre kullanılır. Teleskopun odağına tesbit
edilen bu alet bir diyagram vasıtasıyla yıldızın ışığının
içeri girmesini ve gerekli ölçümlerin yapılmasını sağlar.
Yıldızlara ait parlaklık farkları bilinen bir parlaklıktaki
yıldızla mukayese edilerek büyüklüğü hakkında hesap
yolu ile neticeye gidilir.
Mutlak Büyüklük: Herhangi bir yıldızın dünyadan
belirli standart bir uzaklıkta bulunduğu sıradaki parlaklığıdır.
Bu standart mesafe 32,6 ışık yılı olarak belirlenmiştir.
Mesafenin seçilen bu rakam olmasının sebebi
gözüken parlaklık ile hakiki parlaklığı eşdeğer yapmaktadır.
Bir yıldızın parlaklığı ölçülür, gözüken parlaklığı
da bilinir ise bunun hakiki parlaklığını hesaplamak
mümkün olur.
Yıldız Tayfları: Yıldızlardan gelen ışıklar prizmalar
vasıtasıyla spektroskopta dalga boylarına ayrılarak
sonuçta elde edilen tayftan yıldızın fiziki yapısı hakkında
geniş bilgi elde edilebilir.
Görülebilen yıldızların büyük bir çoğunluğunda ki
tayf değişiklikleri bunların atmosferlerindeki kimyasal
bileşimlerin farklılıklannın sonucu değil, atmosferlerindeki
farklı fiziksel durumların ortaya koyduğu bir sonuç­
tur.
Ondokuzuncu yüzyılda bazı yıldızlann mavi diğerlerinin
kırmızı tayfları olduğu ortaya çıkanca, yıldızlann
tayflara göre sınıflandınlmaları gereği duyuldu.
Tayf sınıfları alfabenin harfleriyle ifade edildi. Başlıca
sınıflan; O, B, A, F, G, K ve M sınıflarıdır.
O yıldızları; diğer sınıflar arasında en mavi olan
yıldızlardır. Tayf parlak ve koyu çizgilerden teşekkületmiştir. Yüzey sıcaklığı 37.500°C dir. Bu sınıftan bir
örnek velorum yıldızıdır.
B yıldızları; Mavimsi beyaz (BO) beyaz (B9) tayflıdır.
(BO) yüzey sıcaklığı 25.000°C, (B9) 12.000PC’dir. Rigel
B8 bu gruptan bir yıldızdır.
A yıldızları; Beyaz yıldızlardır. Tayfları, hidrojen
çizgilerinden meydana gelir, yüzey sıcaklıkları 9000°C
civarındadır. Sirius Vega, Altair yıldızlan bu gruptandırlar.
F yıldızlan; Sanmsıdırlar, 7000°C civannda sıcaklıklan
vardır. Procyon, Polaris yıldızları bu gruptandırlar.
Polaris, kutup yıldızıdır.
G yıldızlan; Sandırlar. Tayflannda zayıf hidrojen
ve bol miktarda metalik haüan vardır. Yüzey sıcaklıklan
5000°C civarıdır. Capella ve güneş bu gruptandırlar.
K yıldızları; Portakal rengidirler. Güçlü metalik hatlan,
4000°C civan sıcaklıklan vardır. Arcturus, Aldebaran
ve Pollux bu gruptandır.
M yıldızlan; Portakal rengi-kırmızı arasıdırlar.
Yüzey sıcaklıklan 3200°C civarındadır. Mira Ceti,
Betelgeux, Antares, Proxima Centauri bu gruptandır.
Hertzspung-Russel Diyagramı: Bu diyagram DanimarkalI
astronom Ejnar Hertzsprung ve Amerikalı astronom
H.W. Russel tarafından bulunmuştur. Yıldızların
parlaklıklarıyla tayflannın tiplerini karşılaştıran bu tablo
vasıtasıyla doğru sayılabilecek ortalama yıldız çapları
ölçülür.
Yıldızlar tayflanna göre sıralandıklan gibi parlaklıklanna
ve büyüklüklerine göre de ayrı ayrı sınıflandırı­
lırlar. Büyüklüklerine göre sınıflandınldıklannda iki
ana grup yıldız ortaya çıkar. Bunlar dev ve cüce yıldızlardır.
Aynı tayf sınıfında cüce ve dev yıldızlan birarada
bulmak mümkündür.
En parlak dev yıldızların ağırlıklan güneşinkinin
50-75 katı, en sönük cüce yıldızların ağırlıklarının ise
güneşinkinin dörtde biri kadar olduğu tesbit edilmiştir.
Yapılan basit hesaplamaların bir sonucu olarak dev
yıldızlann içlerindeki maddelerin bir birinin ürettiği
enerjinin, sönük cüce yıldızların tamanının ürettiği
enerjinin 50.000 katı olduğu anlaşılmıştır.
Yukarıda anlatılan yıldızlardan başka bazı değişik
yıldız çeşitleri vardır. Bunlardan bazılan beyaz cüceler
(White dwarfs) Nötron Yıldızları, Kara Delikler (Pulsa
rlar) ve değişken yıldızlardır.
Hakiki parlaklıkları + 11,5 olan beyaz cüceler yıldızlann
renkleri mavimsi beyazdır. Çapı dünyanınkinin
2,5 katı kadardır. Beyaz cüceler güneşin yakın çevresindeki
50 yıldızdan 20’sini meydana getiren yıldızlardır.
Fakat hemen hemen görülemeyecek kadar sönüktürler.
Nötron Yıldızlar, elektron ve protonlan merkeze
doğru sıkışarak yoğunlaşmış yıldızlardır. Pulsarlar da
yoğun yıldızlar olup radyo dalgalan yayarlar. Kara
delikler ışık saçmayan çok yoğun yıldız kütlesidir (Bkz.
Kara Delik). Beyaz cücelere benzemelerinden dolayı bu
yıldızlar senelerce beyaz cüce yıldızlar sanılmışlardır.
Değişken yıldızlar; Bu yıldızlar zaman zam anparl/
yıp koyulaşan yıldızlardır. Şu anda 20.000 civarıı/
çoğalan yıldız olduğu tahmin edilmektedir. Değiyıldızlarda
kendi aralannda gruplara aynlırlar. B
lıklar ışık değişiklikleri ve yıldızların fizikî tab’
dan ileri gelmektedir.
Rehber AnsikV Yıldızların Eneıjileri: Yıldızlar arasında birçok farklılıklar
vardır, bunlar değişik özelliklerden kaynaklanırlar.
Fakat yıldızlann tamamında temel eneıji kaynağı
aynıdır. Bu temel enerji kaynağı, hafif atomlardan, ağır
atomlar meydana gelmesidir. Bu gibi termonükleer
reaksiyonlarda ağırlık hemen hemen hiç azalmaz.
Güneş ve yıldızlann enerjilerin nereden aldıklan
ilim adamları için devamlı bir soru olmuştur. Eneıjilerini
ya maddelerin kimyevi yanmasından aldıklan öne
sürülmüş, bu bir sonuç getirmeyince radyoaktif atomlann
bu enerjiyi meydana getirdiği öne sürülmüştür. Sonradan
bunun da doğru olmadığı anlaşılmış ve
1920’lerde bu enerjiye, nükleer reaksiyonlann meydana
getirdiği maddenin değişmesinin sebep olduğu
anlaşılmıştır.
Ortalama bir yıldız olan güneşin yüzey sıcaklığı
6000°C olmakla beraber sıcaklık merkeze gittekçe artmakta
ve merkezde 14-15 milyon dereceyi bulmaktadır.
Güneşin içerisinde temel eneıji üreten reaksiyonlann
var olduğu bir gerçektir. Bu reaksiyonlar hidrojen
çekirdeği yahut protonlar arasındaki çarpışmalardan
meydana gelen Helyum çekirdeğidir.
Güneşte ve güneşe yakın ağırlıklan olan yıldızlarda
“ Proton-proton birbirini etkileme” reaksiyonu vardır.
Bu reaksiyondan başka ağır yıldızlarda aktif olan başka
bir reaksiyon daha vardır. Sıcaklıklan 20 milyon dereceyi
bulan bu yıldızlarda “karbon devresi” adı verilen
reaksiyon aktif haldedir. Bu devrede karbon atomunun
geçen protonlarla hareket ettiği altı basamak vardır.
İşlemin, yani reaksiyonunun sonunda dört proton kullanılarak
bir helyum çekirdeği meydana getirmiştir.
Bunun ağırlığı “ Proton birbirini etkileme” reaksiyonunda
olduğu gibi, orjinal çekirdek ağırlığının 0,810’ı
kadar bir azalma gösterir. Bu azalan fark enerji olarak
çevreye yayılır.
Karbon devresi’nin güneşte de az miktarda olduğuna
dair çok kuvvetli olmayan deliller vardır.
Yıldızların Ömürleri: Yıldızlann, toz artıklan ve
gazlardan meydana geldikleri astronotlarca ispatlanmıştır.
Bir yıldızı doğum, gençlik ve yaşlanma dönemleri
olarak ele alırsak doğum dönemi yıldızın ilk
basamağı olan “protostar” dönemidir. Bu dönem yıldı­
zın ilk basamağı olan artık gaz ve toz bulutundan meydana
gelir. Kendi ağırlığı altında ezilen protostar bu
haliyle henüz tam bir yıldız olamamıştır, parlayamaz ve
herhangi bir radyasyon üretemez.
Herhangi bir protostar’ın meydana gelmesi için hidrojen
ve helyum’dan meydana gelen gazlara ihtiyaç
vardır. Protostarlann yerçekiminden ve çöküp dağılmalanndan
dolayı küreciğin parçaları kütlenin çekim merkezine
doğru düşerler. Bu süratli düşüşler sırasında
birbirleriyle çarpışırlar ve bu suretle ısı radyasyonu meydana
gelir. Bu işlem artarak devam eder ve sonunda
protostar artık bir yıldız olmak üzere kütle kazanır.
Prostar’m çöken gövdesi içindeki ışının, katı maddeleri
buharlaştıracak sıcaklığa erişmesi ve hidrojen gibi
hafif atomların nükleer reaksiyona girerek daha ağır
atomlar üretebilir hale gelmeleriyle tam bir yıldız meydana
gelmiş olur.
Protastar ve gençlik döneminden sonra Yıldız
olgunluk dönemine erişir. Bu dönemde ağır atomlarınyapımı çoğalır, hidrojen ve helyum depolamalan yıldı­
zın merkezine doğru kayarken, atom yapımı merkezden
yavaş yavaş dışan doğru kayar. Yıldızın içerisinde
bu işlemler olup, biterken yıldız, yıldız olduğu zamanki
gibi aynı yerindedir.
Olgunluk döneminden sonra yaşlılık dönemi gelir.
Yaşlılığın ilk belirtisi de yıldızın hacim bakımından
büyümeye başlamasıdır. Ortalama bir yıldız olarak
güneş 4-5 milyar yıl sonra çapını şimdikinin iki katına
kadar çıkaracaktır. Güneş bu süre içerisinde enerjisinin
tamamını harcayarak sönecektir. Bu sonuç yapılan astronomik
hesaplara göre teorik olarak böyledir.