Astronomi ve Uzay Bilimleri

Yıldızları incelemede bilinmesi gerekenlerin başında onların parlaklıkları gelir. M.O. ikinci yüzyılda Hipparchus (Hiparkus) çıplak gözle görebildiği yıldızların parlaklıklarını kadir aralıkları denen beş aralığa böldü; en parlak yıldızı 1 inci kadir, en sönük yıldızı 6 inci kadir olarak sınıfladı. Yıldızların gökteki konumlarını ve parlaklıklarını içeren ilk gerçek katalogu hazırladı, örneğin Büyük Ayı’nın yıldızlarının çoğu ve kutup yıldızı 2. kadirden, Küçük Ayı’nın   tavasının   sapındakiler    4. kadirden,    tavasının    en    sönüğü    5. kadirdendir. (“Kadir birimi,, rakamın üzerine yazılan m harfi ile gösterilir. Örneğin, 2m ikinci kadir; 3m 6 üç onda altıncı kadir demektir.   Bugün 5m ve 6m yıldızları Ay’sız, iyice karanlık bir gecede görebilmek için şehrin ışıklarından uzaklaşmak gerekir.)

Bugün, teleskoplar sayesinde, 6m den daha sönük milyarlarca yıldız olduğunu biliyoruz. Bunların parlaklıkları, Hipparchus ölçeğini de koruyarak, fakat kişinin göz yeteneğine bağlı olmayan, iyi tanımlanmış çağdaş aletlerle ölçülen sayısal kadir sınıfına dayandırılmıştır. Birkaç örnek Çizelge 4.1′de verilmiştir.

Yıldız parlaklıklarını ölçmek için temelde iki çeşit çağdaş yöntem vardır. Birincisi 19. yüzyıl sonlarında başlayan ve bugün çok daha duyarlı hale getirilen fotoğraf çekme yöntemidir. Bir yıldızın görünen parlaklığı, fotoğraf filmi (genellikle cam) üzerinde oluşturduğu görüntünün büyüklüğünden bulunabilir. Parlak bir yıldızın film üzerinden görüntüsü sönük yıldızın görüntüsünden daha büyük olur(Şekil 4.12). Bunlar “fotografik ışık ölçer” diye bilinen aletlerle ölçülürler. Büyük teleskoplarla ya da daha uzun poz süresi ile çekilen fotoğraflarla daha sönük yıldızlar kaydedilebilir.

Daha duyarlı ikinci yöntem “fotoelektrik ışık ölçümü” yöntemidir. Işık fotonları ışığa duyarlı bir yüzeye düştükleri zaman, yüzeyden elektron koparırlar. Ne kadar çok foton düşerse o kadar çok elektron kopardır Bu elektronlar bir iletken telle toplanırsa elektrik akımı oluşur. Bu akımın şiddeti, ışığa duyarlı yüzeye düşen ışığın şiddetinin bir ölçüsüdür. Teleskop, ışığı (parlaklığı) ölçülecek yıldıza yönlendirilir, teleskopun topladığı şık lotokatlandırıcı” denen bir aygıtın duyarlı yüzeyine düşürülür. Fotokatlandırıcıda oluşan küçük akım bir yükselteçle ölçülebilir düzeye yükseltilir. Elektronik teknolojisinin son yıllardaki gelişmesi sonucu bu yöntem, TV görüntüsü çekmeye benzer biçimde, fotoğraf çekiminde de kullanılmaktadır.

19. yüzyıl gök bilimcileri, birinci kadirden yıldızların altıncı kadirden yıldızlara göre 100 kat daha parlak olduğunu buldular. Kadir farkı 5 iken parlaklık oranının 100 olması demek, kadir farkı 1 iken parlaklık oranının 2.512 olması demektir. Çünkü,

(2.512) (2.512) (2.512) (2.512) (2.512) = 100

Bir yıldız diğerinden 2^m kadir daha parlaktır demek, (2.5) (2.5) = 6.3 kere daha parlaktır demektir. Kadir farkı ile parlaklık oranı arasındaki ilişki kesin matematiksel formülle ifade edilebilir. Eğer a yıldızının ölçülen ışık şiddeti La, b yıldızının ölçülen ışık şiddeti Lb ve bunlara karşılık gelen kadir değerleri, ma ve mb ise, aradaki bağıntı şudur :

La/Lb= 10^04(mb-ma)

  mb – ma=5 iken La/Lb>=100 olduğunu kolayca kanıtlayabilirsiniz.

  Bu ifadenin çok kullanılan biçimi ve matematiksel eş değeri şöyledir:

mb – ma=2.5 log-Log La/Lb

a yıldızı Standard olarak seçilirse, yukarıdaki yöntemlerle ölçülen Lb den mb hesaplanır, böylece bütün yıldızların kadirleri standart yıldıza (ya da yıldızlara) ayarlanmış olur.

Bu şekilde tanımlanan matematiksel kadir sınıfına göre, Hipparchus’un 1. kadir sınıfına koyduğu yıldızlardan bir kısmı, aslında sıfırına kadirden ya da daha parlaktır. Bugün en büyük teleskoplarla 29 uncu kadire kadar yıldızları kaydetmek (ölçmek) mümkündür. 29 ncu kadirden bir yıldız; 1 nci kadirden bir yıldızdan yaklaşık 160 milyar kere daha sönük, gözün görme sınırı olan 6 nci kadirden 1,6 milyar kere daha sönüktür.

to “Yıldızların parlaklıkları”