fizik

En yakınımızdaki yıldız olan Proxima Centauri'nin uzaklığı 4,2 ışık yılıdır.Paralaks yöntemiyle bu uzaklığı kesin olarak ölçebiliyoruz.Astronomların paralaks dedikleri şey,Dünya yörüngesi üzerinde bir uçtan diğerine giderken yıldızın gökyüzünde gösterdiği yerdeğiştirme miktarıdır.Dünyamız Güneş çevresinde dönerken,6 aylık bir süre içinde Proxima Centauri'nin görünür konumu çok daha uzak yıldızlara göre 1,5 açı saniyesi kadar değişiklik göstermektedir.Bu miktar,yıldızın bizden olan uzaklığı ile ters orantılıdır.Tanım olarak 1 parsek,1 açı saniyesi yada 1/3600 derece yer değişikliğine karşılık gelmektedir.Bu nedenle 1 Parsek yaklaşık olarak 3 ışıkyılına karşılık gelmektedir.

1838'de ilk paralaks ölçülmeden önce astronomlar arasında yıldızların olağanüstü uzak cisimlermi yoksa yalnızca Güneş sisteminin süslerimi olduğu yolunda tartışmalar vardı.Paralaks gerçekten astronomiyi Güneş sisteminin dışına çıkarmıştır.Yıldız uzaklaştıkça paralaks açısı küçülür.0,01 açı saniyesinden daha küçük açısal konumları ölçebilmek için uzay teleskobu gerekir.Binlerce parlak yıldızın paralaksını ölçmek üzere tasarlanmış olan Hipparchos uydusu'nun olağan dışı duyarlılığı sayesinde şu anda paralaks uzaklıkları doğrudan ve sistematik olarak bir açı saniyesinin binde biri yada 1000 parseklik uzaklığa kadar ölçülebilmektedir.Bu uzaklık Samanyolu'nun boyutlarının oldukça büyük bir kesridir.Son derece duyarlı gözlemlerle donanmış olan astronomlar artık yıldızların gizlerini çözmeye başlayabilirler.Bu konuda astronomların cephaneliğindeki en önemli silah ise Cepheid yıldızlarıdır.

Evrimlerinin belli bir noktasında yıldızlar dengesiz hale gelirler.Bu dengesizlik çoğu zaman yıkıcı değildir.Nükleer yakıtın tümüyle tükendiği evrimin son noktasında olduğu gibi tüm yıldızı kapsamaz,yalnızca dış katmanlarıyla sınırlı kalır.

Hidrojenin tükenmesi helyumun yakıt olarak kullanılmaya başlandığı yeni bir evreyi başlatır.Bu evrede yıldızın çekirdeği büzülüp ısınırken atmosferi büyük ölçüde genişler.Bu dev evresinin daha sonraki bir aşamasında yıldızın atmosferinde bulunan helyum atomlarının elektronları bağlı bulundukları atomlardan koparak helyum atomlarının kısmen iyonlaşmalarına neden olurlar.Bu kısmi iyonlaşma geçirimsizlik adı verilen parametredeki büyük artışın sorumlusudur.Yani iyonlaşmış helyum ışınımın yıldızın içinden kolayca kaçmasına engel olur.Yıldızın kütleçekimi nedeniyle en küçük büzülme bile yıldızın dış katmanlarının ısınmasına neden olur.Dışarıya serbestçe kaçamayan ışınımın basıncı nedeniyle de dış katmanlar olağan üstü genişler.Yıldız yeniden büzülmek zorundadır,bu da bir dizi salınıma yol açar.Salınımlar yıldız daha çok ısınıncaya ve helyum daha fazla iyonlaşıncaya kadar sürer.Yıldızın dış katmanları 'zonklamaya' başlar.Zonklamaların periyodu yıldızın kütlesine ve içinde bulunduğu evrim aşamalarına bağlı olarak günler veya aylar mertebesinde olabilir.

Yaygın olarak rastlanan bir tür değişen yıldız,bilinen ilk örneği olan d Cepheid'in adıyla Cepheid değişenleri olarak anılır.Her Cepheid yıldızının kesin bir zonklama periyodu ve ortalama ışıma gücü vardır.Işıma gücü arttıkça periyotda uzar Periyot ve ışıma arasındaki ilişki ilk olarak 1912 yılında Henrietta Leavitt tarafından bulundu.Leavitt Cepheid yıldızlarını incelerken yıldızların görünür ışıma güçlerinin uzaklıkla değiştiğini gördü.O zamanlar ancak en yakın yıldızların uzaklıkları paralaks yöntemiyle bulunabildiğinden,Leavitt Cepheid yıldızlarının uzaklıklarını nasıl bulacağını düşünmeye başladı.Bu güçlüğü bize en yakın galaksiler olan Magellan Bulutsularının içindeki Cepheid yıldızlarını incelemeye başlayarak aştı.Bu Cepheid yıldızlarının tümü aynı galakside yer aldıklarından bize olan uzaklıkları aşağı yukarı aynıydı.Bu nedenlede mutlak ve görünür ışıma güçleri arasındaki oranda aynı olmalıydı.Bu ilişki uzaklıkları doğrudan paralaks yöntemiyle ölçülebilen yakın yıldız kümelerinde bulunan Cepheid yıldızları için doğru sonuç verecek biçimde ayarladı.

1923 yılında Mount Wilson gözlemevinde çalışan Edwin Hubble,bir adı ad Messier 31 olan Andromeda galaksisinde Cepheid yıldızları bulduğunda bir sıçrama gerçekleşti.Hubble, Cepheid yıldızlarının periyot ve ışıma güçleri arasında Henrietta Leavitt'in bulduğu ilişkiyi Andromeda galaksisinde bulunan Cepheidlein uzaklıklarını hesaplamada kullandı.

Hesaplamalardan sonra Hubble o zamana kadar 'sarmal bulutsu' olarak bilinen Andromeda'nın tıpkı Samanyolu gibi kendi başına bir galaksi olduğu ve uzaklığınında yaklaşık 1 milyon ışıkyılı olduğu sonucuna vardı.Aslında Hubble'ın uzaklık sonucuda küçük sonuç veriyordu.Cepheid bilmecesi 2.Dünya savaşı sırasında Los Angeles kentinde karartma uygulanırken Mount Wilson�daki 2,5 metrelik teleskobu kullanma olanağı bulan Alman göçmeni Walter Baade tarafından çözüldü.Baade iki tür Cepheid değişkeni olduğunu buldu.Leavitt�in kullandıklarına benzeyen daha parlak ve dolayısıyla da daha uzak Cepheid yıldızlarını kullanan Baade,M31�in uzaklığını,bugün de kullandığımız değer olan 2 milyon ışık yılı olduğunu hesapladı.