Büyüklük

© Bilgi güçtür

Ptolemaios ve Almagest

Parlaklık dereceleri ilkesine dayalı bir yıldız kataloğu derlemeye yönelik ilk girişim, MÖ 2. yüzyılda Helenik gökbilimci İznikli Hipparchus tarafından yapıldı. Çok sayıda eseri arasında (ne yazık ki neredeyse tamamı kaybolmuştur) ortaya çıkmıştır. "Yıldız Kataloğu" Koordinatlara ve parlaklığa göre sınıflandırılmış 850 yıldızın açıklamasını içerir. Ayrıca devinim olgusunu da keşfeden Hipparchus'un topladığı veriler, 2. yüzyılda İskenderiye'den (Mısır) Claudius Ptolemy sayesinde işlendi ve daha da geliştirildi. Reklam Temel bir eser yarattı "Almagest" on üç kitapta. Ptolemy o zamanın tüm astronomi bilgilerini topladı, sınıflandırdı ve erişilebilir ve anlaşılır bir biçimde sundu. Almagest ayrıca Yıldız Kataloğu'nu da içeriyordu. Hipparchus'un dört yüzyıl önce yaptığı gözlemlere dayanıyordu. Ancak Ptolemy'nin "Yıldız Kataloğu" zaten yaklaşık bin yıldız daha içeriyordu.

Ptolemy'nin kataloğu bin yıl boyunca neredeyse her yerde kullanıldı. Yıldızları parlaklık derecesine göre altı sınıfa ayırdı: en parlak olanlar birinci sınıfa, daha az parlak olanlar ikinci sınıfa atandı ve bu böyle devam etti. Altıncı sınıf, çıplak gözle zar zor görülebilen yıldızları içerir. "Gök cisimlerinin parlaklığı" veya "yıldız büyüklüğü" terimi, yalnızca yıldızların değil aynı zamanda bulutsuların, galaksilerin ve diğer gök olaylarının da dahil olduğu gök cisimlerinin parlaklık ölçüsünü belirlemek için bugün hala kullanılmaktadır.

Yıldız parlaklığı ve görsel büyüklük

Yıldızlı gökyüzüne baktığınızda yıldızların parlaklıklarının veya görünür parlaklıklarının farklılık gösterdiğini fark edebilirsiniz. En parlak yıldızlara 1. kadir yıldızlar denir; Parlaklığı 1. büyüklükteki yıldızlardan 2,5 kat daha sönük olan yıldızlar 2. büyüklüktedir. Bunlar 3. büyüklükteki yıldızlar olarak sınıflandırılır. 2. büyüklükteki yıldızlardan 2,5 kat daha zayıf olan vb. Çıplak gözle görülebilen en sönük yıldızlar 6. büyüklükteki yıldızlar olarak sınıflandırılır. "Yıldız büyüklüğü" adının yıldızların büyüklüğünü değil, yalnızca görünen parlaklığını gösterdiği unutulmamalıdır.

Toplamda, gökyüzünde en parlak 20 yıldız vardır ve bunların genellikle birinci büyüklükteki yıldızlar olduğu söylenir. Ancak bu aynı parlaklığa sahip oldukları anlamına gelmez. Aslında bazıları 1. büyüklükten biraz daha parlak, bazıları ise biraz daha sönük ve bunlardan yalnızca biri tam olarak 1. büyüklükte bir yıldız. Aynı durum 2., 3. ve sonraki büyüklükteki yıldızlar için de geçerlidir. Bu nedenle, belirli bir yıldızın parlaklığını daha doğru bir şekilde belirtmek için şunu kullanırlar: kesirli değerler. Yani örneğin parlaklıkları 1. ve 2. büyüklükteki yıldızların ortasında olan yıldızların 1,5. büyüklüğe ait olduğu kabul edilir. 1,6 büyüklüğünde yıldızlar var; 2.3; 3.4; 5.5 vb. Gökyüzünde, parlaklıkları açısından 1. büyüklükteki yıldızların parlaklığını aşan, özellikle parlak birkaç yıldız görülebilir. Bu yıldızlar için sıfır ve negatif büyüklükler. Örneğin, gökyüzünün kuzey yarımküresindeki en parlak yıldız - Vega - 0,03 (0,04) büyüklüğünde ve en parlak yıldız - Sirius - güney yarımkürede eksi 1,47 (1,46) büyüklüğündedir. yıldızın en parlakı Canopus(Canopus, Karina takımyıldızında yer alır. Görünür parlaklığı eksi 0,72 olan Canopus, Güneş'ten 700 ışıkyılı uzaklıktaki tüm yıldızlar arasında en yüksek parlaklığa sahiptir. Karşılaştırma için Sirius, Güneşimizden yalnızca 22 kat daha parlaktır, ancak çok daha fazladır. bize Canopus'tan daha yakındır. Güneş'in en yakın komşuları arasında yer alan birçok yıldız için Canopus, onların gökyüzündeki en parlak yıldızdır.)

Modern bilimde büyüklük

19. yüzyılın ortalarında. İngiliz gökbilimci Norman Pogson Hipparchus ve Ptolemy zamanından beri var olan parlaklık ilkesine dayalı olarak yıldızları sınıflandırma yöntemini geliştirdi. Pogson, iki sınıf arasındaki parlaklık farkının 2,5 olduğunu hesaba kattı (örneğin, üçüncü sınıf bir yıldızın ışık yoğunluğu, dördüncü sınıf bir yıldızınkinden 2,5 kat daha fazladır). Pogson, birinci ve altıncı sınıftaki yıldızlar arasındaki farkın 100'e 1 olduğu yeni bir ölçek tanıttı (5 büyüklükteki bir fark, yıldızların parlaklığında 100 katlık bir değişikliğe karşılık gelir). Böylece her sınıf arasındaki parlaklık farkı 2,5 değil 2,512'ye 1'dir.

İngiliz gökbilimci tarafından geliştirilen sistem, mevcut ölçeğin korunmasını (altı sınıfa bölünme) mümkün kıldı, ancak ona maksimum matematiksel doğruluk sağladı. İlk olarak yıldız büyüklükleri sisteminin sıfır noktası olarak Kutup Yıldızı seçilmiş, büyüklüğü Ptolemaios sistemine göre 2,12 olarak belirlenmiştir. Daha sonra Kuzey Yıldızı'nın değişken bir yıldız olduğu anlaşıldığında, sabit özelliklere sahip yıldızlar şartlı olarak sıfır noktası rolüne atandı. Teknoloji ve ekipman geliştikçe, bilim adamları yıldızların büyüklüklerini daha büyük bir doğrulukla belirleyebildiler: onda bire ve daha sonra yüzlerce birime kadar.

Görünen yıldız büyüklükleri arasındaki ilişki Pogson formülüyle ifade edilir: M 2 -M 1 =-2,5log(e 2 /e 1) .

Görsel büyüklüğü L'den büyük olan n yıldız sayısı

L	N	L	N	L	N
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Bağıl ve mutlak büyüklük

Teleskoba monte edilmiş özel aletler (fotometreler) kullanılarak ölçülen yıldız büyüklüğü, bir yıldızdan gelen ışığın Dünya'daki bir gözlemciye ne kadar ulaştığını gösterir. Işık yıldızdan bize kadar olan mesafeyi kat eder ve buna göre yıldız ne kadar uzaktaysa o kadar sönük görünür. Yani yıldızların parlaklıklarının farklılık göstermesi henüz yıldız hakkında tam bilgi vermiyor. Çok parlak bir yıldız büyük bir parlaklığa sahip olabilir, ancak çok uzakta olabilir ve bu nedenle çok büyük bir kadire sahip olabilir. Yıldızların parlaklığını Dünya'ya olan uzaklıklarına bakılmaksızın karşılaştırmak için konsept tanıtıldı "mutlak büyüklük". Mutlak büyüklüğü belirlemek için yıldıza olan mesafeyi bilmeniz gerekir. Mutlak büyüklük M, gözlemciden 10 parsek uzaklıktaki bir yıldızın parlaklığını karakterize eder. (1 parsek = 3,26 ışık yılı.). Mutlak büyüklük M, görünen büyüklük m ve parsek cinsinden R yıldızına olan uzaklık arasındaki ilişki: M = m + 5 – 5 log R.

Nispeten yakın ve birkaç on parsek'i aşmayan uzaklıktaki yıldızlar için mesafe, iki yüz yıldır bilinen bir yöntemle paralaksla belirlenir. Bu durumda, yıldızların ihmal edilebilir açısal yer değiştirmeleri, dünya yörüngesinin farklı noktalarından, yani yılın farklı zamanlarında gözlemlendiğinde ölçülür. En yakın yıldızların paralaksları bile 1"'den azdır. Paralaks kavramı astronomideki temel birimlerden birinin adı olan parsek ile ilişkilidir. Parsek, yıllık paralaksı eşit olan hayali bir yıldıza olan mesafedir. 1".

Sevgili ziyaretçiler!

Çalışmanız devre dışı bırakıldı JavaScript. Lütfen tarayıcınızda komut dosyalarını etkinleştirin; sitenin tüm işlevselliği size açılacaktır!

Astronomi

• Tercüme

Hepsini ve parlaklıklarının nedenlerini biliyor musunuz?

Yeni bilgiye açım. Önemli olan her gün öğrenmek ve daha parlak hale gelmektir. Bu dünyanın özü budur.
- Jay z

Gece gökyüzünü hayal ettiğinizde, muhtemelen gecenin siyah örtüsü üzerinde parıldayan binlerce yıldızın olduğunu düşünürsünüz; bu, yalnızca şehirlerden ve diğer ışık kirliliği kaynaklarından uzakta gerçekten görülebilen bir şeydir.

Ancak böyle bir gösteriye periyodik olarak tanık olamayanlarımız, yüksek ışık kirliliğine sahip kentsel alanlarda görülen yıldızların, karanlık koşullarda bakıldığında farklı göründüğü gerçeğini gözden kaçırıyor. Renkleri ve göreceli parlaklıkları, onları hemen komşu yıldızlardan ayırıyor ve her birinin kendi hikayesi var.

Kuzey yarımkürede yaşayan insanlar Büyük Ayı'yı veya Cassiopeia'daki W harfini muhtemelen hemen tanıyabilirler; güney yarımkürede ise en ünlü takımyıldız Güney Haçı olmalıdır. Ancak bu yıldızlar en parlak on yıldız arasında değil!

Samanyolu Güney Haçı'nın yanında

Her yıldızın doğduğu andan itibaren bağlı olduğu kendi yaşam döngüsü vardır. Herhangi bir yıldız oluştuğunda baskın element, Evrende en bol bulunan element olan hidrojen olacaktır ve onun kaderi yalnızca kütlesi tarafından belirlenir. Güneş'in %8'i kadar kütleye sahip yıldızlar, çekirdeklerinde nükleer füzyon reaksiyonlarını ateşleyerek hidrojenden helyumu füzyona uğratabilir ve enerjileri yavaş yavaş içten dışa doğru hareket ederek Evren'e yayılır. Düşük kütleli yıldızlar kırmızıdır (düşük sıcaklıklar nedeniyle), sönüktürler ve yakıtlarını yavaş yakarlar; en uzun ömürlü olanlar trilyonlarca yıl boyunca yanmaya mahkumdur.

Ancak bir yıldız ne kadar çok kütle kazanırsa, çekirdeği o kadar sıcak olur ve nükleer füzyonun meydana geldiği bölge de o kadar geniş olur. Güneş kütlesine ulaştığında yıldız G sınıfına girer ve ömrü on milyar yılı geçmez. Güneş kütlesini iki katına çıkarırsanız parlak mavi renkte ve iki milyar yıldan az yaşayan bir A sınıfı yıldız elde edersiniz. Ve O ve B sınıfı en büyük yıldızlar yalnızca birkaç milyon yıl yaşarlar ve bu sürenin sonunda çekirdeklerinin hidrojen yakıtı biter. En büyük ve sıcak yıldızların aynı zamanda en parlak yıldızlar olması da şaşırtıcı değildir. Tipik bir A sınıfı yıldız Güneş'ten 20 kat daha parlak olabilir ve en büyükleri on binlerce kat daha parlak olabilir!

Ancak bir yıldız hayata nasıl başlarsa başlasın, çekirdeğindeki hidrojen yakıtı tükenir.

Ve o andan itibaren yıldız, daha ağır elementleri yakmaya başlar, genişleyerek dev bir yıldıza dönüşür, daha soğuk ama aynı zamanda orijinalinden daha parlak. Dev faz, hidrojenin yanma aşamasından daha kısadır ancak inanılmaz parlaklığı, orijinal yıldızın görülebildiğinden çok daha uzak mesafelerden görülebilmesini sağlar.

Tüm bunları hesaba katarak, parlaklık sırasına göre gökyüzümüzün en parlak on yıldızına geçelim.

10. Achernar. Güneş'in kütlesinin yedi katı ve parlaklığının 3000 katı olan parlak mavi bir yıldız. Bu bildiğimiz en hızlı dönen yıldızlardan biri! O kadar hızlı dönüyor ki ekvator yarıçapı kutup yarıçapından %56 daha fazla ve çekirdeğe çok daha yakın olduğu için kutuptaki sıcaklık 10.000 K daha yüksek. Ama bizden oldukça uzakta, 139 ışıkyılı uzaklıkta.

9. Betelgeuse. Orion takımyıldızında yer alan kırmızı dev bir yıldız olan Betelgeuse, hidrojeni bitip helyuma geçene kadar O sınıfı parlak ve sıcak bir yıldızdı. 3.500 K gibi düşük sıcaklığına rağmen Güneş'ten 100.000 kat daha parlaktır ve bu nedenle 600 ışıkyılı uzaklıkta olmasına rağmen en parlak on arasında yer alır. Önümüzdeki milyon yıl boyunca Betelgeuse süpernovaya dönüşecek ve geçici olarak gökyüzündeki en parlak yıldız haline gelecek ve muhtemelen gündüzleri de görülebilecek.

8.Procyon. Yıldız, düşündüklerimizden çok farklı. Procyon mütevazı bir F sınıfı yıldızdır, Güneş'ten sadece %40 daha büyüktür ve çekirdeğindeki hidrojen tükenmek üzeredir; bu da onun evrim sürecindeki bir alt dev olduğu anlamına gelir. Güneş'ten yaklaşık 7 kat daha parlaktır, ancak yalnızca 11,5 ışıkyılı uzaklıkta olduğundan, gökyüzümüzdeki yedi yıldız dışında hepsinden daha parlak olabilir.

7. Rigel. Orion'da Betelgeuse yıldızların en parlakı değil - bu unvan bizden daha da uzak bir yıldız olan Rigel'e veriliyor. 860 ışıkyılı uzaklıkta ve yalnızca 12.000 derecelik bir sıcaklığa sahip olan Rigel, bir ana dizi yıldızı değil, nadir bulunan bir mavi üstdevdir! Güneş'ten 120.000 kat daha parlaktır ve bize olan uzaklığından değil, kendi parlaklığından dolayı bu kadar parlak parlamaktadır.

6. Şapel. Bu garip bir yıldızdır çünkü aslında sıcaklıkları Güneş'le karşılaştırılabilecek iki kırmızı devdir, ancak her biri Güneş'ten yaklaşık 78 kat daha parlaktır. 42 ışıkyılı uzaklıktaki kendi parlaklığı, nispeten kısa mesafesi ve bunlardan iki tane olmasının birleşimi Capella'nın listemizde yer almasını sağlıyor.

5. Vega. “İletişim” filmindeki uzaylıların evi olan Yaz-Sonbahar Üçgeni'nin en parlak yıldızı. Gökbilimciler onu standart bir "sıfır büyüklükte" yıldız olarak kullandılar. Bizden sadece 25 ışıkyılı uzaklıkta olup, anakol yıldızlarından olup, bildiğimiz en parlak A sınıfı yıldızlardan biridir ve oldukça gençtir, sadece 400-500 milyon yaşındadır. Üstelik Güneş'ten 40 kat daha parlak olup gökyüzündeki en parlak beşinci yıldızdır. Ve kuzey yarımküredeki tüm yıldızlar arasında Vega, bir yıldızdan sonra ikinci sırada...

4. Arkturus. Turuncu dev, evrimsel ölçekte Procyon ile Capella arasında bir yerdedir. Kuzey yarımküredeki en parlak yıldızdır ve Büyük Kepçe'nin "tutamağı" sayesinde kolayca bulunabilir. Güneş'ten 170 kat daha parlaktır ve evrimsel yolunu takip ederek daha da parlak hale gelebilir! Sadece 37 ışıkyılı uzaklıkta ve ondan daha parlak olan sadece üç yıldız var ve hepsi güney yarımkürede bulunuyor.

3. Alfa Centauri. Bu, ana üyenin Güneş'e çok benzediği ve kendisinin de on yıldızın herhangi birinden daha sönük olduğu üçlü bir sistemdir. Ancak Alpha Centauri sistemi bize en yakın yıldızlardan oluşuyor, bu nedenle konumu görünür parlaklığını etkiliyor - sonuçta yalnızca 4,4 ışıkyılı uzaklıkta. Listedeki 2 numaraya hiç benzemiyor.

2. Kanopus. Beyaz bir üstdev olan Canopus, Güneş'ten 15.000 kat daha parlaktır ve 310 ışıkyılı uzaklıkta olmasına rağmen gece gökyüzündeki en parlak ikinci yıldızdır. Güneş'ten on kat daha büyük ve 71 kat daha büyük - bu kadar parlak parlaması şaşırtıcı değil ama ilk sıraya ulaşamadı. Sonuçta gökyüzündeki en parlak yıldız...

1. Sirius. Canopus'tan iki kat daha parlaktır ve kuzey yarımküredeki gözlemciler onun kışın Orion takımyıldızının arkasında yükseldiğini sıklıkla görebilirler. Sık sık titreşiyor çünkü parlak ışığı alt atmosfere diğer yıldızlarınkinden daha iyi nüfuz edebiliyor. Yalnızca 8,6 ışıkyılı uzaklıkta olmasına rağmen Güneş'ten iki kat daha büyük ve 25 kat daha parlak olan A sınıfı bir yıldızdır.

Listedeki en iyi yıldızların en parlak veya en yakın yıldızlar olmayıp, en parlak olanı parlatacak kadar parlak ve yeterince yakın kombinasyonlar olması sizi şaşırtabilir. İki kat daha uzakta bulunan yıldızların parlaklığı dört kat daha azdır, bu nedenle Sirius, Alpha Centauri'den vb. daha parlak olan Canopus'tan daha parlak parlar. İlginçtir ki, Evrendeki her dört yıldızdan üçünün ait olduğu M sınıfı cüce yıldızlar bu listede hiç yer almıyor.

Bu dersten çıkaracağımız şey şu: Bazen bize en çarpıcı ve en bariz görünen şeyler, en sıra dışı şeyler haline gelebilir. Sıradan şeyleri bulmak çok daha zor olabilir ancak bu, gözlem yöntemlerimizi geliştirmemiz gerektiği anlamına gelir!

Görünür parlaklık

Geceleri gökyüzüne bakın. Büyük olasılıkla bir düzine veya bir buçuk çok parlak yıldız (mevsime ve Dünya'daki konumunuza bağlı olarak), birkaç düzine sönük yıldız ve çok çok sönük yıldız göreceksiniz.

Yıldızların parlaklığı, insanoğlunun fark ettiği en eski özelliğidir. Eski zamanlarda bile insanlar yıldızların parlaklığı için bir ölçü buldular - “yıldız büyüklüğü”. Buna “büyüklük” denilse de elbette yıldızların büyüklüğünden değil, sadece gözle algılanan parlaklıklarından bahsediyoruz. Bazı parlak yıldızlara birinci büyüklük atanmıştır. Belli bir miktar daha sönük görünen yıldızlar için - ikincisi. Öncekilerle aynı miktarda daha sönük görünen yıldızlar - üçüncüsü. Ve benzeri.

Yıldız ne kadar parlaksa büyüklüğünün de o kadar küçük olduğunu unutmayın. Birinci büyüklükteki yıldızlar gökyüzündeki en parlak yıldızlardan uzaktır. Sıfır büyüklüğü ve hatta negatif olanları girmek gerekiyordu. Kesirli büyüklükler de mümkündür. İnsan gözünün görebildiği en sönük yıldızlar altıncı büyüklükteki yıldızlardır. Dürbünle yedinciye kadar, amatör bir teleskopla onuncu veya on ikinciye kadar görebilirsiniz ve modern Hubble yörünge teleskopu otuzuncuya kadar ulaşır.

Tanıdık yıldızlarımızın büyüklükleri şöyle: Sirius (-1,5), Alpha Centauri (-0,3), Betelgeuse 0,3 (ortalama, çünkü değişken). Ursa Major'ın tanınmış yıldızları ikinci büyüklükteki yıldızlardır. Venüs'ün büyüklüğü (-4,5)'e kadar ulaşabilir - yani, çok parlak bir nokta, eğer onu görecek kadar şanslıysanız, Jüpiter - (-2,9'a kadar).

Yıldızların parlaklığı, yıldızları standart olanlarla karşılaştırarak yüzyıllar boyunca gözle bu şekilde ölçülmüştür. Ancak daha sonra tarafsız araçlar ortaya çıktı ve ilginç bir gerçek keşfedildi. Bir yıldızın görünen parlaklığı nedir? O yıldızdan bir anda gözümüze giren ışık (foton) miktarı olarak tanımlanabilir. Böylece büyüklük ölçeğinin logaritmik olduğu ortaya çıktı (duyu algısına dayalı tüm ölçekler gibi). Yani parlaklıktaki bir büyüklük farkı, foton sayısındaki iki buçuk kat farktır. Örneğin bir müzik skalasıyla karşılaştırın, aynı şeydir: perdedeki bir oktav farkı, frekanstaki iki kat farktır.

Yıldızların görünen parlaklığının büyüklüklerle ölçülmesi hala görsel gözlemlerde kullanılmaktadır; büyüklük değerleri tüm astronomi referans kitaplarına kaydedilmektedir. Örneğin yıldızların parlaklığını hızlı bir şekilde değerlendirmek ve karşılaştırmak için kullanışlıdır.

Radyasyon gücü

Gözlerimizle gördüğümüz yıldızların parlaklığı sadece yıldızın parametrelerine değil aynı zamanda yıldıza olan mesafeye de bağlıdır. Örneğin, küçük ama yakın Sirius bize uzaktaki süper dev Betelgeuse'den daha parlak görünüyor.

Yıldızları incelemek için elbette mesafeye bağlı olmayan parlaklıkları karşılaştırmanız gerekir. (Yıldızın görünen parlaklığını, ona olan mesafeyi ve belirli bir yöndeki ışık emiliminin tahminini bilerek hesaplanabilirler.)

İlk başta böyle bir ölçü olarak mutlak büyüklük kullanıldı; bir yıldızın 10 parseklik (32 ışıkyılı) standart uzaklığa yerleştirilmesi durumunda sahip olacağı teorik büyüklük. Ancak yine de astrofiziksel hesaplamalar için bu, öznel algıya dayalı olarak uygunsuz bir miktardır. Yıldızın teorik görünen parlaklığını değil, gerçek radyasyon gücünü ölçmenin çok daha uygun olduğu ortaya çıktı. Bu niceliğe parlaklık denir ve Güneş'in parlaklıkları ile ölçülür; Güneş'in parlaklığı bir olarak alınır.

Referans olarak: Güneş'in parlaklığı 3,846 * 10 üzeri watt'ın yirmi altıncı kuvvetidir.

Bilinen yıldızların parlaklık aralığı muazzamdır: Güneşin binde biri (ve hatta milyonda biri) ile beş ila altı milyona kadar.

Bildiğimiz yıldızların parlaklıkları: Betelgeuse - 65.000 güneş, Sirius - 25 güneş, Alpha Centauri A - 1,5 güneş, Alpha Centauri B - 0,5 güneş, Proxima Centauri - 0,00006 güneş.

Ancak parlaklık hakkında konuşmaktan radyasyon gücü hakkında konuşmaya geçtiğimiz için, birinin diğeriyle hiçbir şekilde açık bir şekilde bağlantılı olmadığı dikkate alınmalıdır. Gerçek şu ki, görünen parlaklık yalnızca görünür aralıkta ölçülüyor ve yıldızlar bu aralıktan çok daha fazlasını yayıyor. Güneşimizin sadece parlamadığını (görünür ışık), aynı zamanda ısıttığını (kızılötesi radyasyon) ve bronzlaşmaya (morötesi radyasyon) neden olduğunu ve daha sert radyasyonun atmosfer tarafından tutulduğunu biliyoruz. Güneş'in maksimum radyasyonu görünür aralığın tam ortasına düşer - bu şaşırtıcı değildir: evrim sürecinde gözlerimiz özellikle güneş radyasyonuna ayarlanmıştır; Aynı sebepten dolayı Güneş boşlukta tamamen beyaz görünür. Ancak daha soğuk yıldızlar için maksimum radyasyon kırmızıya, hatta kızılötesi bölgeye kayar. Radyasyonlarının çoğunu kızılötesi bölgede yayan R Doradus gibi çok soğuk yıldızlar vardır. Daha sıcak yıldızlarda ise tam tersine, maksimum radyasyon mavi, mor ve hatta morötesi bölgeye kayar. Bu tür yıldızların radyasyon gücünü görünür radyasyondan tahmin etmek daha da hatalı olacaktır.

Bu nedenle bir yıldızın “bolometrik parlaklığı” kavramı kullanılır, yani. Tüm aralıklardaki radyasyon dahil. Bolometrik parlaklık, yukarıda açıklandığı gibi, normalden (görünür aralıkta) belirgin şekilde farklı olabilir. Örneğin, Betelgeuse'un olağan parlaklığı 65.000 güneş ve bolometrik parlaklık 100.000'dir!

Bir yıldızın radyasyon gücünü ne belirler?

Bir yıldızın radyasyon gücü (ve dolayısıyla parlaklığı) iki ana parametreye bağlıdır: sıcaklık (ne kadar sıcak olursa, birim alan başına o kadar fazla enerji yayılır) ve yüzey alanı (ne kadar büyük olursa, yıldızın o kadar fazla enerji yayabileceği) aynı sıcaklık).

Buradan Evrendeki en parlak yıldızların mavi hiper devler olması gerektiği sonucu çıkıyor. Bu doğrudur; bu tür yıldızlara "parlak mavi değişkenler" adı verilir. Neyse ki, bunlardan çok azı var ve hepsi bizden çok uzakta (bu, protein yaşamı için son derece faydalıdır), ancak parlaklık açısından ünlü "Tabanca Yıldızı", Eta Carinae ve Evrenin diğer şampiyonlarını içeriyor.

Akılda tutulması gereken bir nokta da, parlak mavi değişkenler aslında bilinen en parlak yıldızlar olsa da (5-6 milyon güneş parlaklığı), en büyükleri olmadıklarıdır. Kırmızı hiperdevler, mavi hiperdevlerden çok daha büyüktür, ancak sıcaklık nedeniyle daha az parlaktırlar.

Egzotik hiperdevlere biraz ara verip ana dizi yıldızlarına bakalım. Prensip olarak, tüm ana dizi yıldızlarında meydana gelen süreçler benzerdir (yıldızın hacmindeki radyasyon bölgelerinin ve konveksiyon bölgelerinin dağılımı farklıdır, ancak tüm termonükleer füzyon çekirdekte meydana geldiği sürece, bu özel bir rol oynamaz) ). Dolayısıyla bir anakol yıldızının sıcaklığını belirleyen tek parametre kütledir. Bu kadar basit: ne kadar ağırsa o kadar sıcak. Ana dizi yıldızlarının boyutları da kütleye göre belirlenir (aynı sebepten dolayı yapının benzerliği ve devam eden süreçler). Böylece, daha ağır, daha büyük ve daha sıcak olan, yani ana dizideki en sıcak yıldızların aynı zamanda en büyükleri olduğu ortaya çıktı. Yıldızların görünür renklerinin olduğu resmi hatırlıyor musunuz? Bu prensibi çok iyi göstermektedir.

Bu, en sıcak ana dizi yıldızlarının aynı zamanda en güçlü (en parlak) olduğu ve sıcaklıkları ne kadar düşük olursa parlaklıklarının da o kadar düşük olduğu anlamına gelir. Bu nedenle, Hertzsprung-Russell diyagramındaki ana dizi, sol üst köşeden (en sıcak yıldızlar en parlaktır) sağ alt köşeye (en küçükler en sönük olanlardır) kadar çapraz bir şerit şeklindedir.

Ateşböceklerinden daha az projektör var

Yıldızların parlaklığıyla ilgili bir kural daha var. İstatistiksel olarak türetildi ve daha sonra yıldız evrimi teorisiyle açıklandı. Yıldızlar ne kadar parlaksa sayıları da o kadar az olur.

Yani, parlak olanlardan çok daha sönük yıldızlar var. Spektral O tipinde çok az sayıda göz kamaştırıcı yıldız vardır; gözle görülür derecede daha fazla spektral sınıf B yıldızı vardır; spektral tip A'da daha da fazla yıldız var vb. Üstelik her spektral sınıfta yıldız sayısı katlanarak artıyor. Yani Evrendeki en büyük yıldız popülasyonu, en küçük ve en sönük yıldızlar olan kırmızı cücelerdir.

Bundan da Güneşimizin güç açısından "sıradan" bir yıldız olmaktan uzak, ancak çok iyi olduğu sonucu çıkıyor. Güneş'e benzer nispeten az sayıda yıldız biliniyor ve daha da az güçlü olanı biliniyor.

parlaklık

Uzun bir süre gökbilimciler, yıldızların görünür parlaklıklarındaki farklılığın yalnızca onlara olan mesafeyle ilişkili olduğuna inanıyorlardı: yıldız ne kadar uzaktaysa, o kadar az parlak görünmesi gerekiyordu. Ancak yıldızların uzaklıkları öğrenildiğinde gökbilimciler bazen daha uzaktaki yıldızların görünür parlaklığının daha yüksek olduğunu keşfettiler. Bu, yıldızların görünen parlaklığının yalnızca uzaklıklarına değil aynı zamanda ışıklarının gerçek gücüne, yani parlaklıklarına da bağlı olduğu anlamına gelir. Bir yıldızın parlaklığı yıldızın yüzeyinin büyüklüğüne ve sıcaklığına bağlıdır. Bir yıldızın parlaklığı, Güneş'in ışık yoğunluğuna kıyasla onun gerçek ışık yoğunluğunu ifade eder. Örneğin Sirius'un parlaklığının 17 olduğunu söylediklerinde, bu onun ışığının gerçek yoğunluğunun Güneş'in yoğunluğundan 17 kat daha fazla olduğu anlamına gelir.

Gökbilimciler, yıldızların parlaklığını belirleyerek birçok yıldızın Güneş'ten binlerce kat daha parlak olduğunu bulmuşlardır; örneğin Deneb'in (alfa Kuğu) parlaklığı 9400'dür. Yıldızlar arasında yüzbinlerce kat daha fazla ışık yayan yıldızlar vardır. Güneşten daha hafif. Bunun bir örneği Dorado takımyıldızındaki S harfiyle sembolize edilen yıldızdır. Güneşten 1.000.000 kat daha parlaktır. Diğer yıldızlar Güneşimizle aynı veya hemen hemen aynı parlaklığa sahiptir, örneğin Altair (Alpha Aquila) -8. Parlaklığı binde bir olarak ifade edilen, yani ışık şiddeti Güneş'inkinden yüzlerce kat daha az olan yıldızlar vardır.

Yıldızların rengi, sıcaklığı ve bileşimi

Yıldızların farklı renkleri vardır. Örneğin Vega ve Deneb beyaz, Capella sarımsı ve Betelgeuse kırmızımsıdır. Bir yıldızın sıcaklığı ne kadar düşükse o kadar kırmızıdır. Beyaz yıldızların sıcaklığı 30.000, hatta 100.000 dereceye ulaşır; sarı yıldızların sıcaklığı yaklaşık 6000 derece, kırmızı yıldızların sıcaklığı ise 3000 derece ve altındadır.

Yıldızlar sıcak gaz halindeki maddelerden oluşur: hidrojen, helyum, demir, sodyum, karbon, oksijen ve diğerleri.

Yıldız kümesi

Galaksinin geniş alanındaki yıldızlar oldukça eşit bir şekilde dağılmıştır. Ancak bazıları hala belirli yerlerde birikiyor. Elbette orada bile yıldızlar arasındaki mesafeler hala çok büyük. Ancak muazzam mesafeler nedeniyle, bu kadar yakın konumdaki yıldızlar bir yıldız kümesine benziyor. Bu yüzden onlara böyle denir. Yıldız kümelerinin en ünlüsü Boğa takımyıldızındaki Pleiades'tir. Birbirine çok yakın konumda bulunan Ülker takımyıldızında çıplak gözle bakıldığında 6-7 yıldız seçilebilmektedir. Teleskopla bakıldığında küçük bir alanda yüzden fazla tanesi görülebilir. Bu, yıldızların uzayda ortak bir hareketle birbirine bağlanan, az çok izole edilmiş bir sistem oluşturduğu kümelerden biridir. Bu yıldız kümesinin çapı yaklaşık 50 ışık yılıdır. Ancak bu kümedeki yıldızların görünürdeki yakınlığına rağmen aslında birbirlerinden oldukça uzaktalar. Aynı takımyıldızda, ana - en parlak - kırmızımsı yıldız Al-debaran'ı çevreleyen, daha dağınık bir yıldız kümesi daha var - Hyades.

Bazı yıldız kümeleri zayıf teleskoplarda puslu, bulanık noktalar olarak görünür. Daha güçlü teleskoplarda bu noktalar, özellikle kenarlara doğru, tek tek yıldızlara bölünür. Büyük teleskoplar, bunların küresel bir şekle sahip, özellikle yakın yıldız kümeleri olduğunu tespit etmeyi mümkün kılar. Bu nedenle bu tür kümelere küresel denir. Artık yüzden fazla küresel yıldız kümesi bilinmektedir. Hepsi bizden çok uzakta. Her biri yüzbinlerce yıldızdan oluşuyor.

Yıldızlar dünyasının ne olduğu sorusu, görünüşe göre medeniyetin doğuşundan bu yana insanlığın karşılaştığı ilk sorulardan biri. Yıldızlı gökyüzünü düşünen herhangi bir kişi, en parlak yıldızları istemeden birbirine en basit şekillere (kareler, üçgenler, çarpılar) bağlar ve kendi yıldızlı gökyüzü haritasının istemsiz yaratıcısı olur. Atalarımız da aynı yolu izleyerek yıldızlı gökyüzünü takımyıldız adı verilen, açıkça ayırt edilebilen yıldız kombinasyonlarına böldüler. Antik kültürlerde, bize şiirsel isimler şeklinde gelen, tanrıların veya mitlerin sembolleriyle tanımlanan ilk takımyıldızlara referanslar buluruz - Orion takımyıldızı, Canes Venatici takımyıldızı, Andromeda takımyıldızı, vesaire. Bu isimler atalarımızın evrenin sonsuzluğu ve değişmezliği, kozmosun uyumunun sabitliği ve değişmezliği hakkındaki fikirlerini sembolize ediyor gibiydi.

Bir yıldız ne kadar süre yaşayabilir? Öncelikle onu tanımlayalım: Bir yıldızın ömrü derken nükleer füzyon gerçekleştirme yeteneğini kastediyoruz. Çünkü "bir yıldızın cesedi" sentezin bitiminden sonra bile uzun süre asılı kalabilir.

Tipik olarak bir yıldız ne kadar az kütleye sahipse o kadar uzun süre yaşar. En düşük kütleye sahip yıldızlar kırmızı cücelerdir. Yüzde 7,5 ila 50 güneş kütlesi arasında olabilirler. Daha küçük kütleli herhangi bir şey nükleer füzyona uğrayamaz ve yıldız olamaz. Mevcut modeller en küçük kırmızı cücelerin 10 trilyon yıla kadar yaşayabileceğini öne sürüyor. Bunu, füzyonun yaklaşık 10 milyar yıl, yani bin kat daha az süreceği Güneşimizle karşılaştırın. Teoriye göre, hidrojenin büyük kısmı kaynaştığında açık kırmızı cüce mavi cüceye dönüşecek ve geri kalan hidrojen tükendiğinde çekirdekteki füzyon duracak ve cüce beyaza dönüşecek.

En yaşlı yıldızlar

En yaşlı yıldızların Büyük Patlama'dan hemen sonra (yaklaşık 13,8 milyar yıl önce) oluşan yıldızlar olduğu görülüyor. Gökbilimciler yıldızların yaşını yıldız ışıklarına bakarak tahmin edebilirler; bu onlara yıldızda her bir elementin ne kadarının (örneğin hidrojen, helyum, lityum) bulunduğunu söyler. En yaşlı yıldızlar çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşur ve daha ağır elementlere çok az kütle ayrılır.

Gözlenen en yaşlı yıldız SMSS J031300.36-670839.3'tür. Keşfi Şubat 2014'te açıklandı. Yaşının 13,6 milyar yıl olduğu tahmin ediliyor ve hâlâ ilk yıldızlardan biri değil. Bu tür yıldızlar henüz keşfedilmedi ancak kesinlikle bulunabilecekleri kesindir. Kırmızı cüceler, belirttiğimiz gibi trilyonlarca yıl yaşarlar ancak tespit edilmeleri çok zordur. Zaten böyle yıldızlar olsa bile onları aramak samanlıkta iğne aramaya benzer.

En sönük yıldızlar

Hangi yıldızlar en soluktur? Bu soruyu cevaplamadan önce "loş" un ne olduğunu anlayalım. Bir yıldızdan ne kadar uzaktaysanız, o kadar sönük görünür, bu nedenle bir faktör olarak mesafeyi kaldırıp parlaklığını veya yıldızın fotonlar, ışık parçacıkları biçiminde yaydığı toplam enerji miktarını ölçmemiz yeterlidir.

Kendimizi hala füzyon sürecindeki yıldızlarla sınırlandırırsak, en düşük parlaklık kırmızı cücelerde bulunur. Şu anda en düşük parlaklığa sahip en soğuk yıldız kırmızı cüce 2MASS J0523-1403'tür. Biraz daha az ışık - ve artık yıldız olmayan kahverengi cücelerin krallığına gireceğiz.

Ayrıca yıldız kalıntıları da olabilir: beyaz cüceler, nötron yıldızları vb. Ne kadar sönük olabilirler? Beyaz cüceler biraz daha hafiftir ancak soğumaları uzun zaman alır. Belli bir süre sonra pratikte ışık yaymayan soğuk kömür parçalarına dönüşürler - "kara cüceler" olurlar. Beyaz cücelerin soğuması çok uzun zaman alır, dolayısıyla henüz mevcut değiller.

Astrofizikçiler soğuduklarında nötron yıldızlarının maddesine ne olacağını henüz bilmiyorlar. Diğer galaksilerdeki süpernovaları gözlemleyerek galaksimizde birkaç yüz milyon nötron yıldızının oluşmuş olması gerektiğini tahmin edebiliyorlar, ancak şu ana kadar bu sayının yalnızca küçük bir kısmı kaydedildi. Geri kalanlar o kadar soğumuş olmalı ki görünmez hale geldiler.

Peki ya derin galaksiler arası uzayda, yörüngesinde hiçbir şey olmayan kara delikler? Hala Hawking radyasyonu olarak bilinen bir miktar radyasyon yayıyorlar, ancak çok fazla değil. Bu tür yalnız kara delikler muhtemelen yıldız kalıntılarından daha az parlıyor. Onlar var mı? Belki.

En parlak yıldızlar

En parlak yıldızlar aynı zamanda en büyük kütleli olma eğilimindedir. Ayrıca Wolf-Rayet yıldızları olma eğilimindedirler; bu da onların sıcak olduğu ve güçlü yıldız rüzgarlarına çok fazla kütle döktüğü anlamına gelir. En parlak yıldızlar da çok uzun yaşamazlar: "hızlı yaşa, genç öl."

Bugüne kadarki en parlak yıldızın (ve en büyük kütlelinin) R136a1 olduğu düşünülmektedir. Açılışı 2010 yılında duyuruldu. Yaklaşık 8.700.000 güneş parlaklığına ve kendi yıldızımızdan 265 kat daha büyük kütleye sahip bir Wolf-Rayet yıldızıdır. Bir zamanlar kütlesi 320 güneş idi.

R136a1 aslında R136 adı verilen yoğun bir yıldız kümesinin parçasıdır. Keşiflerden biri olan Paul Crowther'a göre, "Gezegenlerin oluşması, bunun gibi bir yıldızın yaşayıp ölmesinin daha uzun sürmesinden daha uzun sürüyor. Orada gezegenler olsa bile üzerlerinde gökbilimci olmazdı çünkü gece gökyüzü gündüz gökyüzü kadar parlaktı."

En büyük yıldızlar

Muazzam kütlesine rağmen R136a1 (boyut bakımından) en büyük yıldız değildir. Daha büyük birçok yıldız var ve bunların hepsi kırmızı süperdevler; hidrojenleri tükenene, helyumu kaynaştırmaya başlayana ve sıcaklıkları artıp genişlemeye başlayana kadar yaşamları boyunca çok daha küçük olan yıldızlar. Güneşimiz de sonuçta benzer bir kaderle karşı karşıya kalacak. Hidrojen tükenecek ve yıldız genişleyerek kırmızı bir deve dönüşecek. Bir yıldızın kırmızı süperdev olabilmesi için Güneş'ten 10 kat daha büyük olması gerekir. Kırmızı süperdev evresi genellikle kısadır ve yalnızca birkaç bin ila bir milyar yıl sürer. Bu astronomik standartlara göre çok fazla bir rakam değil.

En ünlü kırmızı süperdevler Alpha Antares ve Betelgeuse'dir, ancak bunlar aynı zamanda en büyüğüyle karşılaştırıldığında oldukça küçüktür. En büyük kırmızı süperdevi bulmak çok verimsiz bir çabadır çünkü bu tür yıldızların kesin boyutlarını kesin olarak tahmin etmek çok zordur. En büyükleri Güneş'ten 1500 kat, belki de daha geniş olmalıdır.

En parlak patlamalara sahip yıldızlar

Yüksek enerjili fotonlara gama ışınları denir. Nükleer patlamalar sonucu doğuyorlar, bu nedenle bazı ülkeler nükleer testlerden kaynaklanan gama ışınlarını aramak için özel uydular fırlatıyor. Temmuz 1967'de bu tür ABD uyduları, nükleer bir patlamanın neden olmadığı bir gama ışını patlamasını tespit etti. O zamandan bu yana buna benzer çok sayıda patlama daha keşfedildi. Genellikle kısa ömürlüdürler, yalnızca birkaç milisaniyeden birkaç dakikaya kadar sürerler. Ama çok parlak; en parlak yıldızlardan çok daha parlak. Bunların kaynağı Dünya'da değil.

Gama ışını patlamalarına ne sebep olur? Pek çok tahmin var. Bugün çoğu spekülasyon, nötron yıldızı veya kara delik olma sürecindeki büyük yıldızların (süpernova veya hipernova) patlamasıyla sınırlı. Bazı gama ışını patlamalarına bir tür nötron yıldızı olan magnetarlar neden olur. Diğer gama ışını patlamaları, iki nötron yıldızının bir araya gelmesinin veya bir yıldızın kara deliğe düşmesinin sonucu olabilir.

En Harika Eski Yıldızlar

Kara delikler yıldız değil, yıldız kalıntılarıdır; ancak yıldızlarla karşılaştırmak eğlencelidir, çünkü bu tür karşılaştırmalar her ikisinin de ne kadar inanılmaz olabileceğini gösterir.

Kara delik, bir yıldızın yerçekiminin diğer tüm kuvvetleri yenecek kadar güçlü olması ve yıldızın tekillik noktasına kadar kendi üzerine çökmesine neden olmasıyla oluşan şeydir. Kütlesi sıfır olmayan ancak hacmi sıfır olan böyle bir nokta teorik olarak sonsuz yoğunluğa sahip olacaktır. Ancak dünyamızda sonsuzluklar nadirdir, dolayısıyla bir kara deliğin merkezinde neler olduğuna dair iyi bir açıklamamız yok.

Kara delikler son derece büyük olabilir. Bireysel galaksilerin merkezlerinde keşfedilen kara delikler, on milyarlarca güneş kütlesine sahip olabilir. Üstelik süper kütleli kara deliklerin yörüngesindeki madde çok parlak, galaksilerdeki tüm yıldızlardan daha parlak olabilir. Kara deliğin yakınında neredeyse ışık hızında hareket eden güçlü jetler de olabilir.

En hızlı hareket eden yıldızlar

2005 yılında Warren Brown ve Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'ndeki diğer gökbilimciler, Samanyolu'ndan uçup bir daha geri dönmeyecek kadar hızlı hareket eden bir yıldızın keşfedildiğini duyurdular. Resmi adı SDSS J090745.0+024507'dir, ancak Brown onu "haydut yıldız" olarak adlandırdı.

Hızlı hareket eden başka yıldızlar da keşfedildi. Bunlar hiper hızlı yıldızlar veya ultra hızlı yıldızlar olarak bilinir. 2014 ortası itibarıyla bu türden 20 yıldız keşfedilmişti. Çoğu galaksinin merkezinden geliyor gibi görünüyor. Bir hipoteze göre, galaksinin merkezindeki kara deliğin yanından birbirine yakın ilişkili bir çift yıldız (ikili sistem) geçti, bir yıldız kara delik tarafından yakalandı, diğeri ise yüksek hızda fırlatıldı.

Daha da hızlı hareket eden yıldızlar var. Aslında genel olarak konuşursak, bir yıldız galaksimizden ne kadar uzaktaysa bizden o kadar hızlı uzaklaşıyor. Bunun nedeni yıldızın uzaydaki hareketinden değil, Evrenin genişlemesinden kaynaklanmaktadır.

En değişken yıldızlar

Birçok yıldızın parlaklığı Dünya'dan bakıldığında büyük ölçüde dalgalanır. Değişken yıldızlar olarak bilinirler. Bunlardan çok sayıda var: Yalnızca Samanyolu galaksisinde yaklaşık 45.000 tane var.

Astrofizik profesörü Coel Hellier'e göre bu yıldızların en değişken olanı, felaketli veya patlayıcı değişken yıldızlardır. Parlaklıkları gün içinde 100 kat artabilir, azalabilir, tekrar artabilir vb. Bu tür yıldızlar amatör gökbilimciler arasında popülerdir.

Bugün, felaket niteliğindeki değişken yıldızlara ne olduğuna dair iyi bir anlayışa sahibiz. Bir yıldızın sıradan bir yıldız, diğerinin ise beyaz cüce olduğu ikili sistemlerdir. Sıradan bir yıldızdan gelen madde, beyaz cücenin yörüngesindeki bir birikim diskine düşer. Diskin kütlesi yeterince büyük olduğunda füzyon başlar ve parlaklıkta bir artış meydana gelir. Yavaş yavaş sentez kurur ve süreç yeniden başlar. Bazen bir beyaz cüce çöker. Yeterli geliştirme seçeneği var.

En sıradışı yıldızlar

Bazı yıldız türleri oldukça sıra dışıdır. Parlaklık veya kütle gibi aşırı özelliklere sahip olmaları şart değil, sadece tuhaflar.

Örneğin Torna-Zytkow nesneleri gibi. Adlarını, varlıklarını ilk öne süren fizikçiler Kip Thorne ve Anna Zhitkov'dan alıyorlar. Onların fikri, bir nötron yıldızının bir kırmızı devin veya süper devin çekirdeği olabileceği yönündeydi. Fikir inanılmaz ama... böyle bir nesne yakın zamanda keşfedildi.

Bazen iki büyük sarı yıldız birbirlerine o kadar yakın dönerler ki, aralarındaki madde ne olursa olsun dev bir kozmik fıstık gibi görünürler. Bu tür yalnızca iki sistem bilinmektedir.

Przybylski Yıldızı bazen alışılmadık bir yıldıza örnek olarak gösteriliyor çünkü yıldız ışığı diğer yıldızlardan farklı. Gökbilimciler yıldızın neyden yapıldığını anlamak için her dalga boyunun yoğunluğunu ölçer. Bu genellikle bir sorun teşkil etmiyor ancak bilim insanları hâlâ Przybylski yıldızının spektrumunu anlamaya çalışıyor.

listverse.com'daki materyallere dayanmaktadır