Teknoloji

Yıldızların Sıcaklığı Nasıl Ölçülür?

Birçok insanın astronomlara sorduğu bir soru, ‘Evren hakkında bu kadar çok şeyi nasıl biliyorsunuz?’ Yıldızlar, galaksiler, büyüklükleri, sıcaklıkları vb. hakkında konuştuğumda, sık sık tüm bunları nasıl ölçüldüğü sorusudur. Eee, bu fiziğin güzelliği. Fizikte, bir sorunu çözmek ve kozmosun işleyişini daha iyi anlamak için yeni yollar icat etmeliyiz. Bu yazıda size astrofizikçilerin trilyonlarca kilometre uzaktaki yıldızların sıcaklığını nasıl ölçtüğünü göstereceğiz.

Nasıl oluyor da yıldızların sıcaklığı ölçülebiliyor?
Nasıl oluyor da yıldızların sıcaklığı ölçülebiliyor?

Astrofizikçiler birkaç dolaylı sıcaklık ölçümü tekniği kullanırlar. Bunlardan bazılarına tek tek göz atalım.

Wien Yer Değiştirme Yasası:

Wien’in yer değiştirme yasası, siyah bir cismin radyasyon spektrumuyla ilgilidir. Buna göre, farklı sıcaklıklar için siyah cisim ışıma eğrisi, sıcaklıkla ters orantılı olan farklı dalga boylarında zirve yapacaktır. Dalga boyu ve sıcaklık arasındaki bu ters ilişkiyi kullanarak, yıldızların sıcaklıkları tahmin edilebilir.

Bununla birlikte, bu yalnızca bir kara cisminkine çok yakın tayflara sahip yıldızlar için geçerlidir. Ayrıca, incelenen yıldızın akı kalibreli spektrumları da mevcut olmalıdır. Ancak yıldızlar mükemmel siyah cisimler olmadığı için bu yöntem doğru sonuçlar vermez.

Stefan yasası:

Yıldızların sıcaklığını ölçmek için kullanılabilecek başka bir yasa da Stefan yasasıdır. Stefan-Boltzmann yasası, siyah bir cisimden yayılan gücü sıcaklığı cinsinden tanımlar. Bu yasaya göre, bir yüzeyden yayılan toplam radyan ısı gücü, mutlak sıcaklığının dördüncü kuvveti ile orantılıdır. L = 4πR2σT4 . Burada σ, Stefan-Boltzmann sabitidir, L parlaklıktır, R ve T, söz konusu yıldızın yarıçapı ve sıcaklığıdır.

İlk başta, yıldızdan gelen toplam ışık akısını ölçüyoruz. Ardından, bu faktörleri birleştirerek bilim adamları parlaklığı tahmin ediyor. Ve interferometreler kullanılarak bir yıldızın yarıçapı bulunabilir. Sonunda sıcaklık, tüm bu terimlerin Stefan’ın formülüne eklenmesiyle ölçülür. Buradaki sınırlayıcı faktör, en büyük veya en yakın yıldızların yarıçaplarını ölçmenin zorluğudur. Dolayısıyla ölçümler yalnızca birkaç dev ve yakındaki birkaç düzine ana dizi yıldızı için var. Ancak bunlar, astrofizikçilerin diğer teknikleri karşılaştırdığı ve kalibre ettiği temel kalibratörler olarak işlev görür.

Bir Yıldızın spektrum analizi ile:

Atomların/iyonların farklı enerji seviyelerine sahip olduğunu biliyoruz. Ve bu seviyelerin popülasyonu sıcaklığa bağlıdır. Daha yüksek seviyeler, daha yüksek sıcaklıklarda işgal edilir ve bunun tersi, daha düşük seviyeler için geçerlidir. Seviyeler arasındaki geçişler, ilgili seviyeler arasındaki enerji farkına bağlı olarak belirli bir dalga boyunda ışığın emisyonu veya absorpsiyonu ile sonuçlanabilir. Genel olarak, bir yıldızın içi daha sıcak, dışı daha soğuktur. Daha soğuk, üstteki katmanlar, yıldızın merkezinden gelen radyasyonları emer. Bu, elde ettiğimiz spektrumda absorpsiyon çizgileriyle sonuçlanır.

Spektrum analizi, farklı kimyasal elementler ve farklı dalga boyları için bu absorpsiyon çizgilerinin güçlerinin ölçülmesinden oluşur. Bir absorpsiyon çizgisinin gücü, öncelikle yıldızın sıcaklığına ve belirli bir kimyasal elementin miktarına bağlıdır. Bununla birlikte, yerçekimi, türbülans, atmosferik yapı vb. gibi diğer bazı parametreler de onu etkileyebilir. Bu yöntem, +/-50 Kelvin kadar hassasiyetle sıcaklık ölçümleri verir.

Renk – Sıcaklık İlişkisi:

Yıldızların sıcaklığını ölçmenin başka bir yöntemi de renklerini analiz etmektir. Tüm yıldızlar beyaz görünse de dikkatli bakıldığında renkleri farklıdır. Varyasyonlar sıcaklıklarının bir sonucudur. Soğuk yıldızlar kırmızı görünür ve sıcak olanlar mavidir. Bir yıldızın rengini fotoelektrik fotometre adı verilen bir aletle ölçüyoruz.

Bu, ışığı farklı filtrelerden geçirmeyi ve her filtreden geçen miktarı bulmayı içerir. Fotometreden alınan ölçümler, standart ölçekler kullanılarak sıcaklığa dönüştürülür. Bu yöntem, bir yıldızın iyi bir tayfı mevcut olmadığında faydalıdır. Bu yöntemde elde edilen sonuçlar +/- 100-200 K’ye kadar doğrudur. Ancak bu yöntem daha soğuk yıldızlar için kötü sonuçlar verir.

Yukarıda belirtilen yöntemlerin her birinin avantajları ve sınırlamaları vardır. Yine de, dünyanın her yerindeki Astrofizikçiler bu yöntemleri yaygın olarak kullanırlar ve sonunda tatmin edici sonuçlar verirler.

Bu yazıda Yıldızların Sıcaklığı Nasıl Ölçülebiliyor? sorusuna cevap verdik.

About the author

admin

Add Comment

Click here to post a comment

Bu site, istenmeyenleri azaltmak için Akismet kullanıyor. Yorum verilerinizin nasıl işlendiği hakkında daha fazla bilgi edinin.