Büyük ve küçük, sıcak ve soğuk, yüklü ve yüksüz. Bu yazıda ana yıldız türlerinin bir sınıflandırmasını vereceğiz.

Yıldızların sınıflandırılmalarından biri spektral sınıflandırma. Bu sınıflandırmaya göre yıldızlar spektrumlarına göre bir sınıfa veya diğerine atanır. Yıldızların spektral sınıflandırması, yıldız astronomisi ve astrofiziğinde birçok probleme hizmet eder. Gözlemlenen spektrumun niteliksel bir açıklaması, bir yıldızın etkili yüzey sıcaklığı, parlaklığı ve bazı durumlarda kimyasal bileşiminin özellikleri gibi önemli astrofiziksel özelliklerini tahmin etmeyi mümkün kılar.

Bazı yıldızlar listelenen spektrumların hiçbirine girmez. Bu tür yıldızlara denir özel eşya. Spektrumları O–B–A–F–G–K–M sıcaklık dizisine uymuyor. Her ne kadar bu tür yıldızlar genellikle oldukça normal yıldızların belirli evrim aşamalarını temsil etseler de veya yakın çevrenin pek karakteristik özelliği olmayan yıldızları (küresel küme yıldızları ve hale gibi metal bakımından fakir yıldızlar) temsil etseler de. Özellikle kendine özgü spektrumlara sahip yıldızlar, kimyasal bileşimlerinin farklı özelliklerine sahip yıldızları içerir ve bu, bazı elementlerin spektral çizgilerinin güçlenmesi veya zayıflamasıyla kendini gösterir.

Hertzsprung-Russell diyagramı

Yıldızların sınıflandırılmasının iyi anlaşılması, Hertzsprung-Russell diyagramı. Bir yıldızın mutlak büyüklüğü, parlaklığı, tayf tipi ve yüzey sıcaklığı arasındaki ilişkiyi gösterir. Bu diyagramdaki yıldızların rastgele düzenlenmemesi, iyi tanımlanmış alanlar oluşturması beklenmeyen bir gerçektir. Diyagram 1910 yılında bağımsız olarak araştırmacılar E. Hertzsprung ve G. Russell tarafından önerildi. Yıldızları sınıflandırmak için kullanılır ve hakkındaki modern fikirlere karşılık gelir.

Yıldızların çoğu sözde bulunur. ana sıra. Ana dizinin varlığı, hidrojen yanma aşamasının çoğu yıldızın evrim zamanının ~%90'ı olması gerçeğinden kaynaklanmaktadır: yıldızın merkez bölgelerindeki hidrojenin yanması, izotermal bir helyum çekirdeğinin oluşumuna yol açar, kırmızı dev aşamasına geçiş ve yıldızın ana diziden ayrılışı. Kırmızı devlerin nispeten kısa evrimi, kütlelerine bağlı olarak beyaz cücelerin, nötron yıldızlarının veya nötron yıldızlarının oluşumuna yol açar.

sarı cüce

Evrimsel gelişimlerinin farklı aşamalarında olan yıldızlar, normal yıldızlar, cüce yıldızlar ve dev yıldızlara ayrılır. Normal yıldızlar ana dizi yıldızlarıdır. Böyle bir örnek Güneşimizdir. Bazen böyle normal yıldızlara denir sarı cüceler.

Yıldız çağrılabilir kırmızı dev yıldız oluşumu sırasında ve gelişimin sonraki aşamalarında. Gelişimin erken bir aşamasında, bir yıldız, bir termonükleer reaksiyonun başlamasıyla sıkıştırma durduruluncaya kadar, sıkıştırma sırasında açığa çıkan yerçekimi enerjisini yayar. Yıldızların evriminin daha sonraki aşamalarında, içlerindeki hidrojen tükendikten sonra, yıldızlar ana diziden ayrılır ve Hertzsprung-Russell diyagramındaki kırmızı devler ve süperdevler bölgesine doğru hareket ederler: bu aşama, evrenin ~%10'u kadar sürer. yıldızların "aktif" yaşamının zamanı, yani yıldızların iç kısmında nükleosentez reaksiyonlarının gerçekleştiği evrim aşamaları.

dev yıldızlar

dev yıldız nispeten düşük bir yüzey sıcaklığına sahiptir, yaklaşık 5000 derece. 800 güneş yarıçapına ulaşan devasa bir yarıçap ve bu kadar büyük boyutları nedeniyle çok büyük bir parlaklık. Maksimum radyasyon, spektrumun kırmızı ve kızılötesi bölgelerine düşer, bu yüzden bunlara kırmızı devler denir.

cüce yıldızlar devlerin tam tersidir ve birkaç farklı alt türü içerir:

• Beyaz cüce- Kendi termonükleer enerji kaynaklarından yoksun, 1,4 güneş kütlesini aşmayan bir kütleye sahip gelişmiş yıldızlar. Bu tür yıldızların çapı güneşten yüzlerce kat daha küçük olabileceği gibi yoğunlukları da suyun 1.000.000 katı olabilir.
• kırmızı cüce- spektral tipi M veya üst K olan küçük ve nispeten soğuk bir ana dizi yıldızı. Diğer yıldızlardan oldukça farklıdırlar. Kırmızı cücelerin çapı ve kütlesi güneş kütlesinin üçte birini geçmez (alt kütle sınırı 0,08 güneştir, onu kahverengi cüceler takip eder).
• kahverengi cüce- 5-75 Jüpiter kütlesi (ve yaklaşık olarak Jüpiter'in çapına eşit bir çap) aralığında kütlelere sahip yıldız altı nesneler, derinliklerinde, ana dizi yıldızlarının aksine, hidrojenin dönüşümü ile termonükleer füzyon reaksiyonu yoktur. helyum.
• Alt kahverengi cüceler veya kahverengi alt cüceler- kütle açısından kahverengi cücelerin sınırının altında kalan soğuk oluşumlar. Çoğunlukla dikkate alınırlar.
• siyah cüce soğumuş ve bu nedenle görünür aralıkta ışıma yapmayan beyaz cücelerdir. Beyaz cücelerin evrimindeki son aşamayı temsil eder. Beyaz cücelerin kütleleri gibi siyah cücelerin kütleleri de yukarıdan 1,4 güneş kütlesi ile sınırlıdır.

Yukarıda sayılanlara ek olarak birkaç tane daha var yıldız evriminin ürünleri:

• nötron yıldızı. 1,5 güneş kütlesi civarında kütleye sahip ve boyutları beyaz cücelerden belirgin şekilde daha küçük olan, çapı 10-20 km civarında olan yıldız oluşumları. Bu tür yıldızların yoğunluğu suyun yoğunluğunun 1.000.000.000.000'ine ulaşabilir. Ve manyetik alan dünyanın manyetik alanından aynı sayıda kat daha büyüktür. Bu tür yıldızlar esas olarak yerçekimi kuvvetleri tarafından sıkı bir şekilde sıkıştırılmış nötronlardan oluşur. Çoğu zaman bu tür yıldızlar vardır.
• Yeni yıldız. Parlaklığı aniden 10.000 kat artan yıldızlar. Nova, bir beyaz cüce ve bir ana dizi yoldaş yıldızdan oluşan ikili bir sistemdir. Bu tür sistemlerde yıldızdan gelen gaz yavaş yavaş beyaz cüceye akar ve orada periyodik olarak patlayarak bir parlaklık patlamasına neden olur.
• Süpernova evrimini yıkıcı bir patlama süreciyle sonlandıran bir yıldızdır. Bu durumda parlama, yeni bir yıldızın durumunda olduğundan birkaç kat daha büyük olabilir. Böylesine güçlü bir patlama, evrimin son aşamasında yıldızda meydana gelen süreçlerin bir sonucudur.
• çift ​​yıldız ortak bir kütle merkezi etrafında dönen, yerçekimsel olarak birbirine bağlı iki yıldızdır. Bazen üç veya daha fazla yıldızdan oluşan sistemler vardır; böyle genel bir durumda sisteme çoklu yıldız adı verilir. Böyle bir yıldız sisteminin Dünya'dan çok da uzak olmadığı durumlarda,

Yüksek parlaklık [10 5 -10 6 güneş parlaklığına (Lʘ) kadar] ve düşük etkili sıcaklık (3000-5000 K) ile.

Yerkes spektral sınıflandırmasına göre, bunlar sırasıyla spektral sınıflar K ve M'ye ve parlaklık sınıfları III ve I'e (veya en büyük kırmızı süperdevler - sözde hiperdevler durumunda 0) aittirler. Kırmızı devlerin yarıçapları yüzlerce güneş yarıçapına (Rʘ) ulaşır ve kırmızı süper devlerin yarıçapı binlerce Rʘ'ye ulaşır. Kırmızı devler ve süper devler ağırlıklı olarak spektrumun kırmızı ve IR bölgelerinde yayılır. Kırmızı devlerin ve süperdevlerin spektrumunun karakteristik bir özelliği, metal emisyon çizgilerinin, Ca II, Ca IH ve K çizgilerinin ve moleküler soğurma bantlarının varlığıdır. Tipik kırmızı devler arasında Aldebaran (parlaklık ≈ 160Lʘ, yarıçap ≈ 25Rʘ), kırmızı süper devler - Betelgeuse (≈ 7 10 4 Lʘ, ≈ 700Rʘ) bulunur.

Yıldızlar, yıldızların çekirdeklerinde hidrojenin yanmasından sonra kabuklarının genişlemesinin bir sonucu olarak, Hertzsprung-Russell diyagramında kırmızı devler ve süperdevlerin işgal ettiği bölgeye düşer (bkz. Yıldızların Evrimi). Kütleleri ≈ 1 güneş kütlesinden (Mʘ) ≈ (8-10)Mʘ'ye kadar olan yıldızlar kırmızı dev haline gelir. Kütleleri ≈ (8-10) Mʘ'den ≈ 40 Mʘ'ye kadar olan yıldızlar kırmızı süperdevlere dönüşür. Başlangıçta kırmızı devler ve süperdevler, hidrojen termonükleer yanmanın meydana geldiği bir katmanla çevrelenmiş helyum çekirdeklerine sahiptir. T c yıldızının merkezindeki sıcaklık ≈ 2·10 8 K'ye ulaştığında helyum yanması başlar. Helyumun tükenmesi, iki kararsız yanma katmanıyla çevrelenen - helyum ve hidrojen (asimptotik dalın devleri olarak adlandırılan) karbon-oksijen çekirdeklerinin oluşumuna yol açar (Şekil). Kırmızı devlerin çekirdeklerindeki madde dejeneredir.

Kırmızı devler ve süper devler, akışı yılda 10 -5 -10 -4 Mʘ'ye ulaşabilen yoğun bir madde çıkışı (yıldız rüzgarı) ile karakterize edilir. Yıldız rüzgarı, yıldız koronalarındaki radyasyon basıncı, nabız kararsızlığı ve şok dalgalarının etkisi altında ortaya çıkar. Madde kaybı ve soğuması, yıldızların görünür radyasyonunu tamamen emen devasa gaz-toz yıldız çevresi kabuklarının oluşmasına yol açabilir.

Bu tür nesneler spektrumun IR aralığında yayılır (OH / IR yıldızları olarak adlandırılır).

Katmanlı kaynaklarda hidrojen ve helyumun yanması yıldız çekirdeklerinin kütlelerinde artışa yol açar; çekirdekler küçülür ve Tc artar. Ancak başlangıç ​​kütleleri ≤(8-10)Mʘ olan kırmızı devlerde madde kaybı, bunların dejenere karbon-oksijen çekirdeklerinin kütlelerinin karbon tutuşmasının mümkün olacağı bir değere ulaşmamasına ve Bir gezegenimsi bulutsunun aşamasını geçmiş, kütleleri ≤Mʘ olan beyaz cüceler. Daha büyük yıldızların çekirdeklerinde karbon, oksijen, neon, magnezyum, silikon sırayla yanar ve nükleosentez süreci ≈ (1.5-2)Mʘ kütleli demir (56 Fe) çekirdeklerin oluşumuyla sona erer, nötron yıldızlarının veya kara deliklerin oluşumuyla çöken. Çöken kırmızı süper devler tip II süpernovalar olarak ortaya çıkıyor. Yıldızların kırmızı dev veya kırmızı süperdev aşamasında geçirdikleri süre, toplam yaşam sürelerinin yaklaşık %10'udur.

Kırmızı devler ve süperdevler arasında çeşitli türlerde değişken yıldızlar gözlenir: Onlarca günden birkaç yıla kadar nabız periyotlarına ve birkaç kadire kadar parlaklık değişimlerine sahip Miridler, yarı düzenli değişkenler vb. Titreşimler radyal veya radyal olmayabilir. Yıldızların kabuklarında yayılan şok dalgaları titreşimlerin üzerine bindirilebilir.

Güneş'e yakın kimyasal bileşime sahip, başlangıç ​​​​kütleleri ≥40 Mʘ olan yıldızlar, evrim sırasında kırmızı bir süperdev aşamasına ulaşmazlar, çünkü zaten çekirdekte hidrojen yanması aşamasında, hidrojen kabuğunun çoğunu kaybederler ve hareket ederler. Hertzsprung-Russell diyagramının sıcak yıldızların (etki sıcaklığı 10 5 K'ye kadar olan) işgal ettiği bölgesi. Bir yıldız ayrıca yakın bir ikili sistemin parçasıysa kırmızı dev veya süperdev bölgesini terk edip daha sıcak yıldızların bölgesine geçebilir ve Roche lobunun dolmasıyla zarfını kaybedebilir.

Yandı: Zeldovich Ya.B., Blinnikov S.P., Shakura N. I. Yıldızların yapısının ve evriminin fiziksel temelleri. M., 1981; Zasov A.V., Postnov K.A. Genel astrofizik. Fryazino, 2006.

Süper devler en büyük yıldızlar arasındadır. Süper devlerin kütleleri 10 ila 70 güneş kütlesi arasında, parlaklıkları ise 30.000'den yüzbinlerce güneş kütlesine kadar değişir. Yarıçaplar büyük ölçüde değişebilir - 30 ila 500 arasında ve bazen 1000 güneşi aşabilir, o zaman yine de hiperdev olarak adlandırılabilirler. Stefan-Boltzmann yasasından, kırmızı süperdevlerin nispeten soğuk yüzeylerinin birim alan başına sıcak mavi süperdevlerden çok daha az enerji yaydığı sonucu çıkıyor. Bu nedenle, aynı parlaklıkta, kırmızı bir süperdev her zaman mavi olandan daha büyük olacaktır.

Büyüklük, parlaklık, sıcaklık ve spektral tip ilişkisini karakterize eden Hertzsprung-Russell diyagramında, bu tür armatürler üstte bulunur ve nesnelerin yüksek (+5 ila +12) görünen büyüklüğünü gösterir. Yaşam döngüleri diğer yıldızlara göre daha kısadır çünkü evrimsel sürecin sonunda, nükleer yakıt stokları tükendiğinde bu duruma ulaşırlar. Sıcak cisimlerde helyum ve hidrojen tükenir ve yanma oksijen ve karbon nedeniyle demire kadar devam eder.

Büyük yıldızlar, çekirdeklerinde karbon ve oksijen yanmaya başladığında ana diziyi terk ederler; kırmızı süper devlere dönüşürler. Gaz zarfları muazzam boyutlara ulaşıyor ve milyonlarca kilometreye yayılıyor. Konveksiyonun kabuktan çekirdeğe nüfuz etmesiyle meydana gelen kimyasal işlemler, patlamadan sonra uzaya dağılan demir zirvesinin ağır elementlerinin sentezine yol açar. Genellikle bir yıldızın ömrünü sonlandıran ve bir süpernovada patlayanlar kırmızı süperdevlerdir. Yıldızın gaz zarfı yeni bir bulutsunun oluşmasına neden olur ve yozlaşmış çekirdek beyaz cüceye dönüşür. Antares ve Betelgeuse ölmekte olan kırmızı yıldızların en büyüğüdür.

Şekil 74. Betelgeuse yıldızının diski. Hubble teleskopundan görüntü.

Kırmızı, uzun ömürlü devlerin aksine mavi devler, güneşin kütlesini 10-50 kat ve yarıçapını 20-25 kat aşan genç ve sıcak yıldızlardır. Sıcaklıkları etkileyici - 20-50 bin derece. Mavi süper devlerin yüzeyi, sıkıştırma nedeniyle hızla azalırken, iç enerjinin radyasyonu sürekli olarak büyüyor ve yıldızın sıcaklığını artırıyor. Orion takımyıldızındaki en parlak yıldız Rigel, mavi süperdevlerin mükemmel bir örneğidir. Etkileyici kütlesi Güneş'ten 20 kat daha büyük, parlaklığı ise 130 bin kat daha fazla.

Şekil 75. Orion takımyıldızı.

Kuğu takımyıldızında, bu nadir sınıfın bir başka temsilcisi olan Deneb yıldızı gözlemleniyor. Bu parlak bir süperdevdir. Gökyüzündeki bu uzak yıldız, parlaklığıyla ancak Rigel ile karşılaştırılabilir. Radyasyonunun yoğunluğu 196 bin Güneş ile karşılaştırılabilir, nesnenin yarıçapı yıldızımızı 200 kat aşar ve kütlesi 19 kattır Deneb hızla kütlesini kaybediyor, inanılmaz güçte bir yıldız rüzgarı maddesini Evren boyunca taşıyor . Yıldız zaten bir istikrarsızlık dönemine girdi. Şu ana kadar parlaklığı küçük bir genlikte değişiklik gösteriyor, ancak zamanla titreşimli hale gelecektir. Çekirdeği sabit tutan ağır elementlerin kaynağı tükendikten sonra Deneb, diğer mavi süperdevler gibi bir süpernovaya dönüşecek ve devasa çekirdeği bir kara deliğe dönüşecek.

Hiperdevler boyut olarak süperdevleri biraz aşarlar, ancak aynı zamanda kütle olarak onlarca kat üstün gelirler ve parlaklıkları 500 bin ila 5 milyon güneş parlaklığına ulaşır. Bu yıldızların ömrü en kısadır, bazen yüzbinlerce yıl. Galaksimizde buna benzer yaklaşık 10 parlak ve güçlü nesne bulunmuştur.

Şekil 76. Deneb.

Bugüne kadarki en parlak yıldız (ve en büyük kütleli) R136a1'dir. Açılışı 2010 yılında duyuruldu. Yaklaşık 8.700.000 güneş parlaklığı kadar parlaklığa ve kendi yıldızımızdan 265 kat daha büyük bir kütleye sahip bir Wolf-Rayet yıldızıdır. Bir zamanlar kütlesi 320 güneş idi. R136a1 aslında Büyük Macellan Bulutu'nda bulunan R136 adı verilen yoğun yıldız kümesinin bir parçasıdır. Keşiflerden biri olan Paul Crowther'e göre, “Gezegenlerin oluşması, böyle bir yıldızın yaşaması ve ölmesinden daha uzun sürüyor. Gezegenler olsaydı bile üzerlerinde gökbilimci olmazdı çünkü gece gökyüzü gündüz gökyüzü kadar parlaktı.”

Şekil 77. R136a1 yıldızının bir fotoğrafının bilgisayarda işlenmesi.

Yıldız çaplarını belirleme sonuçlarının gerçekten şaşırtıcı olduğu ortaya çıktı. daha önce böyle bir şeyin olabileceğinden şüphelenmedim dev yıldızlar. Gerçek boyutu belirlenebilen ilk yıldız (1920'de), Orion takımyıldızının Arapça Betelgeuse adını taşıyan parlak yıldızıydı. Çapının Mars yörüngesinin çapından daha büyük olduğu ortaya çıktı! Bir diğer dev yıldız ise Akrep takımyıldızındaki en parlak yıldız olan Antares'tir: çapı, dünyanın yörüngesinin çapının yaklaşık bir buçuk katıdır. Şimdiye kadar keşfedilen yıldız devleri arasında, Cetus takımyıldızında yer alan ve çapı Güneşimizin çapından 330 kat daha büyük olan Harikulade "Mira" adı verilen yıldız da yer almalıdır. Genellikle dev yıldızların yarıçapları 10 ila 100 güneş yarıçapı arasındadır ve parlaklıkları 10 ila 1000 güneş parlaklığı arasındadır. Parlaklığı devlerinkinden daha büyük olan yıldızlara süperdevler ve hiperdevler denir.

Dev yıldızların ilginç bir fiziksel yapısı vardır. Hesaplama, bu tür yıldızların devasa boyutlarına rağmen orantısız derecede az madde içerdiğini gösteriyor. Güneşimizden yalnızca birkaç kat daha ağırdırlar; ve örneğin Betelgeuse'un hacmi Güneş'ten 40.000.000 kat daha büyük olduğundan, bu yıldızın yoğunluğunun ihmal edilebilir olması gerekir. Ve ortalama olarak Güneş'in maddesi yoğunluğa yaklaşıyorsa, o zaman dev yıldızların maddesi bu bakımdan seyreltilmiş hava gibidir. Bir gökbilimcinin ifadesiyle dev yıldızlar, "havanın yoğunluğundan çok daha az, düşük yoğunluklu devasa bir balona benzerler."

Bir yıldız, çekirdeğinde reaksiyon için mevcut olan tüm hidrojen tükendikten sonra dev haline gelir. Başlangıç ​​kütlesi yaklaşık 0,4 güneş kütlesini aşmayan bir yıldız dev bir yıldız olmayacaktır. Bunun nedeni, bu tür yıldızların içindeki maddenin konveksiyonla yüksek oranda karışması ve dolayısıyla hidrojenin, yıldızın tüm kütlesini tüketene kadar reaksiyona devam etmesi ve bu noktada çoğunlukla helyumdan oluşan bir beyaz cüceye dönüşmesidir. Eğer yıldız bu alt sınırdan daha büyük kütleye sahipse, reaksiyon için çekirdekte bulunan tüm hidrojeni tükettiğinde çekirdek küçülmeye başlayacaktır. Artık hidrojen, helyum açısından zengin çekirdeğin etrafındaki bir kabukta helyumla reaksiyona girer ve yıldızın kabuğun dışındaki kısmı genişler ve soğur. Evriminin bu yerinde yıldızın parlaklığı yaklaşık olarak sabit kalır ve yüzeyinin sıcaklığı düşer. Yıldız kırmızı dev olmaya başlar. Bu noktada, zaten kural olarak, kırmızı dev yaklaşık olarak sabit kalacak, parlaklığı ve yarıçapı önemli ölçüde artacak ve çekirdek, sıcaklığını artırarak küçülmeye devam edecek.

Eğer yıldızın kütlesi yaklaşık 0,5 güneş kütlesinin altında olsaydı, helyumun kaynaşması için gereken merkezi sıcaklıklara hiçbir zaman ulaşamayacağına inanılıyor. Bu nedenle helyumlu beyaz cüceye dönüşmeye başlayana kadar hidrojen füzyonu ile kırmızı dev bir yıldız olarak kalacaktır.

Yıldız - VY Canis Majoris, Samanyolu'nda bilinen tüm yıldızların en büyüğüdür. Onun adı 1801'de yayınlanan bir yıldız kataloğunda bulunabilir. Orada yedinci büyüklükte bir yıldız olarak listeleniyor.

Kırmızı hiperdev VY Canis Majoris, Dünya'dan 4900 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Güneş'ten 2100 kat daha büyüktür. Yani VY'nin aniden bizim armatürümüzün yerinde ortaya çıktığını hayal edersek, Satürn'e kadar tüm gezegenleri yutacaktır. Böyle bir "topun" etrafında 900 km / s hızla uçmak 1100 yıl sürecektir. Ancak ışık hızında hareket ederken çok daha az zaman alacaktır - yalnızca 8 dakika.

19. yüzyılın ortalarından beri VY Canis Majoris'in kızıl bir renk tonuna sahip olduğu biliniyor. Çoklu olduğu varsayılmıştır. Ancak daha sonra bunun tek bir yıldız olduğu ve eşinin olmadığı ortaya çıktı. Ve ahududu parıltısı spektrumu çevredeki bulutsu tarafından sağlanıyor.

Birbirine yakın olarak görülen 3 veya daha fazla yıldıza çoklu yıldız denir. Eğer gerçekte görüş hattına çok yakınlarsa, o zaman bu optik çoklu yıldızdır, eğer yerçekimi ile birleşmişlerse, fiziksel olarak çokludur.

Bu kadar devasa boyutlardaki yıldızın kütlesi, Güneş'in kütlesinin yalnızca 40 katıdır. İçindeki gazların yoğunluğu çok düşüktür - bu, bu kadar etkileyici bir boyutu ve nispeten düşük ağırlığı açıklar. Yerçekimi kuvveti yıldız yakıtının kaybını önleyemez. Hiper devin şimdiye kadar orijinal kütlesinin yarısından fazlasını kaybettiğine inanılıyor.

19. yüzyılın ortalarında bilim adamları dev bir yıldızın parlaklığını kaybettiğini fark ettiler. Bununla birlikte, bu parametre şu anda bile hala çok etkileyicidir - VY parıltısının parlaklığı Güneş'ten 500 kat daha fazladır.

Bilim insanları, VY yakıtı bittiğinde bir süpernova şeklinde patlayacağına inanıyor. Patlama, etraftaki birkaç ışık yılı boyunca her türlü yaşamı yok edecek. Ancak Dünya acı çekmeyecek; mesafe çok büyük.

Ve en küçüğü

2006 yılında Dr. Harvey Reicher liderliğindeki bir grup Kanadalı bilim insanının galaksimizde şu anda bilinen en küçük yıldızı keşfettiği basında yer aldı. Güneş'e en uzak ikinci yıldız kümesi olan NGC 6397 yıldız kümesinde bulunur. Araştırma Hubble teleskopu kullanılarak gerçekleştirildi.

Keşfedilen armatürün kütlesi teorik olarak hesaplanan alt sınıra yakın ve Güneş'in kütlesinin %8,3'ü kadar. Daha küçük yıldız nesnelerinin varlığının imkansız olduğu düşünülmektedir. Küçük boyutları nükleer füzyon reaksiyonlarının başlamasına izin vermiyor. Bu tür nesnelerin parlaklığı, ayda yanan bir mumun parlaklığına benzer.

Görünüşte göze çarpmayan UY Kalkanı

Yıldızlar açısından modern astrofizik, emekleme dönemini yeniden yaşıyor gibi görünüyor. Yıldızların gözlemlenmesi cevaplardan çok soru verir. Bu nedenle Evrendeki en büyük yıldızın hangisi olduğunu sorarken yanıtlara hemen hazır olmanız gerekir. Bilimin bildiği en büyük yıldızı mı, yoksa bilimin bir yıldızı hangi sınırlara sınırladığını mı soruyorsunuz? Genellikle olduğu gibi her iki durumda da kesin bir cevap alamazsınız. En büyük yıldızın en muhtemel adayı avucunu "komşularıyla" oldukça eşit bir şekilde paylaşıyor. Gerçek "yıldızın kralı"ndan ne kadar az olabileceği konusu da açık kalıyor.

Güneş ve UY Scuti yıldızının boyutlarının karşılaştırılması. Güneş, UY Shield'in solunda neredeyse görünmez bir pikseldir.

Üstdev UY Scutum, bazı çekincelerle, bugün gözlemlenen en büyük yıldız olarak adlandırılabilir. Aşağıda neden "rezervasyonlu" yazılacaktır. UY Scuti, 9500 ışıkyılı uzaklıkta olup, küçük bir teleskopla görülebilen sönük, değişken bir yıldız olarak görülmektedir. Gökbilimcilere göre yarıçapı Güneş'in 1700 yarıçapını aşıyor ve nabız atışı döneminde bu boyut 2000'e kadar çıkabiliyor.

Güneş'in yerine böyle bir yıldız yerleştirilseydi, karasal bir gezegenin mevcut yörüngelerinin bir süper devin derinliklerinde olacağı ve fotosferinin sınırlarının bazen yörüngeye dayanacağı ortaya çıktı. Dünyamızı bir karabuğday tanesi ve Güneş'i bir karpuz olarak hayal edersek, UY Shield'in çapı Ostankino TV kulesinin yüksekliğiyle karşılaştırılabilecektir.

Böyle bir yıldızın etrafında ışık hızıyla uçmak 7-8 saat kadar sürecektir. Güneş'in yaydığı ışığın gezegenimize sadece 8 dakikada ulaştığını hatırlayın. Bir buçuk saatte Dünya çevresinde bir devrim yaptığı hızda uçarsanız, UY Shield'ın etrafındaki uçuş neredeyse beş yıl sürecektir. Şimdi, ISS'nin bir mermiden 20 kat, yolcu uçaklarından ise onlarca kat daha hızlı uçtuğu göz önüne alındığında, bu ölçekleri hayal edin.

UY Kalkanının Kütlesi ve Parlaklığı

UY Shield'ın bu kadar devasa bir boyutunun diğer parametreleriyle tamamen karşılaştırılamaz olduğunu belirtmekte fayda var. Bu yıldız Güneş'ten "sadece" 7-10 kat daha büyüktür. Bu süper devin ortalama yoğunluğunun, bizi çevreleyen havanın yoğunluğundan neredeyse bir milyon kat daha düşük olduğu ortaya çıktı! Karşılaştırma yapmak gerekirse, Güneş'in yoğunluğu suyun yoğunluğunun bir buçuk katıdır ve bir madde tanesi bile milyonlarca ton "ağırlığındadır". Kabaca söylemek gerekirse, böyle bir yıldızın ortalama maddesinin yoğunluğu, deniz seviyesinden yaklaşık yüz kilometre yükseklikte bulunan atmosfer katmanına benzer. Karman çizgisi olarak da adlandırılan bu katman, dünyanın atmosferi ile uzay arasındaki koşullu bir sınırdır. UY Shield'ın yoğunluğunun uzay boşluğunun çok az altında olduğu ortaya çıktı!

Ayrıca UY Shield en parlak olanı değil. 340.000 güneş ışığına eşdeğer parlaklığıyla en parlak yıldızlardan on kat daha sönüktür. Buna iyi bir örnek, bugün bilinen en büyük yıldız olan (265 güneş kütlesi) Güneş'ten neredeyse dokuz milyon kat daha parlak olan R136 yıldızıdır. Aynı zamanda yıldız, Güneş'ten yalnızca 36 kat daha büyüktür. Devden 50 kat daha küçük olmasına rağmen R136'nın UY Shield'den 25 kat daha parlak ve yaklaşık aynı kat daha büyük olduğu ortaya çıktı.

UY Shield'ın fiziksel parametreleri

Genel olarak UY Scuti, M4Ia spektral tipinde titreşen değişken kırmızı bir süperdevdir. Yani Hertzsprung-Russell spektrum-parlaklık diyagramında UY Scutum sağ üst köşede bulunur.

Şu anda yıldız, evriminin son aşamalarına yaklaşıyor. Tüm süper devler gibi o da helyumu ve diğer bazı ağır elementleri aktif olarak yakmaya başladı. Mevcut modellere göre, UY Scutum birkaç milyon yıl içinde sırasıyla sarı bir süperdeve, ardından parlak mavi bir değişkene veya Wolf-Rayet yıldızına dönüşecek. Evriminin son aşamaları, yıldızın kabuğunu atacağı ve büyük olasılıkla arkasında bir nötron yıldızı bırakacağı bir süpernova patlaması olacak.

Şimdiden UY Scutum, yaklaşık 740 günlük bir nabız periyoduyla etkinliğini yarı düzenli değişkenlik şeklinde gösteriyor. Bir yıldızın yarıçapını 1700 ila 2000 güneş yarıçapı arasında değiştirebildiği göz önüne alındığında, onun genişleme ve daralma hızı uzay gemilerinin hızıyla karşılaştırılabilir! Kütle kaybı, yılda 58 milyonuncu güneş kütlesi (veya yılda 19 Dünya kütlesi) gibi etkileyici bir orandadır. Bu ayda neredeyse bir buçuk dünya kütlesi demektir. Yani milyonlarca yıl önce anakolda yer alan UY Scutum'un kütlesi 25 ila 40 güneş kütlesi kadar olabilirdi.

Yıldızların arasındaki devler

Yukarıda belirtilen rezervasyona dönersek, UY Shield'in bilinen en büyük yıldız olarak önceliğinin kesin olarak adlandırılamayacağını not ediyoruz. Gerçek şu ki, gökbilimciler çoğu yıldıza olan mesafeyi hala yeterli doğrulukla belirleyemiyor ve bu nedenle boyutlarını tahmin edemiyorlar. Ayrıca büyük yıldızlar oldukça kararsız olma eğilimindedir (UY Scutum titreşimini hatırlayın). Benzer şekilde oldukça bulanık bir yapıya sahiptirler. Oldukça geniş bir atmosfere, opak gaz ve toz kabuklarına, disklere veya büyük bir eşlik yıldızına sahip olabilirler (bir örnek VV Cephei'dir, aşağıya bakınız). Bu tür yıldızların sınırlarının tam olarak nereden geçtiğini söylemek mümkün değildir. Sonuçta, yıldızların sınırlarının fotosferlerinin yarıçapı olduğu şeklindeki köklü kavram zaten son derece keyfidir.

Bu nedenle bu sayı, NML Cygnus, VV Cepheus A, VY Canis Major, WOH G64 ve diğerlerini içeren yaklaşık bir düzine yıldızı içerebilir. Tüm bu yıldızlar galaksimizin yakınında (uyduları dahil) bulunur ve birçok yönden birbirine benzer. Bunların hepsi kırmızı süperdevler veya hiperdevlerdir (süper ve hiper arasındaki fark için aşağıya bakın). Her biri milyonlarca, hatta binlerce yıl içinde bir süpernovaya dönüşecek. Boyutları da benzer olup 1400-2000 güneş arasında değişmektedir.

Bu yıldızların her birinin kendine has özellikleri vardır. Yani UY Shield'da bu özellik, daha önce de tartışıldığı gibi değişkenliktir. WOH G64 toroidal bir gaz ve toz zarfına sahiptir. Çift tutulmalı değişken yıldız VV Cephei son derece ilgi çekicidir. Bu, kırmızı hiperdev VV Cephei A ve mavi ana dizi yıldızı VV Cephei B'den oluşan, iki yıldızdan oluşan yakın bir sistemdir. Bu yıldızların merkezleri birbirinden yaklaşık 17-34 uzaklıkta bulunmaktadır. Cepheus B'nin VV yarıçapının 9 AU'ya ulaşabileceği göz önüne alındığında. (1900 güneş yarıçapı), yıldızlar birbirlerinden "kol boyu" uzaklıkta bulunur. Tandemleri o kadar yakın ki, hiperdevin tüm parçaları büyük hızlarla kendisinden neredeyse 200 kat daha küçük olan "küçük komşuya" doğru akıyor.

Bir lider arıyorum

Bu koşullar altında yıldızların boyutunu tahmin etmek zaten sorunlu. Eğer atmosferi başka bir yıldıza akıyorsa ya da sorunsuz bir şekilde gaz ve toz diskine geçiyorsa, bir yıldızın boyutundan nasıl söz edilebilir? Bu, yıldızın kendisinin çok seyrekleştirilmiş bir gazdan oluşmasına rağmen böyledir.

Üstelik en büyük yıldızların tümü son derece dengesiz ve kısa ömürlüdür. Bu tür yıldızlar birkaç milyon, hatta yüzbinlerce yıl yaşayabilir. Bu nedenle, başka bir galaksideki dev bir yıldızı gözlemlerken, onun yerine artık bir nötron yıldızının titreştiğinden veya bir süpernova patlamasının kalıntılarıyla çevrelenmiş bir kara deliğin uzayı büktüğünden emin olabilirsiniz. Böyle bir yıldız bizden binlerce ışık yılı uzakta olsa bile, onun hâlâ var olduğundan ya da aynı dev olarak kaldığından tam olarak emin olmak mümkün değildir.

Buna, yıldızlara olan mesafeyi belirlemeye yönelik modern yöntemlerin kusurlu olması ve bir takım belirtilmemiş sorunlar da eklenir. Bilinen en büyük on yıldız arasında bile belirli bir lideri seçmenin ve onları artan boyut sırasına göre düzenlemenin imkansız olduğu ortaya çıktı. Bu durumda, Shield'ın UY'si Big Ten'e liderlik etme olasılığı en yüksek aday olarak gösterildi. Bu, liderliğinin inkar edilemez olduğu ve örneğin NML Cygnus veya VY Canis Major'ın ondan daha büyük olamayacağı anlamına gelmez. Bu nedenle bilinen en büyük yıldız hakkındaki soruya farklı kaynaklar farklı şekillerde cevap verebilir. Bu onların yetersizliklerinden değil, bilimin bu tür doğrudan sorulara bile kesin cevaplar veremeyeceği gerçeğinden bahsediyor.

Evrenin en büyüğü

Bilim, keşfedilen yıldızlar arasında en büyüğünü seçmeye girişmezse, Evrendeki en büyük yıldızın hangisi olduğunu nasıl söyleyebiliriz? Bilim adamlarına göre, gözlemlenebilir evrenin sınırları içindeki yıldızların sayısı, dünyanın tüm sahillerindeki kum tanelerinin sayısından on kat daha fazladır. Elbette en güçlü modern teleskoplar bile bunların hayal edilemeyecek kadar küçük bir kısmını görebilir. En büyük yıldızların parlaklıklarıyla ayırt edilebilmesi, bir “yıldız lideri” arayışına yardımcı olmayacaktır. Parlaklıkları ne olursa olsun, uzak galaksileri gözlemlerken sönecektir. Üstelik, daha önce de belirtildiği gibi, en parlak yıldızlar en büyükleri değildir (örnek - R136).

Ayrıca uzak bir galaksideki büyük bir yıldızı gözlemlerken aslında onun "hayaletini" göreceğimizi de unutmayın. Bu nedenle Evrendeki en büyük yıldızı bulmak kolay değil, arayışları anlamsız olacaktır.

Hiperdevler

En büyük yıldızı pratik olarak bulmak imkansızsa, belki de onu teorik olarak geliştirmeye değer mi? Yani belli bir sınırı bulmak, bundan sonra bir yıldızın varlığı artık yıldız olamaz. Ancak burada bile modern bilim bir sorunla karşı karşıyadır. Yıldızların evrimi ve fiziğiyle ilgili mevcut teorik model, gerçekte var olan ve teleskoplarda gözlemlenen şeylerin çoğunu açıklamıyor. Bunun bir örneği hiperdevlerdir.

Gökbilimciler yıldız kütlesi sınırı konusunda çıtayı defalarca yükseltmek zorunda kaldılar. Bu sınır ilk kez 1924'te İngiliz astrofizikçi Arthur Eddington tarafından ortaya atıldı. Yıldızların parlaklığının kütlelerine kübik bağımlılığını elde ederek. Eddington, bir yıldızın sonsuza kadar kütle biriktiremeyeceğini fark etti. Parlaklık kütleden daha hızlı artar ve er ya da geç bu, hidrostatik dengenin ihlaline yol açacaktır. Artan parlaklığın ışık basıncı yıldızın dış katmanlarını tam anlamıyla uçuracak. Eddington'un hesapladığı sınır 65 güneş kütlesiydi. Daha sonra astrofizikçiler, hesaba katılmayan bileşenleri ekleyerek ve güçlü bilgisayarlar kullanarak hesaplamalarını geliştirdiler. Yani yıldızların kütlesi için modern teorik sınır 150 güneş kütlesidir. Şimdi R136a1'in kütlesinin 265 güneş kütlesi olduğunu unutmayın; bu teorik sınırın neredeyse iki katıdır!

R136a1 bugün bilinen en büyük yıldızdır. Buna ek olarak, birkaç yıldızın daha önemli kütleleri vardır ve bunların sayısı galaksimizde parmaklarla sayılabilir. Bu tür yıldızlara hiperdevler denir. R136a1'in, sınıfta onun altında olması gereken yıldızlardan (örneğin, süper dev UY Kalkanı) çok daha küçük olduğunu unutmayın. Bunun nedeni, hiperdevlerin en büyük değil, en büyük yıldızlar olarak adlandırılmasıdır. Bu tür yıldızlar için, süperdevler sınıfının (Ia) üzerinde bulunan spektrum-parlaklık diyagramında (O) ayrı bir sınıf oluşturuldu. Bir hiperdevin kütlesi için kesin başlangıç ​​​​çıtası belirlenmemiştir, ancak kural olarak kütleleri 100 güneş kütlesini aşmaktadır. "Büyük On"un en büyük yıldızlarından hiçbiri bu sınırların altında kalmıyor.

Teorik çıkmaz

Modern bilim, kütlesi 150 güneş kütlesini aşan yıldızların varlığının doğasını açıklayamıyor. Bu durum, eğer bir yıldızın yarıçapı, kütleden farklı olarak belirsiz bir kavramsa, yıldızların boyutuna ilişkin teorik sınırın nasıl belirlenebileceği sorusunu gündeme getiriyor.

İlk neslin yıldızlarının tam olarak ne olduğunun ve Evrenin daha sonraki evrimi sürecinde ne olacaklarının tam olarak bilinmediğini dikkate alalım. Yıldızların bileşimindeki ve metalikliğindeki değişiklikler, yapılarında radikal değişikliklere yol açabilir. Astrofizikçilerin yapması gereken, daha sonraki gözlemlerin ve teorik araştırmaların kendilerine sunacağı sürprizleri kavramaktır. UY Shield'ın, bir yerlerde parlayan veya Evrenimizin en uzak köşelerinde parlayacak olan varsayımsal bir "kral yıldızın" arka planında gerçek bir kırıntıya dönüşmesi oldukça olasıdır.

Aslında bu soru göründüğü kadar basit değil. Yıldızların kesin boyutlarını belirlemek çok zordur, birçok dolaylı veriye dayanarak hesaplanır çünkü disklerini doğrudan göremiyoruz. Yıldız diskinin doğrudan gözlemi şu ana kadar yalnızca bazı büyük ve yakındaki süperdevler için gerçekleştirilmiştir ve gökyüzünde milyonlarca yıldız bulunmaktadır. Bu nedenle, Evrendeki en büyük yıldızın hangisi olduğunu belirlemek o kadar kolay değil - esas olarak hesaplanmış verilere güvenmeniz gerekiyor.

Ayrıca bazı yıldızlar için yüzey ile devasa atmosfer arasındaki sınır çok bulanıktır ve birinin nerede bitip diğerinin nerede başladığını anlamak zordur. Ancak bu yüzlerce değil milyonlarca kilometrelik bir hatadır.

Çoğu yıldızın kesin olarak tanımlanmış bir çapı yoktur, titreşirler ve ya büyürler ya da küçülürler. Ve çaplarını çok önemli ölçüde değiştirebilirler.

Ayrıca bilim yerinde durmuyor. Giderek daha doğru ölçümler yapılıyor, mesafeler ve diğer parametreler hassaslaştırılıyor ve bazı yıldızların birdenbire göründüklerinden çok daha ilginç olduğu ortaya çıkıyor. Bu aynı zamanda boyutlar için de geçerlidir. Bu nedenle evrendeki en büyük yıldızlar arasında yer alan birkaç adayı ele alıyoruz. Hepsinin uzay açısından çok uzakta olmadığını ve aynı zamanda Galaksideki en büyük yıldızlar olduklarını unutmayın.

Evrendeki en büyük yıldız olduğunu iddia eden kırmızı hiperdev. Ne yazık ki öyle değil ama çok yakın. Büyüklük bakımından üçüncü sırada yer almaktadır.

VV Cephei - yani çift ve bu sistemdeki dev, tartışılacak olan A bileşenidir. İkinci bileşen, Güneş'in 8 katı büyüklüğünde, dikkat çekici olmayan mavi bir yıldızdır. Ancak kırmızı hiperdev aynı zamanda 150 günlük bir periyoda sahip, titreşen bir yıldızdır. Boyutları 1050 ila 1900 güneş çapı arasında değişebilir ve maksimumda yıldızımızdan 575.000 kat daha parlak parlar!

Bu yıldız bizden 5000 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır ve aynı zamanda gökyüzünde 5,18 m parlaklığa sahiptir, yani açık bir gökyüzü ve iyi bir görüş ile bulunabilir ve hatta dürbünle bile genellikle kolay.

UY Kalkanı

Bu kırmızı hiperdev, boyutuyla da dikkat çekicidir. Bazı sitelerde evrenin en büyük yıldızı olarak bahsediliyor. Yarı düzenli değişkenleri ve titreşimleri ifade eder, dolayısıyla çap 1708 ila 1900 güneş çapı arasında değişebilir. Güneşimizden 1900 kat daha büyük bir yıldız hayal edin! Eğer onu güneş sisteminin merkezine yerleştirirseniz Jüpiter'e kadar tüm gezegenler onun içinde olacaktır.

Uzaydaki en büyük yıldızlardan birinin çapı sayısal olarak 2,4 milyar kilometre, yani 15,9 astronomik birimdir. İçine 5 milyar güneş sığabilir. Geniş alanı nedeniyle yüzey sıcaklığı çok daha düşük olmasına rağmen Güneş'ten 340.000 kat daha güçlü parlıyor.

UY Scutum parlaklık zirvesinde 11,2 m parlaklığa sahip soluk kırmızımsı bir yıldız olarak görülebilir, yani küçük bir teleskopla görülebilir, ancak çıplak gözle görülemez. Gerçek şu ki, bu büyük yıldıza olan mesafe 9500 ışıkyılıdır - üzerinde başka bir yıldız göremezdik. Ayrıca aramızda toz bulutları var - eğer orada olmasaydı UY Scutum, çok uzak olmasına rağmen gökyüzümüzün en parlak yıldızlarından biri olurdu.

UY Scutum çok büyük bir yıldız. Önceki aday VV Cephei ile karşılaştırılabilir. Maksimumda hemen hemen aynıdırlar ve hangisinin daha büyük olduğu bile belli değil. Ancak kesinlikle daha büyük bir yıldız var!

VY Canis Major

Ancak bazı kaynaklara göre VY'nin çapının 1800-2100 güneş olduğu tahmin ediliyor, yani bu, diğer tüm kırmızı hiperdevler arasında açık bir şampiyon. Güneş sisteminin merkezinde olsaydı Satürn'le birlikte tüm gezegenleri yutardı. Evrendeki en büyük yıldız unvanının önceki adayları da buna tamamen uyuyordu.

Işığın Güneşimizin etrafında tamamen dönmesi yalnızca 14,5 saniye sürer. VY Canis Major'un çevresinden dolaşmak için ışığın 8,5 saat uçması gerekir! Eğer bir savaş uçağıyla yüzeyde 4500 km/saat hızla böyle bir uçuş yapmaya cesaret etseydiniz, böylesine aralıksız bir yolculuk 220 yıl alırdı.

Bu yıldız hala pek çok soruyu gündeme getiriyor, çünkü güneşten çok daha düşük yoğunluğa sahip olan dağınık korona nedeniyle kesin boyutunu belirlemek zor. Ve yıldızın yoğunluğu, soluduğumuz havanın yoğunluğundan binlerce kat daha azdır.

Ayrıca VY Canis Majoris maddesini kaybediyor ve kendi etrafında gözle görülür bir bulutsu oluşturuyor. Bu bulutsu artık yıldızın kendisinden bile daha fazla madde içeriyor olabilir. Ayrıca kararsızdır ve önümüzdeki 100 bin yıl içinde bir hipernova halinde patlayacak. Neyse ki bizden 3900 ışık yılı uzaklıkta ve bu korkunç patlama Dünya'yı tehdit etmiyor.

Bu yıldız gökyüzünde dürbünle veya küçük bir teleskopla bulunabilir - parlaklığı 6,5 ila 9,6 m arasında değişir.

Evrendeki en büyük yıldız nedir?

Bugün bilim adamlarının bildiği evrendeki en büyük yıldızlardan bazılarına baktık. Boyutları inanılmaz. Hepsi bu unvana aday, ancak veriler sürekli değişiyor - bilim yerinde durmuyor. Bazı haberlere göre, Kalkanın UY'si 2200 güneş çapına kadar "şişebilir", yani VY Canis Major'dan bile daha büyük hale gelebilir. Öte yandan VY Canis Majoris'in büyüklüğü konusunda da çok fazla tartışma var. Yani bu iki yıldız, evrendeki en büyük yıldız unvanı için neredeyse eşit adaylardır.

Bunlardan hangisinin daha fazla olduğu daha fazla araştırma ve açıklama ile ortaya çıkacak. Çoğunluk UY Shield'dan yana olsa da ve bu yıldızı güvenle Evrenin en büyüğü olarak adlandırabilirsiniz, ancak bu ifadeyi çürütmek zor olacaktır.

Elbette Evrenin tamamından bahsetmek çok doğru değil. Belki de bu, Samanyolu galaksimizdeki bugün bilim adamlarının bildiği en büyük yıldızdır. Ancak daha büyükleri henüz keşfedilmediği için hâlâ Evrendeki en büyüğüdür.

Yıldızlar, boyutları en meraklı okuyucuyu bile hayrete düşürebilecek, sıcak plazmadan oluşan büyük gök cisimleridir. Gelişmeye hazır mısınız?

Derecelendirmenin, insanlığın zaten bildiği devler dikkate alınarak derlendiği hemen belirtilmelidir. Uzayda bir yerlerde daha da büyük yıldızların olması mümkündür, ancak bunlar birçok ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır ve modern ekipman onları tespit etmek ve analiz etmek için yeterli değildir. Ayrıca, en büyük yıldızların değişkenler sınıfına ait oldukları için sonunda artık böyle olmayacaklarını da eklemekte fayda var. Astrologların olası hatalarını unutmayın. Bu yüzden...

Evrendeki en büyük 10 yıldız

Büyüklüğü güneşin yarıçapını 1190 kat aşan Betelgeuse Galaksisindeki en büyük yıldızların derecelendirmesini açar. Dünya'dan yaklaşık 640 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Diğer yıldızlarla karşılaştırıldığında gezegenimize nispeten kısa bir mesafede olduğunu söyleyebiliriz. Önümüzdeki birkaç yüzyıl içinde dev kırmızı bir süpernovaya dönüşebilir. Bu durumda boyutları önemli ölçüde artacaktır. Haklı nedenlerden ötürü, bu sıralamada son sırada yer alan Betelgeuse yıldızı en ilgi çekici olanıdır!

RW

Alışılmadık bir parlaklık rengiyle dikkat çeken muhteşem bir yıldız. Boyutu, 1200 ila 1600 güneş yarıçapı arasındaki güneşin boyutlarını aşıyor. Ne yazık ki bu yıldızın ne kadar güçlü ve parlak olduğunu tam olarak söyleyemeyiz çünkü gezegenimizden uzakta bulunmaktadır. RW'nin ortaya çıkış tarihi ve mesafesi konusunda, farklı ülkelerden önde gelen astrologlar uzun yıllardır tartışıyorlar. Her şey takımyıldızında düzenli olarak değişmesinden kaynaklanmaktadır. Zamanla tamamen ortadan kaybolabilir. Ama hâlâ en büyük gök cisimlerinin tepesinde yer alıyor.

Bilinen en büyük yıldızların sıralamasında bir sonraki sırada KW Yay burcu yer alıyor. Antik Yunan efsanesine göre Perseus ve Andromeda'nın ölümünden sonra ortaya çıktı. Bu, bu takımyıldızı bizim ortaya çıkmamızdan çok önce tespit etmenin mümkün olduğunu gösteriyor. Ancak atalarımızdan farklı olarak biz daha güvenilir veriler biliyoruz. Yıldızların büyüklüğünün Güneş'i 1470 kat aştığı biliniyor. Ancak gezegenimize nispeten yakındır. KW zamanla sıcaklığını değiştiren parlak bir yıldızdır.

Şu anda bu büyük yıldızın boyutunun Güneş'in boyutunu en az 1430 kat aştığı kesin olarak biliniyor ancak gezegenden 5 bin ışıkyılı uzaklıkta yer aldığı için kesin bir sonuç almak zor. 13 yıl önce bile Amerikalı bilim adamları tamamen farklı verilerden bahsediyorlar. O zamanlar KY Cygnus'un Güneş'i 2850 kat yükselten bir yarıçapa sahip olduğuna inanılıyordu. Artık bu gök cismine göre daha güvenilir boyutlara sahibiz ve bunlar kesinlikle daha doğru. İsminden yola çıkarak yıldızın Kuğu takımyıldızında bulunduğunu anlıyorsunuz.

Cepheus takımyıldızında yer alan çok büyük bir yıldız, büyüklüğü Güneş'i 1530 kat aşan V354'tür. Aynı zamanda gök cismi gezegenimize nispeten yakın, sadece 9 bin ışıkyılı uzaklıkta. Diğer benzersiz yıldızların arka planına göre özel parlaklık ve sıcaklık açısından farklılık göstermez. Ancak değişken armatür sayısına ait olduğundan boyutları farklılık gösterebilir. Cepheus'un V354 reytinginde bu pozisyonda uzun süre kalamayacağı muhtemeldir. Büyük ihtimalle zamanla boyutu azalacaktır.

Birkaç yıl önce bu kırmızı devin VY Canis Major'a rakip olabileceğine inanılıyordu. Dahası, bazı uzmanlar şartlı olarak WHO G64'ün Evrenimizdeki bilinen en büyük yıldız olduğunu düşünüyor. Teknolojinin hızla geliştiği günümüzde astrologlar daha güvenilir verilere ulaşmayı başarmışlardır. Artık Dorado'nun yarıçapının Güneş'in yalnızca 1550 katı büyüklüğünde olduğu biliniyor. Astronomi alanında büyük hatalara bu kadar izin veriliyor. Ancak olay mesafeyle kolaylıkla açıklanabilir. Yıldız Samanyolu'nun dışındadır. Yani Büyük Macellan Bulutu adı verilen cüce bir galakside.

V838

Tekboynuz takımyıldızında bulunan, evrendeki en sıra dışı yıldızlardan biri. Gezegenimizden yaklaşık 20 bin ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Uzmanlarımızın bunu bulmayı başarması bile şaşırtıcı. Armatür V838, Mu Cephei'ninkinden bile daha büyüktür. Dünya'ya olan uzaklığı nedeniyle boyutlara ilişkin doğru hesaplamalar yapmak oldukça zordur. Yaklaşık boyut verilerinden bahsetmişken, bunlar 1170 ila 1900 güneş yarıçapı arasında değişmektedir.

Cepheus takımyıldızında pek çok muhteşem yıldız var ve Mu Cephei bunun bir teyidi olarak kabul ediliyor. En büyük yıldızlardan biri Güneş'in boyutunu 1660 kat aşıyor. Süperdev, Samanyolu'ndaki en parlaklardan biri olarak kabul edilir. En çok bildiğimiz yıldız olan Güneş'in aydınlatmasından yaklaşık 37.000 kat daha güçlüdür. Ne yazık ki Mu Cephei'nin gezegenimizden ne kadar uzakta olduğunu kesin olarak söyleyemeyiz.

İnsanlar gökyüzüne bakıp milyonlarca ve milyonlarca yıldızı izleme eğilimindedir. Uzak dünyaların hayalini kurar, kardeşlerimizin resimlerini aklımıza çizeriz. Her dünya kendi "güneşini" aydınlatır. Araştırma ekipmanı 9 milyar ışıkyılı uzaklıktaki uzayın derinliklerine bakıyor.

Ancak bu bile uzayda kaç yıldızın bulunduğunu kesin olarak söylemek için yeterli değildir. Araştırmanın şu anki aşamasında yaklaşık 50 milyar biliniyor. Bu sayı giderek artıyor, sürekli araştırmalar yapılıyor, teknoloji geliştiriliyor. İnsanlar uzay nesneleri dünyasında yeni devler ve cüceler hakkında bilgi ediniyor. Evrendeki yıldızlardan hangisi en büyüğüdür?

Güneş Boyutları

Yıldızların boyutlarını düşünerek, neyle karşılaştırılacağını anlayın, ölçeği hissedin. Güneşimizin büyüklüğü etkileyicidir. Çapı 1,4 milyon km'dir. Bu kadar büyük bir sayıyı hayal etmek zor. Güneş'in kütlesinin, güneş sistemindeki tüm nesnelerin kütlesinin %99,9'u kadar olması bunda yardımcı olacaktır. Teorik olarak yıldızımızın içine bir milyon gezegen sığabilir.

Bu sayıları kullanarak gökbilimciler, uzay nesnelerinin boyutlarını ve kütlelerini karşılaştırmak için kullanılan "güneş yarıçapı" ve "güneş kütlesi" terimlerini icat ettiler. Güneş'in yarıçapı 690.000 km, ağırlığı ise 2 milyar kilogramdır. Diğer yıldızlarla karşılaştırıldığında Güneş nispeten küçük bir kozmik nesnedir.

Eski All-Star Şampiyonu

Yıldız kütlesi, "yıldız rüzgarı" nedeniyle sürekli olarak "inceliyor". Evrensel armatürleri sürekli sallayan termonükleer süreçler, reaksiyonlar için "yakıt" olan hidrojen kaybına yol açar. Buna göre kütle de azalır. Bu nedenle bilim adamlarının bu kadar büyük ve sıcak nesnelerin parametrelerine ilişkin kesin rakamlar vermesi zordur.Armatürler yaşlanır ve bir süpernova patlaması sonrasında nötron yıldızına veya kara deliğe dönüşür.

Onlarca yıldır VY, Büyük Köpek takımyıldızındaki en büyük yıldız olarak tanındı. Çok uzun zaman önce parametreler belirlendi ve bilim adamlarının hesaplamaları yarıçapının 1300-1540 güneş yarıçapı olduğunu gösterdi. Devin çapı 2 milyar kilometredir ve Dünya'dan 5.000 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır.

Bu nesnenin boyutlarını hayal etmek için, 800 km/saat hızla hareket ederek etrafında uçmanın 1200 yıl süreceğini hayal edin. Aniden Dünya'nın 1 cm'ye sıkıştırıldığını ve VY'nin de küçüldüğünü hayal ederseniz, devin boyutu 2,2 km olacaktır.

Ancak yıldızın kütlesi küçüktür ve Güneş'in kütlesini yalnızca 40 kat aşmaktadır. Bunun nedeni maddenin yoğunluğunun düşük olmasıdır. Işığın parlaklığı gerçekten muhteşem. Bizimkinden 500.000 kat daha parlak ışık yayar. VY'den ilk kez 1801'de bahsedildi. Bilim adamı Joseph Jérôme de Lalande tarafından tanımlandı. Kayıt, armatürün yedinci sınıfa ait olduğunu söylüyor.

1850'den beri gözlemler parlaklıkta kademeli bir kayıp olduğunu gösteriyor. Yerçekimi kuvvetleri artık kütleyi sabit bir seviyede tutamadığı için VY'nin dış kenarı artmaya başladı. Yakında (kozmik standartlara göre) bu yıldızın bir süpernova patlaması mümkün olacak. Bilim insanları bunun yarın ya da bir milyon yıl sonra gerçekleşebileceğini söylüyor. Bilimin kesin rakamları yoktur.

Son Yıldız Şampiyonu

Uzay araştırmaları devam ediyor. 2010 yılında Paul Crowther liderliğindeki bilim adamları Hubble teleskopunu kullanarak etkileyici bir uzay nesnesi gördüler. Büyük Macellan Bulutu'nu keşfeden gökbilimciler yeni bir yıldız keşfettiler ve ona R136a1 adını verdiler. Bizden R136a1'e olan mesafe 163.000 ışıkyılıdır.

Parametreler bilim adamlarını şok etti. Uzayda kütle olarak Güneş'imizi 150 kat aşan hiçbir yıldızın bulunmadığı daha önce belirtilmiş olmasına rağmen devin kütlesi Güneş'in kütlesini 315 kat aşıyor. Bilim adamlarının hipotezine göre böyle bir fenomen, birkaç nesnenin bağlantısı nedeniyle meydana geldi. R136a1'in parıltısının parlaklığı, güneşimizin radyasyonunun parlaklığını 10 milyon kat aşıyor.

Keşfedilmesinden günümüze kadar geçen sürede yıldız kütlesinin beşte birini kaybetmiş olsa da komşuları arasında bile hâlâ rekor sahibi sayılıyor. Ayrıca Crowther'in grubu tarafından da keşfedildi. Bu nesneler aynı zamanda 150 güneş kütlesi dönüm noktasını da aştı.

Bilim adamları, R136a1'in güneş sistemine yerleştirilmesi durumunda, bizim armatürümüzle karşılaştırıldığında parıltının parlaklığının, Güneş ve Ay'ın parlaklığı karşılaştırıldığında aynı olacağını hesapladılar.

Bu, şimdiye kadar insanlığın bildiği en büyük yıldızdır. Elbette Samanyolu galaksisinde gaz ve toz bulutları nedeniyle gözlerimize kapatılan yüzlerce olmasa da düzinelerce daha büyük armatürler var.

VV Cephei 2. 2400 ışıkyılı uzaklıkta, Güneş'in boyutunu 1600-1900 kat aşan VV Cepheus 2 bulunmaktadır. Yarıçapı Güneşimizin 1050 yarıçapıdır. Işık emisyonu açısından yıldız, dönüm noktasını 275 ila 575 bin kez aşıyor. Bu, 150 gün aralıklarla titreşen değişken bir pulsardır. Güneş'ten uzağa doğru yönlendirilen kozmik rüzgarın hızı 25 km/sn'dir.

Çalışmalar VV Cephei 2'nin çift yıldız olduğunu kanıtladı. İkinci yıldız B'nin tutulması her 20 yılda bir düzenli olarak gerçekleşir. VV Cephei B, ana yıldız VV Cephei 2'nin etrafında döner. Mavidir ve 20 yıllık bir dönüş periyoduna sahiptir. Tutulma 3,6 yıl sürüyor. Nesne, Güneş'i kütle olarak 10 kat ve parıltının yoğunluğu açısından 100.000 kat aşıyor.

Mu Cephei. Cepheus, Güneş'ten 1650 kat daha büyük, kırmızı bir süperdev sergiliyor. Mu Cephei, Samanyolu'nun en parlak yıldızıdır. Işımanın parlaklığı kılavuz çizgiden 38.000 kat daha yüksektir. Aynı zamanda "Herschel'in garnet yıldızı" olarak da bilinir. 1780'lerde yıldızı inceleyen bilim adamı, onu "nefis derecede güzel, lal renginde bir nesne" olarak adlandırdı.

Kuzey yarımküredeki gökyüzünde ağustos ayından ocak ayına kadar teleskopsuz gözlemlenir, gökyüzündeki bir kan damlasını andırır. İki ya da üç milyon yıl sonra, yıldızı kara deliğe ya da pulsara, gaz ve toz bulutuna dönüştürecek dev bir süpernova patlaması bekleniyor.

Dünya'dan 20.000 ışıkyılı uzaklıktaki kırmızı dev V838, Tekboynuz takımyıldızında parlıyor. Daha önce kimsenin bilmediği bu yıldız kümesi, 2002 yılında "ünlendi". Bu sırada orada, gökbilimcilerin ilk önce süpernova patlaması olarak algıladığı bir patlama meydana geldi. Ancak yıldız, genç yaşından dolayı kozmik "ölüm"e yaklaşamadı.

Uzun süre felaketin nedeninin ne olduğunu tahmin bile edemediler. Artık nesnenin bir "yoldaş yıldızı" veya onun etrafında dönen nesneleri yuttuğu yönünde hipotezler öne sürülüyor.

Nesnenin boyutlarının 1170 ile 1970 güneş yarıçapı arasında olduğu belirtiliyor. Devasa mesafe nedeniyle bilim adamları kırmızı değişken yıldızın kütlesine ilişkin kesin rakamlar vermiyorlar.

Yakın zamana kadar bilim adamları, WHO 64'ün parametrelerinin Büyük Köpek takımyıldızındaki R136a1 ile karşılaştırılabilir olduğuna inanıyorlardı.

Ancak bu armatürün boyutunun güneşten yalnızca 1540 kat daha büyük olduğu tespit edildi. Büyük Macellan Bulutu'ndan parlıyor.

V354 Cephei. Dünya'dan 9.000 ışıkyılı uzaklıktaki kırmızı süper dev V354 Cephei, teleskop olmadan görülemez.

Samanyolu galaksisinde bulunur. Kabuktaki sıcaklık 3650 derece Kelvin, yarıçapı güneşten 1520 kat daha büyük ve 1,06 milyar km olarak belirlendi.

KY Kuğu. KY Cygnus'a uçmak 5000 ışıkyılı sürer. Bu sefer hayal etmek zor. Bu rakamlar, bir ışık ışınının bir yıldızdan Dünya'ya hiperluminal hızda 5000 yıl boyunca uçtuğu anlamına geliyor.

Nesnenin yarıçapını Güneş ile karşılaştırırsak, 1420 güneş yarıçapı olacaktır. Yıldızın kütlesi, dönüm noktasının kütlesinin yalnızca 25 katıdır. Ancak KY, Evrenin bize açık kısmındaki en parlak yıldız unvanı için oldukça yarışacak. Parlaklığı güneş ışığını milyonlarca kez geride bırakıyor.

KW Yay. Bizi Yay burcundaki KW yıldızından 10.000 karşı konulmaz ışıkyılı ayırıyor.

1460 güneş yarıçapı büyüklüğünde ve Güneşimizinkinden 360.000 kat daha yüksek parlaklığa sahip kırmızı bir süperdevdir.

Takımyıldızı güney yarımkürenin gökyüzünde görülebilir. Samanyolu'nun yüzeyinde bulmak kolaydır. Yıldız kümesi ilk olarak ikinci yüzyılda Ptolemy tarafından tanımlandı.

RW Cephei. RW Cepheus'un boyutları hala tartışılıyor. Bazı bilim adamları, boyutların dönüm noktasının 1260 yarıçapına eşit olduğunu iddia ederken, diğerleri bunların 1650 güneş yarıçapı olduğuna inanmaya meyillidir. En büyük değişen yıldızdır.

Sistemimizde Güneş'in yerine taşınırsa, süper dev fotosfer Satürn ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında olacaktır. Yıldız, saniyede 56 km hızla güneş sistemine doğru hızla uçuyor. Yıldızın sonu onu bir süpernovaya dönüştürecek ya da çekirdek çökerek bir kara deliğe dönüşecek.

Betelgeuse. Kırmızı dev Betelgeuse, Orion'da 640 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Betelgeuse'un büyüklüğü 1100 güneş yarıçapıdır. Gökbilimciler yakın gelecekte bir yıldızın kara deliğe veya süpernovaya yeniden doğuş döneminin yaşanacağından eminler. İnsanlık bu evrensel gösteriyi "ön sıralardan" görecek.

Tüm araçlarımızla heyecanla gökyüzüne baktığımızda ve onu robotik uzay araçlarıyla ve insanlı görevlerle keşfettikçe, bizi uzayda daha da ileri götürecek şaşırtıcı yeni keşifler yapacağımızdan eminiz.

Trilyonlarca gök cismi arasında sürekli yeni nesneler keşfediyoruz. Boyut olarak zaten bilinenleri gölgede bırakacak birden fazla yeni yıldız keşfedeceğiz. Ama ne yazık ki evrenin gerçek ölçeğini hiçbir zaman bilemeyeceğiz.