Yıldızlar ve tayfları

Bir yıldızın kaderini yalnızca onun kütlesi belirlediğinden(büyük oranda) buna bağlı olan sıcaklık, yarıçap, renk, tayf çizgileri gibi birçok özelliği de birbiriyle ilintilidir. Bu ilişkilerden yola çıkan Hertzsprung ve Russell, astronomide sıkça kullandığımız HR Diyagramını oluşturdular.

Gerçekten de yıldızın birçok parametresinin birbirine bağlılığından ötürü çok fazla şey anlattığından bir yıldızı incelemek için bu diyagram oldukça kullanışlıdır. Bize öğretildiği gibi, HR diyagramı hakkında saatlerce hatta günlerce konuşmak mümkün.

iyagramda birçok parametre ve yıldız türü görünüyor. Yatay eksende verilen O, B, A, F, G, K, M değerleri az önce bahsettiğimiz tayf sınıflarıdır. Esprili bir şekilde akılda tutmak için sıklıkla Oh Be A Fine Girl Kiss Me diye bahsedilir. Yine aynı eksende renk ölçeğinin ve yüzey sıcaklığının da yer aldığını görüyoruz. Bu parametreler tayf türü ile doğrudan ilişkili olduğundan yatay eksende bu üç ifadeyi birden kullanıyoruz. Dikey eksende kullandığımız değer ise mutlak parlaklık (mutlak kadir) ya da ışıtma gücü.

*Diyagramda köşegen gibi olan hatta, “anakol yıldızları” diyoruz. Bir yıldız ömrünün büyük bir bölümünü burada geçirir. Aşağıdaki konuda ayrıca verilenler hariç bahsettiğimiz yıldızlar, anakol yıldızlarıdır.

OBAFGKM ne demektir

Az önce de ele aldığımız gibi tayf türleri, renk ve yüzey sıcaklığı ile doğrudan ilişkilidir. Yüzey sıcaklığı tayf çizgilerinde etkili olduğundan, tayf sınıflandırmasında yine doğrudan etkilidir. Bir yıldızın rengi de onun yüzey sıcaklığı ile ilgili olduğuna göre bu parametreler birbiri ile iç içe geçmiş haldedir. Yine bu parametrelerden yola çıkarak yıldızları birbirleri ile ortak özellik taşıyacak şekilde sınıflandırıyoruz. İşte bu OBAFGKM olarak ifade ettiğimiz harfler tayf sınıflarıdır.

Aynı zamanda kendi içlerinde numaralar ile de alt gruplara ayrılır. Örneğin biz Güneş’ten bahsederken G2 türü bir yıldız olduğunu söyleriz. O sınıfı tayf türü diyagramda da görüldüğü gibi mavi, oldukça sıcak yıldızları ifade ederken M’ye doğru gidildikçe yıldızın sıcaklığı azalıyor ve rengi kırmızıya doğru gidiyor. Alt grupları da dikkate alacak olursak soldan sağa bu sıralama O5’ten başlayarak O6, O7, O8, O9, B0, B1, … , M7, M8 diye gidiyor. O5’ten başlıyor olmasının sebebi ise, oldukça düşük olasılıklarda oluşup yine oldukça kısa bir ömre sahip olan bu yıldızların gözleminin nadir olması sebebiyle açık bir uç bırakılmış olması. Yani daha sıcak bir yıldızın bulunması durumunda buraya bir sınıf ekleyebilmek için O1’den değil de O5’ten başlatmışlar. Bunlara ek olarak her ne kadar yıldız olarak nitelendirilmeseler de, daha soğuk olan kahverengi cüceleri ise ek bir tayf türü olarak L, T ve Y sınıflarında ele alıyoruz.

O tayf sınıfından M tayf sınıfına doğru gidildikçe yüzey sıcaklığı, kütle, yarıçap ve ışıtma gücünün azaldığını görüyoruz(*). Bu sayede bir yıldızın kaderini kütlesinin belirlediğini daha açık bir şekilde anlamış oluruz. Eğer kütle daha fazla ise kütleçekim daha fazla, dolayısıyla yaşadığı şartlar daha serttir. Yakıtını daha hızlı harcar, daha kısa sürede tüketir. Bu da yüzey sıcaklığının fazla, dolayısıyla ışıtma gücünün de fazla olmasına sebep olur.

O tayf türünden bir yıldızın yaşı 1 milyon yıl ile ifade edilirken, M tayf türünün yüz milyarca, hatta bazı uç örneklerde trilyonlarca yıl ile ifade edilir. Bu sebeple istatistiksel olarak sıcak ve vahşi yıldızları daha nadiren görürüz.

Tayf türleri

O tayf türü yıldızlar çok yüksek yüzey sıcaklığına ve dolayısıyla çok yüksek ışıtma gücüne sahiptirler. Yüksek yüzey sıcaklığı sebebiyle enerjilerinin çoğunu morötede yayınlarlar (bkz. Wien Yasası). 55.000 K dereceye kadar yüksek yüzey sıcaklığına sahip olabilirler.

Hatta en uç örneklerden biri olan R136a1 yıldızı 1,7 milyon yıl yaşında, 265 Güneş kütlesine ve 56.000 K yüzey sıcaklığına sahip O tayf türünden bir yıldız. Yarıçapı ise 29 Güneş yarıçapı kadar. Bu da ışıtma gücünü hesapladığımızda Güneş’ten tam 7.5 milyon kat fazla bir ışıtma gücüne sahip olduğunu gösteriyor.

Teorik olarak yapılan hesaplarda 150 Güneş kütlesinin üzerinde yıldız oluşmamasını bekliyoruz fakat bu yıldızın kütlesi neredeyse bunun iki katı. Son yapılan gözlemler de doğruluyor ki böyle büyük kütleli yıldızlar, iki büyük kütleli yıldızların birleşmesi sonucu oluşabiliyor. Fakat zaten düşük bir olasılıkla bulunma ihtimaline sahip büyük kütleli yıldızların, böyle yıldızları oluşturması daha da nadir rastlanan bir olay. Yine bazı teorik modeller 150 Güneş kütlesinden fazla kütleye sahip yıldızlar oluşabileceğini de söylüyor. Fakat bunların birer yaklaşım olduğunu hatırlatmakta fayda var. Gözlemsel olarak elimizdeki en uç noktalar bunlar. (bkz. Yıldızlarda minimum ve maksimum kütle)

O tayf türünden yıldızların ortalama ömürleri milyon yıl dolaylarındadır. Yaşam sürelerinin böyle kısa olmasının sebebi, büyük kütlelerinden ötürü merkezdeki sıcaklığın ve basıncın oldukça yüksek olup yakıtını hızla tüketmesine sebep olmasıdır. Bu tür yıldızlar güçlü ve hızlı yaşayıp, çabuk ölürler.

B Tayf Türü

Oldukça sıcak ve mavi yıldızlardır. O tayf türüne göre biraz daha mütevazi bir yaşam sürmelerine rağmen hala oldukça “güçlü” yıldızlardır. Bu sebeple yaşam süreleri O tayf türünden fazla olsa da yine de oldukça kısadır.

En çok tanıdığımız yıldızlardan Rigel (β Orionis) bu tayf türünden, B8 sınıfı bir mavi süperdevdir. Yaklaşık 8 milyon yaşında, 12.000K yüzey sıcaklığına, 80 Güneş yarıçapına, 21 Güneş kütlesine ve Güneş’in 120.000 katı ışıtma gücüne sahiptir.

A Tayf Türü

O ve B tayf türünde göre gökyüzünde çıplak gözle görmeye alışık olduğumuz popüler daha fazla yıldızı barındırır. Beyazımsı mavimsi renktedirler. A0 tayf türünden, yaz üçgeninin bir parçası olan Vega yaklaşık 825 milyon yıl yaşındadır. 2.1 Güneş kütlesine, 2.5 Güneş yarıçapına ve Güneş’in 40 katı ışıtma gücüne sahiptir. Bu durum O ve B tayf türü ile kıyaslayınca oldukça sıradan görünüyor. Yüzey sıcaklığı ise ortalama 9.500 K. Vega hakkında daha detaylı bilgi için bu makalemize bakabilirsiniz.

F Tayf Türü

Renkleri beyaz olan F tayf türünden yıldızlardan gökyüzünün tanıdığımız üyesi Procyon. Küçük köpek takım yıldızının en parlak üyesi Procyon(A) F5 tayf türünden bir yıldızdır. 3 milyar yıl yaşında ve 6.500 K yüzey sıcaklığına sahiptir. Aynı zamanda 1,42 Güneş kütlesinde, 2 Güneş yarıçapında ve Güneş’in ışıtma gücünün 7 katı bir ışıtma gücüne sahip.
G Tayf Türü

Güneş’imizin de dahil olduğu bu tayf türünden yıldızlar sarımsı renge sahiptirler. Güneş’in yaşı 4.6 milyar(ömrü yaklaşık 10 milyar), yüzey sıcaklığı ise yaklaşık 5780 K’dir. Diğer tayf sınıflarını açıklarken verdiğimiz yarıçap, kütle ve ışıtma gücü değerleri Güneş cinsinden idi.

Gökyüzünün bir tanıdığımız üyesi daha olan Pollux K0 tayf türünden bir yıldız. Güneş’ten nispeten daha soğuk yıldızlar. Pollux 2 Güneş kütlesine, 8.8 Güneş yarıçapına ve Güneş’in 43 katı bir ışıtma gücüne sahip. Yaşı ise yalnızca 724 milyon yıl.

M tayf türünden yıldızlar anakol yıldızlarının %76’lık bir kısmını oluşturur. Düşük yüzey sıcaklıklıkları ve dolayısıyla ışıtma güçleri sebebiyle kendilerini daha az belli ederler. Hatta anakol evresine ait bilinen en parlak M tayf türü yıldız 6.6 kadir olduğundan ötürü hiçbirini çıplak gözle göremeyiz.