Cevaplar

2013-01-14T20:10:22+02:00
Gökyüzündeki yıldızlar, hem gerçek parlaklıklarına hem de bize yakınlıklarına bağlı olarak parlak ya da sönük görünürler. Yıldızların parlaklığını ifade edebilmek için "kadir" birimi kullanılır. Sayma ve ölçme değerleri, mantıksal olarak, genellikle sayılan ya da ölçülen değer arttıkça artar; ölçülen azaldıkça azalır. Kadirde, bunun tam tersi olarak, ölçülen değer attıkça azalır; ölçülen değer azaldıkça artar. Bu sistemin temeli, çok eskilere, M.Ö. 120'li yıllara dayanır. Bu yıllarda, Yunan gökbilimci Hipparcus, oluşturduğu yıldız kataloğundaki yıldızları basit bir sistemle sınıflandırdı. Bu sınıflandırmaya göre, en parlak yıldızlar 1 kadir, en sönük olanlarsa 6 kadirdi.

 

M.S. 140'lı yıllarda, Claudius Ptolemy, bu sistemi biraz daha genişletti. Aynı sınıfa giren fakat birbirinden biraz daha farklı parlaklıklardaki yıldızları da birbirinden ayırabilmek için, örneğin, 2 kadir ile 3 kadir arasındaki bir yıldızı tanımlarken, "2. kadirden daha sönük" ya da "3. kadirden daha parlak" gibi ifadeler kullandı. Yıldızların 1 kadirden 6 kadire kadar sınıflandırıldığı bu sistem, Ptolemy'den sonra 1400 yıl daha sorunsuz olarak kullanıldı.

 

Teleskopu gökyüzüne çeviren ilk insan olan Galileo, Ptolemy'nin 6 kadir sınırını aşan yıldızlar olduğunu keşfetti. Böylece, o zamana değin 6 kadirle sınırlı olan yıldız parlaklıkları, artık bu sınırı aşmıştı. Teleskoplar geliştikçe, gökbilimciler bu sınırı daha da öteye götürdüler.

 

Günümüzde, 5 cm çaplı ortalama bir dürbünle yaklaşık 9 kadir parlaklıktaki yıldızları, amatörlerin yaygın olarak kullandığı 15 cm çaplı bir teleskoptan 13 kadir parlaklıktaki yıldızları görebiliyoruz. İnsanoğlunun ulaşabildiği sınırsa, Hubble Uzay Teleskopu'nun görebildiği yaklaşık 30 kadir parlaklıktır.

 

19. yüzyılın ortalarında, gökbilimciler artık bu sistemi bir ölçeğe yerleştirmenin gereğini duymaya başladılar. Oxford'lu gökbilimci Norman Pogson, bir kadir olan bir yıldızın parlaklığının altı kadir olan bir yıldızın parlaklığının yaklaşık 100 katı olduğunu belirledi. Bu basit oran 1'e 100 öteki gökbilimcilerce de benimsendi. Buna göre, 5?100'lük artış, (yaklaşık 2,512) iki kadir arasındaki parlaklık farkına eşittir.

 

Sonuç olarak ortaya çıkan logaritmik bir ölçektir. Tam olarak öyle olmasa da duyularımız yaklaşık olarak, algılamada logaritmik olarak işler. Bu da otomatik olarak neden ortaya logaritmik bir ölçeğin çıktığını açıklıyor.

 

Yıldız parlaklıkları bir ölçeğe oturtulduklarında, yeni bir problem ortaya çıktı. Bazı bir kadirlik yıldızlar gerçekte ötekilerden oldukça parlaktı. Buna da bir çözüm bulundu. Gökbilimciler, çıplak gözün göremediği sönük yıldızlar için ölçeği nasıl genişlettilerse, parlak yıldızlar için de onlara birden küçük değerler vererek ters yönde genişlettiler.

 

Vega, Arcturus, Capella ve Rigel gibi yıldızlar 0 kadir parlaklığa yerleştirildiler. Daha da parlak gökcisimleri için, ölçek daha da genişletilerek, (-) değerler aldı. Örneğin gökyüzünün en parlak yıldızı Akyıldız -1,5, Venüs en parlak durumundayken -4,4, dolunay 12,5, Güneş -26,7 kadir parlaklıktadır.

 

19. yüzyılda, yıldızların parlaklılarını fotoğraf çekerek ölçmek isteyen gökbilimciler, bir sürprizle karşılaştılar. Göze aynı parlaklıkta görünen yıldızlar, filmin üzerinde farklı parlaklıklarda görünüyorlardı. Bunun nedeni, fotoğraf filminin göze oranla mavi ışığa daha duyarlı olmasıydı. Bunun üzerine ortaya yeni bir ölçek çıktı: Fotoğrafik parlaklık . Daha önceki parlaklıksa "görünür parlaklık (mv)" olarak değiştirildi.

 

Bu aslında çok önemli bir keşif oldu. Çünkü, görünür ve mavi renklerdeki parlaklıkların farkı, yıldızın renginin, dolayısıyla da sıcaklığının belirlenmesine olanak tanıyordu. Günümüzde, bu ölçümler, değişik renklerde filtreler kullanılarak yapılıyor. En çok kullanılan filtreler morötesi (u), mavi  ve görünür dalgaboylarını geçiren filtrelerdir. B-V, bir yıldızın sıcaklık endeksini verir. Eğer bu değer küçükse yıldız sıcak, büyükse soğuktur. Sarı bir yıldız olan Güneş'in renk endeksi 0,63, turuncu bir yıldız olan Betelgeuse'un renk endeksiyse 1,85'tir.

 

Bir cismin tüm dalgaboylarındaki parlaklığınaysa bolometrik parlaklık denir. Bolometrik terimi, bolometre olarak adlandırılan ve bir cismin yaydığı toplam ışımayı ölçen bir aygıttan kaynaklanmıştır.




Görünen ve Gerçek

 

Yukarıda anlattıklarımızın tümü, doğal olarak yerdeki bir gözlemcinin gözlemlerine dayanıyor. Yazının başında da değindiğimiz gibi, her yıldız bize farklı uzaklıktadır. Bu nedenle, onların görünür parlaklıları, aslında gerçek parlaklılarını pek yansıtmıyor.

 

Yıldızların birbirlerine göre gerçek parlaklıklarını ifade edebilmek için gökbilimciler yeni bir ölçek oluşturdular: "Mutlak parlaklık, M" ölçeği. Bir yıldızın mutlak parlaklığı, onun gözlemciye 10 parsek (1 parsek = 3,26 ışık yılı) uzaklıkta olduğu varsayılarak hesaplanır.

 

Eğer 10 parsek uzaktan baksaydık Güneş bize 4,45 kadir parlaklıkta görünecekti. Avcı Takımyıldızı'nın en parlak yıldızı olan Rigel'e aynı uzaklıktan baksaydık onu -8. kadir parlaklıkta görecektik.

 

Kuyrukluyıldızlar ve asteroidler için mutlak parlaklık tanımlaması daha farklıdır. Bir kuyrukluyıldızın ya da asteroidin mutlak parlaklığı, Güneş'teki bir gözlemcinin, cismi bir astronomi birimi (Dünya ile Güneş arasındaki uzaklık, 150 milyon km) uzaktan baktığında gördüğü parlaklıktır.



0
2013-01-14T20:14:29+02:00

1. ÇĐFT YILDIZLAR
Çift yıldızlar, çekimsel kuvvetlerle birbirine bağlı olan ve ortak bir kütle merkezi etrafında
Kepler yasalarına göre yörünge hareketi yapan en az iki yıldızdan oluşan sistemlerdir.
Bileşenleri birbirine oldukça yakın çift yıldız sistemleri mevcuttur, öyle ki bunların bileşenleri
arasındaki uzaklık bileşenlerin yarıçaplarıyla karşılaştırılabilir düzeydedir, (Yıldızların
aralarındaki uzaklık (A) cinsinden eşdeğer yarıçapları toplamı r1+r2 olmak üzere r1+r2 ≅ 0.1
mertebesinde) ve bileşenler evrimleri sırasında kütle alış verişiyle birbirlerini etkilerler. Bu
sistemlerde bileşenler birbirlerinin evrimlerini etkileyecek kadar yakındırlar. “Etkileşen Çift
Yıldız” ya da “Yakın Çift Yıldız” olarak bilinen bu sistemlerin üyeleri yakınlık etkisiyle çok
çabuk şekil bozulmasına uğrayıp küresellikten saparlar ve tek bir yıldıza göre çok daha hızlı
evrimleşirler.
Şekil 1.1. Bileşenleri ortak kütle merkezi etrafında dolanan bir çift yıldız
2. ÇĐFT YILDIZLARIN ÖNEMĐ
Ankara Üniversitesi Rasathanesi’nde çift yıldız gözlemleri ve bünyesel değişen yıldız
gözlemleri yapılmaktadır. Gözlemlerde büyük ağırlık çift yıldızlara verilmiştir. Peki çift
yıldızları gözlenmeye değer, önemli yıldızlar yapan özellikler nelerdir? Bunlar kısaca
özetlenecek olursa;
Kütle merkeziçift yıldızlar astrofizikte, tek yıldızlara kıyasla daha çok bilgi sunmaları bakımından daha
büyük bir öneme sahiptirler. Örneğin herhangi bir gök cisminin kütlesinin doğrudan
belirlenebilmesi, en az iki cisim arasında ölçülebilen bir kütlesel çekim kuvvetinin varlığını
gerektirir. Kütle, yıldızların evriminin anlaşılabilmesi bakımından temel parametredir,
dolayısıyla çift yıldızlar yardımıyla bileşen yıldızların kütleleri, bu sayede de evrim durumları
hakkında bilgi sahibi olabilmekteyiz. Bununla birlikte bileşen yıldızların yarıçap, ışınım gücü
gibi temel parametreleri de hesaplanabilmektedir. Çift yıldızlar yardımıyla belirlenen fiziksel
parametreler ile tek yıldızların fiziksel özellikleri de belirlenebilmektedir. Çift yıldızlar ayrıca
yıldız evriminin açıklanmasında, yakın galaksilerin uzaklıklarının belirlenmesinde, X-ışın
çifleri, kataklizmik değişenler, novalar, simbiyotik yıldızlar ve bazı tür süpernovaların
açıklanmasında da önemli rol oynamaktadır.
Çift yıldız gözlemleri şüphesiz bize sağladığı bilgiler bakımından çok önemlidir. Yörünge
dönemi saat mertebesinden yıllar mertebesine uzanan çift yıldız sistemleri bulunmaktadır.
Yörüngelerinin kısa olması nedeniyle ışık eğrilerinin kısa bir zamanda elde edilip çözülmesi
bakımından A.Ü. Rasathanesi’nde daha çok yakın çift yıldızlar gözlenmektedir.
3. ÇĐFT YILDIZLARIN SINIFLANDIRILMASI
3.1. Gözlemsel Olarak Keşfedilme ve Đncelenme Yöntemlerine Göre Sınıflama :
3.1.1 Optik Çiftler :
Birbirine fiziksel olarak bağlı olmayan, fakat aynı doğrultuda oldukları için gökyüzünde
birbirlerine yakın görünen çiftlerdir. Bileşen yıldızların farklı farklı uzay hareketleri sayesinde
onların bir fiziksel çift sistemin üyesi olmadıkları anlaşılır.
3.1.2. Astrometrik Çift Yıldızlar :
Teleskopla yapılan gözlem sonucunda sadece bileşen yıldızlardan birinin görülebildiği, fakat
görülen bileşenin gökyüzünde yaptığı salınım hareketinden, görülmeyen bir bileşenin varlığı
ortaya çıkarılan çift yıldız sistemleridir. Bileşen yıldızlar ortak kütle merkezi etrafında
yörüngesel harekette bulunurlar. Kuzey yarıküreden en parlak yıldız olarak görülen Sirius’da olduğu gibi parlak yıldızın gökyüzündeki konumunun zamana bağlı değişiminden
(astrometrik gözlemler) hareketle çift oldukları belirlenen çift yıldızlardır.
Şekil.3.1.1. Bir astrometrik çift yıldız olan Sirius’un sönük yoldaşının varlığını belirleyen
konum gözlemleri
3.1.3. Görsel Çift Yıldızlar
Uygun teleskoplarla bileşen yıldızları ayrı ayrı görülebilen çiftlerdir. Daha parlak olan
bileşene baş yıldız, diğerine ise yoldaş yıldız denir. Görsel çift yıldızların gözlemleri odak
uzaklığı büyük olan teleskoplarla yapılır. Yoldaşın baş yıldıza göre göreli koordinatları
teleskoplara takılmış özel konum ölçüm aletleri yardımıyla veya çekilmiş fotoğraf plakları
üzerinden alınan ölçüler vasıtasıyla tayin edilir. Gözlemlerle bulunan koordinatlar yardımıyla
yoldaşın baş yıldız etrafındaki yörüngesi tayin edilir. Yoldaşın baş yıldız etrafındaki
yörüngesi bulunursa, a bileşenler arası en büyük açısal ayrıklık ve yörünge dönemi P biliniyor
demektir. Çift yıldızın uzaklığının da bilinmesi halinde; bileşenler arası uzaklık a’nın birim

0