Yıldızların Parlaklık Sistemleri

Gökyüzündeki yıldızlar, hem gerçek parlaklıklarına hem de bize yakınlıklarına bağlı olarak parlak ya da sönük görünürler Yıldızların parlaklığını ifade edebilmek için "kadir" birimi kullanılır Sayma ve ölçme değerleri, mantıksal olarak, genellikle sayılan ya da ölçülen değer arttıkça artar; ölçülen azaldıkça azalır Kadirde, bunun tam tersi olarak, ölçülen değer attıkça azalır; ölçülen değer azaldıkça artar Bu sistemin temeli, çok eskilere, MÖ 120'li yıllara dayanır Bu yıllarda, Yunan gökbilimci Hipparcus, oluşturduğu yıldız kataloğundaki yıldızları basit bir sistemle sınıflandırdı Bu sınıflandırmaya göre, en parlak yıldızlar 1 kadir, en sönük olanlarsa 6 kadirdi

MS 140'lı yıllarda, Claudius Ptolemy, bu sistemi biraz daha genişletti Aynı sınıfa giren fakat birbirinden biraz daha farklı parlaklıklardaki yıldızları da birbirinden ayırabilmek için, örneğin, 2 kadir ile 3 kadir arasındaki bir yıldızı tanımlarken, "2 kadirden daha sönük" ya da "3 kadirden daha parlak" gibi ifadeler kullandı Yıldızların 1 kadirden 6 kadire kadar sınıflandırıldığı bu sistem, Ptolemy'den sonra 1400 yıl daha sorunsuz olarak kullanıldı

Teleskopu gökyüzüne çeviren ilk insan olan Galileo, Ptolemy'nin 6 kadir sınırını aşan yıldızlar olduğunu keşfetti Böylece, o zamana değin 6 kadirle sınırlı olan yıldız parlaklıkları, artık bu sınırı aşmıştı Teleskoplar geliştikçe, gökbilimciler bu sınırı daha da öteye ***ürdüler

Günümüzde, 5 cm çaplı ortalama bir dürbünle yaklaşık 9 kadir parlaklıktaki yıldızları, amatörlerin yaygın olarak kullandığı 15 cm çaplı bir teleskoptan 13 kadir parlaklıktaki yıldızları görebiliyoruz İnsanoğlunun ulaşabildiği sınırsa, Hubble Uzay Teleskopu'nun görebildiği yaklaşık 30 kadir parlaklıktır

19 yüzyılın ortalarında, gökbilimciler artık bu sistemi bir ölçeğe yerleştirmenin gereğini duymaya başladılar Oxford'lu gökbilimci Norman Pogson, bir kadir olan bir yıldızın parlaklığının altı kadir olan bir yıldızın parlaklığının yaklaşık 100 katı olduğunu belirledi Bu basit oran 1'e 100 öteki gökbilimcilerce de benimsendi Buna göre, 5?100'lük artış, (yaklaşık 2,512) iki kadir arasındaki parlaklık farkına eşittir

Sonuç olarak ortaya çıkan logaritmik bir ölçektir Tam olarak öyle olmasa da duyularımız yaklaşık olarak, algılamada logaritmik olarak işler Bu da otomatik olarak neden ortaya logaritmik bir ölçeğin çıktığını açıklıyor

Yıldız parlaklıkları bir ölçeğe oturtulduklarında, yeni bir problem ortaya çıktı Bazı bir kadirlik yıldızlar gerçekte ötekilerden oldukça parlaktı Buna da bir çözüm bulundu Gökbilimciler, çıplak gözün göremediği sönük yıldızlar için ölçeği nasıl genişlettilerse, parlak yıldızlar için de onlara birden küçük değerler vererek ters yönde genişlettiler

Vega, Arcturus, Capella ve Rigel gibi yıldızlar 0 kadir parlaklığa yerleştirildiler Daha da parlak gökcisimleri için, ölçek daha da genişletilerek, (–) değerler aldı Örneğin gökyüzünün en parlak yıldızı Akyıldız –1,5, Venüs en parlak durumundayken –4,4, dolunay 12,5, Güneş –26,7 kadir parlaklıktadır

19 yüzyılda, yıldızların parlaklılarını fotoğraf çekerek ölçmek isteyen gökbilimciler, bir sürprizle karşılaştılar Göze aynı parlaklıkta görünen yıldızlar, filmin üzerinde farklı parlaklıklarda görünüyorlardı Bunun nedeni, fotoğraf filminin göze oranla mavi ışığa daha duyarlı olmasıydı Bunun üzerine ortaya yeni bir ölçek çıktı: Fotoğrafik parlaklık (mp) Daha önceki parlaklıksa "görünür parlaklık (mv)" olarak değiştirildi

Bu aslında çok önemli bir keşif oldu Çünkü, görünür ve mavi renklerdeki parlaklıkların farkı, yıldızın renginin, dolayısıyla da sıcaklığının belirlenmesine olanak tanıyordu Günümüzde, bu ölçümler, değişik renklerde filtreler kullanılarak yapılıyor En çok kullanılan filtreler morötesi (U), mavi (B) ve görünür (V) dalgaboylarını geçiren filtrelerdir B-V, bir yıldızın sıcaklık endeksini verir Eğer bu değer küçükse yıldız sıcak, büyükse soğuktur Sarı bir yıldız olan Güneş'in renk endeksi 0,63, turuncu bir yıldız olan Betelgeuse'un renk endeksiyse 1,85'tir

Bir cismin tüm dalgaboylarındaki parlaklığınaysa bolometrik parlaklık denir Bolometrik terimi, bolometre olarak adlandırılan ve bir cismin yaydığı toplam ışımayı ölçen bir aygıttan kaynaklanmıştır

Görünen ve Gerçek

Yukarıda anlattıklarımızın tümü, doğal olarak yerdeki bir gözlemcinin gözlemlerine dayanıyor Yazının başında da değindiğimiz gibi, her yıldız bize farklı uzaklıktadır Bu nedenle, onların görünür parlaklıları, aslında gerçek parlaklılarını pek yansıtmıyor

Yıldızların birbirlerine göre gerçek parlaklıklarını ifade edebilmek için gökbilimciler yeni bir ölçek oluşturdular: “Mutlak parlaklık, M” ölçeği Bir yıldızın mutlak parlaklığı, onun gözlemciye 10 parsek (1 parsek = 3,26 ışık yılı) uzaklıkta olduğu varsayılarak hesaplanır

Eğer 10 parsek uzaktan baksaydık Güneş bize 4,45 kadir parlaklıkta görünecekti Avcı Takımyıldızı'nın en parlak yıldızı olan Rigel'e aynı uzaklıktan baksaydık onu –8 kadir parlaklıkta görecektik


Kuyrukluyıldızlar ve asteroidler için mutlak parlaklık tanımlaması daha farklıdır Bir kuyrukluyıldızın ya da asteroidin mutlak parlaklığı, Güneş'teki bir gözlemcinin, cismi bir astronomi birimi (Dünya ile Güneş arasındaki uzaklık, 150 milyon km) uzaktan baktığında gördüğü parlaklıktır