Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Hertzsprung-Russell diyagramı veya Hertzsprung-Russell çizeneği (ayrıca H-R diyagramı veya HRD olarak da anılır) yıldızları ışınım güçleri, etkin sıcaklıkları gibi özellikleri arasındaki ilişkileri gösteren bir çizenektir. 1910 yılı civarında Ejnar Hertzsprung ve tarafından oluşturulmuş olup yıldızların evrimini anlama çalışmalarında önemli bir rol oynamıştır. Yıldızın çizelgedeki konumunun değişimine bakılarak yıldızın evrimi izlenebilir.
Çizelge
Çizelgenin şekilleri
Hertzsprung-Russell çizelgesinin değişik şekilleri olup sınıflandırma o kadar iyi tanımlanmış değildir.
Asıl çizelge, ana koldaki yıldızların yatay, mutlak kadri de dikey eksende gösterir. İlk nicelik (olan tayf örneği) tartışmasız şekilde kolayca belirlenemeyeceğinden B-V renk indeksi kullanılmıştır. Bu tür çizelgeye Hertzsprung-Russell çizelgesi veya renk-kadir çizelgesi denir ve gözlemciler tarafından çok kullanılır. Fakat görünen kadri dikey eksende çizmek de renk-kadir çizeneklerinin bir şeklinde görülür.
Başka bir şekli de bir eksene yıldızın etkin sıcaklığını, diğer eksene de parlaklığını koyar. Bu da yıldızların evrimini açıklamak için çalışan kuramcıların bilgisayarlarla hesapladığı çizeneklerdir. Bu tür çizenekler muhtemelen sıcaklık-parlaklık diyagramı olarak adlandırılmalıdır. Fakat bu ifâde pek kullanılmamakta olup Hertzsprung-Russell diyagramı tercih edilmektedir. Sınıflandırmadak, bu karışıklığa rağmen astrofizikçiler bu ç,zelgeler arasında kesin bir ayrım yapar.
Bu ayrımın nedeni, bir çizelgeden diğerine tamı tamına basit bir dönüşümün olmaması ve kullanılan yıldız atmosfer modeli ve (sıcaklık ve parlaklık dışında bileşimi ve basınç) parametrelerle ilgili olmasıdır. Ayrıca o cisme olan uzaklığın ve bilinmesi gerekmektedir. Değişik renk indeksleri ve etkin sıcaklıkla yapılan sayısal dönüşümler literatürde vardır (Sekiguchi 2000, Casagrande 2006).
H-R çizeneği, değişik yıldız tiplerini tanımlamak ve bilgisayar modelleriyle elde edlmiş yıldız evrimi hakkındaki teorik tahminleri gerçek yıldız gözlemleriyle karşılaştırmak için kullanılır. Bu durumda ya hesaplanmış nicelikleri izlenebilir değerlere çevrilerek ya da öbür yönde hareket edilerek bir başka belirsizlik faktörü eklenmiş olur.
Yorum
Yıldızların büyük çoğunluğu ana kol denilen doğru etrâfında toplanır. Bu safhada yıldızlar çekirdeklerinde hidrojeni kaynaştırmaktadırlar. Yıldızların çizenekteki ikinci toplanma yeri yatay koldur (merkezinde helyum kaynaşması ve etrâfındaki tabakada hidrojen yanması olan yıldızlardır). Başka hatırı sayılır bir özellikse . Bu da A5 ve G0 ve +1 ve -3 mutlak kadri arasındaki (yâni ana kolun üstüyle yatay koldaki devler arasındaki bölgededir. (RR Lyrae yıldızları bu aralığın solunda bulunabilir. Sefe değişenleri üst bölümünde yer alırlar.
H-R çizeneği ayrıca bilginlerce kabaca bir yıldız kümesinin Dünya'dan ne kadara uzakta olduğunu ölçmek için de kullanılır. Bu da kümedeki yıldızların görünür kadrinin bilinen uzaklıktaki (model) yıldızların mutlak kadriyle kıyaslayarak yapılır. Gözlenen grup, daha sonra gözlenen ve hesaplanmış ana kollar kesişene kadar çizelgede dikey yönde kaydırılır. Her iki grup arasında köprü yaparak büyüklüklerdeki farkı yok eden bu farka denir ve uzaklık için doğrudan bir ölçüdür. Bu tekniğe ana kola oturtma veya karıştıran bir ifâdeyle tayfölçer paralaksı denir.
Çizeneğin yıldız fiziğinin gelişmesindeki rolü
Diyagramı tefekkür eden astronomlar, yıldızların evrimin gösterebileceğini tahmin etmişlerdir. Ana öneri, burada yıldızların kırmızı devden beyaz cüceye dönüştükleri, sonra hayatları boyunca kolda aşağı doğru hareket ettikleridir. Fakat Russell'in 1912'sw çizelgeyi 'ye (Krâliyet Astronomi Cemiyeti) sunuşundan sonra Arthur Eddington'un yıldız fiziği üzerindeki düşüncelerine taban oluşturmuştur (Porter, 2003). 1926'da yayımladığı Yıldızların iç dünyası (The Internal Constitution of the Stars) adlı eserinde yıldızların nasıl bu diyagrama uyduğunu açıklamaktadır. Bu husus, o zamanlar yıldız teorisinin ana problemi olan yıldızların enerjilerini nereden aldıkları konusuna daha açıklık getirilemediğinden hatırı sayılır bir gelişmeydi. Termonükleer enerji ve hattâ yıldızların hidrojenden oluştuğu daha keşfedilmemişti. Eddington, bu problemi sürüncemede bırakıp soruyu yıldızların içlerindeki enerjinin nasıl taşındığını açıklayan ısı nakli termodinamiğine yoğunlaşarak çözmüştü (Smith, 1995). Böylece Eddington, beyaz cücelerin temelde değişmez bir konumda hayatları boyunca ana kol üzerinde kaldıklarını öngördü. 1930'lar ve 1940'larda hidrojen birleşmeyi anlaşılınca yıldızların kırmızı devlere ve beyaz cücelere evriştiği teorisi fiziğe dayandırılabildi. O zamanalar Hertzsprung-Russell çizeneği, bu tür gelişmelere sebep olmamakla birlikte yıldızların evrimini grafik olarak göstermekteydi.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- Casagrande, L. (Kasım 2006). "Accurate fundamental parameters for lower main-sequence stars" (Abstract). MNRAS. 373 (1). ss. 13-44. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10999.x. 18 Mart 2007 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 6 Şubat 2007.
- Porter, Roy (2003). The Cambridge History of Science. Cambridge, UK: Cambridge University Press. s. 518. ISBN .
- Sekiguchi, Maki (Ağustos 2000). "A Study of the B-V Color-Temperature Relation" (HTML). The Astronomical Journal. 120 (2). ss. 1072-1084. doi:10.1086/301490. Erişim tarihi: 14 Eylül 2008.
- Smith, Robert (1995). Observational Astrophysics. Cambridge, UK: Cambridge University Press. s. 236. ISBN .
Dış bağlantılar
| Wikimedia Commons'ta Hertzsprung-Russell diyagramı ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır. |
- JavaHRD1 Mart 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde . an interactive Hertzsprung-Russell diagram as a Java applet
- BaSTI22 Temmuz 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde . a Bag of Stellar Tracks ve Isochrones, simulations with FRANEC code by Teramo Astronomical Observatory
- Leos Ondra: The first Hertzsprung-Russell diagram18 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Hertzsprung Russell diyagrami veya Hertzsprung Russell cizenegi ayrica H R diyagrami veya HRD olarak da anilir yildizlari isinim gucleri etkin sicakliklari gibi ozellikleri arasindaki iliskileri gosteren bir cizenektir 1910 yili civarinda Ejnar Hertzsprung ve tarafindan olusturulmus olup yildizlarin evrimini anlama calismalarinda onemli bir rol oynamistir Yildizin cizelgedeki konumunun degisimine bakilarak yildizin evrimi izlenebilir Cizelge ndan alinmis 22 000 yildiz ve yakin yildizlari iceren Gliese katalogu ndan alinmis 1000 yildiz konumuyla cizilmistir Cizelge incelendiginda yildizlarin yalnizca kimi bolgelere dustugu gorulur En yogun capraz sol ustten sicak ve parlak sol alta daha serin ve az parlak giden ana kolda yer aliyor Sol altta beyaz cucelerin bulundugu yerdir Ana kolun ustunde de devler ve bulunmaktadir Gunes ana kolun uzerinde parlakligi 1 mutlak kadri 4 8 ve B V renk olcegi 0 66 sicakligi 5780 K ve G2 olan yerde bulunur Cizelgenin sekilleriIki acik yildiz kumesi olan ve NGC 188 degisik yildiz yaslarinda ana koldan ayrilan tali yollari gostermektedir Hertzsprung Russell cizelgesinin degisik sekilleri olup siniflandirma o kadar iyi tanimlanmis degildir Asil cizelge ana koldaki yildizlarin yatay mutlak kadri de dikey eksende gosterir Ilk nicelik olan tayf ornegi tartismasiz sekilde kolayca belirlenemeyeceginden B V renk indeksi kullanilmistir Bu tur cizelgeye Hertzsprung Russell cizelgesi veya renk kadir cizelgesi denir ve gozlemciler tarafindan cok kullanilir Fakat gorunen kadri dikey eksende cizmek de renk kadir cizeneklerinin bir seklinde gorulur Baska bir sekli de bir eksene yildizin etkin sicakligini diger eksene de parlakligini koyar Bu da yildizlarin evrimini aciklamak icin calisan kuramcilarin bilgisayarlarla hesapladigi cizeneklerdir Bu tur cizenekler muhtemelen sicaklik parlaklik diyagrami olarak adlandirilmalidir Fakat bu ifade pek kullanilmamakta olup Hertzsprung Russell diyagrami tercih edilmektedir Siniflandirmadak bu karisikliga ragmen astrofizikciler bu c zelgeler arasinda kesin bir ayrim yapar Bu ayrimin nedeni bir cizelgeden digerine tami tamina basit bir donusumun olmamasi ve kullanilan yildiz atmosfer modeli ve sicaklik ve parlaklik disinda bilesimi ve basinc parametrelerle ilgili olmasidir Ayrica o cisme olan uzakligin ve bilinmesi gerekmektedir Degisik renk indeksleri ve etkin sicaklikla yapilan sayisal donusumler literaturde vardir Sekiguchi 2000 Casagrande 2006 H R cizenegi degisik yildiz tiplerini tanimlamak ve bilgisayar modelleriyle elde edlmis yildiz evrimi hakkindaki teorik tahminleri gercek yildiz gozlemleriyle karsilastirmak icin kullanilir Bu durumda ya hesaplanmis nicelikleri izlenebilir degerlere cevrilerek ya da obur yonde hareket edilerek bir baska belirsizlik faktoru eklenmis olur YorumYildizlarin buyuk cogunlugu ana kol denilen dogru etrafinda toplanir Bu safhada yildizlar cekirdeklerinde hidrojeni kaynastirmaktadirlar Yildizlarin cizenekteki ikinci toplanma yeri yatay koldur merkezinde helyum kaynasmasi ve etrafindaki tabakada hidrojen yanmasi olan yildizlardir Baska hatiri sayilir bir ozellikse Bu da A5 ve G0 ve 1 ve 3 mutlak kadri arasindaki yani ana kolun ustuyle yatay koldaki devler arasindaki bolgededir RR Lyrae yildizlari bu araligin solunda bulunabilir Sefe degisenleri ust bolumunde yer alirlar H R cizenegi ayrica bilginlerce kabaca bir yildiz kumesinin Dunya dan ne kadara uzakta oldugunu olcmek icin de kullanilir Bu da kumedeki yildizlarin gorunur kadrinin bilinen uzakliktaki model yildizlarin mutlak kadriyle kiyaslayarak yapilir Gozlenen grup daha sonra gozlenen ve hesaplanmis ana kollar kesisene kadar cizelgede dikey yonde kaydirilir Her iki grup arasinda kopru yaparak buyukluklerdeki farki yok eden bu farka denir ve uzaklik icin dogrudan bir olcudur Bu teknige ana kola oturtma veya karistiran bir ifadeyle tayfolcer paralaksi denir Cizenegin yildiz fiziginin gelismesindeki roluDiyagrami tefekkur eden astronomlar yildizlarin evrimin gosterebilecegini tahmin etmislerdir Ana oneri burada yildizlarin kirmizi devden beyaz cuceye donustukleri sonra hayatlari boyunca kolda asagi dogru hareket ettikleridir Fakat Russell in 1912 sw cizelgeyi ye Kraliyet Astronomi Cemiyeti sunusundan sonra Arthur Eddington un yildiz fizigi uzerindeki dusuncelerine taban olusturmustur Porter 2003 1926 da yayimladigi Yildizlarin ic dunyasi The Internal Constitution of the Stars adli eserinde yildizlarin nasil bu diyagrama uydugunu aciklamaktadir Bu husus o zamanlar yildiz teorisinin ana problemi olan yildizlarin enerjilerini nereden aldiklari konusuna daha aciklik getirilemediginden hatiri sayilir bir gelismeydi Termonukleer enerji ve hatta yildizlarin hidrojenden olustugu daha kesfedilmemisti Eddington bu problemi suruncemede birakip soruyu yildizlarin iclerindeki enerjinin nasil tasindigini aciklayan isi nakli termodinamigine yogunlasarak cozmustu Smith 1995 Boylece Eddington beyaz cucelerin temelde degismez bir konumda hayatlari boyunca ana kol uzerinde kaldiklarini ongordu 1930 lar ve 1940 larda hidrojen birlesmeyi anlasilinca yildizlarin kirmizi devlere ve beyaz cucelere evristigi teorisi fizige dayandirilabildi O zamanalar Hertzsprung Russell cizenegi bu tur gelismelere sebep olmamakla birlikte yildizlarin evrimini grafik olarak gostermekteydi Ayrica bakinizAsimptotik dev kol Hayashi cizgileri Yildiz siniflandirmasiKaynakcaCasagrande L Kasim 2006 Accurate fundamental parameters for lower main sequence stars Abstract MNRAS 373 1 ss 13 44 doi 10 1111 j 1365 2966 2006 10999 x 18 Mart 2007 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 6 Subat 2007 Porter Roy 2003 The Cambridge History of Science Cambridge UK Cambridge University Press s 518 ISBN 978 0521572439 Sekiguchi Maki Agustos 2000 A Study of the B V Color Temperature Relation HTML The Astronomical Journal 120 2 ss 1072 1084 doi 10 1086 301490 Erisim tarihi 14 Eylul 2008 Smith Robert 1995 Observational Astrophysics Cambridge UK Cambridge University Press s 236 ISBN 978 0521278348 Dis baglantilarWikimedia Commons ta Hertzsprung Russell diyagrami ile ilgili ortam dosyalari bulunmaktadir JavaHRD1 Mart 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde an interactive Hertzsprung Russell diagram as a Java applet BaSTI22 Temmuz 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde a Bag of Stellar Tracks ve Isochrones simulations with FRANEC code by Teramo Astronomical Observatory Leos Ondra The first Hertzsprung Russell diagram18 Aralik 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde