Yıldız

Star Güneş gibi kendiliğinden ışık, ısı ve diğer elektro- magnetik 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 panl- darlar. 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 olduklann- dan 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 gözüken gezegenler ise daha yoğun atmosferle kaplı olduklarından parlar gibi gözükürler. Astronomlar dünyaya çok uzak olan yıldızların uzaklıklannı anlamaya yarayan bir metod geliştirmişlerdir. 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 hesapladığımızda ise karşımıza, milyonlarca ışık yılı gibi bir müddet çıkmaktadır. Yıldızların 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 koordinat- lan 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 sonuçtur. Ondokuzuncu yüzyılda bazı yıldızlann mavi diğerlerinin kırmızı tayfları olduğu ortaya çıkanca, yıldızla- nn 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 teşekkül etmiştir. 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 sıcak- lıklan vardır. Procyon, Polaris yıldızları bu gruptandırlar. Polaris, kutup yıldızıdır. G yıldızlan; Sandırlar. Tayflannda zayıf hidrojen ve bol miktarda metalik haüan vardır. Yüzey sıcaklık- lan 5000°C civarıdır. Capella ve güneş bu gruptandırlar. K yıldızları; Portakal rengidirler. Güçlü metalik hat- lan, 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 parlak- lıklanna ve büyüklüklerine göre de ayrı ayrı sınıflandırılırlar. Büyüklüklerine göre sınıflandınldıklannda iki ana grup yıldız ortaya çıkar. Bunlar dev ve cüce yıldız
lardır. 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 yıldız- lann 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 zamanparl/ yıp koyulaşan yıldızlardır. Şu anda 20.000 civarıı/ çoğalan yıldız olduğu tahmin edilmektedir. Deği- yıldızlarda kendi aralannda gruplara aynlırlar. B lıklar ışık değişiklikleri ve yıldızların fizikî tab’ dan ileri gelmektedir. 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. Eneıjile- rini ya maddelerin kimyevi yanmasından aldıklan öne sürülmüş, bu bir sonuç getirmeyince radyoaktif atomla- nn 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 yıldızın 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 dağılma- lanndan 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 atomların