Astronotlardan merhaba. Bugün gökcisimlerinin uzaklıklarını hesaplama yöntemlerinin birinden bahsedeceğiz. 108. bölümde paralaks yöntemini anlatarak konuya bir giriş yapmıştık. Bugün de kozmik merdivende bir basamak daha çıkıyoruz.
Evet, daha da uzaklara gidiyoruz bugün. Bir önceki bölümde yıldız paralaksını anlatmıştık. Bu yöntemde yıldızın kendisi ve dünyanın güneş etrafındaki yörüngesinden aldığımız iki nokta ile üçgen oluşturup bu üçgenin tepe açısını buluyorduk. Sonra da tanjant formülünü kullanarak yıldızın uzaklığını buluyorduk. Yıldız paralaksı çok temel ve astronomi bilgisi gerektirmeyen bir yöntemdir. Daha da uzaklara gidebilmek için artık yavaş yavaş Astronomiye giriş yapmamız gerekecek. Bugün öğrenmemiz gereken ilk terim parlaklık. Gece gökyüzüne baktığınızda yıldızları birbirinden ayırt edebiliyor musunuz? Sizce en belirgin farkları neler?
Bazıları çok sönük, zar zor seçilirken, bazılarıysa diğerlerine göre çok parlak oluyor. Hatta dikkatli bakınca renkleri de farklı görünüyor. Parlaklık üzerinden gidelim bugün. Şimdilik parlaklığa görünür parlaklık diyeceğiz. Parlaklık ölçüsünün birimi “kadir”. İngilizcesiyle “magnitude” ,Türkçesiyle kadir ölçüsünün ilk halini milattan önce 2. yüzyılda Hipparkos geliştirmiştir. Basitçe gökyüzündeki yıldızları görünür parlaklıklarına göre 6 gruba ayırmış. Güneş battıktan sonra hava tam olarak kararana kadar geçen zamanı 6 parçaya ayırmış. İlk altıda birlik zaman diliminde görünen yıldızlara birinci sınıf yıldızlar demiş. İkinci dilimde görünenler ikinci sınıf yıldız, böyle böyle gidiyor. Yani bu durumda en parlak yıldızlar 1. kadirden yıldızlar, çıplak gözle görülebilen en sönük yıldızlar ise 6. kadirden yıldızlar oluyor. Teleskobun icadından sonra gökbilimciler yıldızlara daha detaylı bakmaya başladıkça şunu keşfetmişler: 1. kadirden bir yıldız, 6. kadirden olan bir yıldızlan 5 kat değil, 100 kat daha parlak. Bu durumda 1. kadirden yıldızlar 2. kadirden 2.5 kat daha parlak. Aynı şekilde 2. kadirden bir yıldız 3. kadirden bir yıldızdan 2.5 kat daha parlak… Yani kadir ölçüsündeki 1 derecelik değişim, parlaklıkta 2.5 katlık bir değişim demektir. Yani kadir ölçüsü, logaritmik bir ölçüdür.
Bu antik sınıflandırma hali bu şekilde, günümüzde kadir ölçüsü 1 ve 6 arasına sıkıştırılmış değil, bunların dışındaki değerler de oluyor. Örneğin Güneş’ten sonra bize en yakın yıldız olarak bildiğimiz Alpha Centauri’nin görünür parlaklığı yaklaşık 0 kadirdir. Kutup yıldızı aslında değişken bir yıldız, yani parlaklığı belirli bir periyotta değişir ama ortalama 2 kadir civarındadır. Çıplak gözle görme sınırımız ise Hipparcus’tan bu yana değişmedi, hala 6 kadir. Ortalama bir dürbünün sınırı 10 kadirdir. 4 metrelik bir teleskobun görme sınırı optik bölgede 26 kadir, Hubble uzay teleskobu 30. kadirden cisimleri bile görebiliyor. Ayrıca kadir ölçü cetvelinin bir de “daha parlaklar” tarafı var. Parlaklık arttıkça kadir azalacağına göre 0. kadirden daha parlak bir yıldızın ya da gökcisminin kadir biriminden parlaklığı eksili değerlerde olur. -1. kadirden bir yıldız 0. kadirden bir yıldızdan 2.5 kat daha parlak. Eksi kadirden cisimlere örnek vermek gerekirse; gece gökyüzünde gördüğümüz en parlak yıldız olan Sirius’un görünür parlaklığı -1.5 kadir, Venüs’ün parlaklığı -4.4 kadire kadar çıkabiliyor. Dolunay -12.5 kadir, bu ölçeğe göre Güneş’in parlaklığı ise -26.7 kadirdir.
Peki bu görünür parlaklığın konumuzla, yani gökcisimlerinin uzaklığını bulmakla ne ilgisi var? Şimdiye kadar hep görünür parlaklık demiş olmamızın nedenine geldik. Görünür parlaklık, tam olarak bizim gördüğümüz parlaklık anlamına geliyor. Ama biz bir yıldızı parlak görüyoruz diye o yıldız hakikaten de, yani fiziksel olarak diğer yıldızlardan daha parlak olmayabilir. Bir cisim bize ne kadar yakınsa, onu o kadar parlak görürüz. Cisim bizden uzaklaştıkça parlaklığı mesafenin karesi oranında düşer, buna ters kare yasası diyoruz. Aynı şekilde bize yakın olan yıldızları daha parlak görürüz. Bu durumda bize görünür parlaklıktan farklı olarak, gökcisminin mesafeye bağlı olarak değişmeyen bir parlaklık tanımına ihtiyaç vardır. Buna mutlak parlaklık diyoruz. Mutlak parlaklık tanım olarak, bir gökcismini 10 parsek uzağa koyduğumuzda göreceğimiz görünür parlaklıktır. Yani elimizdeki denklemde 3 değişken var: mutlak parlaklık, görünür parlaklık ve uzaklık. Uzaklığı sabit tutarsak, mutlak parlaklık arttıkça görünür parlaklık da artar. Mutlak parlaklığı sabit tutarsak, mesafe arttıkça görünür parlaklık azalır.
Az önce paralaks yönteminde dünyanın yörüngedeki Güneş’in zıt tarafına düşen iki konumu diye bahsetmiştik, bu iki nokta ve yıldız arasında bir üçgen oluşuyordu. Bu üçgenin tepe açısının, yani yıldızın olduğun köşedeki açının yarısına paralaks açısı diyoruz. Paralaks açısı çok küçük olduğu için virgülden sonraki sıfırlardan kurtulmak adına bu açı derece cinsinden değil yay saniyesi cinsinden ölçülür. Yay saniyesi bir derecenin 3600’de biridir. Parsek de, paralaks açısının bir yaysaniye olduğu duruma denk gelen uzaklık. Kilometre cinsinden ifade edersek bir parsek yaklaşık 31 trilyon kilometre. Işık yılı cinsinden de 3.26 ışık yılına denk geliyor. Bir gökcisminin görünür parlaklığını ve mutlak parlaklığını bilirsek, bize ne kadar uzakta olduğunu da buluruz. Bundan sonra anlatacağımız tüm uzaklık ölçme yöntemleri bir şekilde o gökcisminin mutlak parlaklığını bilmeye dayanıyor. Mutlak parlaklığı biliyorsak uzaklığı da biliyoruz, ya da tam tersi: uzaklığı biliyorsak mutlak parlaklığı da biliyoruz.
Peki bir gökcisminin mutlak parlaklığını nasıl bilebiliriz, uzaklığını bilmeden? Bunun için çeşitli yöntemler var. Bu yöntemlerin hepsi basit bir kozmolojik ilkeye dayanıyor tabi. Evrenin her yerindeki fizik kurallarının aynı olduğunu varsayıyoruz. Şöyle bir örnek verelim: yanıbaşımızdaki bir yıldızla çok uzakta başka bir yıldız düşünelim. Bunların kütleleri, büyüklükleri, yaşları, kimyasal bileşenleri gibi fiziksel özellikleri tamamen aynı olsun. Bu iki yıldızın mutlak parlaklıkları aynıdır, evrenin neresinde olursa olsunlar. Bunu kabul ettikten sonra, kozmik uzaklık merdivenindeki basamakları teker teker çıkabiliriz.
Gökbilimciler bu zamana kadar paralaks yöntemiyle binlerce yıldızın uzaklığını buldu. Dolayısıyla elimizde bu yıldızların görünür parlaklıkları, mutlak parlaklıkları yani ışınım güçleri, tayfsal özellikleri, sıcaklığı gibi fiziksel özellikleri de biliniyor. Yıldızları sıcaklıkları ve ışınım güçlerine göre bir grafiğe aktaracak olursak, bu grafiği ilk oluşutan Hertzsprung ve Russell’ın adına ithafen HR diyagramı olarak adlandırılan bir grafik elde ederiz. Bu iki gökbilimci bu grafikte yıldızların rastgele dağılmadıklarını, aksine grafiğin çeşitli bölgelerinde öbeklenme olduğunu ya da bir diğer deyişle yıldızların bu grafik üzerinde bir desen gösterdiğini keşfetti. Yıldızların çok büyük bir kısmı grafikte hafif eğimli bir çizgi üzerindeydi. HR diagramındaki bu eğimli çizgiye de anakol diyoruz. Çekirdeğinde hidrojen yaktığı bilinen anakol yıldızlarına en iyi örneklerden biri de Güneş.
Eğer bir yıldızın tayfını aldıysak, buna bakarak yıldızın sıcaklığını bulabiliriz. Yıldızın sıcaklığını bulursak da HR diagramında anakol üzerinde nereye oturduğunu, dolayısıyla da ışınım şiddetini bulabiliriz. Mutlak parlaklık ışınım şiddetinin bir ölçüsü olduğuna göre, mutlak ve görünür parlaklık arasındaki ilişkiyi kullanarak da yıldızın uzaklığını bulabiliriz. Bu yönteme tayfsal paralaks denir. Talihsiz bir isimlendirme, çünkü her ne kadar yıldız paralaksına dayansa da yöntemin kendisinin paralaks ile alakası yoktur.
Bu yöntemle uzaklığı en iyi ihtimalle %25 hata payıyla buluyoruz. Çünkü HR diyagramındaki anakol aslında ince bir çizgi değil bir bant gibidir, yani bir genişliği vardır. Ölçümlerden gelen hata payını da ekleyince kesinlik azalır tabi. Ama eminim hepimiz şu konuda hemfikiriz: %25 hata payı ile bilmek hiç bilmemekten daha iyidir.
Bu yöntemle yaklaşık 10,000 parseğe kadar gidebiliyoruz. Kozmik merdivendeki bir sonraki basamağımız değişken yıldızlar, onları kullanarak 25,000 parsek uzaklığı ölçebiliyoruz. Ama o da serimizin bir sonraki bölümünün konusu olsun.
astronotlar.org@gmail.com e-posta adresimize konuştuğumuz içeriklere dair düşüncelerinizi ve değinmemizi istediğiniz konuları yazabilir, bir kitap, link veya bilgi paylaşımında bulunabilirsiniz. Sosyal medya hesaplarımızı Instagram ve Twitter’dan “astro_notlar” olarak takibe almayı unutmayın! Facebook’tan vazgeçmem diyenler ise bizi AstroNotlar sayfasında bulabilirler. Gelecek hafta görüşünceye dek, gökyüzüne iyi bakın, hoşçakalın!
E-posta: astronotlar.org@gmail.com
Facebook: facebook.com/astronotlar.org
Instagram: instagram.com/astro
Kaynaklar:
Astronomy Today kitabı