KİM HANGİ SINIFTA?

AstroNotlar’dan, merhaba! Bu haftaki konumuz yıldızların tayflarına göre sınıflandırılması. Geçtiğimiz haftalarda tayf nedir ve yıldız tayfından nasıl bilgiler elde edebiliriz gibi konulara değinmiştik. Bu hafta işin biraz daha derinine inip sınıflandırma konusuna değinelim istedik. 

Taksonomi yani sınıflandırma yaparken benzer nitelikte olanları gruplandırıyoruz. Tayfsal sınıflandırmada bu süreç nasıl işliyor? Nereden başlıyoruz?

Yıldızların tayfsal sınıflandırılması dediğimiz zaman aklımıza 7 harf geliyor. O-B-A-F-G-K-M. İngilizcede bu harfleri ve sıralamayı akılda tutmak için bir çok tekerleme mevcuttur, en basitinden Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me. Peki nedir bu OBAFGKM?

Harvard College Gözlemevi (Kaynak: Forbes)

Bu noktada tarihte bir yolculuk yapmamız gerekecek. 1660’lı yıllarda Newton’un tayfı keşfetmesinin ardından 1800’lü yılların ilk yarısında Fraunhofer’in de Güneş ve bir kaç yıldızın tayfı üzerindeki çalışmalarıyla kısa zaman içerisinde çok sayıda yıldız tayfı birikmişti. İlk sınıflandırmayı yapan kişinin Secchi olduğunu söylemek çok da yanlış olmaz, tayfları yıldızların rengine ve tayftaki soğurma çizgilerinin şiddeti ve genişliğine göre sınıflandırdı. Daha sonra 1885 yılında Pickering’in gözetiminde Harvard College Gözlemevi’nde 10.000’den fazla yıldız tayfının sınıflandırılmasına başlandı. New York’lu bir doktor, amatör astronom ve aynı zamanda fotografik spektroskopinin öncülerinden olan Henry Draper’ın anısına bir fon ile bütçelendiği için ortaya çıkan kataloğa da Draper kataloğu adı verildi. Henry Draper aslında Vega yıldızının ilk fotografik tayfını elde eden ve Orion yani Avcı bulutsusunun da ilk fotoğrafını çeken kişidir. Tabii ortaya çıkan katalog da Draper’in şanına yaraşır bir önemde oluyor. Ne var ki o yıllarda günümüz teknolojisi ve bilgisayarları olmadığı için bu sıkıcı işi yapacak bir ekibe ihtiyaç vardı. İşte bu noktada astronomi ile ilgilenenlerin mutlaka duymuş olduğunu düşündüğümüz “female computers” yani “bilgisayar kadınlar” devreye giriyor. 

Avcı Bulutsusu’nun ilk fotoğrafı (Kaynak: Forbes)

Hatta kadın bilgisayarları anlatan bir film de vardır. Big Bang Theory’de severek izlediğimiz Jim Parsons da bu filmde yer almaktadır. Film hem bilgisayar kadınlar, hem de ırkçılık konularına değinen çok güzel bir filmdir ancak tam olarak Draper kataloğuna değinmez. Yine de “Hidden Figures” filmini dinleyenlere öneririz.

Bilgisayar Kadınlar (Kaynak: Timmytelescope)

1890 yılında tamamlanan Draper kataloğunun hazırlanmasında emeği geçen kadın bilgisayarlar Williamina Fleming’in gözetiminde çalışıyorlardı. Secchi’nin Hidrojen soğurma çizgilerinin şiddetine göre kurmuş olduğu 4 kategoriye ek olarak Draper’in A’dan M’ye kadarki harfleri kullanarak yaptığı sınıflandırma yönteminin üzerine yeni sınıflandırmayı inşa ettiler. Fakat güney yarım küreden gözlemlenebilen yıldızların yüksek çözünürlüklü tayfları da işin içine girince, eldeki örnek sayısı oldukça artmış oldu ve basit bir sınıflandırma yeterli gelmedi. Bu noktada yardıma yetişenler Henry Draper’in yeğeni Antonia Maury, Annie Jump Cannon ve Henrietta Swan Leavitt’in de aralarında olduğu, konusunda uzman astronomlar oldu. 1901 yılında Annie Jump Cannon’un yaptığı revizyonda çoğu harf listeden çıkarılmış, geriye sadece A,B,F,G,K,M ve O kalmıştı. Sonrasında her harf sınıfını kendi içinde 10’a böldü, 0’dan 9’a kadar alt sınıflar oluşturdu ve son olarak da sıralamayı, Hidrojen çizgisini şiddeti yerine, yıldızların sıcaklığına göre, azalan bir şekilde yaptı ve bugün OBAFGKM olarak bildiğimiz Henry-Draper sınıflandırması ortaya çıkmış oldu.

Williamina Fleming

Yani işin temelini yapanlar arasında Annie Jump Cannon,  Henrietta Leavitt ve Williamina Fleming gibi kadınlar olmasına rağmen sınıflandırmaya adını veren yine erkekler olmuş. Buna benzer olarak  bilimde hakkı yenmiş diğer kadınlarla ilgili daha önce sevgili Emine’nin hazırlamış olduğu Bilim Kadınları bölümünü hatırlatarak konumuza dönecek olursak, bu 7 sınıfın özelliklerine kısaca bir bakalım. Şimdiye kadar, genel itibariyle yıldızın sıcaklığına göre tayfında gözlemleyebileceğimiz element ve molekül çizgilerinin çeşitlilik gösterdiğini öğrenmiş olduk. İlk sınıflandırma Hidrojen’in soğurma çizgi şiddetine göre yapıldığı için A türünde bunun en baskın özellik olduğu da kolaylıkla aklımızda kalır. Sıralamayı sıcaklığa çevirip hangi elementlere ait çizgilerin hangi sıcaklıkta görüleceğini OBAFGKM sırasıyla akılda tutmak bana zor gelmiştir hep. O nedenle OBAFGKM’nin sıcaklık sıralaması olduğunu bilip, söz konusu tayfta göreceğimiz element çizgileri olduğunda alfabetik olarak önce Hidrojen çizgisinin varlığı ve şiddetinin göz önüne alındığını akılda tutmak işi kolaylaştırıyor diyor düşünüyoruz. 

Kadın astronomlar (Kaynak: Sciencefriday)

Fakat elementlerin görünmesine göre ilerleyecek olursak kimyasal olarak aykırı yıldızlar bu sıralamayı bozar. Her ne kadar tayf sınıflandırmasını akılda tutmak için gözlemlenen çizgilere göre yapılmış ilk sınıflandırma pratik gibi gözükse de, kimyasal aykırı yıldızların varlığı nedeniyle sıcaklık sıralaması daha doğru bir yöntemdir. 

Peki yıldızların sıcaklığının yanı sıra ışınım miktarları, yarı çapları, kütleleri de onları sınıflandırmamızda önemli parametreler değil midir? Öyle tabii. Kadın bilgisayarlarla birlikte bu sınıflandırma işine girişen Maury 1897 yılında biraz daha karmaşık diyebileceğimiz bir sınıflandırma daha yapmıştır. Burada kısmen sıcaklığı kısmen de tayf çizgilerinin genişliklerini ele aldı ve yaptığı bu çalışmaya Ejnar Hertzsprung’un makalelerinde atıfta bulunmasıyla bu sisteme de Hertzsprung’un adı verildi. Aslında aynı zamanda ama bağımsız olarak benzer bir sınıflandırma yapan bir kişi de Henry Norris Russell idi. Bu iki kişinin makalelerinde kullandıkları diyagramlar birbirine fazlasıyla benzer yapıda olduğu için yıldızları ışınım gücü ve yüzey sıcaklıklarına göre sınıflandıran bu diyagrama Hertzsprung – Russell diyagramı adı verildi. Bu sırada Pickering ile anlaşmazlıkları ve adamın bu sınıflandırmayı kullanmayı kabul etmeyişi üzerine 1922 yılında Maury ekipten ayrılıp Harvard Gözlemevi’ne Harlow Shapley ile çalışmaya döndü. 1920’lere gelindiğinde astrofiziğin temelini inşa edecek önemli gelişmeler elde edilmişti. Örneğin Max Planck’ın karacisim ışıması, Niels Bohr’un atom yapısına dair keşifleri, Megh Mad Saha’nın atomik iyonizasyona ilişkin kuramları ve Herzsprung-Russell’ın kütle ışınım gücü ilişkisini keşfi gibi birçok temel elimizin altındaydı. Yani ampirik, deneysel olarak gördüğümüz ilişkileri artık matematiksel formüllerle ve fiziksel süreçlerle anlayabilir hale gelmiştik.

HR diyagramı bize yıldızların kütlelerinden yarıçaplarına, sıcaklıklarından ışınım güçlerine ve hatta evrimsel durumlarına kadar birçok bilgi sağlar. Fakat şimdi HR diyagramının özelliklerinden çok tayf sınıflarına değinmemiz daha doğru olur. 

Hertzsprung-Russell Diyagramı (HR Diyagramı) | Rasyonalist Bilim
HR Diyagramı (Kaynak: Rasyonalist)

Yatay eksende sıcaklığı yerleştirdiğimiz bu grafikte en solda en sıcak yıldızlar olan O türü yıldızlar var, bildiğimiz en sıcak en yüksek kütleli ve evrendeki en kısa ömürlü yıldızlar. Bunların sıcaklığı genellikle 30.000 Kelvin’in üzerinde, kütleleri de Güneş kütlesinin 16 katından fazla olur. Mavi dev dediğimiz bu yıldızlar kısa yaşamlarının sonunda devasa kütleleri nedeniyle bir süpernova patlaması ile ölür ve kalıntıları da çok ufak ama aşırı yoğun bir nötron yıldızı veya bir karadelikten ibarettir. Bu aşırı parlak yıldızlar oldukça nadir görülür, örneğin Samanyolu’nda sadece 20.000 adet oldukları tahmin ediliyor. Bunların hemen yanında B türü yıldızlar var. Bu mavi-beyaz yıldızlara hem Ülker açık kümesinden hem de Avcı takımyıldızından aşinayız aslında. O türüne göre biraz daha az kütleli oldukları için biraz daha uzun yaşayacaklarını tahmin etmek güç değil. Bu tür yıldızların tayfında nötr Helyum çizgilerinin baskın olduğu görülür, alfabetik konumuna bakarsak bir miktar Hidrojen çizgisi de görmeyi beklersek yanlış olmaz. 

Sirius, Vega, Deneb, Altair gibi bir çok parlak ve ünlü yıldız A türündendir. Bu tür yıldızlar evrimlerinin ileri safhalarında illa ki bir dev haline gelecek ve HR diyagramında boylu boyunca bir gezintinin ardından aşırı yoğun birer beyaz cüce olarak yaşamlarını sonlandıracaklar. Kütleleri Güneş kütlesinin 2-3 katı civarında olan bu yıldızların kimileri etraflarına fırlattıkları madde ile bizim için fotoğraflanması muhteşem gezegenimsi bulutsular da meydana getirebilir. Bu tür yıldızların tayfında Hidrojen çizgilerinin baskın olduğunu söylememize gerek yok sanırım artık.

Güneş’imizin de içinde yer aldığı G’den hemen önce F tayf türü var, işin aslı F’ye çok fazla vakit ayırmaya gerek olmadığını düşünüyoruz. Bu Tayf türünde Ca II çizgilerinin baskın olduğunu ve milyarlarca yıl yaşadıklarını söyleyebiliriz kısaca. 

Senin de dediğin gibi Güneş’in tayf türü olduğu için tayfsal sınıflandırmada belki de en iyi çalışılmış ve en iyi anlaşılmış tayf türü olduğunu söyleyebiliriz. Gece gökyüzünde G türünden bir yıldız görmek istersek Arabacı takımyıldızının en parlak üyesi ve bir çoklu sistem olan Capella’ya bakmak uygun olabilir. Dört yıldızdan oluşan Capella sistemindeki yıldızlardan ikisi G türündendir. Tabii bu yıldızları çıplak gözle ayrı ayrı görmemiz ne yazık ki mümkün değil. G türü yıldızlar yaklaşık 6000 Kelvin sıcaklığı ile görece soğuk diyebileceğimiz, HR diyagramının ortasında yer alan yıldızlardır. Güneş tipik bir G yıldızı olduğu için, gerek kütle gerek yarıçap gerek parlaklık olarak Güneş’i G türünün temsilcisi olarak varsaymak çok da yanlış olmaz. 

K ve M türü yıldızlar soğuk yıldızlar olarak da biliniyor. K türünden yıldızların kütleleri Güneş’inkinin yarısı civarında ve buna bağlı olarak da ömürleri epey uzun oluyor, 20 milyar yıl kadar. Fakat evrenin yaşı bile o kadar değil! O nedenle bu yıldızların evriminin ileri aşaması için gözlemsel bir bilgimiz yok ama kuramsal çalışmalar tabii ki mevcut. Bilinen yıldızlardan bir örnek vermek gerekirse Çoban takımyıldızının en parlak yıldızı olam Bootes’in K türü bir yıldız olduğunu söyleyebiliriz.

Temel tayf türlerinin sonuncusu olan M’ye gelirsek bunların en soğuk, en düşük kütleli ve en uzun ömürlü yıldızlar olduğunu söylersek çok da yanlış olmaz. Kütleleri düşük ama söz konusu bu yıldızların yarıçapı olduğunda pek de ufak oldukları söylenemez. M türü yıldızların en ünlüsü geçtiğimiz yıl acaba bir süpernova gösterecek mi diye bizi heyecanlandıran Betelgöz, bir kırmızı dev olmasına rağmen küçük kütlesi ve yüksek ışınım gücü yani şiddetli parlaklığı ile kendisini herkese gösteren bir yıldız. M türünün sonlarına gittiğimizde artık karşımıza çıkanlara yıldız değil de kahverengi cüce diyoruz. Bugün tayfsal sınıflamanın geçmişine değindik ve kabaca temel sınıfların özelliklerine baktık. Tayfsal sınıflamada ışınım gücüne göre yapılmış alt grupları, kimyasal farklı türleri ve HR diyagramındaki ana grupları da başka bir bölümde inceleriz. Bu bölümün sonunda yıldızların tayfsal özelliklerine göre 7 ana gruba ayrıldığını ve bunların sıcaklık sıralamasının OBAFGKM şeklinde olduğunu öğrendinizse bence amacımıza ulaştık diyebiliriz. 

Yayınımızı bitirmeden önce bir de AstroNotların 2021 gelişmelerini yeniden hatırlatmak istiyorum. Bildiğiniz gibi, 2021 itibariyle aylık takvimler yapmaya başladık. Emre Erkunt’un astrofotoğrafını çektiği Ruh Bulutsusuna ev sahipliği yapan Mayıs ayı takvimimiz ile telefon veya masaüstü arka planlarınızı şenlendirmek isterseniz sitemizi ziyaret edebilirsiniz. Poster şeklinde tasarladığımız bu takvimleri çıktı da alabilirsiniz. İkinci haberimiz ise yine yeni yapmaya başladığımız Kayıt Dışı bölümler! Yayınlarımızı kaydederken kayıt sırasında kırpılan ve eğlendiğimiz anlarımızı da dinleyicilerimizle buluşturmak istedik. Kayıt Dışı seslerimizi dinlemek için sosyal medyadan bizi takip etmeyi unutmayın!

astronotlar.space@gmail.com e-posta adresimize konuştuğumuz içeriklere dair düşüncelerinizi ve değinmemizi istediğiniz konuları yazabilir, bir kitap, link veya bilgi paylaşımında bulunabilirsiniz. Sosyal medya hesaplarımızı Instagram ve Twitter’dan “astro_notlar” olarak takibe almayı unutmayın! Facebook’tan vazgeçmem diyenler ise bizi AstroNotlar sayfasında bulabilirler. Gelecek hafta görüşünceye dek, gökyüzüne iyi bakın, hoşçakalın!

E-posta: astronotlar.space@gmail.com
Facebook: facebook.com/astronotlar.space
Instagram: instagram.com/astro_notlar
Twitter: twitter.com/astro_notlar
Anchor: anchor.fm/astronotlar

KAYNAKLAR

https://www.handprint.com/ASTRO/specclass.html

https://www.unitronitalia.com/prodotti/spectroscopic-atlas-3_0-english.pdf

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak.