4.4 Çift Yıldızlar; Yıldızların Kütleleri ve Çapları

Çıplak gözle göğü, açık ve temiz bir gecede incelediğimiz zaman, yıldızların çoğunun tek olduğunu, az sayıda yıldızın çift denebilecek kadar birbirlerine yakın olduğunu görürüz. Halbuki teleskoplarla yıllarca süren gözlemler göstermiştir ki yıldızların en az yarısı ikili (çift), üçlü ya da çoklu dizgelerdir. Örneğin; bize en yakın yıldız Proxima Centauri üçlü bir dizgenin üyesidir. Uzaklıkları çok farklı fakat raslantı sonucu aynı doğrultuda hizalandıkları için çift görünenler gerçek çift yıldız değillerdir; onlara, optik çift yıldız denir.

Gerçek çift ya da çoklu dizgeler Newton yasalarına göre birbirlerine kütlesel çekimle bağlıdırlar, ortak kütle merkezi etrafında yörüngelerde dolanırlar (Güneş sistemi gibi).

Görsel Çift Yıldızlar

Birbirlerine kütlesel çekimle bağlı ve çıplak gözle ya da teleskopla çift olarak görülen yıldızlara görsel çift yıldız denir. Büyük Ayı takım yıldızındaki Mizar gibi (Şekil 4.16 ).

Şekil 4.16: Büyük Ayı takım yıldızında Mizar ve Alkor optik çift, Mizar görsel çift, Mizar A ve Mizar B ayrı ayrı birer tayfsal çifttir.

Tayfsal Çift Yıldızlar

İki yıldız birbirine çok yakınsa teleskopla bile ayrıştırılamaz, tek yıldız gibi görülür. Fakat tayfları yardımıyla çift olduğu anlaşılabilir: Ortak kütle merkezi etrafında dolanan, A ve B iki yıldız olsun. Şekil 4.17 de (a) ve (c) durumunda tayf çizgilerilerindeki Doppler kayması aynıdır. (b) ve (d) durumlarında yıldızların biri bize (gözlemciye) yaklaşırken diğeri uzaklaşıyor. Uzaklaşan yıldızın tayf çizgisi daha uzun dalgaboylu, yaklaşanınki daha kısa dalgaboylu olacak, dolayısıyla yanyana iki çizgi gözükecektir.

Yeteri kadar uzun bir zaman aralığında gözlendiğinde bazen tek, bazen çift çizgi görülüyorsa ve çizgiler dönemsel (periyodik) olarak yer değiştiriyorsa; o zaman, yıldızın çift olduğunu anlarız. Böyle yıldızlara, tayfsal çift yıldız denir (Şekil 4.16, 4.17).

Şekil 4.17: Tayfsal çift yıldız. A ve B yıldızları ortak kütle merkezi (KM) çevresinde dolanırlar. Tayf çizgilerinde, (a) ve (c) de kayma yok; (b) ve (d) de kayma en büyük.

Örten Çift Yıldızlar

Kimi çift yıldızların yörünge düzlemleri ya tam olarak ya da yaklaşık olarak bakış doğrultumuzla çakışır. O zaman çiftin bileşenleri yörünge hareketi yaparken, sıra ile birbirlerinin önünden geçer ve ötekinin ışığını engeller. Bunlara, örten çift yıldızlar denir. Bileşenlerden biri örtülünce bize ulaşan toplam ışık azalır. Gelen ışığı zamana karşı noktalarsak, Şekil 4.18 deki gibi bir eğri elde ederiz.

Yıldızlardan biri büyük, diğeri küçük olsun ve küçük yıldız daha sıcak olsun. Küçük yıldız ok yönünde dolansın. Küçük yıldız ab ya da ce arasında iken toplam ışığı görürüz. bc ya da ef arasında ise daha az ışık alırız. b'c' arasında soğuk ve büyük yıldızın bir kısmı, e'f' arasında ise küçük ve sıcak yıldızın tamamı örtülür. Sıcak yıldızın birim alanından çıkan ışık daha çok olduğundan e' f ' arasında aldığımız ışık en az olur.

Eğer çiftin yörünge düzlemi bakış doğrultusuna biraz eğik ise b'c' arasında ya da e'f' arasında tam örtme olmayabilir. O zaman ışık eğrisinde b'c' ve e'f' düz kısımları kısalır, noktaya dönüşür. Bu demektir ki ışık eğrisinden yörüngenin ne kadar eğik olduğu hesaplanabilir.

Gerçek ışık eğrileri bu kadar düzgün olmayabilir. Kimi çift yıldızlarda bileşenlerden birinin ışığı ötekinin üzerinden yansıyarak bize gelir; kiminde Güneş'teki gibi belirgin kenar kararması olur; kiminde de bileşenler birbirlerine çok yakın olduklarından kütle çekimi nedeniyle şekilleri bozulur, "armutlaşırlar". Bu ve benzeri nedenlerle Şekil 4.18 de verilen ışık eğrisindeki köşeler yuvarlaklaşır, düz kısımlar düz olmayabilir.

Şekil 4.18: Bir örten çift yıldızın ışık eğrisi.

Şekil 4.15: HR diyagramı.