Hertzsprung-Russell diyagramı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
Hertzsprung-russel diagram.png

Hertzsprung-Russell diyagramı veya Hertzsprung-Russell çizeneği (ayrıca H-R diyagramı veya HRD olarak da anılır) yıldızları ışınım güçleri, etkin sıcaklıkları gibi özellikleri arasındaki ilişkileri gösteren bir çizenektir. 1910 yılı civarında Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından oluşturulmuş olup yıldızların evrimini anlama çalışmalarında önemli bir rol oynamıştır. Yıldızın çizelgedeki konumunun değişimine bakılarak yıldızın evrimi izlenebilir.

Çizelge[değiştir | kaynağı değiştir]

Hipparcos kataloğu'ndan alınmış 22.000 yıldız ve yakın yıldızları içeren Gliese kataloğu'ndan alınmış 1000 yıldız konumuyla çizilmiştir. Çizelge incelendiğinda yıldızların yalnızca kimi bölgelere düştüğü görülür. En yoğun çapraz sol üstten (sıcak ve parlak) sol alta (daha serin ve az parlak) giden ana kolda yer alıyor. Sol altta beyaz cücelerin bulunduğu yerdir. Ana kolun üstünde de alt devler, devler ve üst devler bulunmaktadır. Güneş, ana kolun üzerinde parlaklığı 1 (mutlak kadri 4,8 ve B-V renk indeksi 0,66 (sıcaklığı 5780 K ve tayf örneği G2) olan yerde bulunur.

Çizelgenin şekilleri[değiştir | kaynağı değiştir]

İki açık yıldız kümesi olan M67 ve NGC 188, değişik yıldız yaşlarında ana koldan ayrılan tâlî yolları göstermektedir.

Hertzsprung-Russell çizelgesinin değişik şekilleri olup sınıflandırma o kadar iyi tanımlanmış değildir.

Asıl çizelge, ana koldaki yıldızların tayf örneğini yatay, mutlak kadri de dikey eksende gösterir. İlk nicelik (olan tayf örneği) tartışmasız şekilde kolayca belirlenemeyeceğinden B-V renk indeksi kullanılmıştır. Bu tür çizelgeye Hertzsprung-Russell çizelgesi veya renk-kadir çizelgesi denir ve gözlemciler tarafından çok kullanılır. Fakat görünen kadri dikey eksende çizmek de renk-kadir çizeneklerinin bir şeklinde görülür.

Başka bir şekli de bir eksene yıldızın etkin sıcaklığını, diğer eksene de parlaklığını koyar. Bu da yıldızların evrimini açıklamak için çalışan kuramcıların bilgisayarlarla hesapladığı çizeneklerdir. Bu tür çizenekler muhtemelen sıcaklık-parlaklık diyagramı olarak adlandırılmalıdır. Fakat bu ifâde pek kullanılmamakta olup Hertzsprung-Russell diyagramı tercih edilmektedir. Sınıflandırmadak, bu karışıklığa rağmen astrofizikçiler bu ç,zelgeler arasında kesin bir ayrım yapar.

Bu ayrımın nedeni, bir çizelgeden diğerine tamı tamına basit bir dönüşümün olmaması ve kullanılan yıldız atmosfer modeli ve (sıcaklık ve parlaklık dışında bileşimi ve basınç) parametrelerle ilgili olmasıdır. Ayrıca o cisme olan uzaklığın ve yıldızlararası kırmızılaşmanın bilinmesi gerekmektedir. Değişik renk indeksleri ve etkin sıcaklıkla yapılan sayısal dönüşümler literatürde vardır (Sekiguchi 2000, Casagrande 2006).

H-R çizeneği, değişik yıldız tiplerini tanımlamak ve bilgisayar modelleriyle elde edlmiş yıldız evrimi hakkındaki teorik tahminleri gerçek yıldız gözlemleriyle karşılaştırmak için kullanılır. Bu durumda ya hesaplanmış nicelikleri izlenebilir değerlere çevrilerek ya da öbür yönde hareket edilerek bir başka belirsizlik faktörü eklenmiş olur.

Yorum[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızların büyük çoğunluğu ana kol denilen doğru etrâfında toplanır. Bu safhada yıldızlar çekirdeklerinde hidrojeni kaynaştırmaktadırlar. Yıldızların çizenekteki ikinci toplanma yeri yatay koldur (merkezinde helyum kaynaşması ve etrâfındaki tabakada hidrojen yanması olan yıldızlardır). Başka hatırı sayılır bir özellikse Hertzsprung aralığıdır. Bu da A5 ve G0 tayf örneği ve +1 ve -3 mutlak kadri arasındaki (yâni ana kolun üstüyle yatay koldaki devler arasındaki bölgededir. (RR Lyrae yıldızları bu aralığın solunda bulunabilir. Sefe değişenleri dayanıksızlık şeridinin üst bölümünde yer alırlar.

H-R çizeneği ayrıca bilginlerce kabaca bir yıldız kümesinin Dünya'dan ne kadara uzakta olduğunu ölçmek için de kullanılır. Bu da kümedeki yıldızların görünür kadrinin bilinen uzaklıktaki (model) yıldızların mutlak kadriyle kıyaslayarak yapılır. Gözlenen grup, daha sonra gözlenen ve hesaplanmış ana kollar kesişene kadar çizelgede dikey yönde kaydırılır. Her iki grup arasında köprü yaparak büyüklüklerdeki farkı yok eden bu farka uzaklık katsayısı denir ve uzaklık için doğrudan bir ölçüdür. Bu tekniğe ana kola oturtma veya karıştıran bir ifâdeyle tayfölçer paralaksı denir.

Çizeneğin yıldız fiziğinin gelişmesindeki rolü[değiştir | kaynağı değiştir]

Diyagramı tefekkür eden astronomlar, yıldızların evrimin gösterebileceğini tahmin etmişlerdir. Ana öneri, burada yıldızların kırmızı devden beyaz cüceye dönüştükleri, sonra hayatları boyunca kolda aşağı doğru hareket ettikleridir. Fakat Russell'in 1912'sw çizelgeyi Royal Astronomical Society'ye (Krâliyet Astronomi Cemiyeti) sunuşundan sonra Arthur Eddington'un yıldız fiziği üzerindeki düşüncelerine taban oluşturmuştur (Porter, 2003). 1926'da yayımladığı Yıldızların iç dünyası (The Internal Constitution of the Stars) adlı eserinde yıldızların nasıl bu diyagrama uyduğunu açıklamaktadır. Bu husus, o zamanlar yıldız teorisinin ana problemi olan yıldızların enerjilerini nereden aldıkları konusuna daha açıklık getirilemediğinden hatırı sayılır bir gelişmeydi. Termonükleer enerji ve hattâ yıldızların hidrojenden oluştuğu daha keşfedilmemişti. Eddington, bu problemi sürüncemede bırakıp soruyu yıldızların içlerindeki enerjinin nasıl taşındığını açıklayan ısı nakli termodinamiğine yoğunlaşarak çözmüştü (Smith, 1995). Böylece Eddington, beyaz cücelerin temelde değişmez bir konumda hayatları boyunca ana kol üzerinde kaldıklarını öngördü. 1930'lar ve 1940'larda hidrojen birleşmeyi anlaşılınca yıldızların kırmızı devlere ve beyaz cücelere evriştiği teorisi fiziğe dayandırılabildi. O zamanalar Hertzsprung-Russell çizeneği, bu tür gelişmelere sebep olmamakla birlikte yıldızların evrimini grafik olarak göstermekteydi.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynaklar[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

Commons-logo.svg
Wikimedia Commons'ta
Hertzsprung-Russell diyagramı ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunmaktadır.