27/07/2017

Parlak Süperdev Yıldızlar

Yazar:

(3 oy, ortalama: 5,00 / 5)
18/01/2008
Bu makale Yıldızlar kategorisinde yayınlanmış. İlk yorum yapan siz olun!

Parlak süperdev yıldızlar evrendeki en parlak yıldızlardır: Işıma güçleri güneşin ışıma gücünün birkaç yüz bin katı kadardır. Astronomlar, Galaksimizde nadir bulunan parlak süperdevlere büyük önem verirler.

Parlak süperdev yıldızlar hakkındaki bilgilerimiz artmasıyla, birbirinden tamamen farklı üç grup yıldızın birbirleriyle ilişkili olduğu görüldü: Sıcak Wolf – Rayet yıldızları, parlak mavi değişen yıldızlar ve soğuk parlak süperdevler. Yıldızlar arasındaki farklılıklar, yıldızların evrimlerinin farklı safhalarında ve farklı kütlelere sahip oluşundan kaynaklanır.

Parlak süperdev yıldızlar, Galaksimiz Samanyolunda çok yaygın bulunmazlar. Galaksideki çoğu yıldız küçük kütleli soğuk kırmızı cücelerdir. Samanyolunda her bir milyon kırmızı cüce yıldıza karşı bir tane süperdev yıldız bulunurken, parlak süperdevler söz konusu olduğunda bu sayı daha da büyür. Bu yıldızlara teleskop ile bakıldığında diğer yıldızlardan farklı olmadığı görülür. Onları diğer yıldızlardan ayıran en önemli fark spektrumlarıdır.

Yıldızlar hakkındaki bilgilerimizin hemen hemen hepsi yıldız spektrumlarından gelir. Bir yıldızın spektrumunda çoğunlukla koyu dar çizgiler görülür. Yıldız atmosferi üzerinde bulunan atomlar, yıldız ışığı ile etkileşerek spektrum üzerinde karakterlerini ifade eden parmak izlerini bırakırlar. Astronomlar hidrojen, helyum, demir ve kalsiyum gibi metal atomlarının neden olduğu koyu çizgilerin şiddetlerini kullanarak yıldızları O, B, A, F, G, K ve M olmak üzere yedi gruba ayırmışlardır. Bu sınıflama yıldızların sıcaklıklarını ifade eder: O tipi yıldızlar 40.000 derece kelvin (oK), Güneşimizin de içinde bulunduğu G tipi yıldızlar 6.000 oK ve M tipi yıldızlar yaklaşık 3.000 oK lik yüzey sıcaklıklarına sahiptir.

Yüzey sıcaklığı yıldızların sınıflandırılmasında tek kriter değildir: Yıldızların boyutları da çok önemlidir. Yıldız yüzeyinden yayınlanan toplam enerji olarak bilinen ışıma gücü, yıldızın yüzey sıcaklığına ve yarıçapına bağlıdır. Işıma gücü kavramının daha iyi anlaşılabilmesinde Auriga takımyıldızında yer alan sarı renkli çift yıldız Capella ile Güneş örnek olarak verilebilir. Capella sistemindeki yıldızlar hemen hemen güneşin yüzey sıcaklığında olup, uzaya Güneş’in yaydığı enerjiden 60 kat daha fazla enerji yayarlar. Her iki örnekte de yıldızların yüzey sıcaklıkları aynı olduğundan ışıma güçlerini farklı yapan yıldızların yarıçaplarıdır. Yapılan hesaplar Capella sistemindeki en büyük boyutlu yıldızın 12, küçük boyutlu yıldız ise 4 güneş yarıçapı büyüklüğünde olduğunu gösteriyor. Bu boyutlar da onları birer dev yıldız yapıyor. Bugünkü fiziksel boyutları ile Güneşimiz cüce bir yıldızdır.

Dev yıldızların ışıma gücünden daha büyük ışıma yapan yıldızlar süperdev yıldızlar olarak bilinir. Bu yıldızların boyutları, Güneş çevresindeki yörüngesi üzerinde dolanan Jüpiter gezegenin yörünge büyüklüğü kadardır. Orion takımyıldızında bulunan Betelgeuse süperdev yıldızlara iyi bir örnektir.

Araştırmacılar yıldızların spektrel sınıflarına ilave bir romen rakamı ekleyerek farklı boyut ve ışıma gücünde bulunan yıldızları daha iyi ifade etmeyi başardılar. Rakamlar I ila VII arasındadır. I, süperdevleri, II parlak devleri, III normal devleri, IV altdevleri, V Güneşinde içinde bulunduğu anakolu, VI metalce fakir alt cüceleri ve VII ise beyaz cüce yıldızlarını gösterir. Sınıflamada kullanılan küçük romen rakamları büyük ışıma güçlü yıldızları, büyük romen rakamları ise ışıma gücü düşük yıldızları gösterir. Daha sonra yapılan araştırmalarda süperdev yıldızlardan daha büyük ışıma gücüne sahip yıldızların var olduğu görüldü. Bu yıldızların ışıma gücü sınıfını ifade edebilmek için “0” rakamı kullanılarak yıldızlara parlak süperdevler dendi.

Işıma gücü sınıfları yıldızların gruplanması için faydalı olmakla beraber astronomlar yıldızları tek tek incelediklerinde yıldızların ışıma güçlerini ölçmeği tercih ederler. Bunun için öncelikle yıldızın Dünya üzerinde gözlenen görünen parlaklığı elde edilir. Yıldızın uzaklığını hesaplayacak bir metot ile yıldızın 10 pc (32.6 ışık yılı) uzaklığında gözlenecek mutlak parlaklığı hesaplanır. Mutlak parlaklık yıldızın ışıma gücünü veren bir ifade olup, birimi kadir cinsindendir. Örneğin bize en yakın yıldız olan güneşin görünen parlaklığı -26.7 kadir ve mutlak parlaklığı ise 4.8 kadirdir.

Parlak süperdevlerin pek alışık olunmayan mutlak parlaklıkları vardır. Örneğin bir süperdev yıldız olan P Cygni’nin mutlak parlaklığı -8.6 kadirdir (Şekil 1). Güneş ile P Cygni yıldızı arasındaki 13.4 kadirlik mutlak parlaklık farkı, P Cygni yıldızının Güneş göre 230.000 kat daha fazla enerji yaydığı anlamına gelir.

Şekil 1. Kuzey Haçı’nın altında gizlenmiş parlak süperdev yıldız P Cygni, ok işareti ile gösterilmiştir.

Sıcak O ve B yıldızları enerjilerinin büyük bir kısmını elektromanyetik tayfın mor-ötesi bölgesinde yayınlarlar. Yıldızların sınıflamasında kullanılan kriterler genellikle elektromanyetik tayfın optik bölgesinde tanımlıdır. Optik bölgede O ve B sınıfı yıldızların gözlenen enerjileri düşüktür. Bu etkinin ortadan kalkması için bolometrik düzeltme denen bir terimin yıldızın spektrel sınıfının da göz önüne alınarak yıldızın mutlak parlaklığına ilave edilmesi gerekir. Böylece yıldızdan yayınlanan tüm enerji hesaplanmış olur. Yüzey sıcaklığı 6.000 oK olan Güneş için bolometrik düzeltme 0.08 kadir iken, B spektrel tipindeki 20.000 oK lik yüzey sıcaklığında bulunan P Cygni yıldızı için bolometrik düzeltme 1.3 kadirdir. Bu düzeltme faktörü gözlenen P Cygni yıldızını 3.3 kez daha parlak görünmesine neden olur.

P Cygni yıldızı Dünya’dan 7.000 ışık yılı uzaklıktadır. Büyük bir ışıma gücüne sahip olduğundan yıldız, bir dürbün veya teleskop olmaksızın çıplak gözle görülebilir. Yıldızın parlaklık değişimi tarih boyunca insanlığın ilgisini çekmiştir. 1600 lü yıllarda yıldızın görünen parlaklığı 3 kadir iken, 1630 lu yıllarda parlaklığı 6. kadire azalmıştır. 200 yıl sonra yıldızın parlaklığı 4.3 kadirine kadar artarak 1600 lü yıllardaki parlaklığına ulaşmıştır.

Galaksimizde P Cygni gibi parlak mavi süperdev yıldızlardan başka parlak kırmızı süperdev yıldızlar da bulunur. Bunların en çok tanınanı Mu (m ) Cephei veya “Garnet (Lal Yıldızı)” olarak bilinir. Düşük yüzey sıcaklığı ve yıldızla aramızda bulunan toz bulutunun yıldızın mavi ışığını saçmasından dolayı Mu Cephei kırmızı renkte görülür. Galakside bilinen en büyük boyutlu yıldız olan Mu Cephei Güneş’in bulunduğu konumda yer almış olsaydı, yıldızın yüzeyi Satürn gezegeninin yörünge boyutlarına kadar uzanırdı.

Cassiopeiae takımyıldızın batısında iki parlak süperdev yıldız bulunur. Bunlar Rho (r ) Cassiopeiae ile parlak yıldız kataloğunda 8752 numarasıyla yer alan HR 8752 dir. F ve G spektrel sınıflarında bulunan bu yıldızlar Mu Cephei’ye göre daha parlak ve daha sıcaktır. P Cygni’de olduğu gibi Rho Cassiopeiae’da da zaman içinde parlaklık değişimi görülür.

Tablo 1 den de görüleceği gibi Galaksimizin en parlak mutlak kadirine sahip yıldızı Cyg OB2 #12 dir. Ama, yıldızın tüm dalgaboylarında yayınladığı enerji yani yıldızın bolometrik mutlak kadiri göz önüne alındığında, Galaksideki en parlak yıldızın Eta Carinae olduğu görülür.

 

Yıldız
Spektrel Tip
Görünen Kadir
Mutlak Kadir
Bolometrik Mutlak Kadir
Uzaklık (Işık Yılı)
Not
Eta Carinae
B
6.20
-10.0
-11.5
8.000
Parlak Mavi Değişen
Cyg OB2 #12
B
11.5
-10.0
-10.9
5.700
En parlak yıldız
AG Carinae
F
6.00
-11.0
-10.7
20.000
Parlak Mavi Değişen
P Cygni
B
4.80
-8.60
-9.90
7.000
Parlak Mavi Değişen
S Doradus
A
8.60
-9.80
-9.80
170.000
Parlak Mavi Değişen
Rho Cassiopeiae
F
4.50
-9.60
-9.60
8.000
Soğuk parlak Süperdev
HR 8752
G
5.00
-9.30
-9.50
11.000
Soğuk parlak Süperdev
Mu Cephei
M
4.10
-8.00
-9.20
2.600
Çok Parlak Süperdev

 

Tablo 1: Bilinen en parlak süperdevin bazı fiziksel özellikleri.

Eta Carinae, P Cygni’nin daha parlak bir türüdür. 1700 lü yıllar ile 1800 lü yılların başında görünen parlaklığı 2. kadirden 4. kadire azalmıştır. 1840 yıllardan itibaren parlaklığını arttırmaya başla
mış ve 1848 yılında görünen parlaklığını   –1. kadire ulaştırmıştır (Şekil 2). 1880 li yıllara geldiğinde yıldızın parlaklığı gözün görme sınırlarının altında bulunan 8. kadire kadar azalmıştır. 1893 yılında yıldızın spektrumu alındığında F spektrel tipinde bir süperdev yıldız olduğu görülmüştür. Yıldız zaman içinde parlaklığını 6. kadire kadar arttırmış ve yıldızda görülen absorpsiyon spektrumu yerini yıldızın etrafında bulunan tozlu yapının neden olduğu parlak emisyon spektrumuna bırakmıştır. Günümüzde yıldıza ait ışınımın yalnız kırmızı-öte radyasyonu yıldızın çevresindeki tozlu yapıyı delerek Dünya’ya ulaşabilmektedir.

Şekil 2. Galaksimizin en büyük kütleli yıldızı Eta Carinae ve onun çevresini saran gaz ve toz bulutu.

Eta Carinae’nın son gözlemleri onun Galaksimizde gözlenen en büyük kütleli yıldız olduğunu göstermektedir. Astronomların yapmış oldukları hesaplara göre yıldızın kütlesi güneş kütlesinin 100 katı kadardır.

Parlak süperdev yıldızların araştırması yalnız Galaksimiz ile sınırlı değildir. Parlak süperdevler öyle parlaktır ki, diğer galaksilerin içinden bile rahatlıkla görülebilir. 1950 li yılların başında Edwin Hubble ve Allan Sandage, Andromeda (M31) ve M33 spiral galaksilerinde parlaklığı değişen birçok mavi – beyaz parlak süperdev yıldız keşfetmişlerdir. Galaksimizin yakın komşularında olan Büyük Magellan Bulutsusunda birçok parlak süperdev yıldız gözlenmiştir. Fakat bunlar arasında en iyi bilineni S Doradus’tur (Şekil 3). Hubble ve Sandage bu parlak süperdevlerin, Eta Carinae dahil, birbirleri ile ilişkili olduğunu öne sürmüşlerdir. Günümüzde bu yıldızlar parlak mavi değişenler olarak bilinir.

Parlak mavi değişen yıldızların ortak özelliği kütle kaybıdır. Bu işlev kuvvetli yıldız rüzgârları yolluyla yıldızın dış katmanlarının yıldızlararası ortama taşınması ile gerçekleşir. Kütle kaybı için dolaylı bir kanıt Eta Carinae yıldızının etrafında bulunan tozlu ortam, direkt kanıt ise P Cyngi yıldızın spektrumu üzerinde Doppler etkisi ile maviye kaymış absorpsiyon çizgisinin mor-ötesindeki görüntüsüdür.

P Cygni’nin yıldız rüzgârı saniyede birkaç yüz kilometre hızla eser. Bu da yıldızın yılda güneş kütlesinin birkaç yüz bin katının kaybına neden olur. Bu oran küçük görülmesine karşın, her yıl Güneş’in kaybettiği kütleden bir trilyon kere daha büyüktür. Astronomlar Eta Carinae yıldızının yılda güneş kütlesinin onda birini kaybettiğine inanırlar. Bu da 25 yıl gibi bir sürede, 2 ila 3 güneş kütlesindeki bir yıldızın yıldızlararası ortama karışacağı anlamına gelir.

Şekil 3. Büyük Magellan Bulutsusunun merkez bölgesi. Ok işareti ile gösterilen yıldız Tarantula Bulutsusunun yakınında bulunan parlak mavi değişen S Doradus’tur.

Parlak süperdevlerin iki temel özelliği vardır: Büyük kütle kaybı ve büyük ışıma gücü. İlk bakışta soğuk parlak devlerin parlak mavi değişen yıldızlar ile birbirine karıştığı görülür. Yıldız evrimi bu aşamada anahtar bir rol oynayarak karışıklığı giderir. Parlak süperdevler arasındaki farklılık, yıldızların farklı kütlelerinden kaynaklanır. Kütleleri güneş kütlesinin yüzde biri ile yüz katı arasında değişen yıldızlar yaşamlarına anakol üzerinde başlarlar.

Büyük kütleli yıldızlar büyük çekimsel kuvvetlere maruz kalırlar. Çekimsel kuvveti yenebilmek için yıldız daha büyük bir sıcaklığa ve bunun da sonucu olarak daha büyük bir ışıma gücüne sahip olur. Çekimsel kuvvet bir yıldızın yaşamı boyunca etkin olmakla beraber, yıldızın enerji üretiminde geçerli olan tek kuvvet değildir. Böyle olmuş olsaydı, Güneş benzeri bir yıldızda çekimsel kuvvet ile enerji üretimi yüz milyon yıl sürerdi. 1950 li yıllarda nükleer reaksiyonların yıldızların enerji üretiminde büyük bir payı olduğu anlaşılmıştır. Güneş benzeri bir yıldız anakol üzerinde 10 milyar yıl yaşar. Yıldız nükleer reaksiyonlar ile çekirdeğinde kontrollü olarak hidrojeni helyuma çevirerek çekimsel kuvvete karşı koyacak zıt bir kuvvet üretir. Bu da yıldızın yaşamını sürdürebilmesi için önemlidir.

Güneş benzeri bir yıldızın çekirdeğinde hidrojen tükendiğinde çekirdek, çekimsel kuvvet altında büzülmeye başlar. Çekimsel sıkışma çekirdeğin sıcaklığını arttırır ve yıldızın geçici bir süre daha parlak olmasına neden olur. Yeni enerjinin etkisi ile yıldızın dış kısımları genişlemeye, yüzey sıcaklığı da azalmaya başlar. Yıldız cüce boyutlarından dev boyutlarına ulaşır. Büyük kütleli anakol yıldızları (10 ila 40 güneş kütleli yıldızlar) evrimlerinin bu safhasında yeterince parlak değillerdir. Yakıtını tüketen büyük kütleli yıldızlar dış katmanlarını genişletip, yüzey sıcaklıklarını azaltırken ışıma güçlerini değiştirmezler.

Büyük kütleli kırmızı devler kısa bir süre için dengede kalır. Atık olarak üretilen helyumun ağır elementler ile nükleer reaksiyonlara girmesi yıldızın çekirdeğinde sıcaklığı arttırır ve çekimsel sıkışmayı dengeler. Nükleer reaksiyonlar merkezde helyum tükenene kadar devam eder. Bu süreç yıldızın anakolda kaldığı süreden daha kısadır. Süperdev yıldızlar enerjilerini büyük hızlarla tüketerek anakoldan ayrılırlar.

Parlak süperdevler de süperdevler gibi enerjilerini çabuk tüketirler. Bu yıldızlarda ışınım basıncı gaz basıncına göre daha etkindir. Nükleer reaksiyonlarla oluşan enerji hem ışınım hem de gaz basıncı şeklinde yıldızın çekimsel kuvvetine karşı koyar. Gaz basıncı Güneş gibi küçük kütleli yıldızlarda hakimken, ışınım basıncı büyük kütleli sıcak O ve B sınıfı yıldızlarda etkindir. Yıldızın ışınım gücünü belirleyen nicelik yıldızın kütlesidir. İngiliz astrofizik bilgini Sir Arthur Eddington kendi ismi ile anılan, Eddington limiti, teorisinde yıldızların 120 güneş kütle sınırını aşamayacaklarını göstermiştir. Bu da büyük kütleli yıldızların ışıma gücüne bir sınırlama getirir.

Eddington’un limiti teorik bir bağıntı olmakla beraber astronomlar bu bağıntının bir benzerini deneysel yollarla elde etmişlerdir. Minnesota Üniversitesinde araştırmalar yapan Roberta Humphreys ve Kris Davidson 40 güneş kütlesindeki bir yıldızın evrimsel süreç içinde soğuk parlak süperdev aşamasına giremeyeceğini göstermişlerdir. Humphreys – Davidson (HD) limiti yıldızların spektrel tip ve bolometri
k parlaklığı arasında oluşturulan diyagramda gösterilmiştir (Şekil 4).

HD limitinin etkisini görebilmek için biri 40 diğeri 60 güneş kütlesinde bulunan iki yıldızı ele alalım. Her iki yıldız yaşamlarına anakol üzerinde ve HD limitinin altında başlar. Yıldızların merkezlerindeki enerji kaynakları tükenince boyutları büyür, yüzey sıcaklıkları da azalır. Yıldızlar yaşamlarının sonuna hızla yaklaşırlar.

Bu noktada iki yıldızın yaşları farklılaşmaya başlar. Yıldızlar iki farklı sınıfa ayrılır. 40 güneş kütleli yıldız HD limitinin altında soğuk süperdevlerin bulunduğu bölgeye doğru hareket ederek evrimleşir. Rho Cassiopeiae ve HR 8752 bu tip parlak süperdevlerdir.

60 güneş kütleli yıldız soğuk parlak süperdev yıldız olamaz. Yıldızın evrimi HD limitine yaklaşınca durur. HD limiti civarında başlangıç kütlesinin yarısını kaybeden yıldız kararsız parlak bir mavi değişen olur (Şekil 4).

Şekil 4. Bolometrik kadir ve yüzey sıcaklığı arasında oluşturulan diyagramda parlak süperdev yıldızların yerleri. Anakol üzerinde bulunan yıldızların kütleleri güneş kütlesi cinsinden gösterilmiştir.

Parlak mavi değişenin yıldızın rüzgârları ile kaybettiği kütle yılda güneş kütlesinin yüz bin de biri kadardır. P Cygni, HD limitinin kararlı kısmında yer alan parlak mavi değişen bir yıldızdır. Bazen yıldızlarda beklenmedik rüzgârlar görülmekte ve kütle kaybı olması gerekenden 100 kat daha büyük olmaktadır. Eta Carinae’daki kütle kaybı bilinen diğer parlak mavi değişenlerin kütle kaybına göre 1000 kat daha fazla olmaktadır.

Yıldız yüzeyinden rüzgârlar ile ayrılan madde zaman içinde genişleyerek soğur ve yıldızı örter. Ama, radyasyonunun çoğunu mor ötesinde yayınlayan yıldız bu örtünün altında enerjisini muhafaza eder (yıldızın bolometrik parlaklığı değişmez). Sonuç olarak, yıldızın gözlenen spektrel tipi B sınıfından F sınıfına değişerek görünen parlaklığı aniden artar. Yıldız yeterince kütlesini attıktan sonra tekrar “normal” parlaklığına ve kararlı yapısına geri döner.

Büyük kütleli bir yıldızın rüzgârı yıldızın dış hidrojen zarfının tümüyle soyulmasına neden olur. Böylece yıldızın merkezinde milyonlarca yıl termo-nükleer reaksiyonlarla üretilen ağır elementler ortaya çıkar. Astronomlar bu artık yıldızlara “Wolf – Rayet” yıldızları adını verirler. Pek alışılmamış bu cisimler halen değişik oranlarda kütle kaybeden ve spektrumlarında karbon ve nitrojen çizgileri bulduran yıldızlardır. İlginç olan çoğu yıldızın spektrumunda görülen hidrojen çizgilerinin Wolf – Rayet yıldızlarında görülememiş olmasıdır. Bu da yukarıda bahsedildiği gibi yıldızda gözlenen kuvvetli rüzgârların yıldızın dış hidrojen zarfının yıldızlararası ortama atılması ile açıklanabilir.

Büyük kütleli anakol yıldızların evrimlerinin ileri aşamalarında soğuk süperdev bir yıldız mı yoksa kuvvetli yıldız rüzgârı sonucu dış hidrojen zarfını kaybetmiş bir Wolf – Rayet yıldızı mı olacağı belli değildir. Bilinen tek şey parlak süperdev yıldızlarının evrimlerinin son aşamalarında süpernova patlaması geçirecekleridir (Şekil 5). Büyük kütleli yıldızların merkezlerinde nükleer reaksiyonların durması sonucunda yıldızda çekim kuvvetleri hakim olur ve yıldız hızlı bir şekilde çöker. Çökme ile yıldızda şok dalgaları meydana gelir ve yıldızın dış zarfı saniyede binlerce kilometrelik hızlarla yıldızlararası ortama fırlatılır. Bu patlama süpernova patlaması olarak bilinir ve sonuçta yıldızdan arta kalan madde ya bir nötron yıldızı ya da bir karadeliktir.

Şekil 5. Bir zamanlar mavi süperdev yıldız olan Sandulek –69o 202, 23 Şubat 1987 yılında süpernova patlaması geçirerek yaşamına son vermiştir. Parlak yıldız, resmin sağ üst köşesinde görülmektedir.

Büyük kütleli parlak süperdev yıldızlar Galaksimizin en nadir ve en ilginç yıldızlarındandır. Büyük kütlelerinden dolayı hızlı bir evrimsel sürece sahip olan bu yıldızlar astronomlar ve yıldız evrimi konusunda çalışan astrofizikçiler için önemlidir.

Kaynaklar

  • Bilir S. 1995, Astronomi Magazin-Ege Üniversitesi, 43, 397–403
  • Kaler, J. 1994, Astronomy, Mart, 33 – 37

You can leave a response, or trackback from your own site.

Yorumunuz