Yıldızların uzaklıkları ve parlaklıkları
Güneş in İç Yapısı Güneş enerjisinin üretildiği bölge, çekirdek tepkimelerini yer aldığı özek bölgesidir. Bu enerji dış katmanlara taşınmakta oradan da uzaya yayılmaktadır.
Gök bilimciler, Güneşte esas olarak ışınımla ve konveksiyonla (kütle hareketleriyle) taşındığını savunurlar. Özek bölgesini çevreleyen ve enerjinin ışınım yoluyla taşındığı bölgeye, ışımasal bölge denir.
Özekte üretilen bir foton Güneş in yüzeyine bir doğru boyunca ulaşamaz, fakat yıldız maddesi ile çarpışır, saçılır, soğurulur ve yeniden salınır. Hesaplar gösteriyor ki, tek bir fotonun yüzeye ulaşması bir milyon yıl almaktadır. Yani, bizim şimdi gözlediğimiz güneş ışığı, özekte bundan bir milyon yıl önce üretilmişti. Bu nedenle biz Güneş in özeğini değil fotonların en son salındığı dış katmaları görüyoruz.
Işımasal bölgeyi çevreleyen bir sonraki katman konvektif zardır. Burada enerji, katmanlardaki maddenin hareketi ile taşınır. Sıcak gazlar yükselip taşıdığı enerjiyi ışık küreye bırakır, soğur ve geri dönüp yeniden ısınır.
Güneşin Manyetik Etkileri Galileo, 1610 yılında yaptığı gözlemler sonucu Güneş yüzeyinin kusursuz değil, siyah lekelerle kaplı olduğunu keşfetti. Bunların bir kısmı beyaz ışık fotoğrafında görülebilir.
Beyaz alanlarla da çevrili olan bu güneş lekeleri çoğunlukla ikişerli olarak ortaya çıkar ve gruplar halinde kümeleşir. Bu lekeler aslında siyah olmaktan uzaktır. Fakat 4500 K sıcaklığında olduğundan 5800 K den daha yüksek sıcaklıktaki çevresine göre daha koyu gözükürler.
Güneş lekeleri Güneşle birlikte döndüklerinden, Güneş in döndüğünü çok iyi gösterirler. Ekvator bölgesi 25 günde bir döner, bu yavaşlayarak kutuplarda yaklaşık 34 günü bulur. Böylece Güneş, enleme göre diferansiyel dönme gösterir.
Güneş lekelerinin manyetik alanlarla ilgili olduğu anlaşılmıştır. Çeşitli tekniklerle yapılan gözlemler, Güneşte güçlü manyetik alanların var olduğunu göstermiştir. Leke yakınlarında şiddetleri, Yer in manyetik alanının 3000 katına ulaşabilmektedir.
Alan çizgileri bir leke çiftinin birinden çıkıp ilmek oluşturarak diğerine girerler. Büyük olasılıkla lekeleri güçlü manyetik alanlar üretir. Bu bağlamda güneş lekeleri manyetik ilmeklerin ışık küredeki kesitleridir. Büyük manyetik ilmekler ışık küreden 400000 km yükseklere kadar uzanırlar.
Güneş Rüzgarı Güneş in ışık, radyo ve x-ışınları gibi her yöne elektromanyetik dalgalar gönderdiğini biliyoruz. Olay yalnız bu değildir. Güneş ten her yöne sürekli parçacıklar aksısı vardır.
Bunlar çoğunlukla elektronlar ve protonlardır. Güneşin taç katmanından bu şekilde uzaya sürekli madde kaybı vardır. Buna güneş rüzgarı denir.
Uydularla yapılan gözlemler göstermiştir ki Yer yakınlarında 1 cm 3 den ortalama 10 kadar proton ve elektron geçer; ortalama hızları 400 km/s kadardır. Bir bakıma biz Güneş taç katmanının dış uzantıları içindeyiz. Bu rüzgarın hızı değişkendir ve Güneş in manyetik çevrimine bağlıdır.
Güneş rüzgarı ayrıca Yer in manyetik alanına da rüzgar yönünde şok dalgası biçiminde sıkıştırır. Deniz hız motorunun önündeki suda oluşturduğu ve iki yandan arkaya uzanan dalga gibi. Bu dalga sınırları içinde yüklü parçacıklar olarak, Van Allen kuşakları denen iki bölgede hapsedilirler.
Güneş rüzgarının basıncı sonucu Yer in arka tarafında 100 Yer yarıçapını aşan uzunluklarda manyetik kuyruk oluşur. Güneş sisteminde manyetik alanı olan bütün gezegenler Güneş rüzgarından etkilenir.
Güneş in manyetik etkinliğinin ve Güneş rüzgarının Yer üzerinde başka önemli etkileri de vardır. Taç katmanında büyük bir parlama olduğu zaman, özellikle Güneş leke maksimumu sırasında, artan güneş rüzgarı şiddeti yaklaşık iki gün sonra Yer e ulaşır.
Yer in manyetik alanlarını sıkıştırır ve kutup akım halkalarına büyük miktarda enerji bırakır. Bu güçlü elektrik akımı üst atmosferdeki havayı iyonlaştırır.
Elektronlarla havanın aynı atom ve moleküllerinin yeniden birleşmesi kutup ışığı (güneyde ve kuzeyde) denen ışık gösterisi biçiminde göğü aydınlatır. Böyle manyetik fırtınaların radyo haberleşmelerini etkilediği, zaman zaman elektrik hatlarında arızalara neden oldukları bilinmektedir.
Yıldızların uzaklıkları Yıldızların bize uzaklıkları çok farklıdır. Onların büyüklük, ışınım gücü gibi gerçek özelliklerini bulabilmek için önce uzaklıklarını bilmeliyiz. Şimdi en azından yakın yıldızların uzaklıklarının nasıl bulunduğunu görelim:
İşaret parmağınızı gözlerinizden 30 cm kadar uzakta tutunuz ve parmağınızın ucuna önce bir gözünüzle sonra diğer gözünüzle bakınız. Çok uzaktaki cisimlere göre parmağınızın ucunun belli bir açı kadar yer değiştirdiğini görürsünüz. Parmağınızı uzaklaştırdıkça yer değiştirme açısı da küçülür. Şimdi aynı işi çok uzaktaki bir cisimle yapınız; yer değişme olmadığını göreceksiniz. Yer değiştirme açısı, cismin gözünüzden uzaklığının bir ölçüsüdür.
Bu ilke genişletilerek, yıldızların uzaklığının bulunmasında kullanılır. Yer in Güneş çevresindeki yörüngesini ve bu yörünge düzlemi içinde bir Y yıldızı ele alalım
Yer A konumunda iken Y yıldızı AY doğrultusunda görülür. Altı ay sonra Yer B konumuna geldiği zaman aynı Y yıldızı bu kez BY doğrultusunda görülür. Bir yıl sonra Y yine Y doğrultusunda olacaktır.
p açısına Y yıldızının Güneş merkezli ıraklık açısı (paralaks) denir. Yani ıraklık açısı Yer-Güneş uzaklığını yıldızdan gören açıdır. AYG üçgeninde p açısı ve AG uzunluğu bilindiğine göre geometrik yöntemlerle;
Bir dairede iki ayrı yay parçalarının uzunluklarının oranı, bu yayları gören merkez açılarının oranına eşittir. Dairenin çevresi 2πr ve bu çevreyi gören merkez açı 360 o olduğuna göre (BG/2πr)=(p o /360 o ) yazılabilir. p küçük olduğu için açı saniyesi cinsinden ifade etmek adet olmuştur. O zaman 360 o yi de açı saniyesi cinsinden yazmalıyız:
AG 2πr = p 360 60 60 r = 206265 AG p AG= 1 GB (gök birimi) olduğuna göre, GB cinsinden; r = 206265 p GB
Astronomide 206265 GB uzunluğuna 1 parsek denir ve kısaca pc yazılır. O zaman pc cinsinden r, basitçe r=1/p parsek olur. O halde parsek, Yer-Güneş uzaklığını 1 açı saniyesi altında gören yıldızın uzaklığıdır, o da 206265 GB ne eşittir. Kullanılan bir başka uzaklık birimi ışık yılıdır, bu ışığın bir yılda aldığı yoldur. 1 parsek = 3.26 ışık yılı olduğunu kolayca gösterebilirsiniz.
Bize en yakın yıldızın (Proxima Centauri) ıraklık açısı p=0.75 dir. Bu uzaklık için r = 1/0.75 =1.33 parsek = 4.3 ışık yılı verir.
Iraklık açılarının ölçülmesi çok zordur ve yıllar süren gözlemler gerektirir. Böyle küçük açıların ölçülmesine ölçü hataları karışmaktadır. Ölçülebilen en küçük açı 0.01 kadardır, bu 100 pc demektir. Bu yüzden 100 pc den daha ötedeki uzaklıklar için bu yöntem yararsızdır.
Örnek: Bir X yıldızının paralaksı 0,012 açı saniyesidir. Bir Y yıldızının Yer e olan uzaklığı ise 83,4 pc dir. a) Hangi yıldız bize daha yakındır? b) İki yıldız arası uzaklık farkı kaç km dir?
Çözüm: a) r = 1/p = 1 / 0,012 = 83,33 pc b) 1 pc = 206265 GB, 1 GB= 149,6 10 6 km 0,07 pc = 0,07 149,6 10 6 km 206265 = 2,16 10 12 km
Yıldızların parlaklıkları Yıldızları incelemede bilinmesi gerekenlerin başında onların parlaklıkları gelir. M.Ö. ikinci yüzyılda Hipparchus çıplak gözle görebildiği yıldızların parlaklıklarını kadir aralıkları denen beş aralığa böldü. En parlak yıldızı 1. kadir, en sönük yıldızı 6. kadir olarak sınıfladı. Yıldızların gökteki konumlarını ve parlaklıklarını içeren ilk kataloğu hazırladı.
Örneğin Büyük ayı nın yıldızlarının çoğu ve kutup yıldızı 2. kadirden, Küçük ayı nın tavasının sapındakiler 4. kadirdendir. Kadir birimi rakamın üzerine yazılan m harfi ile gösterilir. Ör: 2 m ikinci kadir, 3 m,6 üç onda altıncı kadir demektir
Bugün teleskoplar sayesinde 6 m den daha sönük milyarlarca yıldız olduğunu biliyoruz. Bunların parlaklıkları, Hipparchus ölçeğini de koruyarak fakat kişinin göz yeteneğine bağlı olmayan, iyi tanımlanmış çağdaş aletlerle ölçülen sayısal kadir sınıfına dayandırılmıştır.
Gök cismi Parlaklık Güneş -26 m.5 Dolunay -12 m.5 Venüs (en parlak) -4 m.4 Sirius -1 m.4 Rigel 0 m.0 Aldebaran +1 m.0 Kutup yıldızı +2 m.0 Çıplak gözle görme sınırı +6 m.0
Yıldız parlaklıklarını ölçmek için temelde iki çeşit yöntem vardır. Birincisi 19. Yüzyıl sonlarında başlayan ve bugün çok daha duyarlı hale getirilen fotoğraf çekme yöntemidir.
Bir yıldızın görünen parlaklığı, fotoğraf filmi üzerinde oluşturduğu görüntünün büyüklüğünden bulunabilir. Parlak bir yıldızın film üzerindeki görüntüsü sönük yıldızın görüntüsünden daha büyük olur. Bunlar fotoğrafik ışıkölçer diye bilinen aletlerle ölçülürler.
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 elektrik akımı oluşturur. Bu akımın şiddeti ışığa duyarlı yüzeye düşen ışığın şiddetinin bir ölçüsüdür.
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; x 5 = 100 x= 2.512 Bir yıldız diğerinden iki kadir daha parlak demek; (2.5)(2.5)=6.3 kere daha parlak demektir.
Salt parlaklıklar Bir ışık kaynağının görünen parlaklığı, uzaklığın karesi ile orantılı olarak değişir. Uzaklığı iki katına çıkarsa bize ulaşan ışık miktarı dört kat azalır.
Çünkü bir nokta kaynaktan çıkıp bir koni içinde yayılan ışık, koninin eksenine dik kesitinin alanı gittikçe büyüdüğünden, gittikçe daha büyük alana yayılır. İki alanın oranı, bu alanların koninin köşesine olan uzaklıklarının kareleri oranına eşittir. O halde yıldızların gerçek parlaklıklarını karşılaştırabilmek için hepsini aynı uzaklığa indirgemeliyiz.
Yıldızların hepsini 10 parsek ya da 32.6 ışık yılı uzaklığa yerleştirdiğimizi ve parlaklıklarını yeniden ölçtüğümüzü düşünelim. Bu şekilde bulunan kadir değerlerine salt (mutlak) parlaklık denir.
Eğer bir yıldızın uzaklığı biliniyorsa salt parlaklık şu formülden kolayca hesaplanır: M = m + 5 5 log r Burada; M salt parlaklık, m görünen parlaklık, r ise pc biriminde uzaklıktır. Güneş in salt parlaklığı: M = -26.74 + 5 5 log (1/206265) = +4 m.83