En yakın yıldızımız Proxima Centauri 4,2 ışıkyılı uzaklıkta. Paralaks yöntemini kullanarak bu mesafeyi doğru bir şekilde ölçebiliriz. Paralaks, bir yıldızın yörüngesinin bir ucundan diğer ucuna giderken gökyüzünde sergilediği yer değiştirme miktarıdır. Dünya Güneş’in etrafında dönerken, Proxima Centauri’nin görünen konumu, altı aylık bir süre boyunca uzak yıldızlara göre 1,5 açısal saniye değişir. Bu miktar yıldızla aramızdaki mesafe arttıkça azalır. Tanım olarak, 1 parsec (parsec), 1 saniye açısına veya bir yer değiştirme derecesinin 1/3600’üne karşılık gelir. Bu nedenle, 1 parsek yaklaşık olarak 3 ışık yılına eşittir.
1838’deki ilk paralaks ölçümünden önce, gökbilimciler arasında yıldızların alışılmadık derecede uzak nesneler mi yoksa sadece güneş sisteminin süslemeleri mi olduğu konusunda tartışmalar vardı. Paralaks gerçekten astronomiyi güneş sisteminin dışına çıkardı. Yıldız uzaklaştıkça görüş açısı küçülür. 0,01 yay saniyesinden daha küçük açıların konumlarını ölçmek için bir uzay teleskobu kullanmak gereklidir. Binlerce parlak yıldızın paralaksını ölçmek için tasarlanan Hipparcos uydusunun olağanüstü hassasiyeti sayesinde, paralaks mesafeleri artık saniyede bir açının binde birine veya 1.000 parsek mesafeye kadar doğrudan ve sistematik olarak ölçülebiliyor. Bu mesafe Samanyolu’nun boyutlarının büyük bir bölümünü oluşturmaktadır. Son derece hassas gözlemlerle donanmış gökbilimciler artık yıldızların gizemlerini çözmeye başlayabilirler. Bu bakımdan astronomların cephaneliğindeki en önemli silah Sefeidlerdir.
Evrimlerinin belirli bir noktasında, yıldızlar kararsız hale gelir. Bu kusur genellikle ölümcül değildir. Evrimin sonunda nükleer yakıt tamamen tükendiğinde olduğu gibi tüm yıldızı içermez, ancak yalnızca dış katmanlarıyla sınırlıdır. Hidrojenin tükenmesi, helyumun yakıt olarak kullanıldığı yeni bir aşamayı başlatır. Bu aşamada, yıldızın çekirdeği kasılır ve ısınırken, atmosferi katlanarak genişler. Daha sonra bu dev aşamada yıldızın atmosferindeki helyum atomlarının elektronları bağlı oldukları atomlardan ayrılarak helyum atomlarının kısmen iyonlaşmasına neden olur. Bu kısmi iyonlaşma, geçirimsizlik adı verilen bir parametredeki önemli artıştan sorumludur. Başka bir deyişle, iyonize helyum, radyasyonun yıldızdan kolayca kaçmasını engeller. Yıldızın yer çekiminden kaynaklanan en küçük büzülme bile yıldızın dış katmanlarının ısınmasına neden olur. Dış katmanlar, dışarıya serbestçe kaçamayan radyasyon basıncı nedeniyle alışılmadık şekilde genişler.
Yıldız, bir dizi salınıma neden olacak şekilde tekrar büzülmelidir. Salınımlar, yıldız ısınana ve helyum daha fazla iyonlaşana kadar devam eder. Dış yıldız katmanları “titremeye” başlar: titreme süresi, yıldızın kütlesine ve içinde bulunduğu gelişim aşamasına bağlı olarak günler veya aylar olabilir.
Yaygın bir değişken yıldız türü, bilinen ilk örnek olan Cepheid değişkenleri olarak anılır. Her yıldız, belirli bir titreşim periyodundan ve ortalama ışık yoğunluğundan faydalanacaktır. Yayılan enerji ne kadar uzun olursa, periyot da o kadar uzun olur. Periyot ve ışıma gücü arasındaki ilişki ilk olarak 1912’de Henrietta Leavitt tarafından bulundu. Leavitt Cepheid yıldızlarını incelerken, yıldızların görünen parlaklığının mesafeyle değiştiğini buldu. O zamanlar en yakın yıldızlara olan mesafeler ancak paralaks yöntemi kullanılarak bulunabildiğinden, Levitt Cepheid yıldızlarına olan mesafeleri nasıl bulacağını düşünmeye başladı. En yakın galaksiler olan Macellan Bulutları’ndaki Cepheid yıldızlarını incelemeye başlayarak bu zorluğun üstesinden gelin. Tüm bu Cepheid yıldızları aynı galakside bulunduğundan bize olan uzaklıkları da aşağı yukarı aynıydı. Bu nedenle mutlak ve görünür ışınım kuvvetleri arasındaki oran aynı olmalıdır. Bu ilişki, mesafeleri doğrudan paralaks yöntemiyle ölçülebilen yakındaki yıldız kümelerindeki Cepheid yıldızları için doğru olacak şekilde değiştirildi. İleriye doğru sıçrama, 1923’te Mount Wilson Gözlemevi’nde çalışan Edwin Hubble’ın, Messier 31 olarak da bilinen Andromeda galaksisinde Cepheid yıldızlarını bulmasıyla gerçekleşti.
Hubble, Cepheid yıldızlarının Andromeda galaksisindeki mesafelerini hesaplamak için Henrietta Leavitt ilişkisini dönemin ötesinde ve Cepheid yıldızlarının parlak güçlerini kullandı. Hesaplamalardan sonra Hubble, o zamana kadar “spiral nebula” olarak bilinen Andromeda’nın, tıpkı Samanyolu gibi, yaklaşık bir milyon ışıkyılı uzaklıkta, kendi başına bir galaksi olduğu sonucuna vardı. Aslında Hubble’ın yaptığı mesafe hesabı da küçük sonuçlar veriyordu. Sefeid gizemi, İkinci Dünya Savaşı sırasında Los Angeles kararırken Wilson Dağı’ndaki 2,5 metrelik teleskopu kullanma fırsatı bulan Alman göçmen Walter Baade tarafından çözüldü. Baade, iki tür Sefeid varyantı olduğunu buldu. Baade, Leavitt tarafından kullanılanlara benzer daha parlak ve dolayısıyla daha uzak Cepheid yıldızlarını kullanarak, M31’in mesafesinin iki milyon ışıkyılı olduğunu hesapladı, bu bugün hala kullandığımız bir değer.
kaynak:
www.space.com
yazar: bronzlaştırıcı tonik
Diğer gönderilerimize göz at
[wpcin-random-posts]