4.3 Yıldızların Gözlemsel
Özellikleri
Yıldızların
Uzaklıkları
Yıldızların bize uzaklıkları
birbirinden çok farklıdır. Onların büyüklük gibi, toplam ışınımgücü 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 (Şekli 4.10), (Yıldız, Yer'in
yörünge düzlemi içinde değilse ekliptik enleme bağlı formüller bunu hesaba
katar.) 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. Güneşe çok uzak yıldızların yer
değiştirmesi o kadar küçüktür ki A dan, G den ya da B den bakıldığında
doğrultuları pek değişmez. Bu durumda XAY' ya da Y"BX' açısı ölçülebilir. Bu açı
aynı zamanda AYG=p açısına eşittir. Bu açıya, Y yıldızının Güneş merkezli
ıraklık açısı (paralaks) denir. Yani ıraklık açısı Yer -Güneş uzaklığını yıldızdan gören
açıdır. AYG üçgeninde p açısı ve AG uzunluğu (Yer-Güneş uzaklığı) bilindiğine göre
geometrik yöntemlerle,
Şekil 4.10: Güneş merkezli ıraklık
açısı. Y yıldızı, Yer A da iken Y' doğrultusunda, B de iken Y" doğrultusunda
görülür.
yıldızın GY uzaklığı
hesaplanabilir. Yıldızlar için p açısı her zaman 1 açı saniyesinden küçüktür. 1
saniyelik açı baş parmağınızın genişliğini 4 km uzaktan gören açıya eşittir.
Böyle küçük açılı üçgenlerin çözümü daha da kolaydır. Yıldızlar için p açısı
öyle küçüktür ki merkezi Y, yarıçapı yıldızın uzaklığı r ye eşit olan dairede, p
yi gören yayın uzunluğunu Yer-Güneş uzaklığı AG ye eşit alabiliriz (Şekil 4.10). 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° olduğuna göre (BG/2πr)=(p°/360°) yazılabilir. p küçük olduğu için açı saniyesi
cinsinden ifade etmek âdet olmuştur. O zaman 360° yi de açı saniyesi cinsinden,
yazmalıyız:
\F(AG,2πr) = \F(p",360x60x60)
r = \F(206 265 x AG,p")
AG = 1 GB (gök birimi) olduğuna
göre, GB cinsinden,
r = \F(206 265 ,p") GB
olur ( " simgesi, açı saniyesi
demektir). 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.
Dikkat edilirse, yıldızın uzaklığı
(r) ne kadar büyükse ıraklık açısı (p) o kadar küçüktür. 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. Yani şu anda yıldızdan aldığımız ışık, 4.3
yıl önceki ışıktır.
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. Yer atmosferi dışından bakıldığında, atmosferin yıldız ışığını
dağıtıcı özelliği ortadan kalktığı için (kıpraşma olmadığı için), daha küçük
ıraklık açıları ölçülebilmektedir. Bu nedenle çok sayıda yıldızın ıraklık
açısını ölçmek için yörüngeye uydu teleskoplar yerleştirilmiştir. Bu
teleskoplarla 500 pc e kadar yıldız uzaklıkları ölçülebilmektedir. Halbuki gökte
gördüğümüz yıldızların çoğu binlerce parsek ya da ışık yılı ötededirler.
Samanyolunun çapı 100000 ışık yılı uzunluğundadır, diğer galaksiler ise
milyonlarca, milyarlarca ışık yılı uzaktadır. Bütün bu uzaklıkları bulmada
ıraklık açısına ayarlanan başka yöntemler kullanılır; bunların üzerinde
durmayacağız.
Yıldızların
Hareketleri
İçinde bulunduğumuz Samanyolu
galaksisi çalkantılı, dönen bir kütledir. Güneş dahil bütün yıldızlar Samanyolu
merkezi çevresinde müthiş hızlarla dolanırlar. Örneğin; yıldızların aşağıda
anlatacağımız yöntemlerle ve başka yollarla hesaplanan uzay hızlarından,
Güneş'in Samanyolu çevresinde yaklaşık 220 km/s hızla dolandığı bulunmuştur.
Yıldızların yörüngeleri az ya da çok birbirlerinden farklıdır. Bizim yıldızımız
Güneş'ten onları izlediğimizde, kimilerinin birbirine yaklaştığını, kimilerinin
birbirinden uzaklaştığını görmeliyiz. Aynı şekilde kimisi bize yaklaşmalı,
kimisi uzaklaşmalıdır.
Bir yıldızın Güneş'e göre
hareketini, gökte uçan bir uçağın yerde duran bir gözlemciye göre hareketine
benzetebiliriz. Uçak, genel olarak gözlemcinin bakış doğrultusuna eğik bir çizgi
boyunca hareket eder. Bu hareketi, bir başka deyişle uçağın hızını, iki bileşene
ayırabiliriz: Bakış doğrultusundaki hız ve bakış doğrutusuna dik doğrultudaki
hız. Birincisine radyal hız, ikincisine teğetsel hız denir. Teğetsel hız, uçağın
gökte görüldüğü doğrultunun, yani görüldüğü açının değişmesine neden olur. Uçak
yakınsa, bu açı çabuk değişir ve uçak hızla geçer, uçak uzaksa uçağın (aynı
zaman içinde) kat ettiği açı küçük olduğundan, uçağın yer değiştirdiği ilk
bakışta sezilmeyebilir bile.
Yıldızlarda da ilke tam olarak
aynıdır. Teğetsel hızın neden olduğu birim zamandaki açısal yer değiştirmeye, öz
hareket denir.Yıldızın öz hareketi μ ve uzaklığı r ölçüldükten sonra teğetsel hızı
Vt, basit trigonometriden hesaplanabilir (Şekil 4.11). μ ile Vt
arasında,
Vt= 4.74 μ r = 4.74 \F(μ,p)
bağıntısı vardır; burada uzaklık r
parsek biriminde, öz hareket μ ve ıraklık açısı p açı saniyesi birimindedirler. 4.74
sayısı, sonucu km/s birimine çeviren katsayıdır.
Şekil 4.11: Bir yıldızın güneşe göre
hız bileşenleri: μ öz hareket, Vt teğetsel hız, Vr radyal
(görüş doğrultusundaki) hız: V ise toplam hızdır.
Yıldızın radyal hızı Vr
Doppler fomülünden bulunur (bkz. kesim 1.5). Vr ve
Vt bilinince yıldızın Güneş'e göre uzay hızının büyüklüğü ve yönü,
üçgende, dik açı bağıntılarından hesaplanabilir:
V\S(2, )=V\S(2,t)+V\S(2,r)
Öz hareket, yıldızın sağaçıklık ve
dikaçıklığında değişmeye neden olduğundan, ilke olarak ölçülmesi kolaydır, fakat
öz hareketler çok küçük olduklarından ölçülebilir büyüklüklere ulaşmaları için
yıllarca beklemek, ölçtükten sonra da aradan geçen yıla bölmek gerekir. 10 yıl
içinde 2".5 kayma gösteren bir yıldızın öz hareketi = 2".5/10 = 0".25 /yıldır.
Öz hareketin varlığını ilk kez 1718 de Edmund Halley (şu kuyruklu yıldıza adını
veren gök bilimci) keşfetti. Bugüne kadar on binlerce yıldızın öz hareketi
ölçülmüştür. 300 den biraz fazlasının öz hareketi 1".0 /yıl dan büyüktür.
Uzaklıklar büyük olduğu için bu öz hareketlerin çoğu yılda onda bir hatta yüzde
bir açı saniyesinden küçüktür. En büyük öz hareket Barnard yıldızı adında bir
yıldıza aittir: 10".25 /yıl; bu yıldız bize en yakın ikinci yıldızdır (Şekil
4.12).
Şekil 4.12: Barnard yıldızının öz
hareketi. 1997 ile 2003 ve 2004 yılları arasında ne kadar yer değiştirdiğini
göstermektedir. Bir yılda dahi ne kadar yer değiştirdiğini
farkedebilirsiniz.
