Ankara Üniversitesi, Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri GDM417 - ASTRONOMİ Yrd. Doç. Dr. Mesut Yılmaz Ankara Üniversitesi, Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri mesutyilmaz@ankara.edu.tr 312-2126720 / 1316 2016-2017 Güz

BÖLÜM – 8 YILDIZLAR Yıldızlar hakkında edindiğimiz bilginin çoğu yıldızlardan gelen ışık sayesindedir. Yıldızlar tıpkı Güneş gibi kendi enerjisini kendi üreten ve uzayın derinliklerine doğru ışık saçan gök cisimleridir. Yıldızlar, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan ve gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küreleridir. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan nükleer enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışınım (radyasyon) ile yayılmasıdır. Bu enerji miktarı da o yıldızın kütlesi, yaşı ve kimyasal bileşimine bağlıdır.

YILDIZLAR YILDIZLAR Kütle: 100M☉ – 0.075 M☉ Işınım Güçleri: 106L☉ – 10-4L☉ Sıcaklık: 50000K – 2000 K Yarıçap: 103R ☉- 10-1R ☉ YILDIZALTI CİSİMLER (KAHVERENGİ CÜCELER) Kütle: 75 Mj – 10 Mj Sıcaklık: < 2000 K Işınım Gücü: < 10-5L☉ güneş kütlesi: M⨀ = 1,9891 × 1030  kg güneş aydınlatma gücü: L⨀ = 3,827 × 1026  watt güneş yarıçapı: R⨀ = 6,960 × 108 m

Yıldızlar

Yıldızlar

Yıldızların Uzaklıkları Yıldızlar çok uzak olduklarından, yıldızların uzaklıkları daima çok küçüktür ve astronomlar onları dereceden daha çok yay saniyesi cinsinden ölçerler. Astronomlar bu uzaklığa 1 parsek diyorlar. Bir parsek yaklaşık olarak 3.3 ışık yılına eşittir. 1 parsek = 206235 AB

Yıldızların Uzaklıkları Paralaks, Dünya Güneş’in her iki tarafındayken gözlemlenen yıldızın arkaplanındaki yıldızlara göre belirli bir açı değerinde farklı konumlarda görülmesi olarak tanımlanabilir.

Yıldızların Uzaklıkları Güneş’e en yakın yıldız Proxima Centauri’dir. Alfa Centauri üçlü sistemi olarak bilinen üç yıldızlı bir sistemin (kütleçekim ile bağlı, bir biri etrafında dolanan üç yıldız) bir üyesidir. Proxima Centauri bilinen en büyük yıldız paralaksına sahiptir ( 0,77’), bu da uzaklığın 1/0.77=1.3 parsek (270.000 AB ya da 4.3 ışık yılı) olduğu anlamına gelir. Bu uzaklık çok büyük görünse de, Samanyolu gökadasındaki yıldızlar arası uzaklık için çok tipik bir değerdir.

Yıldızların Uzaklıkları

Yıldızların Işınım Güçleri Bir yıldızın ışınım gücü gözlemcinin konumuna veya hareketine bağlı değildir. Bir yıldızı gözlediğimizde ise, onun ışınım gücünü değil görünür parlaklığını görürüz (ışığa duyarlı bir cihazın, bir insan gözü ya da yük birleştirme cihazı (CCD) gibi, birim alanına birim zamanda gelen enerji miktarı). Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen enerji hem elektromanyetik ışınım hem de parçacık (proton, alfa parçacığı, beta parçacığı ve nötrino) ışınımı olarak uzaya yayılır. Ancak çekirdekte üretilen bu ışınım dış katmandan nasıl çıkacağı dış katmanın özelliklerine bağlı olarak değişir. Aslında yıldızlar elektromanyetik tayfın en uzun dalgaboyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalgaboyu olan morötesi, X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsayacak şekilde ışınım yayarlar.

Farklı enerjilere sahip fotonlar elektromanyetik ışınımın farklı türlerini oluşturur: Enerjisi: E = hc/l = hn

Atmosfer Pencereleri Atmosfer Pencereleri www.answers.com/topic/radio-window

Yıldızların Parlaklığı Yıldızın ışınım gücü görünen parlaklığını da etkiler. Işınım gücünü iki kat arttırmamız yıldızı çevreleyen herhangi bir küresel kabuktan geçen enerjiyi, sonuç olarak görünen parlaklığı da, iki katına çıkarır. Ters kare yasası İki birim uzaklık için ışınım 22 kadar azalır. Üç birim uzaklık için ışınım 32 kadar azalır.

Yıldızların Parlaklığı Gökbilimde parlaklık bir yıldızın birim zamanda yaydığı ışığın ya da diğer ışınım enerjisinin miktarıdır. Görünür parlaklık bir kadir ölçeği ile tanımlanır. Bu bir logaritmik bir ölçektir; parlaklıkta 5 kadir değişim görünen ışınımda 100 katı değere karşılık gelir.

Yıldızların Parlaklığı Yıldızların mutlak özelliklerini kıyaslamak için standart bir parlaklık türü kullanırlar. Bir yıldızın 10 parsek’ten görünen kadiri mutlak kadir olarak adlandırılır. Örneğin, Güneş’in büyük eksi (-26.5 ) görünen kadirine rağmen, mutlak kadiri sadece 4,8’dir (Eğer Güneş Dünya’dan 10 parsek uzağa götürülseydi, gece gördüğümüz yıldızların en sönüklerinden çok az daha parlak olacaktı. Mv = m + 5 – 5*log(uzaklık)

Yıldızların Parlaklığı Kadir sınıfına göre yıldız sayıları Hem parlaklığa hem de Dünya’dan uzaklığa bağlı olarak bir yıldızın saltık kadir sınıfı (M) ile görünür kadir sınıfı (m) tam olarak birbirlerine eş değildir.; örneğin parlak bir yıldız olan Sirius’un görünür kadir sınıfı −1,44’tür ancak mutlak kadir sınıfı yalnızca +1,41’dir. Kadir sınıfı (m) Yıldız  Sayısı 4 1 15 2 48 3 171 513 5 1,602 6 4,800 7 14,000

Yıldızların Sıcaklıkları Şekil Avcı (Orion) takımyıldızının küçük bir teleskopla nasıl göründüğünü göstermektedir. Soğuk kırmızı yıldız İkizlerevi (Betelgeuse α) ve sıcak mavi yıldız Ayak’ın (Rigel β) renkleri çok barizdir.

Karacisim ışınımı Kara cismin saldığı enerji, dalga boyunun bir fonksiyonudur (Planck yasası). Dalga boyu arttıkca salınan enerji önce çok çabuk artar, maksimuma ulaşır, sonra yavaş yavaş sıfıra düşer. Bu tüm sıcaklıklar için böyledir, ancak daha sıcak karacisim eğrisinde maksimum enerji daha kısa dalga boylarında karşımıza çıkar.

Farklı türden yıldızlar Tekrar hatırlayalım - Yıldızların farklı renkleri vardır

Yıldızların Tayfları Yıldızlar pek çok özellikleriyle birbirlerinden ayrılırlar. Kütle, ışıltı, renk, kimyasal yapı, yaş, yıldızdan yıldıza değişir. 1814 yılında Alman bilim adamı Joseph von Fraunhofer (1787-1826) Güneş ışığını bir prizmadan geçirerek, incelerken tayf üzerinde bazı çizgiler gördü. Sistematik çalışma sonunda tayfın bir uçtan diğer uca kesintisiz gitmediğini ve tayf üzerinde en az 570 çizginin olduğunu saptadı.

Yıldızların Tayfları Peki ama tayf nedir? Bir kırınım ağı ya da prizma kullanarak ışığın frekansa veya dalgaboyuna göre enerji dağılımıdır.

TAYF (Spektrum) Karacisim, tüm dalgaboylarında ışık yaydığından, sürekli tayf verir.

Hidrojen .

Hidrojen Helyum .

Bazı Elementlerin Tayfı

O B A F G K M (L) Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! 50,000 K 3,000 K Tayfsal Sınıflama O B A F G K M (L) Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! 50,000 K 3,000 K Sıcaklık

Yıldızların Tayfları

Yıldız ışığının analizi ile öğrendiklerimiz! Bir yıldızın sıcaklığı (enerjinin maksimum olduğu dalgaboyu) Yıldızın kimyasal yapısı (tayfsal analiz yardımıyla) Yıldızın uzay hareketi ve dönmesi (Doppler Kayması) Barnard’s Star

Doppler Kayması

Doppler Kayması

Yıldızların Kütleleri Bir yıldızın kütlesi, yakınında bulunan bir başka cisim üzerindeki kütleçekim etkisinin gözlenmesiyle bulunabilir. Örneğin, çift Yıldızlar

Yıldızların Kütleleri Kütle-Işınım gücü bağıntısı

Yıldızların Kütleleri Güneş’e birkaç yüz ışıkyılından daha yakın yıldızların gözlemlerine dayanarak, Şekildeki anakol yıldızlarının nasıl dağıldığını göstermektedir. Küçük kütleli yıldızların devasa payına ve birkaç Güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızların küçücük payına yine dikkat edin.

Hertzsprung–Russell diyagramı

Parlak Sıcak Soğuk Sönük

Hertzsprung-Russel Diyagramı