|
Bu soruyu daha da genişletmek mümkün. "Yıldızların bizden
uzaklıkları
ne kadar?" veya "çapları ne kadar?"
ya da "yaşları ne?"
gibi. Ama önce "tahmini" ile "kesin" arasından
hangisini kullanmamız gerektiğine bir değinelim.
Hiç bir fiziksel ölçüm kesin değildir.
Önemli olan ölçümde
yapılan hatanın ne kadar büyük olduğu. Bugün
elektronun
kütlesini yaklaşık 10 milyonda bir kesinlikte
biliyoruz. Bunu "elektronun
kütlesi için tahminimiz
gerçek değerinden en fazla 10 milyonda biri
kadar farklı" şeklinde ifade etmek de mümkün.
Hiç bir zaman 'elektronun kütlesinin kesin
değeri bu'
diyemeyiz.
Aynı şey yıldız kütleleri için de
geçerli. Aradaki tek fark, yıldızlar için hata
payının "biraz" büyük olması. Bazı yıldızlar
için bu "biraz",
gerçek değerle ölçülen arasında bir kaç kat fark
olması anlamına gelebilir.
Hata oranının bu kadar büyük
olmasının tek nedeniyse yıldızların, bizim
istediğimiz deney koşullarına sokulamaması.
Fakat yeni yöntemler geliştirildikçe, bu hata
payının gittikçe azaltılması mümkün. Örneğin,
geçtiğimiz yüzyılın başında yapılan elektronun
kütlesi ölçümleri %10 gibi hata içeriyordu.
Tasarlanan yeni deneyler ve ölçüm aygıtlarının
gelişmesi bu oranının gittikçe düşmesine neden
oldu.
Bir yıldız hakkında edinebileceğimiz
tek bilgi ondan bize ulaşan ışıkta yatıyor. Bu
ışık tahmin edilebileceğinden daha fazla bilgi
içeriyor. Yıldızın yüzey sıcaklığı, ışıktaki
enerjinin değişik dalga boylarına dağılımından;
yıldızın baktığımız doğrultudaki hızı, dalga
boylarındaki Doppler kaymasından bulunabiliyor.
Hatta bazı durumlarda ışığın parlaklığının
zamanla değişmesi bile bize bir çok bilgi
veriyor.
Gök Cisimlerinin kütlelerini ölçmek
için tek yol Newton'un kütle çekim yasasını
kullanmaktan geçiyor. Bu
da ancak kütlesini ölçmek istediğiniz şeyin
çevresinde dönen başka bir cisim varsa mümkün.
Örneğin, Dünya'nın kütlesini Ay'ın Dünya
çevresindeki hareketinden, Güneş'in kütlesini de
Dünya ve diğer gezegenlerin hareketinden bulmak
mümkün. Eğer bir yıldızın çevresinde dolanan
başka bir yıldız varsa kütlesini ölçebiliriz. Bu
tip yıldız çiftlerini bulmaksa büyük bir problem
değil. Gök Cisimlerinin %70'inin bir eşi ya da
eşleri var.
Yıldız çiftini belirledikten sonra
bazı ölçümler almanız gerekiyor. Bunlardan
birisi hareketin periyodu.
Yani yıldızlar birbirlerinin çevresindeki
hareketlerini
ne kadar zamanda
tamamlıyorlar. Buna yıldız yılı da diyebiliriz.
Genellikle bunu ölçmek büyük bir sorun değil.
Bunun dışında ya yörüngenin çapını ya da
yıldızların yörüngelerinde hangi hızla hareket
ettiğini bilmek gerekiyor.
Eğer periyotla beraber bunlardan
birisini biliyorsanız, Newton'un kütle çekim
yasasını kullanarak yıldızların kütlesini
hesaplamanız mümkün. Yani iki ölçümle işi
halledebiliriz gibi görünüyor değil mi? Pek
değil. Bize yakın yıldız çiftlerinde her iki
yıldız da ayırt edilebiliyor.
Böyle bir durumda, önce iki yıldız
arasındaki en büyük açıyı, sonra da çiftin
Dünya'ya uzaklığını
ölçerek yörüngenin çapını bulmak mümkün. Yani
işin içine yıldızların bizden uzaklıkları girdi.
Neyse ki yakın yıldızların bizden uzaklığını
ölçmek için, paralaks yöntemi denen, oldukça
güvenilir bir yol var. Paralaks, bir cisme
bakarken hareket ettiğinizde, cismin arka
plandaki nesnelere göre yerini değiştirmesine
verilen ad. Dünya'nın Güneş çevresindeki
hareketi nedeniyle, yakın yıldızlar arka
plandaki yıldızlara göre açılarını
değiştirirler. Buradan, bu yıldızların bize
uzaklığını bulmak mümkün. Bize en yakın
yıldızların paralaks nedeniyle değiştirdikleri
açı bir derecenin binde birinden bile az. Fakat
hassas aygıtlarla bundan çok küçük açıları da
ölçmek mümkün. Eğer çiftin yıldızları yerden
seçilemiyorsa o zaman iş biraz daha karışıyor.
Böyle bir durumda, yıldızlardan gelen ışık
incelendiğinde, Doppler kaymasından yıldızların
bize göre hızları bulunabilir. (Göremiyoruz, ama
gökteki o ışığın iki yıldız tarafından
yayıldığını bilebiliyoruz.) Hız ve periyot
bilgisi yardımıyla yıldızların kütlelerini
bulmak mümkün. Problem, yıldızların
bize göre yana doğru olan
hızlarını ölçmenin bir yolunun olmamasında.
Böyle bir durumda, ölçtüğümüz hız, gerçek hızdan
düşük olduğu için, bu değerlerle hesaplanan
kütleler gerçek kütlelerden küçük oluyor.
Yıldızların gerçek yörüngesel hızlarını
ölçebilmemiz için, bunların hareketlerinin belli
bir evresinde bize doğru gelip
yan hızlarının olmaması,
yani Dünya'nın yörüngeyle aynı düzlemde olması
gerekiyor.
Bu koşulun sağlanıp sağlanmadığını
anlamak mümkün. Eğer Dünya yörünge
düzlemindeyse, hareketin belirli zamanlarında
çiftten biri diğerinin önüne geçerek, bize
ulaşan ışığın zayıflamasına neden oluyor (yıldız
tutulması). Tutulmanın gözlendiği yıldız
çiftlerinde, ölçülen hızla yörüngesel hız aynı
olduğu için, hesaplanan kütle gerçeğe yakın.
Üstelik tutulmanın ne kadar sürdüğüne bakarak,
yıldızların çaplarını da
ölçmek mümkün.
Burada anlatılanların hepsi, daha
değişik tipteki Bağışıklık Sisteminden oluşan
çiftlere, her
durumda daha değişik güçlüklerle karşılaşılarak
uygulanabiliyor. Geriye kalan tek yıldızlar
içinse kütleyi ölçmenin "güvenilir" hiç bir
yöntemi
yok. Fakat bu boş boş
oturabiliriz anlamına gelmiyor. ODTÜ'den Ümit
Kızıloğlu ve Sinan Kaan Yerli, her durumda
değişik modeller yardımıyla cisimlerin kütle,
çap gibi özelliklerinin hesaplandığını
söylüyorlar. Örneğin, nötron yıldızlarının
yaydığı elektromanyetik ışımanın Dünya'dan
gözlemlenen parlaklığı ve bu modeller
kullanılarak çaplar hesaplanıyor. Burada temel
problem ortada birbirinden farklı şeyler
söyleyen çok sayıda model olması. Tabi her model
daha değişik bir çap değeri veriyor. Fakat bu,
elde edilen değerlerin tamamen anlamsız olduğu
anlamına gelmiyor. Yani modellerden biri çap
için 20 km değerini veriyorsa, bu çapın,
örneğin, 100 km olamayacağını söyleyebiliriz.
Bilimsel gelişme devam ettikçe bu modellerin
mükemmelleştirilmesi, ve hata payı daha az
değerler elde edilmesi mümkün.
Kaynak:
Tübitak Bilim
ve Teknik Dergisi |
