Hertzsprung-Russell Diyagramı ve Yıldız Sınıflaması

kpk

Gök bilime olan ilgisi, amatör ile profesyonel arasında bir yerlerde olanlar, “Hertzsprung-Russell Diyagramı” ve “A tipi yıldız”, “B0 tayf türü” gibi terimleri mutlaka duymuştur. Ancak tabi böyle konular “içime doğdu, öğrendim” gibi bir yöntemle öğrenilemeyeceğinden, bu işe el koyup bu terimlerin ne ifade ettiğini açıklamaya karar verdik.

Öncelikle uyaralım; bu konular hakkında iyi kötü bir fikriniz ya da araştırma geçmişiniz yoksa, bu yazıdan büyük ihtimalle pek bir şey anlamayacaksınız. Yazının en altındaki “anlamadım ki” emojisine abanmadan önce, kaçıp kendinizi kurtarmakta özgürsünüz.

Hertzsprung-Russell diyagramı ile başlayalım.

Diyagram, 1911’de Danimarkalı Ejnar Hertzsprung ile ABD’li Henry Norris Russell tarafından oluşturuldu. Bu iki astronomun birbirlerinden bağımsız olarak geliştirdikleri çalışmalar bir araya getirildi ve gök bilimcilerin hem her derde deva, hem de başa bela bu meşhur diyagramı ortaya çıktı. Burada işin tarihi sürecine girmeyeceğim, ancak bu insanlar diyagramı ilk oluşturduklarında, aslında çok da iyi değerlendirmeler yapamadılar, çünkü yıldızların iç dinamikleri hakkında bugün bildiğimiz bazı konular, mesela termonükleer tepkimeler, o zamanlar henüz bilinmiyordu. Ancak zaman geçtikçe diyagram daha derinlemesine yorumlanabildi ve bugün sorduğumuz birçok konuya cevap bulabileceğimiz bir kaynak haline geldi.

HR diyagramı, genellikle aşağıdaki şekilde karşımıza çıkar;

sa



Telaşa gerek yok! Az sonra bunların ne anlama geldiğini öğreneceğiz (:

En üst kısımdan başlayalım; “effective temperature” yani “etkin sıcaklık” dediğimiz yerden. Bu kısım, adı üstünde, yıldızın sıcaklığı ile ilgilidir. Aslında burada bahsettiğimiz şey daha çok yüzey sıcaklığıdır. Yukarıda sağdan sola 4000, 6000, 7000 Kelvin gibi değerler görüyoruz. Mesela bu sıcaklık değerlerinde yaklaşık 5780 Kelvin’e denk gelen yerden aşağıya doğru düz bir çizgi çektiğinizde, Güneş’in bulunduğu yerden geçer bu çizgi, çünkü Güneş’in etkin sıcaklığı yaklaşık bu değerdedir.

Sol tarafta “absolute magnitude“, yani “mutlak parlaklık” değerlerini görüyoruz. Mutlak parlaklık dediğimiz kavram, tüm yıldızları bize aynı uzaklıkta kabul eder, yani parlaklığı uzaklıktan bağımsız değerlendirmemizi ve karşılaştırmamızı sağlar. Güneş’in mutlak parlaklığı yaklaşık 4.8 kadir civarındadır. “Kadir de ne yahu!” diyenleri böyle alıyoruz bir süreliğine.

Sağ tarafa baktığımızda “luminosity compared to Sun” diye bir başlık görüyoruz; yani Güneş’le yapılan karşılaştırmaya göre “ışınım gücü“. Toplam ışınım gücü dediğimiz olay, yıldızın tüm yüzeyinden, tüm dalga boylarında, birim zamanda çıkan toplam enerjidir. Kıyaslama Güneş bazlı olarak yapıldığından, Güneş için bu değer burada 1 ile gösterilmiş. Tabi ki esas değer bu şekilde hesaplanmıyor.

Gelelim en alt kısma; “spectral class“, yani “tayf türü“. İşte, şekilde de görüldüğü gibi, burada yıldızların tayfları yer alıyor. Şekilde görülenler, yaygın olarak karşımıza çıkan tayflar, ancak bunlara daha sonra eklenen L-T-Y tipleri de mevcut. Merak edenler için ekleyelim, Güneş G2 tayf türünden bir yıldız. 2 nereden çıktı? Şuradan; bu tayf türleri, yapılarına göre 0’dan 9’a kadar kendi içlerinde ayrılmış durumda. Yani A türü dediğimiz zaman bunun A0’ı var, A1’i var, … , A9’u var. Hepsi için aynı durum geçerli.

Buraya kadar anlatılanları Güneş için birleştirdiğimizde, şekilde de zaten “Sun” kelimesiyle Güneş’in yerleştirilmiş olduğu yeri net bir şekilde bulabiliyoruz.

HR2

 

HR diyagramı gök bilimciler için son derece önemli. Herhangi bir özelliğini bildiğimiz bir yıldızın diğer birçok özelliğine, HR diyagramı üzerinden yaklaşık olarak karar verebiliyoruz. Diyagramda üst kısımda “supergiants” şeklinde gösterilen yerde süper dev yıldızlar bulunuyor. Aşağıya doğru sırayla baktığımızda “giants“, yani devler; “subgiants“, yani alt devler; “main sequence“, yani anakol yıldızları; “white dwarfs“, yani beyaz cüceler nerelerde yoğunlaşmış, açıkça görebiliyoruz. “Instability strip” dediğimiz yer ise kararsızlık kuşağı.

Şekilden de göreceğiniz üzere, yıldızların çoğu anakol üzerinde yoğunlaşmış. Hayatlarının baharını yaşıyorlar da diyebiliriz.

“Ee, neye yarıyor ki bunlar?” diyor olabilirsiniz.

Bunlar aslında bize şunu anlatıyor; diyagramda soldan sağa doğru gidildikçe yıldızların sıcaklığı düşer, sol alttan sağ üste doğru çapraz gidersek yarıçapları artar, sağ alttan sol üste doğru çapraz gidersek kütleleri artar, aşağıdan yukarıya gidildikçe ışınım gücü ve mutlak parlaklıkları artar, soldan sağa doğru gidildikçe, sıcaklıkla bağlantılı olarak renk maviden kırmızıya doğru kayar…Bu şekilde birçok bilgi buradan elde edilebilir. Elbette hepsi bu kadar değil. Mesela diyagramdaki tayf türlerinden yıldızların kimyasal içeriğini, herhangi bir yıldızın tahmini olarak izleyebileceği evrimsel yolu bilebiliyoruz. Daha fazla uzatmayacağım, ancak şunu bilmeniz yeterli; HR diyagramı, astronominin kalbidir. Onsuz olmaz.

 

Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me !!!

Bu da ne alaka şimdi?!

Başlığın baş harflerine bakarsanız, tayf sıralamasını görürsünüz: O-B-A-F-G-K-M. Sert sessizleri ezberlemek için kullandığımız “Fıstıkçı Şahap” olayından pek farkı yok 😉 Aklımızda tutmak için ideal…

Tayf türleri “erken tayf türü” dediğimiz O-B-A ve “geç tayf türü” dediğimiz F-G-K-M’den oluşur. Harvard Sınıflaması’nda L-T ve 2003 yılında eklenen Y tayf türleri de bulunur. Gelelim bunların ne anlama geldiğine…

Tayf türleri, yıldızların sıcaklık ve kimyasal yapılarına dair etiketlerdir. Şöyle açıklayalım:

O tayf türü, sıcaklığı 30.000 °K’den büyük yıldızları içerir. Bu yıldızların tayfında nötr veya 1 kez iyonlaşmış helyum çizgileri güçlüdür. Metallere, moleküllere ait çizgi ve bantlar hiç bulunmaz. Bu tür, alt grup olarak WC, WO ve WN tayf türlerini de içerir. Bunlar Wolf Rayet yıldızlarına aittir.

B tayf türü, sıcaklığı 30.000-10.000 °K arasındaki yıldızları içerir. Tayflarındaki en baskın çizgiler, nötr helyum çizgileridir. Metallere, moleküllere ait çizgi ve bantlar hiç bulunmaz.

A tayf türü, sıcaklığı 10.000-7.500 °K arasındaki yıldızları içerir. Hidrojenin Balmer serisi çizgileri son derece baskındır. Yavaş yavaş metallere ait çizgilere de rastlanır.

F tayf türü, sıcaklığı 7.500-5.900 °K arasındaki yıldızları içerir. Bu türlerde kalsiyum ve metal çizgileri güçlüdür.

G tayf türü, sıcaklığı 5.900-5.200 °K arasındaki yıldızları içerir. Yine kalsiyum ve metal çizgilerinin güçlü olduğu görülür. Moleküler bantlar da kendini göstermeye başlar. Bunun anlamı, yıldızın sıcaklığının, molekül oluşmasına izin verecek kadar düştüğüdür.

K tayf türü, sıcaklığı 5.200-3.900 °K arasındaki yıldızları içerir. Kalsiyum ve metal çizgileriyle moleküler bantlar çok güçlüdür.

M tayf türü, sıcaklığı 3.900-2.500 °K arasındaki yıldızları içerir. Çok güçlü moleküler bantlar ve titanyum-dioksit veya vanadyum-oksit bantları içerirler.

L tayf türü, sıcaklığı 2.500-1.300 °K arasındaki cisimleri içerir. Bu gruptaki gök cisimlerinin bir bölümü yıldız değil, kahverengi cücedir.

T tayf türü, sıcaklığı 1.300-600 °K arasındaki cisimleri içerir. Bunlar teknik olarak kahverengi cücedir.

Y türü veya C türü, hatta S türü tayflar mevcut, ancak bu kadar detaya inmeye gerek yok. Genel yapı hakkında bir fikriniz olduysa, bu kadarı yeterli.

Bir örnek vererek konuyu yavaştan kapatalım. Aşağıda mavi bir nokta ile gösterdiğimiz, sağ üstteki yıldızın özelliklerini tahmini olarak belirlemeye çalışalım:

hr3

Etkin sıcaklığı yaklaşık 4000 °K, ışınım gücü 10^4 ile 10^5 arasında, -7. kadirden, K9 tayf sınıfından bir kırmızı süper dev…

Diyagramın farklı versiyonlarıyla karşılaşabilirsiniz, fakat neyi nasıl okumak gerektiğini bildiğiniz sürece bu bir sorun teşkil etmeyecektir. Tüm versiyonlarından bilgi edinebilmek mümkün.

Evet, olay genel hatlarıyla böyle. Tabi ki bu kadar kısa ve basit bir yazıyla her şeyi anlatabilmek mümkün değil bu konu hakkında. Ancak genel bir fikir verebilmek adına bu kadarının yeterli olduğunu düşünüyorum. Soruları olan bize ulaşabilir.

Şu görselle veda edelim;

1

Yorumlar

Yorum