Güneş Sistemine En Yakın Yıldız
Evrendeki yıldızların sayısı trilyonlara varır ama bu sayının yalnızca küçük bir yüzdesi çıplak gözle görülebilir. İnsan yıldızları binlerce yıldır gözlüyor, onlara tanrı, hayvan ve terazi gibi bilindik cisimler ile insani bir karakter kandırıyor olsa da, göğü gözleme deneyimi daima şaşkınlık uyandırmayı sürdürüyor.
Güneş Sistemi’ne en yakın yıldız, Güneş’ten yaklaşık 4.2 ışık yılı uzaktaki Proksima Erboğa’dır. (Proxima Centauri). (Işık yılı SI sistemine dahil olmayan, oldukça kullanışlı bir birimdir ve ışığın boşluk içinde bir yılda kat ettiği mesafeye karşılık gelir. Bunun SI sistemine göre karşılığı ise 9.461X10 metredir.) En uzak yıldızlar ise milyarlarca ışık yılı uzaktadır. Güneş gibi tekli yıldızlara; ikili yıldızlar, çoklu sistemler veya çeşitli bileşenleri olan kümelere kıyasla daha az rastlanır. Yıldızlar, parlaklık, renk, sıcaklık, kütle, kimyasal kompozisyon veya yaş açısından birbirlerinden farklıdır.
Yıldız Kataloğu
MÖ. 2. yüzyılda hazırladığı yıldız kataloğuyla bir parlaklık ölçüm sistemi geliştiren ilk kişi Hipparkos’tu. Sistemde altı büyüklük derecesi vardı ve kuzey yarımküre göğünde yer alan en parlak 15 yıldız 1. sınıfta; en sönük yıldızlar ise 6. sınıfa dahildi. Bugün kullanılan sistem de Hipparkos örneğini takip eder: Yıldız ne kadar parlaksa, derecesi o kadar düşüktür. Her 1 derecelik artışla birlikte parlaklık logaritmik olarak 2512 kat artış gösterir. Diğer bir deyişle,5 derecelik bir azalma, 2.512’lik veya 100 katlık bir parlaklık artışına karşılık gelir.
Kimi yıldızlar öyle parlaktır ki, büyüklük dereceleri negatiftir. Örneğin -1.5 olan Sirius. Akşam ve sabah yıldızı Venüs’ün, en parlak halinde -4.0 olan derecesine karşılık, dolunay -12.7, Güneş ise -26.9’dur. Bu rakamların hepsi görünür derecelerdir, çünkü yıldızın Yerküre’ye uzaklığını göz önüne almazlar. Işığın doğrudan parlaklığını ölçen mutlak parlaklık (kadir) ise bir yıldızın standart 32.6 ışık yılı mesafesinden gözlemlendiğinde sahip olduğu parlaklık derecesidir.
Güneş’i anlamamızda büyük rol oynayan tayfasal ışın analizi tekniği uzak yıldızların yapısını belirlemede kullanılan başlıca tekniktir. Böylece renk ve sıcaklıklarına göre yıldızlar tayf tiplerine ayrıştırılır. En sıcak mavi tip olan O, 40,000 K’lik sıcaklık derecesine, en soğuk kırmızı tip M ise 3000 K’ye karşılık gelir. Mutlak kadire karşılık tayf tipine göre hazırlanan grafik ortaya Hertzprung-Russel (H-R) grafiğini çıkarır. Bu grafiğe göre belli bölgelerde yer alan yıldızlar, örneğin “beyaz cüceler”, “dev” yıldızlar ve “Sefe değişkenleri” kümeleşme eğilimi gösterir.
