YILDIZLAR BİRBİRİNDEN NASIL FARKLI OLURLAR?
Modern çağlara gelinceye kadar yıldızları birbirinden ayırt etmenin temel yolu, onların parlaklıklarına bakmaktı. Yıldızları parlaklıklarına göre ilk kez sınıflandıran Eski Yunanlı gökbilimci Hipparchus’tu. Gökteki en parlak yıldızlardan yirmisi birinci kadir’dedir. Soma azalan parlaklık dereceleriyle ikinci, üçüncü, dördüncü ve beşinci kadirde yıldızlar yer alır. Altıncı kadir derecesindeki yıldızlar çıplak gözle güçlükle görülenlerdir.
Bir yıldızın parlaklığı günümüzde kadirin küsuratına kadar duyarlılıkla ölçülebilir. Bir yıldızın 2,3 ya da 3,6 kadir derecesinde olabilir. Her bir kadir derecesi bir önceki dereceye göre 2.512 katı daha fazla parlaklığı temsil etmektedir. Yani 2,0 kadirdeki bir yıldız 3,0 kadirde olana göre 2.512 katı daha parlaktır ve bu durum böylece sürer gider.
Birinci kadirdeki yıldızlardan bazısı öylesine parlaktır ki, onlara 0 ya da eksi kadirler bile verilebilir. En parlak yıldız olan Sirius’un (ya da Akyıldız Çeviren) kadiri 1,47’dir. En parlak gezegen Venüs’ün kadiri -4, dolunayın kadiri 12 ve güneşimizin kadiri -26’dır. Ancak teleskopla görülebilen bazı sönük yıldızların kadirleri 7 ve 8’e kadar inerken kimi pek sönük yıldızların kadiri 20 ve hatta daha aşağısına kadar düşebilir.
Bir yıldız ötekinden daha fazla ışık yaymadığı halde bize daha yakında bulunduğu için daha parlak görünebilir. Göreceli olarak sönük bir yıldız aslında daha parlak olması gereken ama da-
ha uzakta bulunan bir yıldızdan çok daha parlak olarak gözlemlenebilir.
Bir yıldızın uzaklığı ile kadir derecesini bilirsek onun gerçek parlaklığını hesaplayabiliriz. Bu konuda standart kabul edilen uzaklığın 10 parsek (ya da 32,6 ışık yılı) olduğunu varsayalım. Ve yıldızın bu uzaklıkta ne denli
parlak olduğunu bulmaya çalışalım. Bu ölçüm işine salt parlaklık denilmektedir.
Sözgelişi güneşimiz 10 parsek uzaklıkta olsa, kadiri yalnızca 4,6 olacak ve böylece güneş pek parlak bir yıldız sayılmayacaktı. Sirius aynı uzaklıkta bulunsa kadiri 1,3 olacak ve gene de parlak yıldızlardan biri gibi benimsenecekti. Ancak, Sirius’tan daha parlak yıldızlar da vardır. Örneğin, Orion takımyıldızındaki Rigel yıldızının salt parlaklığı -6,2’dir ve bu yıldız güneşten 20.000 katı daha parlaktır. Ama, çok parlak yıldızlar ender bulunur. Sayıları az olduğu için dikkati çekerler. Ve yıldızların onda dokuzu güneşemizden daha az parlaktır.
1914 yılında Amerikalı gökbilimci Herry Norris Russell (1877-1957) yıldızların düzenli bir dizi şeklinde, hiç değilse yüzde 95’inin böylece sıralanabileceğim gösterdi. Bir yıldızın kütlesi büyüdükçe o yıldız daha parlak ve kızgın sıcaklıkta oluyordu. Çoğu yıldız kütlesi küçük ve soğuk’tan parlak ve büyüğe; ya da beyaz-sıcak ve parlak diye nitelenerek ana sıralama üzerinde yer alıyordu.
Güneşin merkezindeki sıcaklığı hesaplamış olan İngiliz gökbilimcisi Eddington ana sıralamanın doğasım açıkladı. Bir yıldızın kütlesi daha fazla olunca, daha büyük bir çekim gücüyle içerdiği maddeleri merkezine doğru çeker. Ve merkezindeki daha
yüksek ısı, bu gücü dengelemelidir. Yıldızın merkezindeki büyük sıcaklıkla bu yıldız daha fazla ışık ve ısı yayar. Diğer bir deyişle bir yıldızın kütlesi arttıkça o yıldız daha parlak olmalıdır. Buna Ki’ıtleparlaklık Yasası denilir.
Ancak, bir yıldızın sıcaklığı kütlesinden daha hızlı artar. Bu yüzden bir yıldız yeterince fazla kütleli ise, iç sıcaklığı öyle yüksek ve dışa doğru itişi öylesine güçlüdür ki, yıldız bu durumda dengesiz ve patlaması olası bir hale gelir. Bu yüzden kütlesi güneşimizin 60 katından çok olan yıldızlar büyük olasılıkla varlıklarım sürdürümezler.
Öte yandan yıldız daha az kütleli olunca onun gösterişsiz çekim gücünü dengede tutabilmek üzere merkezinde daha düşük bir sıcaklık bulunmalıdır. Bir yıldız yeterince küçükse merkezindeki sıcaklık derecesi öyle düşük olur ki, o yıldız artık parlamaz. Güneşimizin kütlesinin onda birinden az kütleli bir gökcismi karanlık olacak ve sözcüğün tam anlamıyla yıldız sayılmayacaktır.
Gene de böyle başarısız sayılan yıldızların kütlesi, güneş sistemindeki en büyük gezegen olan Jüpiter’in kütlesinin yüz katı kadar olabilir. Bu yıldızlar sıcaktır ve görünen ışıktan daha enerjili olan kızılaltı ışınların ışınımım yaparlar. Böyle yıldızlara kahverengi cüceler adı verilir. Saptanmaları güçtür. Gene de onları saptamaya çalışan gökbilimciler kahverengi cücelerin sayısının çok fazla olduğunu varsayıyor ve gerçekten öyleyse onların evrenin doğasım etkilediğini düşünüyorlar. Bir yıldız, yapısının bir bölümü olanak yeterli hidrojen yüküne sahip oldukça, hidrojen atomlarının füzyonu işlemiyle sürekli ışınım üretecek ve o yıldız ana sıralama üzerindeki yerinde kalacaktır.