Yıldızların Spektrumu Yıldız tayflarının çoğu sürekli bir tayf üzerinde siyah çizgilerden meydana gelir. Kirchhoff yasalarından, yıl...
Yıldızların Spektrumu
Yıldız tayflarının çoğu sürekli bir tayf üzerinde siyah çizgilerden meydana gelir. Kirchhoff yasalarından, yıldızların, sürekli tayfını meydana getiren sıcak bir iç kısım ve bunu çevreleyen daha soğuk dış kısımdan (az yoğun gazlardan) oluştuğu söylenebilir. Çizgiler gaz atomlarının bağlı geçişlerinden doğar. Soğurma çizgilerine sahip olmasına rağmen bir yıldız kara cisim ışımasına çok yakın tayf verir. Yıldızlar kara cisme benzer ise bu durumda yıldızların tayfı Planck yasasına çok benzer olmalıdır. Tayfta bir tepe bulunmalıdır. Wien yasasına göre (tepe = 2900 mikron/T) sıcaklığı tahmin edebiliriz.
Sürekli spektrum, çok basit olarak yıldızın sıcak yüzeyinden geliyormuş gibi düşünülebilir. Yüzeyin üzerindeki atmosferde bulunan atomlar, bu ışınımın belirli dalga boylarını absorblar ve spektrumda bunlara karşılık gelen yerlerde, koyu yarıklar meydana gelir. Gerçekte, yüzeyle atmosfer arasında kesin bir ayrım yoktur. Bütün tabakalar ışınımı yayınlar ve absorblar, fakat bunların net sonucu, absorbsiyon çizgilerinin dalga boylarında, daha az enerji yayınlandığıdır. Bizler yıldızların sıcak yüzeyi olan fotosferinden üretilen enerjiyi görebilmekteyiz. Güneş için fotosferi yaklaşık 100 km derinliktedir. Sıcaklık 6000 °K civarındadır.
William Wollastan 1802 yılında Güneş tayfındaki siyah çizgileri keşfetmiştir fakat bunların düzenli gözlemlerini Joseph Fraunhofer 1820 de yapmaya başlamıştır. Kuvvetli çizgilerin çoğu bugünde Fraunhofer' in verdiği harflerle tanınmaktadır. Bu soğurma çizgilerine Fraunhofer çizgileri de denir. Gustav Kirchhoff 1859 da tayf kanunlarını ifade etmiştir. Bu kanunlar çeşitli tayfların özelliklerini ifade eder.
Yıldızların fiziksel özellikleri hakkındaki bütün bilgiler, spektrumların incelenmesinden elde edilir. Özellikle çeşitli absorbsiyon çizgilerinin şiddetleri incelenerek; yıldızların ,kütleleri, sıcaklıkları ve kimyasal yapıları hakkında sonuç çıkarılır. Çizginin şekli, atmosferik prosesler hakkında ayrıntılı bilgi verir.
Bazı tayflar çok karışıktır. Bazıları ise çok basit görünüşte oldukları halde bir çoğu belli düzen gösteremeyen binlerce çizgiden meydana gelirler. Bazen salma çizgileri de görülür. Fakat çoğu soğurma çizgileridir. Esas olarak tanınmaları çok zor değildir. Çeşitli elementlerin ve bileşenlerinin çeşitli sıcaklık ve elektron basınçlarında laboratuar tayfları yıldız tayfları ile mukayese edilerek çizgiler tanınır. Çizgilerin üst üste gelmesi ve kuvvetleri tanınmalarını zorlaştırır. Uygulamada bazı karışıklıklar olmasına rağmen en çok görülen çizgilerin çoğu bugüne kadar yapılan çalışmalar ile tanınmıştır. Bu incelemeler yıldızı oluşturan madde çeşidi ve durumunu bize verir. Fakat madde oranlarının tayini oldukça karışık analizler gerektirir.
Tayfta mevcut çok dar çizgiler yıldızın dikine hızlarını doğru olarak bulmamızı sağlar. Yıldız tayfında ölçülen dalga boyu laboratuar kaynağının aynı çizgiye ilişkin dalga boyu ile mukayese edilerek dalga boyu kayması bulunur. Kayma, Doppler olayından ileri geldiğine göre dikine hız hesaplanabilir.
Yıldız tayflarının çoğu sürekli bir tayf üzerinde siyah çizgilerden meydana gelir. Kirchhoff yasalarından, yıldızların, sürekli tayfını meydana getiren sıcak bir iç kısım ve bunu çevreleyen daha soğuk dış kısımdan (az yoğun gazlardan) oluştuğu söylenebilir. Çizgiler gaz atomlarının bağlı geçişlerinden doğar. Soğurma çizgilerine sahip olmasına rağmen bir yıldız kara cisim ışımasına çok yakın tayf verir. Yıldızlar kara cisme benzer ise bu durumda yıldızların tayfı Planck yasasına çok benzer olmalıdır. Tayfta bir tepe bulunmalıdır. Wien yasasına göre (tepe = 2900 mikron/T) sıcaklığı tahmin edebiliriz.
Sürekli spektrum, çok basit olarak yıldızın sıcak yüzeyinden geliyormuş gibi düşünülebilir. Yüzeyin üzerindeki atmosferde bulunan atomlar, bu ışınımın belirli dalga boylarını absorblar ve spektrumda bunlara karşılık gelen yerlerde, koyu yarıklar meydana gelir. Gerçekte, yüzeyle atmosfer arasında kesin bir ayrım yoktur. Bütün tabakalar ışınımı yayınlar ve absorblar, fakat bunların net sonucu, absorbsiyon çizgilerinin dalga boylarında, daha az enerji yayınlandığıdır. Bizler yıldızların sıcak yüzeyi olan fotosferinden üretilen enerjiyi görebilmekteyiz. Güneş için fotosferi yaklaşık 100 km derinliktedir. Sıcaklık 6000 °K civarındadır.
William Wollastan 1802 yılında Güneş tayfındaki siyah çizgileri keşfetmiştir fakat bunların düzenli gözlemlerini Joseph Fraunhofer 1820 de yapmaya başlamıştır. Kuvvetli çizgilerin çoğu bugünde Fraunhofer' in verdiği harflerle tanınmaktadır. Bu soğurma çizgilerine Fraunhofer çizgileri de denir. Gustav Kirchhoff 1859 da tayf kanunlarını ifade etmiştir. Bu kanunlar çeşitli tayfların özelliklerini ifade eder.
Yıldızların fiziksel özellikleri hakkındaki bütün bilgiler, spektrumların incelenmesinden elde edilir. Özellikle çeşitli absorbsiyon çizgilerinin şiddetleri incelenerek; yıldızların ,kütleleri, sıcaklıkları ve kimyasal yapıları hakkında sonuç çıkarılır. Çizginin şekli, atmosferik prosesler hakkında ayrıntılı bilgi verir.
Bazı tayflar çok karışıktır. Bazıları ise çok basit görünüşte oldukları halde bir çoğu belli düzen gösteremeyen binlerce çizgiden meydana gelirler. Bazen salma çizgileri de görülür. Fakat çoğu soğurma çizgileridir. Esas olarak tanınmaları çok zor değildir. Çeşitli elementlerin ve bileşenlerinin çeşitli sıcaklık ve elektron basınçlarında laboratuar tayfları yıldız tayfları ile mukayese edilerek çizgiler tanınır. Çizgilerin üst üste gelmesi ve kuvvetleri tanınmalarını zorlaştırır. Uygulamada bazı karışıklıklar olmasına rağmen en çok görülen çizgilerin çoğu bugüne kadar yapılan çalışmalar ile tanınmıştır. Bu incelemeler yıldızı oluşturan madde çeşidi ve durumunu bize verir. Fakat madde oranlarının tayini oldukça karışık analizler gerektirir.
Tayfta mevcut çok dar çizgiler yıldızın dikine hızlarını doğru olarak bulmamızı sağlar. Yıldız tayfında ölçülen dalga boyu laboratuar kaynağının aynı çizgiye ilişkin dalga boyu ile mukayese edilerek dalga boyu kayması bulunur. Kayma, Doppler olayından ileri geldiğine göre dikine hız hesaplanabilir.
Yıldızların Yaşamı ve Sonu (Yıldızların Oluşumu ve Ölümü)
Yıldızların Evrimi
Yıldızların Patlaması
Yıldızların spektral sınıflandırılması
O - türü : (30.000 - 50.000 K) Nötr ve iyonlaşmış Helyuma ait çizgiler ve Hidrojenin Balmer serisi çizgileri hakimdir (Örneğin Zeta Pub yıldızı)
B - türü : (10.000 - 30.000 K) Nötr He çizgileri (Rigel)
A - türü : (7.500 - 10.000 K) Çok şiddetli Hidrojen çizgileri (Vega)
F - türü : (6.000 - 7.500 K) İyonlaşmış kalsiyum çizgileri, birçok metal çizgileri (Manganez, demir, titanyum…) (Procyon)
G - türü : (4.500 - 6.000 K) Çok sayıda metal çizgileri, kuvvetli iyonlaşmış kalsiyum çizgileri, iyonlaşmış ve nötr demir (Güneş)
K - türü : (3.500 - 4.500 K) Şiddetli nötr metal çizgileri (Aldebaran)
M - türü : (2.000 - 3.500 K) Moleküllerin özellikle sıkı bağlı titanyum oksit molekülünün şerit spektrumu (Betelgeuse)
Q - türü : Novalara ilişkin spektrum sınıfı. Bu tayflar zamanla değişirler
P - türü : Gezegenimsi bulutsuların spektrum türü. Salma çizgileri vardır
W - türü : Wolf-Rayed yıldızları O - türü yıldızlarla benzerlik gösterirler, fakat iyonlaşmış He, C ve N çizgileri geniş salma halinde bulunurlar (google.com.asartonline.org/astrofizik.php). Bu yıldızlar 1876 da Wolf ve Rayed tarafından keşfedilmiştir
R ve N - türü : Bu yıldızlar dev yıldızlardır, spektrumları K ve M türü yıldızlarla benzerlik gösterirler. Fakat C (karbon) oranı bu türlerde daha fazladır. Bu yıldızlara karbon yıldızları da denir (google.com.asartonline.org/astrofizik.php).
O - türü : (30.000 - 50.000 K) Nötr ve iyonlaşmış Helyuma ait çizgiler ve Hidrojenin Balmer serisi çizgileri hakimdir (Örneğin Zeta Pub yıldızı)
B - türü : (10.000 - 30.000 K) Nötr He çizgileri (Rigel)
A - türü : (7.500 - 10.000 K) Çok şiddetli Hidrojen çizgileri (Vega)
F - türü : (6.000 - 7.500 K) İyonlaşmış kalsiyum çizgileri, birçok metal çizgileri (Manganez, demir, titanyum…) (Procyon)
G - türü : (4.500 - 6.000 K) Çok sayıda metal çizgileri, kuvvetli iyonlaşmış kalsiyum çizgileri, iyonlaşmış ve nötr demir (Güneş)
K - türü : (3.500 - 4.500 K) Şiddetli nötr metal çizgileri (Aldebaran)
M - türü : (2.000 - 3.500 K) Moleküllerin özellikle sıkı bağlı titanyum oksit molekülünün şerit spektrumu (Betelgeuse)
Q - türü : Novalara ilişkin spektrum sınıfı. Bu tayflar zamanla değişirler
P - türü : Gezegenimsi bulutsuların spektrum türü. Salma çizgileri vardır
W - türü : Wolf-Rayed yıldızları O - türü yıldızlarla benzerlik gösterirler, fakat iyonlaşmış He, C ve N çizgileri geniş salma halinde bulunurlar (google.com.asartonline.org/astrofizik.php). Bu yıldızlar 1876 da Wolf ve Rayed tarafından keşfedilmiştir
R ve N - türü : Bu yıldızlar dev yıldızlardır, spektrumları K ve M türü yıldızlarla benzerlik gösterirler. Fakat C (karbon) oranı bu türlerde daha fazladır. Bu yıldızlara karbon yıldızları da denir (google.com.asartonline.org/astrofizik.php).
Yıldızların spektral sınıflandırılması
Yıldızların spektral sınıflandırılması
Yıldızların Spektrumu (Tayfı) ve Kirchhoff Yasaları!
Spektrograf takılı bir teleskopla yıldız tayfı ölçülerek farklı dalgaboylarındaki parlaklıkların ölçülmesi sağlanır. Hemen hemen bütün yıldızlar "sürekli bir zemin" üzerinde "soğurma" çizgileri gösterir. Bazı yıldızlar "salma" çizgileri gösterir. Bütün yıldızların tayfı aynı değildir!
Sürekli Tayf!
Soğurma çizgilerine sahip olmasına rağmen bir yıldız karacisim ışımasına çok yakın tayf verir. Sadece yıldızların sıcak yüzeyi olan fotosferinden üretilen enerji görülebilir. Güneş fotosferi 100 km derinliktedir (T ~ 6000 K).Eğer yıldızlar karacisme benzer ise bu durumda yıldızların tayfı Plank yasasına çok benzer olmalıdır. Tayfta bir tepe bulunmalıdır. Bu bağlamda Wien yasasına göre (lamdatepe = 2900 micron/T) sıcaklığı tahmin edilebilir.
Yıldızların Fotometrisi!
Bir yıldızın tayfının maksimum olduğu noktayı belirleyebilmek için elektromanyetik spektrumun bütün dalgaboylarında tayfının alınması gerekir. Renk filitreleri kullanılarak bir yıldızın "rengi" belirlenebilir. Bu işlemle herbir renk filitresinde ne kadar akının bulunduğu bilinebilir. Örneğin yeşil bir filitre sadece yeşil dalgaboylarındaki fotonları geçirir.
UBV Sistemi!
Bir Yıldızda Soğurma Çizgilerinin Oluşumu!
Kaynak: Astronomi Bilimi
Yıldız Tozlarındaki Atomlar Tayf Ölçüm Tekniğiyle Belirlendi!
Bilim adamları, insan vücudunun kütlesinin yüzde 97'sini oluşturan atomların yıldız tozlarında da bulunduğunu bildirdi.Bilim adamları, insanoğlunun "yıldız tozu" taşıdığına dair eski bir inanışı yapılan bir araştırmayla destekledi. Sloan Dijital Gökyüzü Araştırmaları'nda (SDSS) görevli bilim adamları, yıldızların atmosferlerindeki kimyasallarla ilgili bilgi edinmek amacıyla New Mexico'da, Apache Point Gözlemevi'ndeki teleskobu kullandı.
New Mexico üniversitesi'nden Sten Hasselquist, teknik sayesinde ilk kez Samanyolu Galaksisi'nde elementlerin dağılımını inceleyebildiklerini belirterek, ölçüm yaptıkları elementlerin, insan vücudunun kütlesinin yüzde 97'sini oluşturan atomları içerdiğini söyledi.Katalogda her bir yıldız için yaklaşık iki düzine elementin miktarı listeleniyor. Çalışmada, yaşam için gerekli her bir elementin mevcudiyetinin, galakside bulunduğu bölgeye göre farklılık gösterdiği de belirtildi.
Kaynak: AA / Ntvmsnbc (11 Ocak 2017)
Enerjisi Azalan Yıldız (KIC 8462852) Hakkında Yeni Bir Teori!
Kepler Teleskobu'nun gözlemlediği yıldızın 1890 ile 1989 yılları arasında enerjisinin %14 azaldığı tespit edildi. Ancak teleskobun son dönemdeki gözlemlerinde yıldızın ışığında %22 bir azalma tespit edilmiş ve bu durum bilim dünyasında büyük yankı bulmuştu. Yıldızın parlaklığındaki azalmanın yaklaşık 10.000 yıl önce gerçekleşmiş olabileceği şu an belki de yıldızın normal değerlerine dönmüş olabileceği düşünülüyor.
Kaynak: Bilimnet (14 Ocak 2017)
Yıldızların Yaşamı ve Sonu (Yıldızların Oluşumu ve Ölümü)
Yıldızların Evrimi
Yıldızların Patlaması
YORUMLAR