DERS 15: YILDIZLARIN ÖZELLİKLERİ

Dersin Konuları

• Yıldızların Parlaklıkları
• Genel Bakış
• Hertzsprung-Russell Diagramı
• Yıldızların Işınım Sınıflaması
• Çift Yıldızlar

Bolometrik Parlaklık

• Mutlak bolometrik parlaklık, bütün dalgaboylarındaki parlaklığıdır.
• Genel gösterim şekli M biçimindedir.
• M_v mutlak görünür parlaklıktır.

Parlaklık Konusunun Özeti

• m_v = görünür parlaklık
• bir yıldızın gökyüzünde görünen parlaklığıdır.
• M_v = mutlak parlaklık
• yıldızın 10pc uzaklığındaki görünür parlaklığıdır.
• M = bolometrik parlaklık
• bir yıldızın 10pc uzaklığında olması durumunda bütün dalgaboylarındaki toplam parlaklıgıdır.

Işınımgücüne Göre Yıldızların Renginin Değişimi

• 1911 yılında Ejnar Hertzprung kümelerdeki yıldızların ışınımgüçleri ile renkleri arasındaki ilişkiyi ilk defa inceleyen kişi olmuştur.
• 1913 yılında Henry Norris Russel benzer bir çalışmayı yakın yıldızlar için uygulamıştır.
• Her ikiside renk (sıcaklık, tayf türü)'in ışınımgücü ile ilişkili olduğunu ortaya çıkarmıştır.

Gözlemsel Etkiler

• Işınımgücü fazla olan yıldızları daha uzaklardan görebildiğimiz için bir H-R diyagramı tercihen parlak yıldızların diyagramı olacaktır.
• Yakın yıldızların H-R diyagramı ise M tayf sınıfından yıldızların fazla olması nedeni ile daha çok M türü yıldızları içerecektir.

H-R Diagramı Hakkında Notlar

• Farklı bölgeler mevcuttur
• anakol, devler, süperdevler, vd.
• Yıldızların çoğu anakolda yer alır.
• Belirli bir tayf türü için (örn. K) buna karşılık birden fazla ışınım sınıfı karşılık gelir.
• örn. anakol, dev veya süperdev
• Anakol üzerinde çok sayıda O ve B türü yıldızlardan daha çok K ve M türü yıldızlar bulunur.

Işınım Sınıfları

• Ia : Parlak Süperdevler
• Ib : Daha az parlak süperdevler
• II : Parlak devler
• III : Devler
• IV : Altdevler
• V : Anakol yıldızları

Işınımgücü

• R yarıçapındaki bir yıldızın saniyede yaydığı toplam enerji.
• L, ışınımgücü aşağıdaki ifade ile verilir:
• 
• Bu durumda süperdevler çok büyük olmalılar!!

Süperdevler Ne Kadar Büyüktür?

• Betelgeuse yıldızı: M2 I_ab (süperdev)
• L ~ 40,000 L_güneş, T ~ 3,500 K
• Güneş: G2 V (anakol)
• T ~ 5,000 K

Tayfsal Paralaks

• Bir yıldızın tayfından o yıldızın tayf ve ışınım sınıfı belirlenebilmektedir.
• Yıldızların görünür parlaklıklarını elde edildikten sonra (görünür akısı) bu durumda yıldızların uzaklıklarını kestirebiliriz.
• Bu uzaklık belirleme yöntemine tayfsal paralaks yöntemi denir.

Tayfsal Paralaks'a Örnek

• Görünür parlaklığı aşağıdaki değer olan bir G2 Ia yıldızını (süperdev) gözleyelim
• m_v = 10 (görünür parlaklık)
• Mutlak parlaklığı (H-R diyagramından) M_v = -5 elde edilir.
• Yıldız bizden ne kadar uzaktadır?
• fakat m_v - M_v = -5 + log₁₀(d)

=> log₁₀(d) = 20/5 = 4
=> d = 10,000 pc

Yıldızların Uzaklıkları

• Yıldızlar hakkında neler biliyoruz?
• sıcaklıkları
• ışınımgüçleri
• yarıçapları
• bileşimleri
• Şimdi bilmemiz gereken yıldızların kütleleridir.

Yıldızların Kütleleri

• Bir yıldızın kütlesi, özelliklerini belirlemek açısından çok önemlidir.
• Kütle ve bileşim bir yıldız hakkında bilinmesi gereken özelliklerin tümünü oluşturmaktadır!
• bir yıldızın yaşamı boyunca sıcaklığını, yarıçapını ve ışınımgücünü belirlenmesi gerekiyor.
• Fakat bir yıldızı nasıl tartabiliriz?
• Çift yıldızlar
• birbirleri etrafında dolanan çift yıldızlar
• yıldızların kütlesini belirlemede kullanılır.

Çift Yıldız Türleri

• Görünür Çift Yıldızlar
• Yıldızlar teleskopla bakıldığında birbirinden ayrı olarak görülebilmektedir.
• Tayfsal Çift Yıldızlar
• Yörüngesel hareket nedeniyle iki tayf çizgisinin Dopler hareketi nedeniyle değiştiği görülür.
• Örten Çift Yıldızlar (nadiren)
• Yıldızlar birbirlerini örterek dolanırlar.

Çift Yıldızların Önemi

• Tüm yıldızların yaklaşık %75'i "çift sistem" dir.
• Araştırmalar:
• Yıldız kütlelerinin (Görsel ve Tayfsal incelemelerle)
• Yıldız yarıçaplarının (Tutulmalarla)