En Yakın Yıldızların Dünyaya Uzaklıkları

En yakınımızda bulunan yıldız olan Proxima Centauri’nin uzaklığı 4.2 ışık yılıdır. Paralaks (parallax) yöntemiyle bu uzaklığı kesin olarak ölçebiliyoruz. Dünya yörüngesi üzerinde bir uçtan öbürüne giderken yıldızın gökyüzünde gösterdiği yer değiştirme miktarına paralaks denir. Güneş çevresinde dönen Dünya, altı aylık bir süre zarfında Proxima Centauri’nin görünen konumu dünyaya uzak yıldızlara göre 1.5 açı saniyesi kadarlık bir değişiklik göstermektedir. Yıldızın bizden olan uzaklığı arttıkça bu miktar azalır. Tanım olarak 1 parsek (parsec) 1 açı saniyesi ya da 1/3600 derece yer değişikliğine karşılık gelmektedir. Bu nedenle 1 parsek yaklaşık olarak 3 ışık yılına eşittir.
1838’de ilk paralaks ölçülmeden önce astronomlar arasın da yıldızların olağanüstü uzak cisimler mi yoksa yalnızca Güneş sisteminin süsleri mi olduğu yolunda tartışmalar vardı . Paralaks gerçekten astronomiyi Güneş sisteminin dışına çıkarmıştır. Yıldız uzaklaştıkça paralaks açısı küçülür. 0.01 açı saniyesinden daha küçük açısal konumları ölçebilmek için uzay teleskobu kullanmak gerekir. Binlerce parlak yıldızın paralaksını ölçmek üzere tasarlanmış olan Hipparcos Uydusu’nun olağandışı duyarlılığı sayesinde şu anda paralaks uzaklıkları doğrudan ve sistematik olarak bir açı saniyesinin binde biri ya da 1000 parseklik uzaklığa kadar ölçülebilmektedir. Bu uzaklık Samanyolu’nun boyutlarının oldukça büyük bir kesridir. Son derece duyarlı gözlemlerle donanmış olan astronomlar artık yıldızların gizlerini çözmeye başlayabilirler. Bu konuda astronomların cephaneliğindeki en önemli silah ise Cepheid yıldızlarıdır.
Evrimlerinin belli bir noktasında yıldızlar dengesiz hale gelirler. Bu dengesizlik çoğu zaman yıkıcı değildir. Nükleer yakıtın tümüyle tükendiği evrimin son noktasında olduğu gibi tüm yıldızı kapsamaz, yalnızca dış katmanlarıyla sınırlı kalır. Hidrojenin tükenmesi helyumun yakıt olarak kullanılmaya başladığı yeni bir evreyi başlatır. Bu evrede yıldızın çekirdeği büzülüp ısınırken atmosferi büyük, ölçüde genişler. Bu dev evresinin daha sonraki bir aşamasında yıldızın atmosferinde bulunan helyum atomlarının elektronları bağlı bulundukları atomlardan koparak helyum atomlarının kısmen iyonlaşmalarına neden olurlar. Bu kısmi iyonlaşma geçirimsizlik adı verilen parametredeki büyük artışın sorumlusudur. Yani iyonlaşmış helyum ışınımın yıldızın içinden kolayca kaçmasına engel olur. Yıldızın kütleçekimi nedeniyle en küçük bir büzülme bile yıldızın dış katmanlarının ısınmasına neden olur. Dışarıya serbestçe kaçamayan ışınımın basıncı nedeniyle de dış katmanlar olağanüstü genişler.
Yıldız yeniden büzülmek zorundadır, bu da bir dizi salınıma yol açar. Salınımlar yıldız daha çok ısınıncaya ve helyum daha fazla iyonlaşıncaya kadar sürer. Yıldız dış katmanları “zonklamaya” başlar: Zonklamaların periyodu yıldızın kütlesine ve içinde bulunduğu evrim aşamasına bağlı olarak günler veya aylar mertebesinde olabilir.
Yaygın olarak rastlanan bir tür değişen yıldız, bilinen ilk örneği olan Cepheid değişenleri olarak anılır. Her Cepheid yıldızının kesin bir zonklama periyodu ve ortalama ışıma gücü vardır. Işıma gücü arttıkça periyot da uzar. Periyot ve ışıma gücü arasındaki ilişki ilk olarak 1912 yılında Henrietta Leavitt tarafından bulundu. Leavitt Cepheid yıldızlarını incelerken yıldızların görünür ışıma güçlerinin uzaklıkla değiştiğini gördü. O zamanlar ancak en yakın yıldızların uzaklıkları paralaks yöntemiyle bulunabildiğinden Leavitt Cepheid yıldızlarının uzaklıklarını nasıl bulabileceğini düşünmeye başladı. Bu güçlüğü bize en yakın galaksiler olan Macellan Bulutları içindeki Cepheid yıldızlarını incelemeye başlayarak aştı. Bu Cepheid yıldızlarının tümü aynı galakside yer aldıklarından bize olan uzaklıkları aşağı yukarı aynıydı. Bu nedenle de mutlak ve görünür ışıma güçleri arasındaki oran da aynı olmalıydı. Bu ilişki uzaklıkları doğrudan paralaks yöntemi ile ölçülebilen yakın yıldız kümelerinde bulunan Cepheid yıldızları için doğru sonuç verecek biçimde ayarlandı. 1923 yılında Mount’Wilson Gözlemevi’nde çalışan Edwin Hubble, bir adı da Messier 31 olan Andromeda Galaksisi’nde Cepheid yıldızları bulduğunda bir sıçrama gerçekleşti.
Hubble, Cepheid yıldızlarının periyod ve ışıma güçler arkasında Henrietta Leavitt’in bulduğu ilişkiyi Andromeda Galaksisi’nde bulunan Cepheidlerin uzaklıklarını hesaplamada kullandı. Hesaplamalardan sonra Hubble o zamana kadar ‘sarmal bulutsu’ olarak bilinen Andromeda’nın tıpkı Samanyolu gibi kendi başına bir galaksi olduğu ve uzaklığının da yaklaşık bir milyon ışık yılı olduğu sonucuna vardı. Aslında Hubble’ın uzaklık hesabı da küçük sonuç veriyordu. Cepheid bilmecesi İkinci Dünya Savaşı sırasında Los Angeles kentinde karartma uygulanmakta iken Mount Wilson’daki 2.5 metrelik teleskobu kullanma olanağı bulan Alman göçmeni Walter Baade tarafından çözüldü. Baade iki tür Cepheid değişkeni olduğunu buldu. Leavitt’in kullandıklarına benzeyen daha parlak ve dolayısıyla da daha uzak Cepheid yıldızlarını kullanan Baade, M31 ‘in uzaklığının bugün de kullandığımız değer olan iki milyon ışık yılı olduğunu hesapladı.

Kaynakça:
www.space.com

Yazar: Taner Tunç

Yorum Yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir

This div height required for enabling the sticky sidebar
Ad Clicks : Ad Views : Ad Clicks : Ad Views : Ad Clicks : Ad Views : Ad Clicks : Ad Views : Ad Clicks : Ad Views :