Yıldızların Parlaklıkları: Görünür Parlaklık ve Salt Parlaklık Nedir?

Geceleyin gökyüzüne baktığımızda, gökyüzümüzü mahveden ışık kirliliği altındaysak, birkaç tane görebildiğimiz fakat temiz bir gökyüzünde yüzlercesine tanık olduğumuz yıldızlar binlerce yıldır dikkatimizi çekiyor. Bu yaptığımız gözlemde attığımız ilk bilimsel adım ise onları parlaklıklarına göre sıralamaya çalışmak oldu. Bazıları diğerlerinden daha parlak görünüyor, bazılarının ise parlaklıkları değişiyor gibi duruyordu. Bu nedenle, yıldızların parlaklıklarını sıralamak için bir sistem geliştirdik.

Kadir Sistemi

Yıldızların parlaklıklarını ifade ederken kadir (İng: "magnitude") değerini kullanırız. Kadir değeri ne kadar fazlaysa, yıldız o kadar sönüktür. Örneğin 1. kadirden bir yıldız, 2. kadirden bir yıldızdan daha parlaktır. Aralarındaki fark ise logaritmik olarak katlanarak artar. 2. kadirden olan bir yıldız 3. kadirden olan bir yıldızdan 2.512 kat daha parlaktır ve bu şekilde gider. Örneğin yaz üçgeninin bir parçası olan Deneb, 1.25 kadirlik bir yıldızdır. Gösterim olarak $1^m.25$ olarak yazılır. Buradaki $m$ harfi İngilizce "magnitude" (büyüklük-kadir) kelimesinden gelir.

Sağlıklı bir gözlemci, iyi koşullar altında 6. kadirden bir yıldızı görebilir. Fakat büyük şehirlerde bu değer ne yazık ki ancak 2-3. kadirleri zorla bulmaktadır. Buna rağmen bazı profesyonellerin 8. kadire kadar yıldızları, çıplak gözle görebildiği raporlanmıştır. Elbette bunların şehirden çok çok uzakta, harika konumlarda gerçekleştiğini de söylemek gerekir.

Yıldızların parlaklıkları temelde iki tipte incelenir. Bunu basit bir fener deneyi yaparak da anlayabilirsiniz. Elinize bir fener alın ve gözünüze doğru tutun. Yakındayken oldukça rahatsız edici bir parlaklığa sahip olacaktır, fakat uzaklaştırdıkça parlaklığının azaldığını görebilirsiniz. Yıldızlar da bize çeşitli uzaklıklarda bulunur. Bunun yanında bir de hepsinin yaptığı ışıma farklıdır, yani farklı güçte fenerlerdir! Hangisinin nasıl bir yıldız olduğunu anlamak için başlangıç olarak yıldızların parlaklıklarını iki sınıfa ayırıyoruz: Görünür parlaklık ve salt parlaklık (ya da mutlak parlaklık).

Görünür Parlaklık

Görünür parlaklık (İng: "apparent magnitude") yıldızın gökyüzünde gördüğümüz parlaklığıdır. Elbette biz bunu bilimsel çalışmalarda CCD gibi aygıtlar kullanarak sayısal olarak ölçüyoruz. Fakat ifade ettiği anlam, yıldızın bize ne kadar parlak göründüğüdür. Bu durum doğrudan onun bize yakınlığı ve kendi ışıma gücüyle alakalıdır. Ne kadar yakınsa o kadar parlak, ne kadar çok ışıma gücüne sahipse yine o kadar parlak olacaktır. $m_y$ bizim yıldızımızın ölçülen görünür parlaklığı, $m_m$ ise mukayese ettiğimiz yıldızın ölçülen görünür parlaklığı olsun. Bu yıldızların akıları sırasıyla $F_y$ ve $F_m$ ise parlaklıkları arasındaki ilişki aşağıdaki gibidir:

$m_y-m_m=-2.5{\log }_{10}\frac{F_y}{F_m}$

Yıldızlar nokta kaynak olduklarından, onların kadir değerlerini ifade etmek kolaydır. Fakat bulutsular ve galaksiler bir alanda dağınık olarak bulunduklarından, bu gök cisimlerinin kadir değerlerini anlamak biraz kafa karıştırıcı olabilir. Örneğin Andromeda galaksisi 3.44 kadirdir, fakat çıplak gözle şehirden göremezsiniz. Buna rağmen daha sönük olan 4. kadirden bir yıldızı görebilirsiniz.

Unutmayın, tüm ışık bir noktadan gelirse görünmesi çok daha rahat olacaktır fakat bu ışığı bir bölgeye yayarsanız toplam ışık miktarı değişmese de nokta başına düşen miktar değiştiği için görmek zorlaşacaktır. Bunu bir lazer ışığı gibi düşünebilirsiniz. Lazer çok küçük bir noktaya odaklandığında oldukça parlaktır fakat onu bir mercekle yayarsanız giderek sönükleşir.

Salt Parlaklık (Mutlak Parlaklık)

Yıldızların uzaklığı değiştikçe görünür parlaklıkları da değişeceğinden, farklı uzaklıklarda olan yıldızların parlaklıkları arasında bir mukayese yapmak zor olacaktır. Bu sebeple yıldızların parlaklıklarını kıyaslayabilmek için farklı uzaklık kavramını yok etmemiz gerekir.

Eğer bütün yıldızlar aynı uzaklıkta olsaydı, bu yıldızların ölçtüğümüz görünür parlaklıkları bize doğrudan kendi ışıtma güçleri hakkında bir fikir verebilirdi. Bu sebeple salt parlaklık (ya da mutlak parlaklık) kavramını tanımlıyoruz. Eğer bir yıldız 10 parsek (32.6 ışık yılı) uzaklıktaysa, bu yıldızın ölçeceğimiz görünür parlaklığı, onun salt parlaklığıdır.

Elbette yıldızları alıp 10 parsek ötemize taşıyamayız. Fakat uzaklıklarını biliyor, görünür parlaklıklarını da biliyorsak 10 parsek ötemizde ne kadar parlak olacaklarını da bilebiliriz. Bu sayede hepsini 10 parsek uzaklıktaymış gibi düşünerek bir kıyaslama yapabiliriz.

$m$ görünür parlaklık, $M$ salt parlaklık, $d$ de parsek cinsinden uzaklık olmak üzere bunlar arasındaki ilişki $m-M$ ile tanımladığımız uzaklık modülü formülüyle aşağıdaki gibi ifade edilir:

$m-M=-5+5{\log }_{10}d$

Burada $m-M$ ifadesine neden uzaklık modülü dendiğine dikkat edin. $M$ uzaklıktan bağımsız bir niceliktir, $m$ ise uzaklığa göre değişen ve $M$'yi referans alan bir niceliktir. Dolayısıyla $m-M$ bize doğrudan uzaklık hakkında bilgi verir. Bu nedenle de denklemin sağ tarafı doğrudan uzaklık $d$ ile alakalıdır.

Bu denklem pratikte pek fazla kullanılmaz, daha doğrusu buna ek bir terim gelir. Çünkü yıldızlararası ortamda yıldızın ışığı çeşitli soğurma ve saçılmalara maruz kalır. Bu da olduğundan daha sönük gözlenmesi ve daha uzakta olduğu yanılgısına neden olur. Bunu düzeltmek için $A_v$ olarak adlandırılan bir parametre eklenir. Bu parametre gözlem yapılan doğrultuya göre değişim gösterir. Çünkü Samanyolu'nun farklı bölgeleri daha farklı soğurmaya sahiptir. Ya da daha farklı bir yazımla, görsel parlaklığı ve uzaklığı bilinen bir yıldızın mutlak parlaklığı aşağıdaki şekilde bulunabilir:

$M=m+5-5{\log }_{10}d$

Özetle işin içerisine uzaklık girdikçe parlaklığı etkileyen başka faktörler de olmaktadır. Geceleyin gökyüzüne baktığımızda çıplak gözle görebildiğimiz tüm yıldızlar, bizim kendi galaksimiz olan Samanyolu içerisinde yer almaktadır. Fakat biliyoruz ki Samanyolu devasa bir gaz ve toz bulutundan oluşmaktadır, üstelik bu homojen bir dağılım izlemez. Kol benzeri yapıları olmasının yanında bir diske benzer.

Dolayısıyla galaksinin diski içerisinde yer alan bir yıldızı görmeye çalışırken, galaksi diskinin üzerindeki bir yıldızı görmeye çalıştığımızdan daha fazla gaz ve toz araya girecektir. Bu da ister istemez disk üzerinde yer alan yıldızın ışığının daha fazla soğurulmaya ve saçılmaya uğramasına, dolayısıyla parlaklığının etkilenmesine neden olur. Bu gibi faktörler, daha ileri düzeylerde hesaplamalarda işin içerisine muhakkak katılmalıdır.