Yıldızların Tayfsal Sınıflaması
advertisement
GİRİŞ Yıldızların Doğduğu Yer Orion Hubble Uzay Teleskobu'nun bulanık görüntü özünün, sekiz yıl önce, düzenlenen olağanüstü başarılı bir uzay seferiyle, düzeltilmesiyle birlikte astronomi araştırmaları için yeni bir dönem başlamış oldu. 29 Aralık 1993 tarihinde, göyüzünün en parlak bulutsusu olan Orion Bulutsusu'nu araştırmak üzere yönlendirilen Hubble, bulutsuyla ilgili birçok gizemin ortaya çıkarılmasını sağladı. OrionYıldızları da bizler gibi doğar, yaşar, yaşlanır ve ölürler. Yıldızları oluşturan ham madde ise, yıldızlararası boşlukta bulunan gaz ve tozdur. Bu gaz ve tozun daha yoğun bulunduğu bölgelere ise bulutsu ismi verilir. Bulutsular, evrendeki temel madde olan hidrojenin dışında, daha ağır elementleri de içerirler. Bu ağır elementler, daha önce yıldızların içinde üretilmişler ve bir süpernova patlaması ya da diğer nedenlerle uzaya savrulmuşlardır. Yani bu olayı, çok büyük bir ölçekte gerçekleşen bir geri kazanım olarak düşünebiliriz. Yıldızları oluşturan bu yoğun gaz ve toz bulutları, çok düşük sıcaklıklarda olmalarından dolayı, karanlık bulutsu olarak adlandırılılar. Tipik bir karanlık bulutsu, birkaç bin güneş kütleseni içerir ve yaklaşık 30 ışık yılı çapında (1 ışık yılı yaklaşık 10 trilyon kilometredir) bir hacim kaplar. Bulutsunun içerisindeki madde, yaklaşık %74 hidrojen, %25 helyum, ve %1 daha ağır elementlerden oluşur. Kızılötesi dalgaboyuda yapılan gözlemler, böyle bir bulutsunun sıcaklığının yaklaşık 10 Kelvin (-263°C) olduğunu gösteriyor. Bulutsunun bu kadar soğuk olması, içerisindeki atomların çok yavaş hareket etmeleri demektir. Eğer, herhangi bir şekilde, bulutsunun içerisindeki bir gaz ve toz yığını, çevresindeki maddeden daha yoğun bir hale gelirse, kütle çekiminin etkisiyle, bu yığınla birlikte, çevresindeki madde de sıkışmaya başlar. Sıkışmanın etkisiyle giderek yoğunlaşan gaz ve toz bulutunun merkezindeki sıcaklık kritik değere ulaştıktan sonra (10 milyon Kelvin) nükleer füzyon başlar. Bu sırada, hidrojen atomları, helyum atomlarına dönüşürken, büyük miktarlarda enerji serbest kalır. Merkezden kaynaklanan bu enerji içeriden dışarıya doğru bir basınç yaratarak, bulutun daha fazla sıkışmasını engeller. Yeni bir yıldız doğmuştur. Bu nükleer fırının etrafını saran gaz ve toz bulutu ise açısal hızından dolayı bir disk halini alır. Daha sonra, bu madde, yıldızdan kaynaklanan yoğun ışınımın yarattığı basınçtan dolayı uzaklaşarak yeniden yıldızlararası boşluğa dağılır ve içerisideki parlayan kütle açığa çıkar. Kışın, kuzey yarımkürede gökyüzünün en parlak ve belki de en romantik takımyıldızı olan Orion, binlerce yıldır gözlemciler için ilgi çekici bir hedef olmuştur. Milattan önce 2000 yıllarında Yunanlılar takımyıldızı oluşturan yıldızları birleştirmiş ve bunun bir avcıya benzediğine karar vermişlerdir. Orion bulutsusu avcının belini temsil eden üç yıldızın altında, avcının kılıcını oluşturan üç ışıklı noktadan ikincisi olarak göze çarpar. Bulutsu, gaz ve toz karışımı yapısıyla, 56 trilyon kilometre uzunluğunda bir alan boyunca yayılmaktadır ve çerisindeki genç yıldızlar sayesinde parlamaktadır. Bir yıldızın rengi sıcaklığına bağlıdır. Güneş, sarı renkli ortalama bir yıldız olup, yüzey sıcaklığı sıcaklığı 5.800°C'dir. Avcı'nın sol dizini oluşturan Rigel, mavi-beyaz renkli bir yıldızdır ve yaklaşık 10.000 °C'de parlamaktadır. Rigel gibi büyük kütleli, sıcak yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yaktıkları için kısa sürede kendilerini tüketirler. Büyük kütleli yıldızlar yaşamlarının son evrelerinde helyumu karbona, karbonu da demire dönüştürürler. Daha sonra bunlar, yaşlı ve şişman Betelgeuse gibi kırmızı dev haline gelirler. Avcının sağ omuzunda yer alan Betelgeuse soğuktur; yüzeyindeki sıcaklık sadece 3000°C'dir. Bir yıldızın içindeki nükleer fırın söndüğü zaman, çekim kuvveti yıldızın çökmesine ve büzülmesine neden olur. Bu hızlı büzülmeden dolayı serbest kalan enerji, büyük bir patlamayla sonuçlanır ve bir "süpernova" olarak ortaya çıkar. Patlama eğer bir gaz ve toz bulutunun yakınında gerçekleşirse, şok dalgaları bu bulutu sıkıştırıp yoğunlaşmasını sağlayabilir ve yıldız oluşum döngüsü böylece sürüp gider. Hubble'la yapılan ilk gözlemler, Orion'la ilgili gizemin ortaya çıkarılacağı konusunda oldukça ümit vermiştir. Hubble'ın ilk görüntüleri, bilinmeyen bir dizi parlak cisimle doludur. Dağınık bir şekilde yerleşmiş bu düzensiz noktaların, aynı Galileo'nun, teleskobundaki mercekte bulunan hava kabarcıklarını Jüpiter'in uyduları zannetmesi gibi, önceleri teleskobun optik alıcılarındaki bozukluktan kaynaklandığı düşünülmüştür. Houston Üniversitesi'nde çalışmalarını sürdüren ve yaklaşık 30 yıldır Orion Bulutsusu üzerinde çalışan Robert O'Dell, bu cisimlerin, genç yıldızların etrafında dolaşan; gaz ve toz karışımı içeren gezegen sistemleri olabileceğine karar vermiştir. Eğer O'Dell haklıysa, evrenin başka bir yerinde yaşam bulunması olasılığı artıyor demektir. Çünkü sadece gezegenler, DNA oluşumu ve çoğalması için gerekli yoğunluğa sahiptir ve bilindiği kadarıyla yaşam için uygun sıcaklıklar sadece gezegenlerde bulunur. Robert O'Dell, Hubble'la yapılan gözlemlerde hiçbir yanıltıcı cisme rastlanmadığını, Orion'u olduğu gibi gözlemlediklerini ancak beklenmedik bazı bulgularla karşılaştıklarını belirtiyor. Bulutsunun merkezinin bir bölümüne yapılan ilk sağlıklı gözlem sonucunda 110 yıldız ortaya çıkarıldı ve bir sürprizle karşılaşıldı. Bunların 56'sı ince ve küresel bir bulut katmanıyla çevriliydi. Daha önce belirlenen parlak nesneler bu çatlak görünüşlü cisimlerdi. O'Dell, bunlardan başka, teleskobun keskin gözünün bile farkedemediği, yakın yıldızların az miktarda aydınlattığı birkaç cisim daha gözlemlemeyi başardı. Bulutlar her ne şekilde açıklanırsa açıklansın, bunların içinde bulunan yıldızlar -ve tüm diğer yıldızlar- Orion'daki gaz moleküllerinden Güneş Sistemi'mizdeki gezegenlere kadar tüm maddelerin asıl kaynağını oluşturur. Galaksimizin sarmal kolları içinde dağılmış pek çok yıldız toplulukları olmasına rağmen, hiçbiri Orion Bulutsusu kadar "canlı" değildir. Bize uzaklığı yaklaşık 1500 ışık yılı olduğu halde, kışın çıplak gözle bile gökyüzünde kolaylıkla fark edilebilir. Galileo 1610 yılında teleskobunu Orion takımyıldızına çevirdiğinde bulutsuyu nasıl olduysa farketmedi. Aynı yıl, bir amatör astronom olan Fransız hakim Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, Galileo'dan aldığı bir teleskopla bulutsuyu keşfetti. Bir teleskoptan bakıldığında, bulutsu renksizmiş gibi görünür çünkü içerdiği azot ve hidrojen'den dolayı kırmızı renkli olan dış kısımlar parlak olmadığı için gözlerimiz tarafından algılanamaz. Bulutsu, aslında çoğunlukla hidrojenden oluşmuş olup daha az miktarda olmak üzere helyum, karbon, azot ve oksijen içeren sıcak ve parlayan bir gaz bulutudur. Bu gaz bulutu kendisinden daha geniş ve karanlık bir gaz ve toz bulutunun içinde bulunur. Su ve karbonmonoksit de dahil onlarca sayıda molekülün varlığı, bu gaz ve toz bulutunun yıldızların oluştuğu maddeyle yüklü olduğunu gösteriyor. Bulutsunun aydınlık kısmının topografyası oldukça düzensizdir. İçerdiği sıcak gazlardan gelen morötesi ışınlar özellikle moleküler bulutun ince olduğu yerlerde bulutsunun genişlemesine yol açmaktadır. Orion'a baktığımızda aynı bizim Güneş Sistemi'mizin de bir zamanlar içinde yer aldığına benzer bir "yıldız fabrikası" görüyoruz. Orion Bulutsusu'ndaki yıldızların çoğunluğu, 300 000 ile 1 milyon yaşındadır ve genç olanları genellikle kırmızı renkli ve küçük kütlelidir. Bir kıyaslama yapacak olursak, bizim ortayaşlı güneşimiz 4.5 milyar yaşındadır. Trapezium olarak adlandırılan dört büyük kütleli yıldız bu yıldız fabrikasının çarpan kalbini oluşturuyor. En büyükleri olan Teta 1C Güneş'ten 20 kat daha fazla kütleye sahiptir ve 100 000 kere daha parlaktır. Bu yıldız tek başına bütün bulutsuyu aydınlatabilir. Trapezium'u oluşturan ve bir milyon yaşından daha yaşlı olmadıkları tahmin edilen yıldızlardan kaynaklanan morötesi ışınlar, çevrelerinde bulunan maddenin gökkuşağı renklerinde parlamasına yol açmaktadır. Trapezium'un dışında, bu yıldız fabrikası, oluşumlarının değişik aşamalarında olan yaklaşık 70 000 yıldız daha içermektedir. Bulutsu, bu haliyle, gökadamızdaki bilinen en yoğun yıldız kümelerinden birisine sahiptir. 1995 baharında, uzay teleskobu yönünü dört defa daha Orion Bulutsusu'na çevirdi ve 15 farklı bölgesinin değişik fotoğraflarını çekti. Uzun çalışmalar sonucunda bu görüntüler birleştirilerek bulutsunun tutarlı bir görüntüsü elde edilebildi. O'Dell'in söylediğine göre, bulutsu oldukça karmaşık ve şiddet dolu bir yer. Şok dalgaları, Orion bulutsusunun son gizemlerinden birisidir. Astronomlar, şok dalgalarına yeni oluşan yıldızlardan fışkıran gazların sebep olduğuna inanıyorlar. Gaz fışkırmalarının, yıldız oluşturan gaz bulutundaki manyetik alandan kaynaklandığı düşünülüyor. Bulut, kütle çekimi sayesinde sıkıştıkça, manyetik alan da bir miktar sıkışıyor ama belirli bir yere kadar sıkışıyor. Bu sınıra ulaştığında, manyetik enerji dönen kütlenin dışına taşmaya başlıyor ve yolu boyunca gaz parçacıklarının çok yüksek hızlara ulaşmasına sebep oluyor. Manyetik enerjinin dışarı taşması için en uygun yer ise kutuplar. Bu nedenle, bu fışkırmalar yeni doğan yıldızların manyetik kutupların yerlerini gösteriyor olabilir. Eğer, şok dalgaları, yeni doğmuş yıldızlardaki aktif kuvvetlerin varlığı anlamına geliyorsa, bu yıldızların çevresindeki gaz ve tozdan oluşan diskler gezegenlerin oluşumuna dair en büyük kanıttır. Bu disklerin incelenmesi bize, Güneş Sistemi'mizin nasıl oluştuğu konusunda bilgi verebilir. Bu gaz ve tozlardan oluşan diskler Immanuel Kant'ın 1755 yılında ortaya attığı hipotezini doğruluyor gibi görülüyor. Hipoteze göre dönen gaz bulutu bir merkezde sıkışır ve yıldız oluşumunu sağlar. Arta kalan maddeler ise dönmeye devam ederek gezegenleri oluşturur. Yıldızları çevreleyen diskler genellikle küresel değil düzdürler. (Eğer bir bulutsu gezegen oluşturacaksa, dönüyor olmak zorundadır ve döndükçe de bir disk halini alır.) Bu disklerden bazıları dairesel görünürler, çünkü cismin görünüşü bakış açısına göre değişir. Diğerleri ise damla şeklindedir. Bunun nedeni, maddenin, Trapezium yıldızlarından kaynaklanan güçlü yıldız rüzgarları tarafından üflenmesidir. Bazı diskler Güneş Sistemi'mize oranla çok daha büyüktür. Bir tanesinin çapı Güneş Sistemi'ninkinin yaklaşık 7.5 katıdır. Merkezinde ise bizim güneşimizin üçte biri kütleye sahip kırmızı ve sönük bir yıldız vardır. Çevrelerinde disklere sahip olan yıldızların pek çoğu muhtemelen kendi gezegenlerini oluşturacaklar. Henüz, yıldızlar çok genç oldukları için, yıldızlardan herhangi birinin çevresinde gezegen sistemine rastlanmadı. Ancak, benzer çalışmalar gökadamızda pek çok yerde gezegenlerin olma ihitimalini kuvvetlendiriyor. Şimdiye kadar, binlerce yıldızın aynı anda ve çok büyük kümeler içinde doğdukları düşünülüyordu. Fakat Arizonadaki Kitt Peak Ulusal Gözlemevi'ndeki astronomlar yeni kızılötesi teleskoplarını Orion Bulutsusu'ndaki bir bölgeye çevirdiklerinde sadece 10-15 yıldızın bulunduğu kümelerde de yıldızların oluşabildiğini gözlemlediler. Bizim gökadamız Samanyolu'nda birçok yıldız bu şekilde oluşuyor olabilir. Gözlenen yıldızların hemen hemen hepsi gaz ve tozdan oluşan bir diske sahiptir ve herbiri bizim Güneş Sistemi'mize benzer bir sistem olabilirler. BÖLÜM – I Yıldızların Oluşumu Bir yıldızın oluşumu iki şeye ihtiyaç vardır. Bunlar; Madde ve Maddeyi yüksek yoğunluklara ulaşana kadar sıkıştıracak bir mekanizma. Madde uzayda olçukça fazladır. Bu maddeler hemen hemen tümüyle çok küçük miktarlarda diğer elementler ve küçük toz parçacıkları ve uzaysal çöplükler ile karışmış durumda bulunan hidrojen gazından oluşmaktadır. Bazı bölgelerde gaz düzgün bir biçimde dağılmış durumda iken diğer bazı bölgelerde de yoğunlaşmalar görülür. Maddenin toplandığı yerlerde kütle çekimi daha kuvvetlidir. Bu nedenle de gaz kendi kendini daha da sıkıştırarak yüksek yoğunluklara çıkara bilir. Sonuçta tek başına Kütle Çekimi, Gaz’ı yüksek yoğunluklara ulaşana kadar sıkıştıracak bir mekanizma olabilir. Yoğun, yeni doğmuş bir yıldızın çekirdeğinin çapı bir ışık yılının yarısında daha küçüktür. (2R 4,05 trilyon kilometre) Ama bu boyut olgunlaşmış bir yıldızın boyutlarından milyonlarca kat daha büyüktür. Kütle Çekimi ile birleşen bir çok fiziksel kuvvet, bu ilkel yıldız çekirdeğinin yapısını ve karakterini belirler. Sonuçta gaz bulutu kendi çevresinde dönmekte olup manyetik kuvvetler tarafından da gittikçe sıkıştırılır. Bulutun içinde büzülme ve çökmeye karşı koyan ısı ve basınç vardır. İçeriye doğru etki eden Kütle Çekim kuvveti yeterince büyük olduğunda bulut büzülmeye ve kendi merkezine doğru çökmeye devam eder. Bu olay sürerken açığa çıkan nükleer enerji nedeniylede ısı üretimi meydana gelmektedir. Açığa çıkan ısı kızılötesi ışınım biçimine dönüşür. Büzülen gaz bulutunun yoğunluğu ve sıcaklığı artar.Dönen bir bulutta merkez etrafında Güneş sistemi boyutlarında bir gaz ve toz diski oluşabilir.Sonuçta kaçınılmaz olarak merkezde sıcaklık 10.000.000 C (10 milyon derece santigrad)’ı bulur. Bu sıcaklıkta merkezde nükleer tepkimeler başlar ve bulut bir yıldıza dönüşür. Bu evre Protostar evresi olarak adlandırılır. Oluşabilecek en küçük yıldız Güneşin kütlesinin onda biri kadar olabilir en büyüğü ise 100 katı olabilir. Onda birinden daha küçük kütleler hiçbir zaman sıcaklığını nükleer tepkime olabilecek sıcaklığa gelene dek yükseltemezler. 100 katından daha büyük olanlarda ise kendi ışınımlarının dışarıya doğru etkiyen basıncı ile dağılırlar. Şimdiye kadar anlattıklarımızdan çıkan sonuç ise bir yıldızın doğumu için gereken süre yıldızı kütlesi ile değişir. Bir takım hesaplamalar ve ortaya konuşan teorilere göre Güneş’in doğumu yaklaşık olarak 10 milyon yıl gerektirmiştir. Güneş kütlesinin onda birine sahip kütleli yıldızların doğum süreleri 100 milyon yıl, Yüz katına sahip bir yıldız içinde 10 bin yıla gerek vardır. BÖLÜM – II Yıldızların Yaşamı Çağdaş astronomlar hiçbir şeyin gerçek anlamda kalıcı olmadığını, muhakkak her objenin bir yaşamı ve ölümü olduğu gerçeğini keşfetmişlerdir. On dokuzuncu yüzyılda yakın yıldızların uzaklıkları ilk kez doğrudan ölçüldüğünde, astronomlar bazı yıldızların, aynı uzaklıktaki diğer yıldızlardan daha parlak göründüklerini ve dolayısı ile bütün yıldızların aynı karakteristik ve kimyasal özellikleri taşımadıklarını keşfetmişlerdir. En önemli buluş ise 1911 yılında Danimarkalı astronom Ejnar HERTZSPRUNG ve 1913 yıllında Amerikalı astronom Henry Noris RUSSEL, birbirlerinden habersiz yapılan iki araştırma sonucunda çok basit ama halen geçerliliğini koruyan çok önemli bir gerçeği keşfettiler. HERTZSPRUNG ve RUSSEL yakın yıldızları, renkleri bir eksende, ışıma güçleri diğer eksende olmak üzere bir diyagrama yerleştirdiklerinde yıldızların çoğunun diyagonal bir bantta yer aldıklarını gördüler Bunun anlamı; yıldızların renkleri ile ışıma güçleri arasında bir ilişkinin söz konusu olmasıdır. Bu diyagrama göre ışıma güçleri daha fazla olan yıldızların renklerinin mavi daha az olanlarının da kırmızı renkte olmasıydı. Böylece yakın yıldızların bu diyagram üzerinde kırmızıdan maviye doğru değişen renklerde diyagonal bir bant boyunca dizildikleri gerçeği yadsınamazdır. Eğer böyle bir durum söz konusu olmasaydı yani eğer belli bir renkteki yıldızların ışıma güçleri birbirinden çok farklı olabilseydi, o zaman HERTZSPRUNG – RUSSEL diyagramına yerleştirilen yıldızların, diyagramın her yerine dağılmış olmaları gerekirdi. Yıldızların çoğunluğunun üzerinde yer aldığı bu diyagonal banda ANA KOL adı verilmiştir. Ana kolun alt kısmında yer alan yıldızlar kırmızı renkli sönük, üst tarafında yer alan yıldızlar ise mavi renkli ve çok parlaktır. Bir yıldızın ana koldaki yerini belirleyen en önemli özelliği kütlesidir. Büyük kütleli yıldızlar daha mavimsi ve yüksek ışıma gücüne sahip, küçük kütleli yıldızlar ise daha kırmızımsı ve sönüktürler. Bir yıldızın tayfından o yıldızın tayf ve ışınım sınıfı belirlenebilmektedir. Yıldızların görünür parlaklıklarını elde edildikten sonra (görünür akısı) bu durumda yıldızların uzaklıklarını kestirebiliriz. Bu uzaklık belirleme yöntemine tayfsal paralaks yöntemi denir. Tayfsal Paralaks'a Örnek Görünür parlaklığı aşağıdaki değer olan bir G2 Ia yıldızını (süperdev) gözleyelim o mv = 10 (görünür parlaklık) Mutlak parlaklığı (H-R diyagramından) Mv = -5 elde edilir. Yıldız bizden ne kadar uzaktadır? fakat mv - Mv = -5 + log10(d) => log10(d) = 20/5 = 4 => d = 10,000 pc Tayfsal Sınıflama = Sıcaklık Sıralaması Yıldızların Tayfsal Sınıflaması Tür O B A Sıcaklık (K) 28000-60000 10000-28000 7500-10000 F 6000-7500 G 5000-6000 K 3500-5000 Özellikler He II, Si IV, O III He I, Si II, H I H I, Fe II, Mg II Nötr metaller, Fe I, Örnek Orionis Rigel, Spica Sirius, Vega Canopus, zayıf H I ve Ca II Ca II, Nötr metaller Nötr metaller, Polarius Güneş, Capella Arcturus, Aldebaran Moleküler Bandlar, M <3500 TiO Moleküler Bandlar, TiO, VO, Nötr Metaller Betelgeuse, Antares BÖLÜM – III Yıldızların Evrimi Anakol Evrimi Yıldızların merkezinde füzyon meydana gelir. H, He 'a dönüştürülür. 4 parçacık 1 parçacığa dönüştüğünden buradaki basınç düşer. Çekirdek büzülerek sıcaklığını artırır. Bu dış katmanların ısıtılmasına neden olarak bu katmanların dışarıya doğru genişlemesine neden olur. Anakolda bulunmasına rağmen yıldızlar evrimleşir. Devler ve Süperdevler H söndüğünde çekirdek büzülecektir. Sıcaklığın artmasına rağmen He elementini yakamaz, çünkü ısının 100,000,000 K olması gereklidir. Fakat yüksek sıcaklık çekirdeği saran kabukta H'nin yanmasını başlatacaktır. Artan basınç nedeniyle yıldızı saran zarf dışarıya doğru genişleyecektir. Bunun neticesinde bir dev veya bir süperdev yıldız haline gelecektir. Dev ve Süperdev Yıldızlar Genişleyen yıldızlardır: yarıçapları çok büyüktür, büyük ışınım gücüne sahiptir. Değişkenlik , Kütle kaybı, Çekirdekte çok yüksek sıcaklık Yıldız Evriminin Zaman Tablosu Kütle (Mgüneş) 1 5 10 Oluşum (yıl) 1x108 5x106 6x105 Anakol (yıl) 9x109 6x107 1x107 Dev Evresi (yıl) 109 107 106 O-B Yıldız Öbekleri Yüksek metal bolluğuna sahiptir.Yıldızlararası gaz ve toz bulunabilir. Galaksimizin spiral kollarında bulunurlar. Genç yıldızlardan oluşur. Her kümede ~100 ile 1000 arası yıldız bulunur.~100 - 200 pc çapında, Düzensiz biçime sahiptir. Yıldız yoğunluğu ~ 0.01 yıldız/pc3 kadardır. Galaksimizde ~80 tane var. Örnek: Orion O-B Öbeği
