YILDIZ

Yıldız yoğun ve ışık saçan bir plazma küresidir. Biraraya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar görünür evrenin hâkimidir. Günışığı dahil olmak üzere Dünya üzerindeki enerjinin çoğunun kaynağı, bize en yakın yıldız olan Güneş'tir. Diğer yıldızlar, Güneş’in ışığı altında kalmadıkları zaman yani geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek 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.[1]

Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş’in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldız[2] 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. [3]

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.

Gözlem Tarihçesi

Yıldızlar her kültürde önemli bir yer tutar. Dinsel tapınmalarda ve yön bulmada yıldızlar kullanılmıştır. Dünyanın hemen hemen her yerinde kullanılan Gregoryen takvimi, en yakın yıldız olan Güneş’e göre dönme ekseninin açısını temel alan bir güneş takvimidir.

Tycho Brahe gibi ilk gökbilimciler gece gökyüzündeki yeni yıldızları tanımlayıp gökyüzünün değişmez olduğunu önerdi. 1584 yılında Giordano Bruno diğer yıldızların aslında diğer güneşler olduğunu, onların yörüngesinde dönen başka gezegenler olabileceğini ve bir kısmının Dünya’ya benzeyebileceğini önerdi[5] Bu düşünce daha önceden antik Yunan düşünürler Demokritos ve Epikuros tarafından dile getirilmiştir.[6] Sonraki yüzyılda yıldızların uzak güneşler olduğu görüşü gökbilimciler arasında ortak kabul gören bir düşünce olmuştur. Bu yıldızların güneş sistemi üzerinde neden çekimsel bir etki göstermediğini açıklamak için Isaac Newton ve ilahiyatçı Richard Bentley öne sürülen düşüncelerden yararlanarak yıldızların her yönde eşit olarak dağıldığını önerdiler. [7]

İtalyan gökbilimci Geminiano Montanari 1667 yılında Umacı yıldızının parlaklığındaki değişimleri gözlemleyerek kaydetti. Edmond Halley, yakınımızda bulunan bir çift "duran" yıldızın özdevim hareketinin ilk ölçümlerini yayımlayarak, bu yıldızların antik Yunan gökbilimciler Batlamyus ve İparhos zamanından beri konumlarını değiştirdiğini kanıtlamıştır. Bir yıldıza olan uzaklığın doğrudan ölçümü ilk olarak 61 Cygni yıldızı için ıraklık açısı yöntemi kullanılarak Friedrich Bessel tarafından 1838 yılında yapılmıştır. Iraklık açısı ölçümleri gökyüzündeki yıldızların birbirlerine olan engin uzaklıkları göstermiştir. [5]

Gökyüzündeki yıldızların dağılımını keşfetmeye karar veren ilk gökbilimci William Herschel’dir. 1780’lerde bir dizi ölçü aygıtı yardımıyla 600 yönde bakış doğrultusu boyunca gözlemlediği yıldızları saydı. Bu çalışmayla yıldız sayısının gökyüzünde Samanyolu’nun merkezine doğru gittikçe arttığı sonucuna ulaşmıştır. Aynı çalışmayı güney yarımkürede tekrarlayan oğlu John Herschel de aynı yöndeki artışı tespit etmiştir. [8] William Herschel diğer başarılarının ötesinde, bazı yıldızların yalnızca aynı bakış doğrultusunda yer almalarının yanısıra çift yıldız sistemi oluşturan fiziksel eşler olduğunu bulmasıyla da tanınır.

Joseph von Fraunhofer ve Angelo Secchi yıldız tayfölçümünün öncüleridir. Sirius gibi yıldızların tayfını Güneş ile kıyaslayarak soğurma çizgilerinin (yıldız ışığı tayfının atmosferden geçerken belli frekanslarda soğurumu nedeniyle oluşan koyu çizgiler) sayı ve kuvvetlerindeki farklılıkları buldular. 1865 yılında Secchi yıldızları tayf tiplerine göre sınıflamaya başladı. [9] Ancak günümüzde kullanılan yıldız sınıflandırması Annie J. Cannon tarafından 1900’lerde geliştirilmiştir.

Çiftyıldızların gözlemlenmesi 19. yüzyılda giderek artan bir önem kazanmıştır. 1834 yılında Friedrich Bessel, Sirius yıldızının özdevim hareketindeki değişiklikleri gözlemleyerek görünmeyen bir eş yıldızın varolduğu sonucuna vardı. Edward Pickering 1899 yılında ilk olarak tayf üzerinde çiftyıldızı bulduğunda, Mizar yıldızının 104 günlük periyotlarda ortaya çıkan tayf çizgilerindeki periyodik ayrılmayı gözlemliyordu. William Struve ve S. W. Burnham gibi gökbilimcilerin birçok çiftyıldız sistemini gözlemlerinin detayları yörünge özelliklerinin hesaplanmasıyla yıldızların kütlelerinin belirlenmesine olanak sağlamıştır. Teleskop ile yapılan gözlemlerden çiftyıldızların yörüngelerinin hesaplanması problemi ilk olarak Felix Savary tarafından 1827’de çözülmüştür. [10]

Yirminci yüzyılda yıldızların bilimsel incelemesi alanında hızlı gelişmeler yaşandı. Fotoğraf önemli bir astronomik araç oldu. Karl Schwarzschild bir yıldızın renginin ve dolayısıyla sıcaklığının görünen kadir derecesi ile fotoğrafik kadir derecesinin karşılaştırılması sonucunda belirlenebileceğini buldu. Fotoelektrik ışıkölçerin (fotometrenin) geliştirilmesi birçok dalga boyu aralığında çok hassas kadir ölçümüne olanak verdi. 1921 yılında Hooker teleskobunda girişimölçer kullanan Albert A. Michelson yıldız çapının ilk ölçümlerini yapmıştır.

Yirminci yüzyılın başlarında yıldızların fiziksel temeli üzerine önemli çalışmalar yapılmıştır. 1913 yılında geliştirilen Hertzsprung-Russell diyagramı, yıldızların gökfiziği üzerine çalışmaların ilerlemesini sağlamıştır. Yıldızların içini ve evrimini açıklayacak başarılı modeller geliştirilmiştir. Nicemler doğabilimindeki (kuantum fiziği) gelişmelerle birlikte yıldızışığının tayfları başarı ile açıklanabilmiştir. Bu sayede yıldızların gazyuvarının kimyasal bileşimi de belirlenebilmiştir.

wikipedia.org