Bizden milyarlarca km uzaktaki bir yıldızın kütlesi nasıl hesaplanıyor? Atomlardan ve atom altı parçacıklardan dev gökada kümelerine kadar evrende neredeyse her şeyin bir kütlesi var. Bilim adamlarının şimdiye kadar kütlesi olmadığını bildiği tek şey fotonlar ve gluonlar oldu. Gökyüzündeki nesnelerin ağırlığını bilmek önemli ancak herhangi bir ölçüm için bizden çok uzaktalar. Eğer onlara dokunamıyor ve geleneksel yollarla tartamıyorsak gökbilimciler yıldız gibi evrendeki nesnelerin kütlesini nasıl ölçüyor? Gökbilimciler, yıldızların kütlesinin Güneş'in kütlesinin onda biri ile Güneş'in kütlesinin 100 katı arasında değiştiğini biliyor.
Bir yıldızın kütlesini bulmak
Öncelikle, tipik bir yıldızın oldukça büyük olduğunu ve bu yüzden tipik bir gezegenden çok daha fazla kütlede olduğunu belirtelim. Bu durumda yıldızın kütlesinin neden önemli olduğunu düşünebilirsiniz. Bu bilgiye önem veriliyor çünkü bizlere yıldızların evrimsel geçmişi, bugünü ve geleceği hakkında ipuçları sunuyor. Yıldızların yaşam sürelerini hesaplarken kütle kullanılır.
Kütleçekimsel merceklenme yöntemi
Gökbilimciler, yıldızın kütlesini hesaplarken birkaç dolaylı yöntemden yararlanır. Kütleçekimsel merceklenme adı verilen bu yöntemlerden biri Albert Einstein tarafından önerildi ve bir ışığın, yakındaki bir nesnenin yerçekimiyle bükülerek izlediği yolu ölçmeyi ele alır. Einstein'ın da önerdiği gibi bu bükülme miktarı çok azdır ancak bugün dikkatlice yapılan ölçümler artık bükülme oranını tespit etmeyi mümkün kılıyor. Yüksek kütleli yıldızlar ışığı daha yüksek oranda bükmekte.
Yörünge hızı yöntemi
Gökbilimcilerin yıldız kütlelerini ölçmek için kütleçekimsel merceklenmeyi (gravitational lensing) uygulamaları 21. yüzyılda başladı. O zamana kadar, yalnızca ikili yıldızlar denilen ve ortak bir kütle merkezinin etrafında dönen yıldızların kütle ölçümlerini yapabiliyorlardı. Gökbilimcilerin ikili yıldızların kütlesini bulmaları nispeten daha kolaydır. Hatta ikiden çok yıldızın olduğu sistemler, yıldız kütlesini hesaplama noktasında ders kitabı niteliğindeler.
Bu sistemdeki yıldızların birbiri etrafında dönme hızları birbirine uyguladıkları yerçekimi kuvvetine bağlı. Büyük kütleli yıldızın yerçekimi kuvveti küçük yıldızdan daha yüksektir.
Buradan hareketle önce sistemdeki tüm yıldızların yörüngeleri tespit ediliyor. Yıldızların yörünge hızları ölçülüyor ve belirli bir yıldızın bir yörüngeyi tamamlamasının ne kadar sürdüğü öğreniliyor. Buna "yörünge periyodu" denir.
Tüm bu bilgiler bilindikten sonra, gökbilimciler yıldızın kütlesini belirlemek için bazı hesaplamalar yapar. Vorbit = SQRT(GM/R) denklemi kullandıkları formüller arasında. Burada SQRT "karekök", G yerçekimi, M kütle ve R nesnenin yarıçapıdır. M'yi çözmek için denklemi yeniden düzenlemek sadece bir cebir meselesi.
Parlaklık ve sıcaklık yöntemi
Yani gökbilimciler bir yıldıza hiç dokunmadan onun kütlesini bulmak için matematiği ve bilinen fizik yasalarını kullanıyor. Ancak bunu her yıldız için yapmak mümkün değil. İkili veya çoklu yıldız sistemlerinde olmayan yıldızların kütlesini bulmaya yarayan başka ölçümler var.
Örneğin, parlaklık ve sıcaklık bunlardan biri. Zira büyük kütleli yıldızlar, küçük olanlara göre daha sıcaktırlar, bu nedenle bir yıldızın sıcaklığı ne kadar yüksekse kütlesi o kadar büyük olur. Yüksek sıcaklık yaydıkları ışığın rengini değiştirir. Farklı yıldızlardan toplanan bu veriler bir grafik üzerine serildiğinde birçok yıldızın kütlesinin sıcaklık ve parlaklığa göre belirlenmesi mümkün oluyor.
En büyük yıldızlar evrendeki en sıcak yıldızlar arasındalar. Güneş gibi daha küçük kütleli yıldızlar ise bu dev kardeşlerinden daha soğuklar. Yıldız sıcaklığı, rengi ve parlaklığını gösteren grafiğe Hertzsprung-Russell Diyagramı deniyor ve bir yıldızın, haritanın neresine düştüğüne bağlı olarak kütlesini gösteriyor. Eğer yıldız Ana Sekans adı verilen uzun, kıvrımlı eğri boyunca uzanıyorsa, gökbilimciler o yıldızın kütlesinin ne çok büyük ne de çok küçük olmadığını bilir. En büyük veya en küçük kütleli yıldızlar Ana Sekans'ın dışında kalırlar.
Ancak yıldızın kütlesini parlaklık ve sıcaklığa bakarak ölçmenin bazı dezavantajları var. Öncelikle, yıldız sıcaklığı ile kütle arasındaki ilişki yalnızca Ana Sekans yıldızlar için geçerli. İkincisi ise, yıldızlar yaşlandıkça ısıları artmaktadır. Güneş'in kütlesine sahip yaşlı bir yıldız, aynı kütledeki genç bir yıldızdan daha yüksek sıcaklığa sahip olacaktır.
Yerçekimi yöntemi
Bir yıldızın kütlesini ölçmenin en yeni yolu yerçekimine bakmak. Dünya'nın yüzeyine düşmekte olan bir top yaklaşık 9,8 metre/saniye2 hızla yol alır. Dünya'nın yüzeyden uzaktaki bir cisme uyguladığı yerçekimi daha zayıf olacaktır. Örneğin Dünya'nın Ay'a uyguladığı serbest yer çekimi sadece 2,7 mm/s2.
Bir gezegenin veya yıldızın yerçekimi, kütlesi ve çapı ile doğrudan bağlantılıdır. Bir yıldızın diğerine olan mesafesine bakarak ve o yıldızın görünen boyutunu kullanarak yıldızın çapını belirleyebilirsiniz. Yüzey yerçekimini belirlemek ise biraz daha zor.
Bir topu yere sektirirken topun maksimum yüksekliğe çıkıp tekrar düşmesi daima aynı süreyi alacaktır. Bu süre yerçekimine bağlı. Aynı topu Mars'ta sektirirseniz zıplamalar arasındaki süre artar çünkü Mars'ın yerçekimi daha zayıftır (Mars, Dünya'nın neredeyse yarısı kadar).
Yıldızın üzerinde top zıplatamayız ancak yıldızların yükselip alçalan yüzey dalgalanmaları vardır. Her yıldızın yüzeyi kaynar su gibi çalkalanır durur ve dışarıdan bakıldığında granüller olarak bilinen yükselen ve alçalan tanecikler görülür. Bu granüllerin yükselme ve düşme hızı yıldızın yüzey yerçekimine göre değişiyor. Yani bir yıldızın ne kadar hızlı "titreştiğini" ölçerek kütlesini bulabilirsiniz.
Uydular milyonlarca yıldızı gözlemlediğinden bu titreşme verilerine bakarak her yıldızın kütlesini en kesin doğrulukla bulmak gitgide daha mümkün hale geliyor.
Yıldızın kütlesini bilmenin önemi
Gökbilimciler yıldızların nasıl doğduğu, yaşadığı ve öldüğü konusunda detaylı bilgilere sahipler. Bu yaşam ve ölüm sürecine "yıldız evrimi" denir. Bir yıldızın nasıl evrimleşeceğinin en büyük göstergesi doğduğu kütle yani "başlangıç kütlesi"dir. Düşük kütleli yıldızlar genellikle yüksek kütleli emsallerinden daha soğuk ve sönükler.
Dolayısıyla, gökbilimciler bir yıldızın sadece rengine, sıcaklığına ve Hertzsprung-Russell diyagramındaki yerine bakarak kütlesi hakkında fikir edinebiliyor. Bilinen kütleli benzer yıldızların karşılaştırılması (yukarıda bahsedilen ikili yıldızlar gibi), gökbilimcilere belirli bir yıldızın ne kadar büyük olduğu konusunda fikir verir.
Yıldızlar elbette hayatları boyunca aynı kütlede kalmıyor. Yaşlandıkça kütlelerini kaybediyorlar. Yavaş yavaş nükleer yakıtlarını tüketen yıldızlar, büyük son geldiğinde kütlelerinin çoğunu uzaya bırakır. Eğer bu yıldız Güneş benzeri kütleye sahipse kütlesini nazikçe uzaya salar ve genelde ortaya gezegenimsi bulutsu çıkar. Eğer Güneş'ten çok daha büyükse çekirdeği içine çöker ve ardından feci bir patlamayla (süpernova) maddelerinin çoğunu dışarı fırlatır.
Süpernova geçirerek ölen yıldız türlerini inceleyen gökbilimciler diğer yüksek kütleli yıldızların başına gelecekleri isabetli şekilde tahmin edebiliyor. Renk ve sıcaklık gibi bir yıldızın ağırlığını anlamaya yarayan yöntemleri kullanmak o yıldızın geleceğine açılan kapıdır. Bu bilgiler insanların yıldızları, özellikle de Güneş'in nihai sonunu daha iyi anlamasına yardımcı oluyor.
Bazı çıkarımlar
- Bir yıldızın kütlesi, ne kadar yaşayacağı dahil olmak üzere birçok özellik için önemli bir belirleyici.
- Gökbilimciler doğrudan dokunamadıkları bu yıldızların kütlelerini belirlemek için dolaylı yöntemlerden yararlanıyor.
- Daha büyük kütleli yıldızlar daha az kütleli olanlara göre tipik olarak daha kısa yaşam süresine sahip. Bunun nedeni nükleer yakıtlarını çok daha hızlı tüketmeleridir.
- Güneş gibi orta kütleli yıldızlar kendilerini birkaç on milyon yıl içinde patlatan büyük yıldızlara kıyasla daha farklı bir sona sahip olurlar.