Yıldız Nedir? Yıldızlar Nasıl Doğar, Nasıl Evrimleşir ve Nasıl Ölür? Hertzsprung Russell Diyagramı ve Yıldız Türleri Nelerdir?

Yıldızlar, kendi kütleçekimleri sayesinde bir arada tutulan, parlak, küremsi, maddenin plazma hâlinde olan astronomik gök cisimleridir. Dünya'ya en yakın yıldız Güneş'tir. Dünya'ya Güneş'ten sonra en yakın yıldızsa, Dünya'dan 4.3 ışık yılı uzaktaki Alpha Centauri ikili yıldız sistemidir. Buradan da anlayacağımız üzere, yıldızlar kimi zaman Güneş gibi tek başlarına bulunmazlar; bazen ikili, hatta üçlü sistemler hâlinde bile bulunabilirler.

Güneş haricinde birçok yıldız geceleri gökyüzünde görünür; ancak geceleri gökyüzünde gördüğümüz yıldızların neredeyse hepsi, Samanyolu Galaksisi içinde bulunduğunu bildiğimiz 200-400 milyar yıldızın ufak bir kısmıdır. Gözlenebilir Evren'de, Samanyolu Galaksisi gibi yüz milyarlarca galaksi (ve her birinin içinde yüz milyarlarca yıldız) olduğu unutulmamalıdır. Dolayısıyla sadece Gözlenebilir Evren içerisinde 10²² ilâ 10²⁴ arası yıldız bulunduğu düşünülmektedir; ne var ki bunların ezici çoğunluğu Dünya'dan çıplak gözle görülemeyecek kadar uzak ve/veya sönük yıldızlardır.

Gündüz vakti diğer yıldızların görünmemesinin nedeni, Güneş'in aşırı yüksek parlaklığı dolayısıyla diğer yıldızların parlaklığını gözlerimizin göremiyor olmasıdır. Bunu, gündüz vakti ışık alan bir odada bütün ışıklar açıkken bir de mum yakmaya benzetebiliriz. Mumun etkisi, pratik olarak sıfır olacaktır. Ancak eğer gece olursa ve odadaki ışıkları kapatırsak, aynı mumun parlaklığı hiç değişmemiş olmasına rağmen etkisi çok daha belirgin olacaktır. İşte geceleri diğer yıldızların görünür hâle gelmesi de bundandır.

Gökyüzünde yıldızları, astronomik ilişkilerine göre takımyıldız adını verdiğimiz gruplar altında toplarız. Ancak benzer parlaklıkta görünen yıldızlar, astronomik olarak birbirlerinden çok uzak yıldızlar olabilirler. Bunun nedeni, daha uzaktaki parlak yıldızlar ile daha yakındaki sönük yıldızların, gökyüzünde benzer parlaklıkta görünebilmesidir. İşte insanlar, binlerce yıldır gökyüzünde bu parlak noktaları gözlemişlerdir ve gökyüzündeki yıldız örüntülerine isimler vermişlerdir. Astronomik olarak anlamlı olmayan ama kültürel değeri olan isimlendirmelere yıldız deseni denir. Örneğin "Yaz Üçgeni" deseni içindeki üç yıldız (Vega, Altair ve Deneb), aslında sırasıyla Lir, Kartal ve Kuğu takımyıldızları içinde yer alırlar.

Öte yandan meşhur "Büyük Ayı" deseni içindeki yıldızların tamamı, Ursa Major (gerçek anlamıyla "Büyük Ayı") takımyıldızı içindeki 7 yıldızdır (Dubhe, Merak, Pahd, Megrez, Alioth, Mizar ve Alkaid). Yani bu örnekte takımyıldız ile yıldız deseni aynı ismi almıştır.

Wikipedia

Yıldızlar Nasıl Oluşur?

İnsanlar veya diğer memeli hayvanlar gibi yıldızlar da bir nevi "anne karnında" şekillenir, gelişir, doğar, büyür ve ölürler. Elbette ki onların "anne karnı", bizim Evren'imizdir.

Yıldızların doğumu, özellikle de hidrojen, helyum ve daha ağır elementlerden de eser miktarda içeren nebula adı verilen astronomik gaz ve toz bulutlarının kütleçekimi nedeniyle kendi üzerlerine çökmesiyle başlar. Birazdan göreceğimiz gibi, yıldızın toplam kütlesi onun ne tür bir yıldız evrimi geçireceğini ve ne şekilde öleceğini belirler. Ancak genel olarak bir yıldız, aktif ömrünün büyük bir kısmında termonükleer füzyon yoluyla çekirdeğinde hidrojeni helyuma dönüştürür ve bu sırada etrafa muazzam bir enerji saçar. Bu enerji, yıldızın gövdesi boyunca hareket edip, nihayetinde yüzeyinden uzaya saçılır. Yıldızın ömrünün sonundaysa yıldız çekirdeği, yıldız artığına dönüşür. Bu yıldız artığı, genellikle bir beyaz cüce, bir nötron yıldızı veya eğer yıldız yeterince iri kütleliyse, bir kara delik olacaktır.

Ancak bir yıldızın oluşması gerçekten zahmetli bir olaydır. Buna rağmen, Evren'in boyutu düşünülecek olursa, aslında yıldız oluşumu o kadar da nadir görülen bir olay değildir. Samanyolu Galaksisi'ni örnek aldığımızda, spiral kollarında yoğun olarak O-B tipi (Büyük, enerjik ve mavi yıldızlar) yıldız oluşumlarını gözlemliyoruz.

Yıldızlar Nerelerde Doğar?

Detaylara girmeden önce, uzay boşluğunda yıldız oluşumuna ön ayak olabilecek materyallere göz atmakta fayda görüyoruz.

Bart Damlacığı

Boşluktaki gaz ve toz tanecikleri genellikle küçük bir bölgede yoğunlaşırlar. Bu gaz ve toz tanecikleri Bart damlacığı olarak isimlendirilir. Orion Nebulası bu türe örnektir. Dışardan bakıldığında bu bölgeler uzayda siyah bir leke olarak görülseler de, içerisinde yoğun bir yıldız oluşumu vardır. Dışardan gelen ışınlarla ısınan bölge, bu enerjiyi geri salmaz ve dolaysıyla yıldız oluşumunu başlatacak sıcaklığa ulaşabilir. Bu bölge 10-100 Güneş kütlesinde olabilir. Sıcaklık ise 30 Kelvin (-243 santigrat derece) kadardır.

HI Bölgeleri

Bart damlacığının yanı sıra, uzay bir diğer bulut türüne de ev sahipliği yapar. HI bölgeleri, nötr H ve H₂ gazlarından (hidrojen gazı) oluşmaktadır. Bu bulutsular 10-100 atom/cm³ atom konsantrasyonuna sahiplerdir ve sıcaklıkları 50 ila 100 Kelvin (-223/-173 santigrat derece) arasında değişebilir. Kütleleriyse 1 ila 100 Güneş kütlesi arasında değişebilir.

HI bölgelerinin fiziksel özelliklerini anlamak içinse, tipik bir HI bulutunu ele alabiliriz:

• Kütle: $M=2\times 10^{30}\text{kg}$
• Atom Konsantrasyonu: $n=10{\text{H atom/cm}}^3$
• Açısal Hız: $\omega =5\times 10^{-16}\text{rad/s}$
• Sıcaklık: $T=125K$
• Manyetik Alan: $B=10^{-5}\text{Gauss}$

Buradaki değerlerden yola çıkarak, bulutun çapını $3.050\times 10^{18}\text{cm}$ bulmak mümkündür.

Yıldız Oluşumu İçin Ne Kadar Enerji Gerekir?

Az önce yıldız oluşumunun ne kadar zahmetli bir iş olduğundan bahsetmiştik. Bunun arkasındaki neden; kütleçekim enerjisinin termal, manyetik ve açısal hızdan kaynaklanan rotasyonal enerjiyi alt etmek zorunda oluşudur.

Eğer bulutumuzu üniform olarak kabul edersek, yukardaki sayılardan kütleçekim enerjisi yaklaşık olarak $5.19\times 10^{40}\text{erg}$ olarak bulabiliriz. (Not: Erg astronomide sıkça kullanılan enerji birimidir. 1 Joule, 10⁷ erg'e tekabül eder.)

Manyetik, termal ve dönüş enerjisinin toplamı, kütleçekim enerjisinden küçük olmak zorundadır; yoksa yıldız oluşumu gerçekleşemez. Bu kriter "Jeans Kriteri" olarak bilinir. Peki yukardaki değerleri fizik yasalarından türetilen matematiksel formüllere yerleştirdiğimizde, kütleçekim enerjisi diğer enerji türlerini alt edebiliyor mu? Hayır. Bu kriterin doğru ve dolayısıyla yıldız oluşumunun başlaması için, bu kısmın başında tahminde bulunduğumuz kütle değeri için 10⁵ Güneş kütlesine ihtiyaç duyulur. 

Kütle 10⁵ Güneş kütlesini geçince, bulut çökmeye başlar. Daha sonra büyük gaz, daha küçük gaz bölümlerine ayrılır. En küçükleri ise Bart damlacıklarıdır. Bu sırada bu bölgelerde sıcaklık 125 Kelvin'den 20-30 Kelvin'e düşer. Soğuyan gazlar (H₂O, CO ve N₂) toz parçacıklarının üzerine çöker ve taş-buz parçacıkları ortaya çıkar. Bu parçacıklar daha sonra merkezde toplanmaya başlar ve merkezde çekirdek oluşmaya başlar. Çökelmeye başlayan gaz ve toz parçacıkları, açısal momentumun korunumundan dolayı çekirdek etrafında bir disk oluşturarak dönmeye başlar. Güneş benzeri yıldızın bu ilk hali olan bu oluşum diski, 43 AU büyüklüğe (6.5 milyar km) tekabül eder. Bu kuramsal büyüklük, yaklaşık olarak Güneş Sistemi'nin sınırlarında buluna Kuiper Kuşağı'na denk gelir - yani sistemimiz, tam da bir yıldızın (ve sisteminin) doğumundan beklediğimiz özelliklere sahiptir.

Yıldız Evrimi: Yıldız Ömrünün Kısa Bir Özeti

Evren'in oluşumu esnasında ortaya çıkan bolca hidrojen, helyum ve lityum (ve bunların izotopları; bir miktar da berilyum), zamanla çeşitli bölgelerde toplandı ve ilk yıldızları oluşturmaya başladı. Toplanan gaz ve toz bulutunun kütlesi, yıldızın kaderini belirledi. Burada "yıldızın kaderi"nden kasıt, oluşumundan sonra hangi evrelerden geçeceği ve nihayetinde nasıl yok olacağıdır. Çünkü bir yıldızın doğum evresindeki kütlesi, onun ömrü boyunca geçeceği evreleri otomatik olarak belirlemiş olmaktadır. Tıpkı canlıların genlerinin onları neye benzeyeceğini ya da hangi tür olduklarını otomatik olarak belirlemesi gibi... Tabii yıldızlarda herhangi bir genetik aktarım yoktur, bu açıdan biyolojik bir evrim olarak incelenemez. Burada sözünü ettiğimiz, kozmolojik bir evrimdir.

Çok büyük kütleye sahip gaz ve toz bulutlarının oluşturduğu büyük kütleli yıldızlar, bu yükü daha fazla taşıyamayazlar ve kısa sürede süpernova patlaması dediğimiz bir olay ile patlarlar. Onlara nispeten daha az kütleye sahip yıldızlar daha uzun ömürlüdürler. Yani kütle ne kadar fazlaysa, yıldızın hayatı da o kadar kısadır. Bu durum, Büyük Patlama'dan beri bu şekilde gerçekleşmektedir. Dolayısıyla eski yıldızların patlamaları sonucu oluşan malzemeden üretilen yeni yıldızların kütlelerinin değişimi, bir nevi kozmolojik evrimden söz edebilmemizi sağlamaktadır. Bazı bölgelerde bu yıldızlar daha büyük kütleli olacak şekilde oluşurken, bazı bölgelerde bu kütle çok daha az olmaktadır. Bu sebeple farklı yıldız kümeleri oluşmakta ve her biri birbirinden farklı bir ömür geçirmektedirler. 

Yıldız kütlesinin doğrudan doğruya ömrünü ve evrimini (yani yıldızın "kaderini") belirleme sebebi bir hayli basittir: kütleçekim. Ortamda toplanan madde ne kadar fazla ise, bu maddeden oluşan yıldız kaçınılmaz olarak o ölçüde büyük kütleli bir yıldız olmaktadır. Elbette ki bu kütle, tekil bir noktaya toplanana kadar çökmez. Çünkü toplanan gaz ve toz bulutları yıldızları oluşturduğunda, artık yıldızın tanımı gereği merkezinde nükleer reaksiyon gerçekleşen bir madde topluluğu vardır. Merkeze doğru gittikçe büzülen kütle, ortamda bulunan gazı sıkıştırarak basıncını artırır. Kütleçekiminin etkisi altında merkeze doğru çökmek "isteyen" dıştaki kütle, merkezde sıkışan gaz basıncı tarafından dengelenir. Dolayısıyla kütleçekim ile gaz basıncı birbirine zıt yönlü kuvvetlerdir. Dıştaki kütlenin uyguladığı kütleçekim kuvvetinin etkisi ne kadar fazla olursa, kütle o kadar sıkışır. Kütle ne kadar sıkışırsa, gaz basıncı o kadar artar. Yani kısacası yıldız kendi içerisinde bir ölüm kalım savaşı vermektedir. İşte bu denge durumuna hidrostatik denge denir. Yıldızların evrimi ne yazık ki biyolojik canlılar kadar çeşitli değildir. Çünkü evrimsel değişimleri, katı bir fizik tarafından şekillendirilmektedir ve çok fazla değişkene bağlı değildir.

İşte bu sebeple yıldızlar, büyük kütlenin oluşturduğu ağır sonuçlara yıldız fazla dayanamazlar. Merkezde sıkışan kütle (ki buna "yıldızın yakıtı" da diyebiliriz), hızlı nükleer reaksiyonlar sonucu kısa sürede harcanır. Denge bozulmaya başlar ve kaçınılmaz sona doğru adım adım ilerlenir. Yıldızın dayanamadığı noktada çökme gerçekleşir ve çekirdekteki yoğun tepkime dizisi sonucu müthiş bir patlamayla yıldız yaşamını tamamlar, tüm maddesini dışarı saçar ve "yeni çocukların" oluşmasını mümkün kılar.

Astronomi, tüm bu adımları yıldız evrimi adı altında incelemektedir. Burada sözü edilen, bahsettiğimiz gibi, biyolojik bir evrim değildir. Dolayısıyla buradaki "evrim" sözcüğü, daha ziyade yıldızın ömrü içerisindeki gelişimini nitelemektedir. Tıpkı bir canlının doğumundan sonra ölene kadar bir dizi değişim geçirmesi ve nihayetinde ölmesi gibi. Biyolojik canlıların aksine yıldızlar, ölümlerinden sonra yeni çocuklar doğurabilirler. Onlardan saçılan madde, yeni yıldızların hammaddesi olur. Tabii aynı zamanda bu yıldızlar etrafında dönecek gezegenlerin de... Dolayısıyla eğer ki gezegenimiz üzerinde yaşam başlayabildiyse, bunu Güneş'imizin de doğumuna sebep olacak önceki yıldızlara borçluyuz. Bir yıldız ölür, onun yerine yüzlerce yıldız doğar. Bunlardan bazıları, diğerlerinden farklı özelliklere sahiptir. Hatta bazılarında, kendi sistemimizde olduğu gibi, yaşam bile barınabilir! Ancak şu anda gezegenlere odaklanmayacağız, yıldızlarla yetineceğiz.

Hertzsprung Russell Diyagramı Nedir?

Hertzsprung Russell diyagramı (ya da "HR diyagramı" veya kısaca "HRD"), yıldızların ışıtma güçleri (veya mutlak parlaklıkları) ile tayf türleri (veya etkin sıcaklıkları) arasındaki ilişkiyi veren bir dağılım grafiğidir. Aynı zamanda renk-parlaklık diyagramı olarak da bilinir.

Basit bir şekilde, yıldızların mutlak parlaklıkları ile sıcaklıkları arasındaki ilişkiyi göstermekten çok daha fazla şey anlatır ve yıldız astrofiziğinin en önemli araçlarından biridir. İlk olarak Danimarkalı kimyager ve astronom Ejnar Hertzsprung ve Amerikalı astronom Henry Norris Russell tarafından 1910'da tanımlanmıştır.

Agora Bilim Pazarı

KÜÇÜK BİLİM İNSANIN UZAY YOLCULUĞU (8-10 YAŞ)

Devamını Göster

₺300.00

Satın Al Tüm Ürünler

• Dış Sitelerde Paylaş

Hertzsprung Russell Diyagramı, genellikle dikey eksende ışıtma gücü, yatay eksende ise etkin sıcaklık olacak şekilde kullanılır. Yatayda etkin sıcaklık sağdan sola doğru artarken, dikeyde ışıtma gücü aşağıdan yukarıya doğru artar. Yani en sıcak ve en çok ışıtma gücüne sahip yıldızlar, diyagramın sol üst köşesinde yer alırken; en soğuk ve en az ışıtma gücüne sahip yıldızlar da sağ alt köşesinde yer alır.

Soğuk yıldızlar aynı zamanda kırmızı yıldızlar, sıcak yıldızlar da mavi yıldızlar demek olduğundan; HR diyagramında soldan sağa doğru gidildikçe sıcaklık azaldığından, yıldızların rengi maviden kırmızıya doğru değişir. Ortalarda beyaz rengin olmasının, bir gök kuşağı gibi görünmemesinin sebebi, renklerin karışımından kaynaklanmaktadır. Tüm renkler birbirine karıştığında yıldızın rengi beyaz görünür. Eğer buna biraz daha mavi ışıma dahil olursa yıldızın rengi mavileşmeye başlar. Tersi şekilde eğer kırmızı ışıma maviye göre daha baskınsa, yıldız daha sarı ya da kırmızı görünür.

Hertzsprung Russell Diyagramı Parametreleri

Hertzsprung Russell Diyagramı, astronomide en çok önem teşkil eden konulardan birisidir. Öyle ki bu diyagram bize yıldızlar ve onların evrimleri hakkında bir kılavuz niteliğindedir. Yukarıda örneklerini gördüğünüz bu diyagram, yıldızların özelliklerini belirleyen birçok değişkeni (parametreyi) barındırdığı için yıldızlar üzerinde olan değişimleri izlememize olanak sağlamaktadır. HR diyagramını anlamak için öncelikle bu parametreleri tanımamız gerekmektedir:

Tayf türü (Spectral Class)

O-B-A-F-G-K-M olarak yıldızları sıcaklıklarına göre sınıflandırırız. Hatta bunların yanında L-T ve Y tayf türü de bulunmaktadır. Esasında bu aynı zamanda bir sıcaklık sınıflandırmasıdır. O (50000K) sınıfı en yüksek yüzey sıcaklığına sahip yıldızları, M sınıfı ise en düşük yüzey sıcaklığını (3500K) belirtir.

Bu tayf türleri de kendi aralarında O5'ten başlayıp O9'a kadar giden, sonrasında B0'dan başlayıp B9'a, A0'dan başlayıp A9'a, F0'dean başlayıp F9'a ve bu şekilde devam ederek nihayet M8'e varacak şekilde sınıflandırılır.

En düşük sıcaklıklı yıldızların isimlerinin neden O1’den değil de, O5’ten başladığını merak edebilirsiniz. Bunun sebebi, astronomların olası bilinmeyen yeni yıldız keşiflerine karşı açık bir kapı bırakmayı tercih etmiş olmalarıdır. Bu sınıflandırmanın yapıldığı yıllarda, bugünkü gibi geniş gözlem olanakları yoktu. Nitekim sonradan bu boşluklara da yeni keşiflerle bazı yıldızlar eklendi.

Işıtma gücü (Luminosity)

Yıldızın birim zamanda tüm yüzeyinden saldığı enerji olarak ifade edilir. İlk başta da fark edildiği gibi bu değerin yüksek olması için yüzeyin, dolayısıyla yarıçapın büyük olması gerekir. Aynı zamanda ışıtma gücü sıcaklığa da bağlıdır, hatta ışıma gücü R² ve T⁴ ile orantılıdır. Yani bir yıldızın ışıtma gücü öncelikle sıcaklığına sonra da yarıçapına bağlıdır.

Görünür kadir (Apparent Magnitude)

Bir yıldızı gözlemlediğimizde bunun parlaklığını kadir cinsinden ifade ederiz. Bir yıldızın görünürdeki kadir değeri ne kadar yüksek ise o kadar sönük (örneğin 2.2 kadir ile Mizar yıldızı), ne kadar düşük ise o kadar parlaktır (-1.45 kadir ile Sirius yıldızı). Gözlem sırasında belirlediğimiz kadir değeri, bize görünür kadir (İng: "apparent magnitude") değerini verir. Mutlak kadir (İng: "absolute magnitude") ise, yıldızların parlaklıkları arasında bir kıstas yapabilmek için konmuş bir ölçümdür. "Eğer bu yıldız 10 parsek (1 parsek = 3.2616 ışık yılı ~ 30.000.000.000.000 kilometre) uzaklıkta olsaydı, kadir değeri ne olurdu?" sorusunun cevabı bize "mutlak kadir" değerini verir. Burada görünür kadir değerinin yıldızın bize olan uzaklığıyla bağlantılı olduğunu bilmekte fayda vardır.

B-V Değeri

Gözlem yaparken, teleskop ile birlikte belirli filtreler kullanılır. U-B-V-R filtreleri bunlardan en çok kullandıklarımızdır. Buradaki her filtre belirli bir aralıktaki dalgaboyunu gözler, dolayısıyla yıldızın o dalgaboyunda yaptığı ışınım kadar parlaklık elde edilir. Burada B (Blue, Mavi) filtresinden elde ettiğiniz sonucu V (Visual, Gözlenebilir) filtresinden çıkan sonuçtan çıkardığınızda B-V değerini elde edersiniz. Bilgi olması açısından, U filtresi mor ötesi ışınları, R filtresi ise kırmızı ışınları gözler. Az sonra bunların önemine tekrar döneceğiz.

Yarıçap

Esasında diyagramla dolaylı bir bağlantısı vardır. Yukarıda verdiğimiz Hertzsprung Russell Diyagramı'nda görebileceğiniz gibi, köşegenlerden birbirine paralel doğrular çizildiğinde yarıçaplara dair belirli aralıklar elde edilir. Genellikle bir yıldızın yarıçapı, Güneş'in yarıçapına göre belirlenir. 1 SR ("Solar Radius" = "Güneş Yarıçapı"), 695.500.000 metreye ya da 0.0046491 Astronomik Birim'e (AB) eşittir. Dolayısıyla 100 SR, Güneş'in 100 katı yarıçapa sahip olmak demektir.

Yıldız Türleri Nelerdir?

Gözlenebilir Evren'de milyarlarca galaksi ve bu galaksilerin her birinde milyarlarca yıldız vardır. Bilindiği üzere bu yıldızların hepsi birbiriyle aynı değillerdir. İlk bakışta göze çarpan temel farklılıklar yıldızların renkleri ve büyüklükleridir; fakat renk ve boyut farklılıkları, yıldızlar hakkında sanıldığından çok daha fazla şey ifade ediyor olabilir.

Öncelikle, ışığın rengini dalga boyu belirler ve ışığın dalga boyu ne kadar küçükse frekansı o kadar büyük olacaktır. Işığın frekansı ne kadar büyükse verdiği enerji ve dolayısıyla sıcaklığı da o kadar büyüktür. Bu sebeple bir yıldızın sıcaklığı, yıldızın büyüklüğü ne olursa olsun rengine göre belirlenir. Siyah cisim ışıması fiziğine göre yıldızlar, ateşte ısıtılan bir demir parçası gibi davranırlar: Isıtılan demirin sıcaklığı arttıkça kızıla, turuncuya, sarıya, beyaza ve nihayetinde maviye döner.

TÜBİTAK

Günümüzde yıldızları sınıflandırırken kullanılan birkaç farklı sınıflandırma sistemi vardır. Bunlardan öğrenilmesi en kolay ve acemi gözlemciler için en anlaşılır olanı Morgan-Keenan (MK) sistemidir. Bu sistem, yıldızları O, B, A, F, G, K ve M harflerini kullanarak sırasıyla sıcaktan soğuğa doğru sınıflandırır. Yukarıda da anlattığımız gibi, bu sınıfların her biri de kendi içinde yine sıcaktan soğuğa doğru 0'dan 9'a kadar numaralandırılarak doğru alt sınıflara ayrılır. Örneğin A sınıfı kendi içerisinde en sıcak olan A0 ile başlayıp A1, A2... şeklinde devam ederek en soğuk olan A9 ile son bulur.

Bilsen Beşergil

Verilen parlaklık, yarıçap ve kütleler Güneş'in parlaklık, yarıçap ve kütlesine oranıdır. Örneğin "kütle: 5" ifadesi Güneş'in kütlesinin 5 katı anlamına gelmektedir. Burada bahsedilen parlaklık (kadir değeri) ise aydınlatma gücüdür.

Anakol Yıldızları (Main Sequence Stars)

Bir Hertzsprung Russell Diyagramı'na bakıldığında ilk fark edilen şey, çoğu yıldızın bir eğri üzerinde toplanmış olduğudur. Bu eğriye Anakol Evresi (Main Sequence) ya da Cüceler diyoruz. Güneş de dahil olmak üzere evrendeki yıldızların %90 civarını oluşturan anakol yıldızları gücünü çekirdeklerindeki hidrojenin füzyonla helyuma dönüşmesinden alır. Bu işlem için 10 Milyon Kelvin'lik bir sıcaklık gerekir. Anakol yıldızları tipik olarak Güneş'in kütlesinin 0.1 katı ile 200 katı arasında bir kütleye sahip olabilirler.

Wikipedia

Yıldızların çoğunun burada toplanmış olmasının elbette ki çok makul bir açıklaması vardır: Yıldızlar, yaşamlarının büyük bir bölümünü burada geçirirler. Yani bu demek oluyor ki, daha önce de bahsettiğimiz gibi, oradaki hiçbir yıldız yaşamı boyunca olduğu yerde durmamaktadır. Her yıldız, evrimi boyunca farklı yollar izler. Bu da demek oluyor ki, yıldızın değişen parametreleri, diyagram üzerinde farklı noktalarda gezinmesine neden olmaktadır. Bu gezinme, yıldızın değişen yapısı hakkında bize birçok bilgi verir. İşte bu yüzden Hertzsprung Russell Diyagramı bizim için çok önemlidir. 

Hertzsprung Russell Diyagramı'nda bilmemiz gereken bir diğer önemli nokta, sınıflardır. Az önce Anakol Yıldızları'ndan bahsettik. Elbette ki yıldızların özellikleri bununla sınırlı değildir. En bilinen yıldız sınıfları süperdevler, devler, anakol ve beyaz cücelerdir. Hertzsprung Russell Diyagramı üzerindeki konumları da aşağıda gösterildiği gibidir:

Mavi Yıldızlar (Blue Stars)

Mavi yıldızlar genel anlamda sıcaktır ve O tipi olarak adlandırılırlar. O tipi yıldızlar sıklıkla aktif olarak yıldız oluşan bölgelerde, bilhassa spiral galaksilerin kollarında bulunurlar. Işıkları kendilerini çevreleyen gaz ve toz bulutu aydınlatarak bu bölgelerin genellikle mavi görünmesini sağlar.

Ayrıca kompleks çoklu yıldız sistemlerinde de mavi yıldızlara rastlanılmaktadır. Yıldızlar arası kütle alışverişi ve sistemdeki başka yıldızların yaşamının farklı zamanlarda süpernova ile sona erme ihtimalleri gibi sebeplerden dolayı bu bölgelerdeki yıldızların evrimlerini öngörmek çok daha zordur.

Mavi yıldızlar, çok yüksek sıcaklıklara ve çok büyük kütlelere sahip olduklarından ömürleri nispeten daha kısadır ve çok şiddetli süpernova patlamaları ile yaşamları son bulur. Bu patlamaların sonucunda ya bir nötron yıldızı ya da bir kara delik oluşur.

Reddit

Genel Özellikleri

• Spektral tip: O, B
• Yaygınlık: ~ %0.00003
• Tipik sıcaklık: ~30,000 K
• Tipik parlaklık: ~100 - ~1,000,000
• Tipik yarıçap: ~2.7 - ~10
• Tipik kütle: ~2.5 - ~90
• Tipik ömür: < ~40 Milyon yıl

Sarı Cüceler (Yellow Dwarfs)

G tipi yıldızlar çoğu zaman sarı cüceler olarak anılır fakat bu tam olarak doğru değildir. Güneş'imiz G tipi yıldızlara bir örnektir ama aslında beyazdır. Çünkü Güneş'in yaydığı tüm ışık renkleri birbirine karışarak beyaz ışığı oluşturur. G tipi yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni helyuma dönüştürür ve yakıtları tükendikçe kızıl devlere evrilirler.

All Things Neutrino

Genel Özellikleri

• Spektral tip: G
• Yaygınlık: ~ %10
• Tipik sıcaklık: ~5200 - ~7500 K
• Tipik parlaklık: ~0.6 - ~5.0
• Tipik yarıçap: ~0.96 - ~1.4
• Tipik kütle: ~0.8 - ~1.4
• Tipik ömür: ~4 - ~17 Milyar yıl

Turuncu Cüceler (Orange Dwarfs)

K tipi yıldızlar, G tipi yıldızlara göre kayda değer derecede daha düşük UV (Mor ötesi) ışınları saçtığından dolayı dünya dışı yaşam arayışlarının özel ilgi alanındadır. Çünkü UV ışınları DNA'ya zarar vererek DNA'nın yapısını bozar. Ayrıca K tipi yıldızlar 30 milyar yıla kadar stabil kalabilmektirler. Bu süre Güneş için 10 milyar yıldır. Dahası, K tipi yıldızlar G tipi yıldızlara nazaran 4 kat daha yaygın olduğundan ötegezegen arayışlarını da kolaylaştırır.

Universe Today

Genel Özellikleri

• Spektral tip: K
• Yaygınlık: ~ %10
• Tipik sıcaklık: ~3700 - ~5200 K
• Tipik parlaklık: ~0.08 - ~0.6
• Tipik yarıçap: ~0.7 - ~0.96
• Tipik kütle: ~0.45 - ~0.8
• Tipik ömür: ~15 - ~30 Milyar yıl

Kırmızı Cüceler (Red Dwarfs)

Kırmızı Cüceler, Samanyolu Galaksi'sinin yıldız nüfusunun büyüklüğünün sebebi olsalar da çok sönük olduklarından hiçbiri optik destek olmadan gözlemlenemez. Kırmızı cücelerin düşük kütlelerinden dolayı çekirdeklerinde oluşan helyum fazla baskı altında kalmadığı için daha üst katmanlardaki hidrojen ile karışabilir. Bu sebeple hidrojeni helyuma dönüştürme işlemi çok daha büyük kütlelere sahip yıldızların aksine sadece çekirdekte değil, yıldızın her yerinde gerçekleşir.

Böylece nükleer füzyon yavaşlatılmış olur ve süresi inanılmaz derecede uzar. Bu da yıldızı birkaç trilyon yıl boyunca sabit sıcaklık ve parlaklıkta tutar. Evrenin yaşı bu sayının yanında çok küçük kaldığından henüz ölen bir kırmızı cüce olmamıştır.

Ekşi Sözlük

Genel Özellikleri

• Spektral tip: K, M
• Yaygınlık: ~ %73
• Tipik sıcaklık: ~4000 K
• Tipik parlaklık: ~0.0001 - ~0.08
• Tipik yarıçap: ~0.7
• Tipik kütle: ~0.08 - ~0.45
• Tipik ömür: Birkaç Trilyon yıl olduğu tahmin ediliyor.

Devler ve Süperdevler (Giants and Süpergiants)

Devler ve süperdevler bir yıldızın yakacak hidrojeni kalmadığında helyum yakmaya başlamasıyla oluşurlar. Yıldızın çekirdeği çöküp daha da sıcak hale geldikçe açığa çıkan ısı yıldızın dış katmanlarının dışa doğru genişlemesine sebep olur ve böylece düşük ve orta kütleli yıldızlar kırmızı devlere evrilirler. Fakat Güneş'in 10+ katı daha büyük kütleli yıldızlar helyum yakma aşamasında kırmızı süperdevlere dönüşürler.

Yüksek kütleli yıldızlar helyumu daha hızlı bir şekilde yakarak karbon ve oksijene çevirirler. Fakat füzyon hızının düşük olduğu dönemlerde yıldız büzülebilir ve bir mavi süperdeve dönüşebilir. Bunun sebebi sıcaklığının daha küçük bir yüzey alanından yayılmak zorunda kalması ile yıldızın daha sıcak ve mavi görünmesini sağlamasıdır. Bu süreç zaman içinde dalgalanabilir ve böyle bir yıldızın süpernova ile patlamadan önce kırmızı süperdev ile mavi süperdev evreleri arasında geçiş yaptığını görmek alışılmadık bir durum değildir.

Mavi Devler (Blue Giants)

"Mavi dev" teriminin bilimsel bir tanımı yoktur ve genellikle tümü evrilip anakolun dışına çıkmış geniş çeşitlilikte yıldızlara verilen addır. Fakat pratik sebeplerden ötürü II ve III numaralı parlaklık sınıfındaki yıldızlardan eğer yeterince sıcaklarsa (10,000 Kelvin civarı) sırf kolaylık olsun diye "Mavi Dev Yıldızlar" olarak bahsedilir.

Bununla beraber mavi dev terimi büyük ve sıcak olduklarından bazı yıldızlar için genellikle hatalı olarak kullanılır. Yine de pratikte HR diyagramının belirli bölgelerinde bulunan büyük yıldızlar bir takım özel kriterleri karşıladıkları için tercihen "Mavi Devler" olarak anılırlar.

Tuna Dergi

Genel Özellikler

• Spektral tip: O, B ve nadiren A tipi yıldızlar
• Yaygınlık: Ender
• Tipik sıcaklık: ~10,000 - ~33,000+ K
• Tipik parlaklık: ~10,000
• Tipik yarıçap: ~5 - ~10
• Tipik kütle: ~2 - ~150
• Tipik ömür: ~10 - ~100 Milyon yıl

Mavi Süperdevler (Blue Supergiants)

Mavi süperdevler genellikle I numaralı parlaklık sınıfında olup B9 ve öncesindeki spektral sınıfta yer alırlar. Mavi süperdevler tipik olarak Güneş'ten daha büyük olup kırmızı süperdevlerden daha küçüklerdir.

Genellikle O tipi yıldızlar ve B tipi yıldızların ilk alt sınıflarındaki (B0, B1, B2 gibi) yıldızlar hidrojenlerini yüksek kütlelerinden dolayı çok hızlı yaktıkları için sadece birkaç milyon yıl içinde anakol yıldız olmaktan çıkarlar. Bu yıldızlar, yüzeylerinde ağır elementler görüldüğünde mavi süperdevlere doğru genişlemeye başlamışlardır. Fakat bazı durumlarda bazı yıldızlar normal mavi süperdev evresini atlayarak doğrudan Wolf-Rayet yıldızlarına evrilirler.

Art Station

Genel Özellikler

• Spektral tip: OB
• Yaygınlık: Ender
• Tipik sıcaklık: ~10,000 - ~50,000 K
• Tipik parlaklık: ~10,000 - ~1,000,000
• Tipik yarıçap: ~20+
• Tipik kütle: ~20 - ~1000
• Tipik ömür: ~10 Milyon yıl

Kırmızı Devler (Red Giants)

Kırmızı devlerin en yaygın türü olan "RBG-Branch" yıldızları durağan bir helyum çekirdeğinin etrafındaki katmanda hidrojeni yakarak helyuma dönüştürmeye devam eder. Kırmızı devlerin bir diğer türü helyumu yakarak karbona çeviren "Red-Clump" yıldızlarıdır. Kırmızı devler ayrıca daha dış bir katmanın içinde helyum yakımının bozulmuş bir karbon ve oksijen çekirdeği etrafındaki bir katmanda gerçekleştiği "AGB" yıldızlarını da içerirler.

Forbes

Genel Özellikler

• Spektral tip: M, K
• Yaygınlık: ~ %0.4
• Tipik sıcaklık: ~3300 - ~5300 K
• Tipik parlaklık: ~100 - ~1000
• Tipik yarıçap: ~20 - ~100
• Tipik kütle: ~0.3 - ~10
• Tipik ömür: ~0.1 - ~2 Milyar yıl

Kırmızı Süperdevler (Red Supergiants)

Kırmızı süperdevler çekirdeklerindeki hidrojen yakıtını tüketmeleri sonucu dış katmanları devasa şekilde genişlemiş yıldızlardır. Bu tip yıldızlar hacimsel anlamda bilinen en büyük yıldızlar olsalar da en büyük kütleli ya da en parlak olanlar arasında değillerdir. Nadir durumlarda kırmızı süperdevler çekirdeklerinin etrafında keskin geçişleri olmasa da bir soğanın katmanlarını andıracak şekilde dizilmiş olan ağır elementleri (demir de dahil) yakacak kadar büyük kütleli olabilmektedirler. Ağır elementleri oluşturan kırmızı süperdevler nihayetinde tip II süpernova olarak patlarlar.

AASNOVA

Genel Özellikler

• Spektral tip: K, M
• Yaygınlık: ~ %0.0001
• Tipik sıcaklık: ~3500 - ~4500 K
• Tipik parlaklık: ~1000 - ~800,000
• Tipik yarıçap: ~100 - 1650
• Tipik kütle: ~10 - ~40
• Tipik ömür: ~3 - ~100 Milyon yıl

Ölü Yıldızlar (Dead Stars)

Artık çekirdeklerinde füzyon tepkimeleri gerçekleşmeyen yıldızlardır.

Beyaz Cüceler (White Dwarfs)

Beyaz cüceler, düşük ve orta kütleli (Genellikle 3 Güneş kütlesinden daha küçük kütleli) yıldızların yaşamlarının sonuna doğru dış katmanlarını atmasıyla arta kalan çekirdeklerdir. Bu yıldız kalıntıları artık enerji üretemediklerinden "Dejenere Elektron Baskısı" adı verilen bir süreç ile kütle çekimine karşı koyarlar. Bir beyaz cücenin teorik olarak sahip olabileceği en büyük kütle 1.4 Güneş kütlesi (Chandrasekhar limit) kadardır. Bu değere dönme etkileri dahil değildir. Yani pratikte hızlı dönen beyaz cücelerin kütlesi bu limiti belli bir oranda aşabilir.

İkili yıldız sistemlerinde yer alan beyaz cücelerin bazıları komşu yıldızdan madde çekerek yeterli kütleye ulaştıklarında tekrar füzyon tepkimesi başlatabilirler.

Earth Sky

Genel Özellikler

• Spektral tip: D
• Yaygınlık: ~ %4
• Tipik sıcaklık: ~8,000 - ~40,000
• Tipik parlaklık: ~0.0001 - ~100
• Tipik yarıçap: ~0.008 - ~0.2
• Tipik kütle: ~0.1 - ~0.4
• Tipik ömür: Çoğunlukla belirsiz olup yaklaşık 100 bin yıl ile 10 milyar yıl arasında olabileceği tahmin ediliyor.

Nötron Yıldızları

Nötron yıldızları, dev kütleli yıldızların (10 ile 29 Güneş kütlesi aralığı) süpernova olayı sırasında sıkışıp beyaz cüce evresini geçerek çöken çekirdekleridir. Bu durumda yıldızdan arta kalan tüm kütle nörtonlardan oluşur. Nötronlar, protonlardan küçük bir miktar daha fazla kütleye sahiptirler fakat elektrik yükü taşımazlar. Nötron yıldızları özellikle de inanılmaz derecede yüksek yoğunluğa sahip olmaları ile bilinirler.

Nötron yıldızları kütle çekimine dejenere nötron basıncı ile karşı koyarlar. Fakat yıldızın geriye kalan kütlesi 3 Güneş kütlesinden daha büyükse kütle çekimsel çöküş devam eder ve bir karadelik doğar. Pulsarlar ise ayrı bir yıldız türü olmasalar da genellikle öyle anılırlar. Pulsarlar yalnızca büyük miktarlarda ve farklı frekanslarda radyasyon yayan aktif birer nötron yıldızıdırlar.

Esist

Genel Özellikleri

• Spektral tip: D
• Yaygınlık: ~ %0.7
• Tipik sıcaklık: ~600,000 K
• Tipik parlaklık: Küçük boyutlarından dolayı çok düşük parlaklık
• Tipik yarıçap: ~5 - ~15 Kilometre
• Tipik kütle: ~1.4 - ~3.2
• Tipik ömür: Büyük oranda belirsiz olsa da yaklaşık 100 bin yıl ile 10 milyar yıl arasında olabileceği tahmin ediliyor.

Kara Cüceler (Black Dwarfs)

Kara cüceler, beyaz cücelerin kalan tüm ısı ve ışığını yaydıktan sonra dönüşeceği varsayılan yıldızlardır. Fakat beyaz cüceler inanılmaz derecede uzun süreler yaşadıklarından Evren'in 13.8 milyar yıllık tarihinde bir kara cücenin oluşması için yeterince zaman olmamıştır. Eğer bu teorik yıldızlar bir gün var olacaklarsa bile Güneş'in kalan ömrü içerisinde bulunabilecekleri beklenmiyor. Ayrıca ışıma yapmadıklardan dolayı kara cüceleri tespit etmek oldukça zor olacaktır. Yine de kütlelerini koruyacakları için kütleçekimsel etkileri evrendeki yerlerine dair ipuçları verebilir.

WGİT

Karadelikler (Black Holes)

Daha küçük yıldızlar yakıtları tükendikçe nötron yıldızlarına veya beyaz cücelere dönüşebilirken, büyük (3+ Güneş kütleli) yıldızlar yaşamlarını bir süpernova patlaması ile sona erdirebilir. Kütle çekimine karşı koyacak dışa doğru hiçbir basıncı olmayan bu ölü kalıntı kütle çekimsel tekilliğe kadar çökmeye başlar ve sonuç olarak ışığın bile kurtulamayacağı güçte bir kütle çekimine sahip olan bir kara delik oluşur.

Karadelikler de oldukça çeşitlidirler. Güneş'in yaklaşık 10 katı kütleye sahip yıldızların süpernova ile patlamaları sonucu karadelikler oluşabilecekken, bazı galaksilerin merkezlerinde Güneş'in milyarlarca katı kütleye sahip kara delikler de bulunabilmektedirler. Kara deliklere dair çok daha fazla bilgiyi buradan alabilirsiniz.

Kuriosus

Başarısız Yıldızlar (Failed Stars)

Kahverengi cüceler olarak da bilinen bu cisimler tıpkı diğer yıldızlar gibi büyük hidrojen bulutlarının kütle çekimi sebebiyle çökmesinden oluşurlar. Yıldızların aksine kahverengi cüceler yeterli kütleye sahip olmadıkları için çekirdeklerinde hidrojenin füzyonu için gereken basınç ve sıcaklık oluşamaz. Bu cisimler parlamazlar ve bazen Jüpiter gibi gaz devlerinden biraz daha büyük olabilirler.

Kahverengi Cüceler (Brown Dwarfs)

Gezegenler ile yıldızlar arasındaki boşluğu dolduran geçiş formu olan bu cisimler en küçük yıldızlardır. Bu cisimler çoğunlukla görünür ışık saçmazlar fakat saçtıklarında geniş bir renk aralığında belirebilirler. İnsan gözü onları muhtemelen koyu kırmızı veya koyu magenta olarak algılardı.

Kahverengi cüceler çekirdeklerinde hidrojeni helyuma çevirecek kadar büyük olmasalar da kütleleri 13 ve 65 Jüpiter kütlesinin üstünde olanlar sırasıyla döteryum ve lityumu çeşitli izotoplara çevirebilmektirler.

Wikipedia

Genel Özellikleri

• Spektral tip: M, L, T, Y
• Yaygınlık: ~%1 - ~%10
• Tipik sıcaklık: ~300 - ~2,800 K
• Tipik parlaklık: ~0.00001
• Tipik yarıçap: ~0.06 - ~0.12
• Tipik kütle: ~0.01 - ~0.08
• Tipik ömür: Belirsiz fakat birkaç trilyon yıl olabileceğinden şüpheleniliyor.

Yıldız Evrimindeki Basamaklar

Artık yıldız türlerini tanıdığımıza göre, bu farklı türler arasındaki evrimsel ilişkileri de incelemeye başlayabiliriz.

Yıldızı oluşturan gaz ve toz bulutu çöktükçe, kütle çekimsel potansiyel enerjinin bir kısmı, Virial Teoremi'ne göre, gazı ısıtmak için harcanır. Bu yüzden bulut çöktükçe, sıcaklık artmaya başlar. Sıcaklık, çekirdek kısmında daima daha fazladır, çünkü çekirdek daha fazla çöker. Nükleer tepkimeler ise, sıcaklığa aşırı duyarlıdır ve en kolay gerçekleşen nükleer füzyon reaksiyonu, diğerlerine göre ihtiyaç duyduğu düşük sıcaklık sebebiyle, hidrojenin helyuma dönüşümüdür. Dolayısıyla ilk önce hidrojenin füzyonu başlar ve hidrojenin yanması, helyuma göre oldukça kararlıdır. Ne kadar süre boyunca yıldızın hidrojeni ana enerji kaynağı olarak kullanacağı o yıldızın temelde kütlesine bağlıdır. Çünkü ne kadar fazla kütle, o kadar fazla çökme, o kadar fazla sıcaklık, o kadar fazla reaksiyon olasılığı demektir. Eğer reaksiyonları çabuk gerçekleştirirse, yakıtını kısa sürede harcar.

Burada atlanmaması gereken en önemli ve belki de çok karıştırılan bir nokta, hidrojenin tamamının dönüşmediğidir. Ağır elementler oluştukça, bu elementler merkezde birikeceğinden, hidrojen zamanla merkezin dışında kalmaya başlar, dolayısıyla daha soğuk katmanlara itilerek reaksiyonunu durdurur. Fakat bunun da reaksiyonu tamamen durdurmadığına dikkat edin, özellikle yıldız evriminden konuşurken, hidrojen kabuk yakma gibi bir ifade kullanırız. Hidrojen, merkezin etrafındaki bir kabukta yanmaya devam edebilir. Fakat yine de, tüm hidrojenin kullanması asla söz konusu değildir. Güneş’in ikinci nesil bir yıldız olduğunu düşünecek olursak, bu kadar fazla hidrojen barındırıyor olmasını bu duruma bağlayabiliriz.

Hidrojeni yakmaya başlayan bu yıldızlar, anakola otururlar. Yani anakol üzerinde gördüğümüz yıldızlar, baskın enerji kaynağı olarak hidrojeni yakıyorlar. Burada önemli bir diğer nokta da, anakolun bir çizgi ya da eğri olmaktan öte, bir bant şeklinde olduğudur. Yani bir kalınlığı vardır ve yıldız anakol ömrü boyunca bu bantta hareket ederek yarıçapını ve ışınım gücünü artırır. Fakat bunların miktarı, her etkin sıcaklık değerine karşılık düşen yıldız için farklıdır, hepsi aynı eğriyi takip etmez.

Örneğin Güneş’in yarıçapının ve ışınım gücünün zamanla artmasını ele alalım: Proton-proton çevrimine göre, 6 parçacık (4 proton ve 4 elektron) birleşerek 1 parçacık oluşturur (1 He ve 2 elektron). Dolayısıyla ortalama molekül ağırlığı artar ve ideal gaz denklemine göre bu durum, kütle çekimsel çökme ile sonuçlanır. Çökme sonucunda ortaya çıkan enerjinin bir kısmı kaçarken, bir kısmı da iç enerji olarak depolanır ve bu da ortamdaki parçacıkların kinetik enerjisini artırır. Nükleer tepkimeler, sıcaklığa aşırı duyarlı olduğundan, bu durum nükleer tepkimelerin artmasıyla, yani ışınım gücünün artmasıyla sonuçlanır. Yarıçapın artması ise, Güneş’in bu sırada bir bütün olarak gittikçe ısınmasından kaynaklanır (ısındıkça genleşen bir top olarak düşünebilirsiniz.)

Osservatorio Feynman

Yukarıdaki grafikte, Güneş’in evrimi sırasında HR diyagramında izlediği yol gösterilmiştir. 10 milyon yıl gibi, ömrüne nazaran kısa bir sürede anakola yerleşen Güneş, anakolda yaklaşık 9.5 milyar yıl kalır. Ardından kırmızı dev evresine geçerek, burada da 2 milyar yıl geçirecektir. Kırmızı dev aşamasından sonra, atmosferinin dış katmanlarını uzaya salarak, gezegenimsi bir bulutsu oluşturur ve geriye sıcak bir çekirdek olan beyaz cüce bırakır.

Kararsızlık Kuşağı Nedir?

Yıldızların hepsi hidrostatik dengede değildir, bazıları iç yapılarındaki kararsızlıklar sebebiyle zonklama yaparlar, yani büyüyüp küçülürler. Bu büyüyüp küçülme, parlaklıklarında değişim meydana getirir, bu sebeple değişen yıldızlar olarak adlandırılır ve kendi içlerinde Delta Scutiler, RR Lyrae ve Cepheidler gibi birçok türe ayrılır.

Kararsızlık kuşağı A ve F tipi yıldızların anakolunun bulunduğu bölgeden başlayarak (1-2 Güneş kütlesi), G ve K tipi süper devlere kadar uzanır.

Cepheidler ışıtmaları ile zonklama periyotları arasında bir ilişki barındırır. Uzaklık belirlemede, ışıtmanın bilinmesi önemli bir rol oynar, çünkü yıldızların gözlenen parlaklıkları aramızdaki mesafe arttıkça azalır. Bu azalma miktarı, doğrudan aramızdaki mesafe ile ilişkili olduğundan, ışıtma gücü bilinen bir cismin gözlemi ile mesafe ölçülebilir. Cepheidlerin zonklama dönemi bize ışıtmayı verdiğinden, Cepheidler iyi bir uzaklık belirtecidir (standart mumlardır). Böylelikle Cepheid gözlemleri sayesinde kozmolojik ölçümler yapılabilir, bunlardan biri, evrenin genişleme miktarını belirten Hubble sabiti (parametresidir).

Yıldızların Uzaklığı Nasıl Ölçülür?

Yıldızlar, yaşamlarının çoğunu anakol üzerinde geçirdiklerinden, gözlemleyeceğimiz bir yıldızın anakol evresinde olması oldukça olasıdır. Açık kümeler üzerinde yapacağımız gözlemlerde, onlarca yıldızı bir arada görebiliriz. Bu yıldızlar, aynı gaz ve toz bulutunun ürünü olduklarından, yaşları ve materyal içerikleri birbirlerine çok benzerdir. Aynı zamanda kümenin elemanlarının birbirleri arasındaki mesafe, bizim kümeye olan mesafemize göre çok küçük olduğundan, kümenin her bir üyesini bizden yaklaşık olarak aynı uzaklıkta varsayabiliriz.

Bu gözlem, bize önemli bir avantaj sağlar. Eğer bu açık kümenin yıldızlarını gözleyip, HR diyagramındaki konumlarını noktalarsak, bir anakol oluşmasını bekleriz. Bu anakol, bizim teorik anakolumuz ile aynı olmak zorundadır. Fakat yıldızlararası ortamda bulunan gaz ve toz, farklı dalga boylarındaki ışığın farklı miktarlarda saçılmasına ve soğurulmasına sebep olarak, olması gerekenden daha kırmızı görünmesine sebep olur. Bu etki, yıldızlararası kızıllaşma olarak bilinir. Yani anakol, bulunması gereken konumdan, daha sağa ötelenmiş bir biçimde çıkacaktır. Bu ötelenme miktarı, ortamdaki gaz ve toz bulutunun etkisi bilindiği takdirde, kümenin uzaklığını belirlemek için kullanılabilir. Bu noktada HR diyagramının kendisi yerine, B-V gibi renk belirteçleri kullanılır, fakat sistem aynı temel mantığa dayalıdır.