Cevaplar

2012-12-23T18:28:54+02:00

Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan,[1] yoğun ve karanlık uzayda ışık saçan gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresi. Biraraya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin yıldız vardır[1] ve Dünya'ya en yakın yıldız Güneş'tir.

Gün ışığı dâhil olmak üzere Dünya üzerindeki enerjinin çoğunun kaynağı Güneş'tir. Diğer yıldızlar, Güneş’in ışığı altında kalmadıkları zaman yani geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelençekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışınım(radyasyon) ile yayılmasıdır.

Gökbilimciler bir yıldızın tayfını, parlaklığını ve uzaydaki hareketini gözlemleyerek o yıldızın kütlesi, yaşı, kimyasal bileşimi ve bunun gibi birçok özelliğini belirleyebilirler. Bir yıldızın toplam kütlesi, yıldızın gelişiminin ve sonunun ana belirleyicisidir. Bir yıldızın gelişim süreci içinde bulunduğu aşamaya göre çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı belirlenir. Sıcaklık ve parlaklık durumuna göre işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı), yıldızların güncel yaşını ve gelişim sürecindeki aşamasını belirlemek için kullanılır.

Yıldız gelişiminin ilk halkası, hidrojen, bir miktar helyum ve çok az miktarda daha ağır öğelerden oluşan ve içe doğru çökmeye başlayan bir madde bulutudur. Yıldız çekirdeği yeteri kadar yoğunlaştıktan sonra içinde bulunan hidrojenin bir kısmı sürekli olarak çekirdek kaynaşması tepkimesiyle helyuma çevrilir. Yıldızın geri kalan kısmı, açığa çıkan erkeyi, ışınım ve ısıyayım (konveksiyon) birleşimiyle çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve erke, yıldız yüzeyinde bir yıldız rüzgârı yaratarak dış uzaya doğru ışınım yoluyla yayılır.[2]

Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş'in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldız[3] genişleyerek, daha ağır olan öğeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak kırmızı dev hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmı yıldızlararası ortama salınarak, ağır öğelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli yaratacak şekle dönüşür.[4]

İki ya da daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde birbirine kütleçekim gücüyle bağlanmış ve genellikle birbirinin çevresinde düzenli yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur. Birbirine çok yakın bir yörünge izleyen yıldızların kütleçekimgücü ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde önemli etkisi vardır

1 5 1
  • Eodev Kullanıcısı
2012-12-23T18:29:47+02:00

Yıldız parlaklıklarını ölçmek için temelde iki çeşit çağdaş yöntem vardır: Birincisi 19. yüzyıl sonlarında başlayan ve bugün çok daha duyarlı hâle getirilen fotograf çekme yöntemidir. Bir yıldızın görünen parlaklığı, fotograf filmi (genellikle cam) üzerinde oluşturduğu görüntünün büyüklüğünden bulunabilir. Parlak bir yıldızın film üzerindeki görüntüsü sönük yıldızın görüntüsünden daha büyük olur (Şekil 4.12). Bunlar "fotografik ışık ölçer" diye bilinen âletlerle ölçülürler. Büyük teleskoplarla ya da daha uzun poz süresi ile çekilen fotograflarla daha sönük yıldızlar kaydedilebilir.

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 bir iletken telle toplanırsa elektrik akımı oluşur. Bu akımın şiddeti, ışığa duyarlı yüzeye düşen ışığın şiddetinin bir ölçüsüdür. Teleskop, ışığı (parlaklığı) ölçülecek yıldıza yönlendirilir, teleskopun topladığı ışık "fotokatlandırıcı" denen bir aygıtın duyarlı yüzeyine düşürülür. Fotokatlandırıcıda oluşan küçük akım bir yükselteçle ölçülebilir düzeye yükseltilir. Elektronik teknolojisinin son yıllardaki gelişmesi sonucu bu yöntem, TV görüntüsü çekmeye benzer biçimde, fotograf çekiminde de kullanılmaktadır. 

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, 

(2.512) (2.512) (2.512) (2.512) (2.512) = 100 

Bir yıldız diğerinden 2m kadir daha parlaktır demek, (2.5) (2.5) = 6.3 kere daha parlaktır demektir. Kadir farkı ile parlaklık oranı arasındaki ilişki kesin matematiksel formülle ifade edilebilir: Eğer a yıldızının ölçülen ışık şiddeti La, b yıldızının ölçülen ışık şiddeti Lb ve bunlara karşılık gelen kadir değerleri, ma ve mb ise, aradaki bağıntı şudur : 

\F(La,Lb) = 100.4(mb-ma) 

mb-ma=5 iken La/Lb=100 olduğunu kolayca kanıtlayabilirsiniz. Bu ifadenin en çok kullanılan biçimi ve matematiksel eş değeri şöyledir: 

mb-ma=2.5 log\F(La,Lb) 

a yıldızı standard olarak seçilirse, yukarıdaki yöntemlerle ölçülen Lb den mb hesaplanır, böylece bütün yıldızların kadirleri standart yıldıza (ya da yıldızlara) ayarlanmış olur. 

Bu şekilde tanımlanan matematiksel kadir sınıfına göre, Hipparchus'un 1. kadir sınıfına koyduğu yıldızlardan bir kısmı, aslında sıfırıncı kadirden ya da daha parlaktır. Bugün en büyük teleskoplarla 29 uncu kadire kadar yıldızları kaydetmek (ölçmek) mümkündür. 29 ncu kadirden bir yıldız; 1 nci kadirden bir yıldızdan yaklaşık 160 milyar kere daha sönük, gözün görme sınırı olan 6 ncı kadirden 1,6 milyar kere daha sönüktür.

 

1 5 1