Yıldız Nedir – Nasıl Oluşur

Yıldız Nedir – Yıldız Nasıl Oluşur – Yıldız Özellikleri

YILDIZ, astron., kendiliğinden ışık saçan ve gökyüzünde ışıklı bir nokta gibi görünen gökcismi. Yıldızlar kendi ışıklarını üretirken yansıttıkları ışıkla parlayan gökcisimleri ise bu yıldızların etrafında dolanan gezegenlerdir. Örneğin Güneş bir yıldızken, Dünya ve Ay, Güneşten aldıkları ışığı yansıtarak parlarlar. Yıldızlar.Dünya’dan çok uzak olmaları nedeniyle gökyüzünde durağanmış gibi gözükürler.

Yıldız Oluşumu

Yıldızların çoğu hidrojen (% 60-90), helyum (°/o 10-40) ve toplam ağırlıklarının % 3’ünü aşmayacak bir biçimde öteki kimyasal elementlerden oluşur. Yıldızlararası alanda hidrojen ve helyum, temel atomlardır ve yıldızları oluşturan maddeleri belirtirler. Bir bölgede ya da ötekinde bu hammaddeler giderek daha yoğun bir duruma gelmeye başlayabilir. BU oluşum içinde yerçekiminin artmasıyla giderek daha etkin duruma gelirler, ikinci bir oluşumla ortaya çıkanr toz ve gaz bulutları yerçekimi altında daralır ve büzülürler, sonunda yeri bir yıldızın ilk biçimi ortaya çıkar. Bu büzülme nedeniyle çekim enerjisi açığa çıkar, yeni gökcisminin ısısı giderek artar ve öyle bir duruma gelebilir ki, ani ve güçlü termonükleer reaksiyonlar başlar. Karışımlarındaki gaz bulutu kaynağına bağlı olarak yıldızlar başlıca iki gruba ayrılabilirler: Popülasyon II adı verilen birinci grup hidrojen bulutları, helyum ve öteki yıldızlardan atılan maddelerin yoğunlaşması, sonucunda oluşur. Popülasyon II adı verilen ikinci grup da hidrojen açısından zengin olup, helyum açısından daha yoksuldur; öteki atomlardan da çok az miktarda vardır. Ancak yıldızdaki nükleer yakıt tükenince ne olacağı sorusu akla gelir. Astrofizikçiler bu durumdaki bir yıldızın sonunun birbirinden çok değişik olarak iki ayrı biçimde olacağını ileriye sürerler. Ya dev bir enerji açığa çıkararak patlarlar (süpernova) ya da geride atıl ve karanlık nükleer reaksiyon artığı bırakarak sessizce ölürler. Yıldızın kütlesini oluşturan maddeler bu olasılıklardan hangisini gerçekleşeceğini belirler. Eğer bir yıldızın zaman içindeki gelişmesi, ısı-parlaklık diyagramı üzerinde belirtilirse, ik bunun için de milyarlarca yıl gerekir, ulaşacağı nokta zamanında izlenebilir. Örneğin bizim Güneşimiz gibi normal büyüklükte bir yıldızda bile yaklaşık 10 milyar yıl sonra yeni bir termonükleer reaksiyon oluşacak ve onu daha büyük ve daha kırmızı bir duruma getirecektir. Bu kadar uzak bir zaman sonra Kırmızı Dev haline gelen Güneş, tüm nükleer yakıtını tüketecek ve büzülmeye başlayacak, aynı zamanda merkez aydınlaşmış gibi maddeler çıkaracaktır. Başka bir anlatımla, geriye, yıldızın çekirdeğini saran bir bulut gezegen kalacaktır. Daha sonra Güneş’in evrimi sürecek ve giderek daha küçülecek ve yoğunlaşacak, yani Beyaz Cüce’-ye dönüşecektir. En sonunda beyazdan kırmızıya dönüşerek tümüyle soğuyacak ve bir zamanların parlayan yıldızından bir Siyah Cüce kalacaktır. Tüm yıldızların gelişiminin ve sonu gibi Güneş’in de sonu budur.

Yıldız Hareketleri

1718’de İngiliz gökbilimcisi Edmund Halleyp (1656-1742), durağan yıldızların ilk kez özel hareketlerini saptayarak gökbilimin yıldızlarla olan bölümü gelime gösterdi. Halley, parlak yıldızların yerlerini Ptolemaios’un Almagest adlı eseri içinde bu yıldızlara ayırdığı yerlerle karşılaştırarak, bu yıldızların gökküresi üzerindeki yerlerinin zamanla değiştiğini kanıtladı. Yıldızların 1 yıl ya da 1 yüzyıl içinde uğradıkları ve açı cinsinden anlatılan yer değişmelerine, yıldızların öz hareketleri adı verilir. Genellikle bu değişmeler gözlemlenemeyecek kadar küçüktür. Büyük olanları ise çok enderdir ve 300.000 sönük yıldız arasında öz hareketleri 0”.2’den büyük olanlar 150 tane kadardır. Öz hareketlerin bilinmesi, yıldız sisteminin hem yapısı hem de hareketlerine ilişkin bilgi edinmeyi sağladığı gibi, mesafe ölçümü için çok önemli olan paralaks sorununa da yardımcı olur. Her yıldızın öz hareketi iki bileşimden oluşur: Biri yıldızın kendi hareketinden ileriye gelen yer değişmesi, ötekisi de güneş sisteminin öz hareketinden doğan paralaktal yer değiştirmesidir. Yıldızların yapısını incelemek için çok önemli bir başka yöntem de yıldızların radyal hızlarının saptanmasıdır. Bu hızlar, yıldızın evrendeki hızının öz harekete dikey (yani yıldızın görünüm yönünde) olan bileminini doğrudan doğruya verirler. Bu radyal hızlar, paralaks etkisinden kurtulduklarında, güneşin hızını saptamak için en güvenli yöntemi oluştururlar. Yıldızların uzaklıklarını ölçmek yöntemi, çok uzakta bulunmayan yıldızların, Yer’in Güneş’in etrafında dönmesi nedeniyle paralaktal yer değiştirmemeye uğrayacağı düşüncesinden doğmuştur. Yıllık paralaksı en parlak yıldızlarla ölçmek için yapılan denemeler (bu denemeler, adı geçen yıldızların fazla parlak olmaları, bunların Yer’e çok yakın olmalarından ileri gelir biçimindeki yanlış düşünce üzerine dayanıyordu) boşa çıktıktan sonra Bessel, 61 Cygni gibi çok az parlak fakat görünürdeki hareketinin büyüklüğü göze çarpan küçük bir yıldızın yıllık değişmesini ilk kez gerçek bir biçimde saptamayı başardı.

Yıldızların paralaksını doğrudan ölçmek, küçüklükleri nedeniyle olanaklı olmadığına göre, yakındaki sönük yıldızlara oranla göreli paralaksını ölçme yoluna gidilmiştir. Bu durumda, paralaksı aranılan yıldızın, gökte kendisine yakın bulunan sönük bir yıldıza oranla yer değiştirmesi ölçülür. Bu sönük yıldızın Yer’e çok uzak olduğu ve bu nedenle paralaksının ölçülemeyecek kadar küçük olduğu varsayılır. Bu sorunu çözmek için teknoloji çok ayrıntılı fotoğraf yöntemleri geliştirdi.

Yıldız Uzaklıkları

Optik aygıtların kullanımıyla gökbilimde ana sorunlardan biri olan yıldızların Yer’den uzaklıklarının saptanması daha da kolaylaştı. Yer’e yakın olan yıldızların uzaklıklarının ölçümünde en eski yöntem olan paralaks yöntemi (üçgenlendirme yöntemi) kullanılır. Bu yönteme göre, üçgenin taban uzunluğu ve iki taban açısı bilinirse, basit trigonometri yoluyla öteki iki kenar uzunluğu ve aynı zamanda tepe noktasının tabandan olan uzaklığı ölçülebilir. Bir yıldızın uzaklığını hesaplamak için üçgenin tabanı olarak Yer ve Güneş arasındaki uzaklık alınır. Bu uzaklık yaklaşık 150 milyar km’dir. Üçgenlendirme yöntemiyle bir yere kadar yakın yıldızların uzaklıkları ölçülebilir. Modern yöntemlerle ise, 700 kadar yıldızın Yer’e uzaklığı °/o 10 doğruluk derecesinde hesaplanmıştır. Yer’e en yakın yıldızlardan biri olan Alfa Centuri bile 40.000.000 (milyon) gibi çok büyük sayılarla anlatılabilecek kadar uzaktadır.

Bu tür sayılarla bu inanılmaz uzaklıkları hesaplamak çok zor olduğundan, gökbilimciler ışık yılı birimini kullanmayı yeğlerler. Bir ışık yılı, ışığın Dünya yılıyla bir yılda uzayda aldıı yoldur (10.000.000 milyon km). Işık yılı ölçümüyle Alfa Centuri Yer’-den yaklaşık 4 ışık yıl uzaklıktadır. Kuzey yarıküredeki görülebilen en parlak yıldız olan Sirius’un yaklaşık 8.5 ışık yılı, Kuzey Yıldızı’nın ise 400 ışık yılı uzaklıkta olduğu belirtilirse, en yakın yıldızların bile ne kadar uzak olduğu ortaya çıkar. Kuzey Yıldızı’nın uzaklığı, üçgenlendirme yöntemiyle ölçülebilen en büyük uzaklıktır. Daha uzaktaki yıldızların ölçümleri ise günümüzde çok daha gelişmiş yöntemlerle gerçekleştirilir. Yıldızların yaydıkları ışık gücü büyük ölçüde birbirinden değişik olduğu için, yıldızların görünen parlaklıklarıyla Yer’den uzaklıkları konusunda bağlantı kurmak karmaşık bir duruma gel-mektedid. Bu nedenle yıldızların parlaklıklarını birbiriyle karşılaştırmak için standart bir ölçüm yöntemi kabul edilmiştir. Buna göre, bir yıldızın görünen parlaklığı, 10 parsek (1 parsek: 3.26 ışık yılı ya da 206.265 astronomi birimi) uzaklığındaki parlaklığa indingenir ve bu onun mutlak parlaklığı olarak değerlendirilir. Bir yıldızın Yer’e olan uzaklığının hesaplanmasında, parlaklığının yanı sıra renk de önemli bir öğedir. Renk, daha doğru bir anlatımla, yıldızın yaydığı ışığı oluşturan çeşitli frekansların ya da dalga boylarındaki dağılımıdır. Teleskopların arkasına bağlanan ve spektrometre adı verilen ay-gıtçlarla bu frekansların dağılımını incelemek olanaklıdır. Spektrometre, bir prizma ya da girişim şebekeli objektif yardımıyla gelen ışınımı frekans ya da dalga boyunca göre farklı kırarak spektrumunu verir. Fizik yasaları bir yıldızın renginin ısısı ile de ilgili olduğunu kabul eder. Yıldızlar, çok sıcak beyaz yıldızlardan daha soğuk yıldızlara kadar çeşitli sıcaklık durumlarında bulunurlar. Yer’e olan uzaklıkları trigonometri yoluyla saptanmış yıldızlarda, yıldızın rengi ve parlaklığı arasında kaba bir ilinti olduğu kabul edilir. Böylece, uzaklığı trigonometri yoluyla saptanamayan yıldızlar için spektral dağılımı, yani rengi biliniyorsa, gerçek parlaklığını saptamak ve Yer’den uzaklığını görünen parlaklık esasına göre hesaplamak olanağı doğar. Kullanılan bir başka yöntem de Cepheid Değişkenler olarak bilinen belirli yıldızların parlaklığının düzenli değişiklikler geçirdiği gereğine dayandırılır (örneğin Delta Cephei, düzenle olarak her 6 günde bir daha fazla parlar). Parlama döneminin asıl parlaklıkla hemen hemen birleştiği gözlenmiştir. Benzer bir mantık yaklaşımıyla, gökküredeki bir Cepheid ayrılabildikten sonra, bunun ve herhangi bir nedenle yakınında olduğuna inanılan başka yıldızların uzaklıkları saptanabilir. Bu yöntemle 20 milyon ışık yılına kadar olan uzaklıklar ölçülebilmektedir. Ancak evrenin akılalmaz büyüklükteki boyutları içinde bu uzaklık bile çok küçük kalmaktadır.

Yıldızların kütleleri, yoğunlukları, atmosferleri ve iç yapılarıyla ilgili birçok araştırma yapılmıştır. Buna göre, yıldızların çoğunun Güneş’e yakın bir kütleleri olduğu saptanmıştır. Yıldızların kütle ve yarıçapı biliniyorsa, yoğunlukları da hesaplanabilir. Ancak kütle az değişmekle birlikte yarıçaplar çok değişik olabilir. Bundan dolayı yıldızların yoğunlukları birbirinden çok değişiktir.

Güneş’in çapının yüzlerce katı daha fazla çaplı olan yıldızların yoğunluğu çok azdır. Buna karşın Yer’in çapına yakın çapları olan bazı yıldızların kütleleri Güneş kadar olduğu halde yoğunlukları çok yüksektir (bak. Gökbilim, Kuyruklu Yıldızlar).

Yorum yazın