Yıldız Astrofiziği: Hertzsprung-Russell Diyagramı

Hertzsprung-Russell diyagramı (ya da HR Diyagramı veya HRD), yıldızların ışıtma güçleri (veya mutlak parlaklıkları) ile tayf türleri (veya etkin sıcaklıkları) arasındaki ilişkiyi veren bir dağılım grafiğidir. Aynı zamanda renk-parlaklık diyagramı olarak da bilinir. Basit bir şekilde, yıldızların mutlak parlaklıkları ile sıcaklıkları arasındaki ilişkiyi göstermekten çok daha fazla şey anlatır ve yıldız astrofiziğinin en önemli araçlarından biridir. İlk defa Danimarkalı kimyager ve astronom Ejnar Hertzsprung ve Amerikalı astronom Henry Norris Russell tarafından 1910'da tanımlanmıştır.

HR Diyagramı

HR diyagramı genellikle, dikey eksende ışıtma gücü, yatay eksende ise etkin sıcaklık olacak şekilde kullanılır. Yatayda etkin sıcaklık sağdan sola doğru artarken, dikeyde ışıtma gücü aşağıdan yukarıya doğru artar. Yani en sıcak ve en çok ışıtma gücüne sahip yıldızlar, diyagramın sol üst köşesinde yer alırken; en soğuk ve en az ışıtma gücüne sahip yıldızlar da sağ alt köşesinde yer alır.

hr_diagram_kucuk2_turkce
Figür 1: HR Diyagramı. Çeviri ve görsel düzenleme: Umut Yıldırım & Ögetay Kayalı.13

Soğuk yıldızlar aynı zamanda kırmızı yıldızlar, sıcak yıldızlar da mavi yıldızlar demek olduğundan; diyagramda soldan sağa doğru gidildikçe sıcaklık azaldığından, yıldızların rengi maviden kırmızıya doğru değişir. Ortalarda beyaz rengin olmasının, bir gök kuşağı gibi görünmemesinin sebebi, renklerin karışımından kaynaklanmaktadır. Tüm renkler birbirine karıştığında yıldızın rengi beyaz görünür. Eğer buna biraz daha mavi ışıma dahil olursa yıldızın rengi mavileşmeye başlar. Tersi şekilde eğer kırmızı ışıma maviye göre daha baskınsa, yıldız daha sarı ya da kırmızı görünür.

Aslında yatay eksen, tayf türünü ifade eder. Bu sınıflandırma O, B, A, F, G, K, M tayf türleri olmak üzere çeşitli gruplara ve bunlar da kendi içlerinde çeşitli alt gruplara ayrılır. Bunlar yıldızın kimliğini oluşturan, tayfsal özelliklerine göre belirlenir. Fakat bu durum doğrudan yıldızın etkin sıcaklığı (yüzey sıcaklığı olmamasına dikkat edin), ile ilişkili olduğundan, basit bir şekilde yatayda etkin sıcaklık ifadesi yer alabilir. Benzeri şekilde dikey eksende yer alan ışıtma gücü de yıldızın mutlak parlaklığı ile ilgili olduğundan, bazen ışıtma gücü yerine, mutlak parlaklık ifadesini de görebilirsiniz.


Anakol

HR diyagramı üzerinde, sağ alttan, sol üste kadar uzanan, çeşitli ışıtma ve etkin sıcaklıklara sahip yıldızların yer aldığı bir bant bulunur. Bu banttaki yıldızlara anakol yıldızları ya da cüce yıldızlar denir. Yıldızlar evrimleri sırasında, ömürlerinin büyük bir bölümünü burada geçirirler. Güneş de şu anda anakol üzerinde yer alan cüce bir yıldızdır.

Yıldızlar oluşurken çöken gaz bulutunun giderek ısınmasıyla, merkezde hidrojenin helyuma dönüşümünü gerçekleştiren nükleer füzyon tepkimeleri başlar. Bu tepkimelerin gerçekleşme hızı, temel olarak yıldızın kütlesine bağlıdır. Çünkü nükleer tepkimeler sıcaklığa aşırı duyarlıdır ve merkezin ne kadar sıcak olacağını, yıldızın ne kadar çöktüğü belirler; bu da en temel olarak onun kütlesine bağlıdır. Fakat bunun yanında metallik (hidrojen ve helyum dışındaki element bolluğu) ve diğer faktörler de önemli bir rol oynar. Yine de bir yıldızın ömrünü, en temelde onun kütlesi belirler. Anakol üzerindeki yıldızlar aynı zamanda hidrostatik dengededir (Bkz: Hidrostatik Denge).

hr_diagram_classes
Figür 2: HR Diyagramında yer alan ışıtma sınıfları14

Soldaki grafikte, HR diyagramı üzerinde yer alan ışıtma sınıfları yer alıyor. 1943 yılında; Yerkes Gözlemevi'nin astronomları Morgan, Keenan ve Kellman, tayf türlerine ek olarak bir sınıflandırma daha yaptı. Yıldızları, taşıdıkları karakteristik tayf çizgilerine göre O, B, A, F, G, K, M şeklinde sınıflandırmak oldukça kullanışlıydı, aynı türden görünen bazı yıldızlar, farklı özellikler sergiliyordu. Aynı tayf çizgilerine sahip olmalarına rağmen, tayf çizgilerinin genişliği farklıydı. Tayf türlerini, alt sınıflara numaralarla ayırdıkları için (G2, K5, M4 gibi), bu sınıflara I, II, III, IV ve V şeklinde Roman sayılarını verdiler. Buradaki sayı I'den V'e doğru gittikçe, çizgi genişliği artmaktadır. Böylelikle şu anda da kullandığımız sınıflandırma işlemi belirlenmiş oldu. Bugün Güneş için yaptığımız sınıflandırmada ona G2V sınıfından bir yıldız deriz. Bu onun G2 tayf türünden ve V ışıtma sınıfından bir yıldız olduğunu, yani anakola ait sarımsı-beyaz bir yıldız olduğunu söyler.9

Burada 0 sınıfı hiper devleri, I sınıfı süper devleri, II sınıfı parlak devleri, III sınıfı devleri, IV sınıfı alt devleri, V sınıfı anakolu (cüceleri), VI sınıfı alt cüceleri ve VII sınıfı ise beyaz cüceleri tanımlar.


Fiziksel Parametreler

HR diyagramında aynı zamanda, grafiğe çapraz bir biçimde birbirine paralel çizgiler bulunur. Bunlar, Güneş yarıçapı cinsinden, bu çizgi üzerindeki yıldızların yarıçaplarını ifade eder. Sağ alttan, sol üstte doğru uzanan yatık bir çizgi olmasının sebebi, yıldızların sıcaklıklarına bağlı olan ışıtma profili ile alakalıdır. Aynı yarıçapta bir soğuk yıldız ile bir sıcak yıldızın yaptığı ışımadan, sıcak olanınki daha fazladır. Soğuk olan (kırmızı), sıcak olana göre (maviye göre), daha az ışıtma gücüne sahip olacaktır. Dikey eksende de ışıtma gücü olduğu için, yarıçapı ifade eden doğru, yatık bir doğrudur.

Aynı zamanda anakol üzerinde, bir kütle belirteci bulunur. Anakolda yer alan soğuk (kırmızı) yıldızlar, sıcak (mavi) olanlara göre daha düşük kütleye sahiptirler. Kütle, bir yıldızın yaşamı için en belirleyici parametredir. Çünkü yıldızın, kendi kütle çekimi üzerinde ne kadar çökeceğini, dolayısıyla merkezinin ne kadar sıcak olacağını belirler. Merkez sıcaklığı ise nükleer tepkimelerin kaderini belirlediğinden, yıldızın yaşamı, en temel olarak onun kütlesine bağlıdır. Bu yüzden anakol üzerinde daha büyük kütleye sahip olan mavi yıldızların yaşam süresi, daha düşük kütleye sahip kırmızı yıldızlara göre çok daha kısadır (grafikte yeşil ile ifade edilen değerler).

Fakat bir yıldızın yaşamı, yalnızca onun kütlesine bağlı değildir. Buradaki parametrelerin, temel bir yaklaşım verdiğine dikkat edin. Yıldızlar için, daha karmaşık olaylar söz konusudur. Metallik miktarı, hızlı dönmesi, manyetik alanı gibi bazı fiziksel parametreler, grafikteki sonuçları etkileyecektir. Fakat HR diyagramının bu hali, yıldızlar hakkında genel bir bilgi edinmek adına çok fazla şey anlatır. Bu yüzden genellemeler yapıyoruz, fakat genellemeler yaptığımızı her zaman hatırlayın.

Burada yalnızca anakol üzerinden konuşmamızın sebebi, HR diyagramının evrime duyarlılığıdır. Yıldızlar, evrimlerinin farklı aşamalarında, farklı süreçlerden geçtiklerinden, fiziksel ilişkiler de değişim gösterecektir. Fakat astrofizikte, basit yaklaşımlar yapmak adına kütle-ışınım gücü gibi birçok ilişki kullanırız.


Evrimsel Aşamalar

HR diyagramı, yıldız evrimini anlamada kilit bir rol oynar. Yıldızlar, ne olursa olsun, yıldız olarak hayatlarına başladıkları anda, ilk önce hidrojeni yakmaya başlarlar. Bunun sebebini anlamak oldukça önemli, o yüzden işin arka planında neler olduğunu biraz tartışmakta fayda var.

Yıldızı oluşturan gaz ve toz bulutu çöktükçe, kütle çekimsel potansiyel enerjinin bir kısmı, Virial Teoremi'ne göre, gazı ısıtmak için harcanır. Bu yüzden bulut çöktükçe, sıcaklık artmaya başlar. Sıcaklık, çekirdek kısmında daima daha fazladır, çünkü çekirdek daha fazla çöker. Nükleer tepkimeler ise, sıcaklığa aşırı duyarlıdır ve en kolay gerçekleşen nükleer füzyon reaksiyonu, diğerlerine göre ihtiyaç duyduğu düşük sıcaklık sebebiyle, hidrojenin helyuma dönüşümüdür. Dolayısıyla ilk önce hidrojenin füzyonu başlar ve hidrojenin yanması, helyuma göre oldukça kararlıdır. Ne kadar süre boyunca yıldızın hidrojeni ana enerji kaynağı olarak kullanacağı o yıldızın temelde kütlesine bağlıdır. Çünkü ne kadar fazla kütle, o kadar fazla çökme, o kadar fazla sıcaklık, o kadar fazla reaksiyon olasılığı demektir. Eğer reaksiyonları çabuk gerçekleştirirse, yakıtını kısa sürede harcar. (Bkz. Virial Teoremi)

Burada atlanmaması gereken en önemli ve belki de çok karıştırılan bir nokta, hidrojenin tamamının dönüşmediğidir. Ağır elementler oluştukça, bu elementler merkezde birikeceğinden, hidrojen zamanla merkezin dışında kalmaya başlar, dolayısıyla daha soğuk katmanlara itilerek reaksiyonunu durdurur. Fakat bunun da reaksiyonu tamamen durdurmadığına dikkat edin, özellikle yıldız evriminden konuşurken, hidrojen kabuk yakma gibi bir ifade kullanırız. Hidrojen, merkezin etrafındaki bir kabukta yanmaya devam edebilir. Fakat yine de, tüm hidrojenin kullanması asla söz konusu değildir. Güneş'in ikinci nesil bir yıldız olduğunu düşünecek olursak, bu kadar fazla hidrojen barındırıyor olmasını bu duruma bağlayabiliriz.

Hidrojeni yakmaya başlayan bu yıldızlar, anakola otururlar. Yani anakol üzerinde gördüğümüz yıldızlar, baskın enerji kaynağı olarak hidrojeni yakıyorlar. Burada önemli bir diğer nokta da, anakolun bir çizgi ya da eğri olmaktan öte, bir bant şeklinde olduğudur. Yani bir kalınlığı vardır ve yıldız anakol ömrü boyunca bu bantta hareket ederek yarıçapını ve ışınım gücünü artırır. Fakat bunların miktarı, her etkin sıcaklık değerine karşılık düşen yıldız için farklıdır, hepsi aynı eğriyi takip etmez.

sun_evolutinary_track_turkce
Figür 3: Güneş'in evrimi sırasında HR diyagramında izlediği yol.15

Örneğin Güneş'in yarıçapının ve ışınım gücünün zamanla artmasını ele alalım. Proton-proton çevrimine göre, 6 parçacık (4 proton ve 4 elektron) birleşerek 1 parçacık oluşturur (1 He ve 2 elektron). Dolayısıyla ortalama molekül ağırlığı artar ve ideal gaz denklemine göre bu durum, kütle çekimsel çökme ile sonuçlanır. Çökme sonucunda ortaya çıkan enerjinin bir kısmı kaçarken, bir kısmı da iç enerji olarak depolanır ve bu da ortamdaki parçacıkların kinetik enerjisini artırır. Nükleer tepkimeler, sıcaklığa aşırı duyarlı olduğundan, bu durum nükleer tepkimelerin artmasıyla, yani ışınım gücünün artmasıyla sonuçlanır. Yarıçapın artması ise, Güneş'in bu sırada bir bütün olarak gittikçe ısınmasından kaynaklanır (ısındıkça genleşen bir top olarak düşünebilirsiniz.)4

Soldaki grafikte, Güneş'in evrimi sırasında HR diyagramında izlediği yol gösterilmiştir. 10 milyon yıl gibi, ömrüne nazaran kısa bir sürede anakola yerleşen Güneş, anakolda yaklaşık 9.5 milyar yıl kalır. Ardından kırmızı dev evresine geçerek, burada da 2 milyar yıl geçirecektir. Kırmızı dev aşamasından sonra, atmosferinin dış katmanlarını uzaya salarak, gezegenimsi bir bulutsu oluşturur ve geriye sıcak bir çekirdek olan beyaz cüce bırakır.


Kararsızlık Kuşağı

Yıldızların hepsi hidrostatik dengede değildir, bazıları iç yapılarındaki kararsızlıklar sebebiyle zonklama yaparlar, yani büyüyüp küçülürler. Bu büyüyüp küçülme, parlaklıklarında değişim meydana getirir, bu sebeple değişen yıldızlar olarak adlandırılır ve kendi içlerinde Delta Scutiler, RR Lyrae ve Cepheidler gibi birçok türe ayrılır.

instability_strip_duzeltilmis_turkce
Figür 4: HR diyagramı üzerinde kararsızlık kuşağı.14

Kararsızlık kuşağı A ve F tipi yıldızların anakolunun bulunduğu bölgeden başlayarak (1-2 Güneş kütlesi), G ve K tipi süper devlere kadar uzanır.

Cepheidler ışıtmaları ile zonklama periyotları arasında bir ilişki barındırır. Uzaklık belirlemede, ışıtmanın bilinmesi önemli bir rol oynar, çünkü yıldızların gözlenen parlaklıkları aramızdaki mesafe arttıkça azalır. Bu azalma miktarı, doğrudan aramızdaki mesafe ile ilişkili olduğundan, ışıtma gücü bilinen bir cismin gözlemi ile mesafe ölçülebilir. Cepheidlerin zonklama dönemi bize ışıtmayı verdiğinden, Cepheidler iyi bir uzaklık belirtecidir (standart mumlardır). Böylelikle Cepheid gözlemleri sayesinde kozmolojik ölçümler yapılabilir, bunlardan biri, evrenin genişleme miktarını belirten Hubble sabiti (parametresidir).


Uzaklık Ölçümleri

Yıldızlar, yaşamlarının çoğunu anakol üzerinde geçirdiklerinden, gözlemleyeceğimiz bir yıldızın anakol evresinde olması oldukça olasıdır. Açık kümeler üzerinde yapacağımız gözlemlerde, onlarca yıldızı bir arada görebiliriz. Bu yıldızlar, aynı gaz ve toz bulutunun ürünü olduklarından, yaşları ve materyal içerikleri birbirlerine çok benzerdir. Aynı zamanda kümenin elemanlarının birbirleri arasındaki mesafe, bizim kümeye olan mesafemize göre çok küçük olduğundan, kümenin her bir üyesini bizden yaklaşık olarak aynı uzaklıkta varsayabiliriz.

Bu gözlem, bize önemli bir avantaj sağlar. Eğer bu açık kümenin yıldızlarını gözleyip, HR diyagramındaki konumlarını noktalarsak, bir anakol oluşmasını bekleriz. Bu anakol, bizim teorik anakolumuz ile aynı olmak zorundadır. Fakat yıldızlararası ortamda bulunan gaz ve toz, farklı dalga boylarındaki ışığın farklı miktarlarda saçılmasına ve soğurulmasına sebep olarak, olması gerekenden daha kırmızı görünmesine sebep olur. Bu etki, yıldızlararası kızıllaşma olarak bilinir. Yani anakol, bulunması gereken konumdan, daha sağa ötelenmiş bir biçimde çıkacaktır. Bu ötelenme miktarı, ortamdaki gaz ve toz bulutunun etkisi bilindiği takdirde, kümenin uzaklığını belirlemek için kullanılabilir. Bu noktada HR diyagramının kendisi yerine, B-V gibi renk belirteçleri kullanılır, fakat sistem aynı temel mantığa dayalıdır.5

Ögetay Kayalı


Referanslar
1. K. S. De Boer & W. Seggewiss, Stars and Stellar Evolution
2. Melike Afşar, Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Solar System Ders Notları
3. Mutlu Yıldız, Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Astrofizik Ders Notları
4. Mutlu Yıldız, Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Güneş Fiziği Ders Notları
5. Serdar Evren, Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Işık Ölçüme Giriş Ders Notları
6. Zeynep Bozkurt, Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Yıldız İç Yapısı ve Evrimi Ders Notları
7. <http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/Z/Zero+Age+Main+Sequence>
8. <http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/herrus.html>
9. <http://astro.unl.edu/naap/hr/hr_background1.html>
10. <http://astro.unl.edu/naap/hr/hr_background3.html>
11. <http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/lumclass/lumclass.html>
12. <http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/H/Hertzsprung-Russell+Diagram>
13. Figür 1: <http://www.osservatoriofeynman.eu/kalos/wp-content/uploads/2014/10/h-r-diagram.jpg>
14. Figür 2: <https://en.wikipedia.org/wiki/File:HR-diag-no-text-2.svg>
15. Figür 3: <http://chandra.harvard.edu/edu/formal/variable_stars/bg_info.html>

Ögetay Kayalı

Astronom. Özel ilgi alanı teorik kozmoloji, özellikle Einstein'ın görelilik kuramının modifiye edilmesi (modified gravity) üzerine uğraşıyor. Bunların yanında ender bulduğu zaman aralıklarında kafasına esince programlama, 3B modelleme, makineler, tasarım, fotoğrafçılık, resim ve satranç ile de ilgileniyor.

Ögetay Kayalı 120 makale yazdıÖgetay Kayalı tarafından yazılan tüm makaleleri gör