Cevap : ıraklık Açısı, PARALAKS Olarak da Bilinir.

**Şengül Şirin** · 01-12-2013

Öküz kümesi ya da Büyükayı kümesi gibi bazı yıldız kümeleri gökkürenin belirli bir noktasına doğru yakınsayan bir özdevinim yaparlar

bunlara hareketli yıldız kümeleri denir

Yıldızların aslında birbirine paralel olan hareketi,perspektif etkisiyle bir noktaya doğru yakınsıyor gibi görünür

Kümedeki bir yıldızın yakınsama doğrultusu ile özdevinimi ve radyal (Güneş'e doğru ya da Güneş'ten öteye doğru) hareketi biliniyorsa,ıraklık açısı hesaplanabilir

Bir başka dolaylı ölçüm yöntemi de ortalama ıraklık açısı belirleme tekniğine dayalıdır

Güneş sistemi uzayda saniyede 19,5 km'lik bir hızla hareket etmekte,böylece yılda Yer-Güneş uzaklığının 4 katı kadar yol almaktadır

Bu nedenle yıldızların açısal hareketlerinde Güneş sisteminin hareketçi doğrultusuna ters doğrultuda bir genel kayma ortaya çıkar

Yıldızların kendileri uzayda hareketsiz olsaydı,bu kaymadan yararlanarak ıraklık açıları kolaylıkla bulunabilirdi

ama yıldızlar da uzayda hareket etmektedir

Çok sayıda yıldız içeren bir yıldız grubu göz önüne alındığında yıldızların kendine özgü hareketlerinin ortalama olarak birbirlerinin etkisini ortadan kaldıracağı varsayılabilir

Böylece belirli bir grup yıldız için,örneğin görünürdeki kadirleri belirli bir değerde olan,belirli bir gökada enleminde bulunan ya da belirli bir tayf türünden olan yıldızların,ortalama ıraklık açısı bulunabilir

örneğin,5

kadirden yıldızların (çıplak gözle ancak görülebilen yıldızlar) ortalama ıraklık açısı 0,018'' olarak,10

kadirden yıldızların (5

kadirden bir yıldıza oranla verdikleri ışık yaklaşık 100 kat daha az olan yıldızlar)

ortalama ıraklık açısı 0,0027'' olarak bulunmuştur

Yıldızların ıraklık açıları spektroskopik gözlemlerle de belirlenebilir

Yıldızların hemen hemen tümünün tayfları etkin (yüzey) sıcaklıklarına göre sürekli bir dizi oluşturan az sayıda sınıfa ayrılabilir

Henry Draper (HD) sınıflandırması bu türden bir sınıflandırmadır

buna göre yıldızlar O-B-A-F-G-K-M harfleriyle gösterilen sınıflara ayrılır

O sınıfına giren yıldızların sıcaklığı yaklaşık 30

000 K'dır

dizideki sınıflar alçalan sıcaklığa göre sıralanmıştır

ve M sınıfı için sıcaklık 2

500 K dolayındadır

Daha ayrıntılı incelemeler için,her sınıf ayrıca 10 altsınıfa ayrılmıştır

Deneysel çalışmalar yıldız tayflarının yıldızların gerçek aydınlatma gücüne (birim zamanda salınan enerji) ilişkin bilgi sağlayabileceğini göstermiştir

Aynı tayf sınıfında bulunan dev ve cüce yıldızlar arasındaki spektroskopik farklılıkları ortaya koyan W

S

Adams ve A

Kohlschütter böylece spektroskopik yöntemle ıraklık açısı belirlenmesinin temellerini atmış oldular

(19149 Bu spektroskopik farklılıklar yıldızın içkin parlaklıklarından kaynaklanır ve mutlak kadirlerinin bulunmasına olanak sağlar

mutlak kadir bilinince de yukarıdaki (2) eşitliğinden ıraklık açısı bulunur

Bu yönteme,ıraklık açısı bilinen yıldızlardan standart olarak yararlanılarak kuuzey yarımküredeki parlak yıldızların büyük bölümüne uygulanmıştır

Genel kabul kabul görmüş bir sistem olan yıldız tayflarının iki değişkenli sınıflandırma sistemi spektroskopik ıraklık açısının belirlenmesinde sağlanabilen kesinliği büyük ölçüde artırmıştır

MK sistemi olarak adlandırılan bu sistemde yıldızlar belirli Draper sınıflarına (tayf sınıfı) ayrılmanın yanı sıra,beş aydınlatma gücü sınıfına ayrılır

bu sınıflar I'den V'ye kadar Romen rakamlarıyla gösterilir

Bu sistem yıldızların büyük çoğunluğunu üstdevler,parlak devler,devler,altdevler,ve ana dizi yıldızları (cüceler) gruplarına ayırır

bu sınıflandırma yıldızın içkin parlaklığına dayalıdır ve yıldızın tayfında içkin parlaklığın saptanmasına en elverişli tayf çizgileri incelenerek gerçekleştirilir

Aydınlatma gücü sınıfları daha sonra mutlak kadir cinsinden ölçeklenir

Mutlak kadirin belirlenmesinde yıldızların renklerinden yararlanılabiceği 1905'te ve 1907'de E

Hertzsprung tarafından ortaya kondu

Bir yıldızın rengi,tayfındaki belirli iki dalgaboyu bölgesinde kadir cinsinden ölçülen parlaklıkların farkı olarak tanımlanır

Önceleri yıldız ışığının rengi,görsel kadir ile fotoğraf kadiri arasındaki fark olarak tanımlanıyor ve yıldızın renk indisi olarak adlandırılıyordu

Bir yıldızın renk indisi ile tayf sınıfı karşılaştırılarak mutlak kadirinin belirlenmesine olanak sağlayan öncel bir yöntem geliştirilmiştir

Kaynak;AnaBritannica cilt 16 syf

167 frmsinsi

net için derlenmiştir

01-12-2013	#3
Şengül Şirin	Cevap : ıraklık Açısı, PARALAKS Olarak da Bilinir. Öküz kümesi ya da Büyükayı kümesi gibi bazı yıldız kümeleri gökkürenin belirli bir noktasına doğru yakınsayan bir özdevinim yaparlarbunlara hareketli yıldız kümeleri denirYıldızların aslında birbirine paralel olan hareketi,perspektif etkisiyle bir noktaya doğru yakınsıyor gibi görünürKümedeki bir yıldızın yakınsama doğrultusu ile özdevinimi ve radyal (Güneş'e doğru ya da Güneş'ten öteye doğru) hareketi biliniyorsa,ıraklık açısı hesaplanabilir Bir başka dolaylı ölçüm yöntemi de ortalama ıraklık açısı belirleme tekniğine dayalıdırGüneş sistemi uzayda saniyede 19,5 km'lik bir hızla hareket etmekte,böylece yılda Yer-Güneş uzaklığının 4 katı kadar yol almaktadırBu nedenle yıldızların açısal hareketlerinde Güneş sisteminin hareketçi doğrultusuna ters doğrultuda bir genel kayma ortaya çıkarYıldızların kendileri uzayda hareketsiz olsaydı,bu kaymadan yararlanarak ıraklık açıları kolaylıkla bulunabilirdiama yıldızlar da uzayda hareket etmektedirÇok sayıda yıldız içeren bir yıldız grubu göz önüne alındığında yıldızların kendine özgü hareketlerinin ortalama olarak birbirlerinin etkisini ortadan kaldıracağı varsayılabilirBöylece belirli bir grup yıldız için,örneğin görünürdeki kadirleri belirli bir değerde olan,belirli bir gökada enleminde bulunan ya da belirli bir tayf türünden olan yıldızların,ortalama ıraklık açısı bulunabilirörneğin,5kadirden yıldızların (çıplak gözle ancak görülebilen yıldızlar) ortalama ıraklık açısı 0,018'' olarak,10kadirden yıldızların (5kadirden bir yıldıza oranla verdikleri ışık yaklaşık 100 kat daha az olan yıldızlar)ortalama ıraklık açısı 0,0027'' olarak bulunmuştur Yıldızların ıraklık açıları spektroskopik gözlemlerle de belirlenebilirYıldızların hemen hemen tümünün tayfları etkin (yüzey) sıcaklıklarına göre sürekli bir dizi oluşturan az sayıda sınıfa ayrılabilirHenry Draper (HD) sınıflandırması bu türden bir sınıflandırmadırbuna göre yıldızlar O-B-A-F-G-K-M harfleriyle gösterilen sınıflara ayrılırO sınıfına giren yıldızların sıcaklığı yaklaşık 30000 K'dırdizideki sınıflar alçalan sıcaklığa göre sıralanmıştırve M sınıfı için sıcaklık 2500 K dolayındadırDaha ayrıntılı incelemeler için,her sınıf ayrıca 10 altsınıfa ayrılmıştır Deneysel çalışmalar yıldız tayflarının yıldızların gerçek aydınlatma gücüne (birim zamanda salınan enerji) ilişkin bilgi sağlayabileceğini göstermiştirAynı tayf sınıfında bulunan dev ve cüce yıldızlar arasındaki spektroskopik farklılıkları ortaya koyan WSAdams ve AKohlschütter böylece spektroskopik yöntemle ıraklık açısı belirlenmesinin temellerini atmış oldular(19149 Bu spektroskopik farklılıklar yıldızın içkin parlaklıklarından kaynaklanır ve mutlak kadirlerinin bulunmasına olanak sağlarmutlak kadir bilinince de yukarıdaki (2) eşitliğinden ıraklık açısı bulunurBu yönteme,ıraklık açısı bilinen yıldızlardan standart olarak yararlanılarak kuuzey yarımküredeki parlak yıldızların büyük bölümüne uygulanmıştır Genel kabul kabul görmüş bir sistem olan yıldız tayflarının iki değişkenli sınıflandırma sistemi spektroskopik ıraklık açısının belirlenmesinde sağlanabilen kesinliği büyük ölçüde artırmıştırMK sistemi olarak adlandırılan bu sistemde yıldızlar belirli Draper sınıflarına (tayf sınıfı) ayrılmanın yanı sıra,beş aydınlatma gücü sınıfına ayrılırbu sınıflar I'den V'ye kadar Romen rakamlarıyla gösterilirBu sistem yıldızların büyük çoğunluğunu üstdevler,parlak devler,devler,altdevler,ve ana dizi yıldızları (cüceler) gruplarına ayırırbu sınıflandırma yıldızın içkin parlaklığına dayalıdır ve yıldızın tayfında içkin parlaklığın saptanmasına en elverişli tayf çizgileri incelenerek gerçekleştirilirAydınlatma gücü sınıfları daha sonra mutlak kadir cinsinden ölçeklenir Mutlak kadirin belirlenmesinde yıldızların renklerinden yararlanılabiceği 1905'te ve 1907'de EHertzsprung tarafından ortaya konduBir yıldızın rengi,tayfındaki belirli iki dalgaboyu bölgesinde kadir cinsinden ölçülen parlaklıkların farkı olarak tanımlanırÖnceleri yıldız ışığının rengi,görsel kadir ile fotoğraf kadiri arasındaki fark olarak tanımlanıyor ve yıldızın renk indisi olarak adlandırılıyorduBir yıldızın renk indisi ile tayf sınıfı karşılaştırılarak mutlak kadirinin belirlenmesine olanak sağlayan öncel bir yöntem geliştirilmiştir Kaynak;AnaBritannica cilt 16 syf167 frmsinsinet için derlenmiştir __________________ Arkadaşlar, efendiler ve ey millet, iyi biliniz ki, Türkiye Cumhuriyeti şeyhler, dervişler, müritler, meczuplar memleketi olamaz En doğru, en hakiki tarikat, medeniyet tarikatıdır