Astronomide farklı yıldız türlerinin, yaşam döngülerinde hangi aşamalara gireceğini veya ömürlerinin nasıl sonlanacağından bahsederiz. Peki, milyonlarca ışık yılı uzakta olmalarına rağmen ömürleri insan ömrüyle kıyaslanamayacak kadar uzun olan yıldızların yaşlarını, özelliklerini ve evrimlerini nereden, nasıl biliyoruz?

Gökbilimciler bilimin diğer alanlarında çalışan bilim insanlarıyla karşılaştırıldığında oldukça büyük bir dezavantaja sahiptir. Bir biyolog elindeki bakterileri laboratuvarda mikroskop altında inceleyip bakterilerin belirli davranışlarını saptayabilir. Bir fizikçi bir iletkenin sıcaklıkla nasıl değiştiğini ölçmek için metal bir teli kullanıp genel bir kural elde edebilir. Bir kimyager kimyasalları birbiriyle karıştırabilir ve laboratuvarının kontrollü ortamında nasıl tepki verdiklerini inceleyebilir. Peki ya gökbilimciler? Gökyüzünde milyonlarca ışık yılı uzaklıktaki plazma toplarını laboratuvara getirip nasıl inceleyebilirler? Gezegenleri ortadan ikiye ayırıp çekirdeklerinin nelerden oluştuğuna nasıl bakabilirler? Ne yazık ki konu astrofizik olunca gökbilimcilere neler olup bittiğini söyleyen yegâne bilgi kaynağı fotonlardır, yani ışık. Dolayısıyla yıldızlararası ortamı aşıp teleskoplarımıza ışığını ileten her türlü ışık kaynağı, evrenin neyden yapıldığını anlayabilmemiz için büyük bir önem taşır. Bu ışık kaynaklarının başında ise tahmin ettiğiniz üzere yıldızlar gelir.

Yıldızları anlamanın en temel kuralı ise onların “temel parametrelerini” saptamaktan geçer. Bu temel parametreler ise kütle, sıcaklık, yarıçap ve parlaklıktır. Bu kavramlara daha geniş bir açıyla ilerleyen bölümlerde bakacağız.

Bir kere yıldızlara ait bu temel parametreleri bulduğunuz zaman, artık diğer parametrelere (kimyasal bolluk, tayf türü, yüzey çekim ivmesi, yaş vb.) ulaşmak çok daha kolaydır. 1911 yılında yıldızlara ait bu parametrelerden iki tanesinin birbirleriyle bir ilişkisi olup olmadığını merak eden iki bilim insanı, bir diyagram oluşturdu. Dikey eksene parlaklığı yatay eksene ise sıcaklığı yerleştirdiler ve yıldızları diyagramda konumlandırmaya başladılar. Bunun sonucunda yıldızların genel olarak iki kolda toplanmakta olduğunu ve belirli bir ilişki verdiğini fark ettiler. Bu diyagram astronomi dünyasında yıldız evrimini anlamada ve yıldızların yaşam döngülerini belirlemede vazgeçilmez bir araç haline geldi. Bu yazımızda astronominin olmazsa olmaz yapı taşlarından bir tanesini oluşturan HR Diyagramı'ndan ve bu diyagramın nasıl okunması gerektiğinden bahsedeceğiz.

1. HR Diyagramı 101: Eksenleri Anlamak ve Temel Parametreler

1911 yılında Danimarkalı astronom Ejnar Hertzsprung ve 1913’te Amerikalı astronom Henry Russell birbirlerinden bağımsız olarak yıldızların parlaklıkları ve sıcaklıkları arasında bir ilişki olduğunu tespit etti. Bu iki bilim insanının keşiflerinden dolayı Hertzsprung-Russell diyagramı olarak adlandırılan HR diyagramı aslında yıldızları ayırt etmek ve yıldızların hangi evrim basamağında olduğunu saptamak için kullanılan görsel bir araç haline geldi.

HR diyagramını anlamanın ilk adımı eksenlerin ne ifade ettiğini bilmekten geçer. Yatay eksene üç tane parametre yerleştirilebilir. Bunlar etkin sıcaklık, tayf türü ve B-V renk ölçeğidir. Dikey eksene ise yıldızın Güneş birimi cinsinden ışıtma gücü veya mutlak parlaklık gelebilir. Ortalığı terimlere daha fazla boğmadan gelin bu ifadeler ne anlama geliyor tek tek bakalım.

İlk olarak yatay eksene koyulabilen parametrelerle başlayalım. Bu parametrelerden en temel olanı ve bir yıldızın fiziksel parametreleri denince ilk akla gelenlerden etkin sıcaklık kavramını ele alalım.

1.1. Etkin Sıcaklık

Kara cisim ışıması, yıldızların nasıl ışıma yaptıklarını anlamamızı sağlayan kilit konulardan bir tanesidir. Gök bilimciler yıldızları ‘neredeyse’ bir kara cisim gibi düşünürler. Peki kara cisim nedir? Öncelikle bu cismin ‘kara’ ya da ‘siyah’ olduğu yoktur. Bu şekilde adlandırılmasının sebebi bir kara cismin üzerine düşen tüm ışığı soğurmasından kaynaklanır. Bir kara cisim mükemmel bir soğurucu ve salıcıdır. Yani üzerine düşen tüm ışığı soğurduktan sonra kendi fiziksel özelliklerine göre bu ışığı tüm dalgaboylarında yeniden yayınlar. Bunu yaparken de en önemli etken onun sıcaklığıdır. Sıcaklığa bağlı olarak kara cismin hangi dalgaboylarında ne kadar enerji yayınlayacağı değişim gösterir.

Yıldızları bir kara cisimmiş gibi düşündüğümüz zaman onların birim yüzeylerinden birim zamanda aldığımız toplam ışımaya karşılık gelen sıcaklığa etkin sıcaklık deriz. Yani etkin sıcaklık hesabında yıldızları birer kara cisim varsayıyoruz ve onlardan aldığımız toplam enerjiyi hangi sıcaklıktaki kara cismin vereceğini buluyoruz.

Etkin sıcaklık HR Diyagramında yatay eksene konur ve sağdan sola doğru artar.

1.2. Tayf Türü

Yıldızlar kimyasal kompozisyonlarına, tayf çizgilerine ve sıcaklıklarına göre sınıflandırıldığında ortaya tayf türleri çıkar. Yani kısacası yıldızların tayf özelliklerine göre yapılan sınıflamada oluşturulan ve O, B, A, F, G, K, M sembolleri ile gösterilen sınıflardan her birine tayf türü diyoruz. Bu yazıda tayf özelliklerine değinmeyeceğiz çünkü bizim için önemli olan nokta, tayf sınıflarının sıcaklıkla ilişkili olması. Örneğin aşağıdaki çizelgede bu ilişkiyi görmek mümkün.

Baktığımız zaman en sıcak yıldızların O tayf türünden ve mavi olduklarını görmekteyiz. En soğuk yıldızlar ise M tayf türünden kırmızı yıldızlar. Dolayısıyla HR Diyagramında yatak eksene sıcaklığı da koysak tayf türünü de koysak aynı şeyi ifade etmekte

1.3. Renk Ölçeği

Renk ölçeği en genel tanımıyla bir yıldızın farklı iki tayf bölgesinde (ya da farklı iki dalgaboyunda) ölçülen parlaklarının farkıdır. Peki bu parametreyi neden HR Diyagramına koyma gereği duyarız? Cevap aslında basittir: bu parametre yıldızın sıcaklığına ait bir ipucu verir. Peki nasıl?

B-V dediğimiz şey aslında yıldızın mavi (Blue) ve görsel (Visual) bölgedeki parlaklıklarının farkıdır. Sıcak bir cismin B bandında saldığı enerji V bandında saldığı enerjiden daha fazladır, dolayısıyla yüksek sıcaklıklar için B-V<0 olur ve cisim daha mavi görünür. (Astronomide parlaklık kavramı biraz farklıdır, sayı küçüldükçe parlaklık artar, örneğin -26 kadirden bir yıldız +25 kadir bir yıldızdan daha parlaktır. Mutlak parlaklık kısmını açıklarken bu bölümü daha iyi anlayacaksınız). Düşük sıcaklıklar içinse bu durum tam tersidir ve cisim daha kırmızı görünür. Böylece B-V>0 olur. Sonuç olarak cismin rengi, aslında cismin sıcaklığı hakkında ipucu veren müthiş bir parametredir.

Görüldüğü gibi, HR Diyagramında ‘sıcaklık’ önemli bir rol oynar, tıpkı yıldız evriminde oynadığı rol gibi... Bir yıldızın sahip olduğu sıcaklık, yıldızın çekirdeğinde nükleer tepkimelerin başlayıp başlamayacağına, hangi elementlerin üretileceğine, yarıçapın boyutuna, yıldızın genişlemesine veya büzülmesine kadar her şeyi kontrol eder.

1.4. Mutlak Parlaklık

Şimdi gelelim HR Diyagramının dikey eksenine koyduğumuz en önemli parametrelerden bir tanesine. Parlaklık kavramı astrofizikte oldukça önemli başlıklar arasında yer alır. Çünkü bir yıldızın sadece parlaklığını bilerek o yıldızın uzaklık ve renk gibi değerlerine ulaşmak mümkündür. Aynı zamanda tarihin en eski zamanlarından bu yana yıldızlar hakkında ölçülen ilk parametrelerden biri de parlaklık olmuştur. Geleneksel olarak yıldızların parlaklıklarını “kadir” adı verilen ölçek ile ifade ederiz. Bir yıldızın kadir cinsinden parlaklık değeri ne kadar düşükse yıldız o kadar parlak demektir. Örneğin Güneş -26.7 kadirken dolunay evresindeki Ay’ın parlaklığı -13 kadirdir.

Astronomide iki çeşit parlaklık bulunur. Mutlak parlaklık ve görünür parlaklık. Görünür parlaklık aslında adı gibi basittir, gökyüzündeki bir cismin Dünya’daki bir gözlemci tarafından algılanan parlaklığıdır.

Bizi asıl ilgilendiren mutlak parlaklıktır çünkü HR Diyagramında o yer alır. Mutlak parlaklık; bir yıldızı 10 parsek uzaklığa yerleştirdiğimizde alacağımız parlaklıktır. Yani cismi 10 parsek uzaklığa yerleştirseydik (32.6 ışık yılı) parlaklığı ne olurdu sorusunun yanıtı mutlak parlaklıktır. Mutlak parlaklık HR Diyagramında dikey eksene konur ve aşağıdan yukarıya artar.

1.5. Işınım Gücü

Son terimimiz tahmin edersiniz ki açıklaması en kolay terimlerden bir tanesidir. Işınım gücü, bir gök cisminin birim zamanda yayınladığı toplam enerjiyi ifade eder. HR Diyagramında eksenlerden birine ışıma gücünü koyduğumuz zaman, değerleri güneş birimi cinsinden yazarız. Örneğin bu değer Güneş için 1 olur.

Şimdiye kadar astrofiziğin temelinde ve yıldızların yaşam döngülerinde rol alan en önemli parametreleri öğrendik. HR Diyagramını anlamada ise yolun yarısını yarıladık. Peki bu yıldızlar doğumlarından ölümlerine kadar HR Diyagramında yer alıyorlar mı? Eğer öyleyse neden nötron yıldızlarını veya kara delikleri bu diyagrama koymuyoruz? Yıldız evrimini sadece bu diyagrama bakarak öğrenebilir miyiz?

2. HR Diyagramında Yıldızların Evrimini İzlemek

Yıldızlar yaşamlarına gaz ve toz bulutlarında başlarlar. Devasa boyuttaki bu plazma kürelerinin doğmaları için gaz ve toz bulutunu tedirgin edecek görece ‘küçük’ bir olay yeterlidir. Gaz ve toz bulutu herhangi bir tedirginlik nedeniyle kendi kütle çekimi altında çökmeye başlar. Kütle çekimi, oluşmakta olan ön yıldızı merkeze doğru çökmeye zorlarken moleküllerin ısısından dolayı ortaya çıkan gaz ve ışınım basıncı ön yıldızı dışarıya doğru genişletmeye çalışır. Yani yıldız olacak cismin her bir hacim elementine hükmetmeye çalışan iki farklı kuvvet vardır. Ne zaman ki bu iki kuvvet birbirini dengeler, işte o zaman merkezde nükleer tepkimeler başlar ve ortaya çıkan cisme yıldız denilebilir.

Yıldız, merkezindeki nükleer tepkimelerle beraber hidrojeni helyuma çevirip enerji ürettiğinde artık HR Diyagramındaki yerini alabilir. HR Diyagramındaki bu kola “ANAKOL” adı verilir.

Çekirdeğinde hidrojeni helyuma dönüştüren her yıldıza “anakol yıldızı” adını veririz. Anakol süreci boyunca yıldızlar hidrostatik ve termal dengededir. Örneğin kendi yıldızımız Güneş bir anakol yıldızıdır. Anakoldaki yıldızlar hayatlarının %90’ını bu evrede geçirirler. Yukarıdaki diyagramda gördüğünüz üzere anakoldaki yıldız sayısı diğer bölgelerdekine kıyasla bir hayli fazladır. Bunun sebebi evrendeki yıldızların çoğunun anakol yıldızı olmasından kaynaklanır. Anakolda en sol üstte bulunan yıldızlar en sıcak ve en parlak olan yıldızlardır, sağ aşağı doğru indikçe yıldızın sıcaklığı ve doğal olarak ışıması da azalır.

Peki, diyelim yıldız yeteri kadar yaşlandı ve çekirdeğindeki hidrojeni tüketti. Yıldız HR diyagramında nereye doğru gider? Bu sorunun cevabı yıldızın kütlesine göre değişir.

2.1. Güneş Benzeri Yıldızlar İçin HR Diyagramındaki Yol (Güneş’in kütlesinin 1 ila 8 katı kütlesinde olan yıldızlar):

Güneş benzeri yıldızlar çekirdeklerinde hidrojeni tükettiklerinde anakol yıldızı olmaktan çıkarlar. Yıldız artık dengede değildir ve kararsızdır. Ancak buraya dikkat edelim, hidrojen yıldızın tamamında bitmiş değildir, sadece çekirdekte tükenmiştir. Dolayısıyla çekirdeğin üst katmanlarında hidrojen yanmaya devam eder. Fakat çekirdekte yanma durduğu için dışa doğru olan basınç zayıflarken kütleçekimde bir zayıflama meydana gelmez. Yıldızı tekrar dengede tutacak olan şey daha çok ısıdır.

Çekirdekte sadece helyum kalmıştır ancak helyum, hidrojen gibi kolay yanmaz; bunun için çok yüksek sıcaklıklar gereklidir. Yıldız helyumu yakacak sıcaklığa ulaşabilmek için büzülür ve üst katmanlardaki hidrojen yakımını hızlandırır. Bunun sonucunda ortaya çıkan basınç yıldızın dış katmanlarını genişletir ve yıldız 100 kat daha büyük bir yarıçapa sahip olur. Büyüyen yüzey alanı nedeniyle yıldız daha soğuk ve daha kırmızı görünür. Dolayısıyla yıldızımız artık HR Diyagramında KIRMIZI DEV KOLUNA yerleşir. Ancak burada belirtmekte yarar var; yıldız daha soğuk oldu diye ışımasının azaldığını düşünmeyin. Yüzeyi soğuduğu hâlde aslında yıldız eski halinden daha parlaktır. Bunun sebebi yüzey alanının büyümesinden kaynaklanır. Kendi yıldızımız Güneş, çekirdeğinde hidrojenini tükettikten sonra kırmızı dev aşamasına geçecek ve HR Diyagramındaki yeni konumunu alacaktır.

En son yıldızımız çekirdeğinde helyumu tutuşturmaya çalışıyordu. Artan sıcaklık ve basınçla beraber yıldız bunu başarır. Kırmızı devin derinliklerinde basınç arttıkça parçacıklar arasındaki çarpışmalar hızlanır ve ortaya çıkan ısı helyumu yakmaya yeter. Helyum böylece “saatler” içerisinde karbona dönüşür, bu nedenle bu evreye HELYUM FLAŞ adı verilir. Yıldızımız artık hidrostatik dengesini tekrar sağlamıştır.

Kararlı hale gelen yıldız çekirdeğinde helyum yakmaya devam eder. Bu evrede yıldız HR Diyagramında YATAY KOL üzerindedir.

Bir süre sonra yıldız çekirdeğindeki helyumu da tüketir. Yıldızın yatay kol üzerinde geçirdiği süre anakol üzerinde geçirdiği süreden çok daha kısadır. Çekirdeğindeki bütün helyumu karbon ve oksijene dönüştüren yıldız son kez olmak üzere bir kez daha çökmeye başlar çünkü kütleçekimine karşı koyacak bir basınç kuvveti ortalıkta yoktur. Her ne kadar çekirdekte nükleer tepkimeler dursa da üst katmanlarda hidrojen ve helyum füzyonu devam eder. Kararsız bir durumda olan yıldız üst katmanlarını hiç olmadığı kadar genişletir. Bu evrede yıldız ASİMPTOTİK DEV KOLUNDAKİ yerini alır. Dikkat ederseniz yıldızın dış katmanlarının genişleyip çekirdekten ayrıldığını söyledik. Yani yıldız katmanlarını uzaya saçar.

İşte tam bu evrede yıldız “gezegenimsi bulutsu” olarak hayatına devam eder. Fakat bu evrenin gezegenlerle hiçbir alakası yoktur, gökbilimciler teleskoplarla bu cisimleri incelediklerinde onları gezegenlere benzettikleri için bu ismi vermişlerdir.

Şu an hâlâ Güneş benzeri yıldızların yaşamlarını anlatıyoruz. Peki güneş benzeri bir yıldız yaşamının son evresinde neye dönüşür? Bir beyaz cüceye. BEYAZ CÜCELER HR Diyagramında sol alt köşede bulunurlar. Beyaz cüceler en basit tabiriyle gezegenimsi bulutsuların ölü çekirdekleridir. Artık bir çekirdek olan beyaz cücede, madde o kadar yoğun bir haldedir ki atom çekirdekleri ve serbest elektronlardan meydana gelen “yozlaşmış” veya “dejenere” olmuş bir gaz formu ortama hakimdir.

Şimdiye kadar Güneş benzeri bir yıldızın doğumundan ölümüne kadar HR Diyagramında izleyeceği yolu sizlerle adım adım gittik. Peki büyük kütleli yıldızlar nasıl bir yol izler?

2.2. Büyük Kütleli Yıldızlar İçin HR Diyagramındaki Yol (Güneş’in 5 ila 10 katı kütlesinde olan yıldızlar):

HR Diyagramında anakolda sol en üstte bulunan büyük kütleli yıldızların ışımaları, yüzey sıcaklıkları ve tabi ki kütleleri diğer anakol yıldızlarına kıyasla çok daha büyüktür. Bu yıldızların anakoldan ayrılmaları tıpkı güneş benzeri yıldızlar gibi çekirdeklerindeki hidrojeni tüketmeleriyle başlar. Ancak büyük kütleli yıldızların HR Diyagramındaki evrim yolu küçük kütleli yıldızların evrim yolundan bazı farklılıklar gösterir.

Gelin bu farklılıklar aracılığıyla büyük kütleli gaz kürelerinin evrim yolculuğuna göz atalım:

1. Büyük kütleli yıldızların ANAKOL yaşamları Güneş benzeri yıldızlardan çok daha kısa ve hızlıdır. Büyük kütleli yıldızlar küçük kütleli yıldızlardan farklı olarak enerjilerini Karbon-Oksijen-Azot* çevrimi adı verilen bir çevrim yoluyla üretir. (Her iki yıldız türünde de hidrojen helyuma çevrilir ancak Güneş benzeri yıldızlar bunu proton-proton* çevrimiyle yaparlar.) Bu çevrimdeki elementler büyük kütleli yıldızlarda “katalizör” görevi görürler, böylece nükleer tepkimeler daha hızlı gerçekleşir.
   
2. Hatırlarsanız Güneş benzeri yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde “helyum flash” adı verilen bir evreden geçiyorlardı. Büyük kütleli yıldızlar helyumu dönüştürürler ancak bu “flash” şeklinde olmaz. Çünkü büyük kütleli yıldızlar daha hızlı evrimleştiklerinden çekirdekleri çok daha yoğun ve sıcaktır. Dolayısıyla helyumun nükleer reaksiyonları daha kontrollü bir şekilde gerçekleşir. Böylece helyum tabiri caizse “flash” şeklinde değil de daha yavaş bir şekilde karbona ve daha ağır elementlere dönüşür.
   
3. Anakoldan ayrılan yıldız üst katmanlarında hidrojeni yakmaya, çekirdeğinde ise helyumu karbona dönüştürmeye başlar. Bu evrede yıldız artık KIRMIZI SÜPER DEV kolunda yerini almıştır.
   
4. Büyük kütleli yıldızların evrimi küçük kütlelilerden ayıran en önemli bir diğer özellik ise, çekirdekteki karbonun daha ağır elementlere dönüşmesidir. Kırmızı süper dev evresindeki yıldız, bir üst katmanda helyumu yakmaya başladığında çekirdekteki sıcaklık karbonu dönüştürmeye yetecek yüksekliğe ulaşmıştır. Karbon birkaç yüzyıl içerisinde tükenir ve daha ağır elementlerin füzyonu başlar. Ancak her aşama giderek daha kısa sürer. Bunun sebebi her reaksiyonun bir öncekinden daha az enerji ortaya çıkarmasıdır.

5. Çekirdekte en son demir elementi oluştuğunda yıldız artık kendi kütle çekimine karşı koyamaz ve çökmeye başlar. Muazzam bir patlamayla, yani bir SÜPERNOVA patlamasıyla dış katmanlarını uzaya saçar.
   
6. Yıldızın önünde artık iki yol vardır: yıldız bir kara delik olabilir veya bir nötron yıldızına dönüşebilir. Bunu belirleyen en önemli parametre yıldızın kütlesidir.

Peki HR Diyagramında neden kara delikleri veya nötron yıldızlarına ait bir kol yok? Kara delikler için cevap basit. Bir yıldızı HR Diyagramında yerleştirebilmek için o yıldızın sıcaklığını ve mutlak parlaklığını bilmemiz gerekir. Ancak ışığın bile kaçamadığı noktalar olan kara deliklerin herhangi bir parlaklığı yoktur ve bu nedenle HR diyagramına yerleştirilemezler.

Nötron yıldızları büyük kütleli yıldızların arta kalan çekirdekleridir. Bu yıldızlar çok sıcak ve çok yoğundurlar. Öyle ki bu cisimlerin fotosferik (yüzeysel) parlaklığını ve fotosferik sıcaklığını belirlemek imkânsızdır. Bunun sebebi nötron yıldızlarının hâlâ anlaşılmaya çalışılan ekstrem fiziksel süreçleri barındırmasıdır.

3. HR Diyagramını Bu Kadar Önemli Yapan Nedir?

Yıldızlar doğarlar, yaşarlar ve ölürler. Peki gerçekten böyle olduğunu nasıl biliyoruz? Sonuçta tek bir yıldızı doğumundan ölümüne kadar gözlemlememiz imkânsız. Bir yıldızın bu şekilde gözlemlemek insan ömrü için çok ama çok uzundur. Güneş benzeri yıldızların ‘sadece’ anakol ömürleri bile 10⁷ yıl sürer. Dolayısıyla kısa yoldan ama kesin bir şekilde yıldızların evrimlerine ilişkin gözlem yapmamız gerekir. Bunun tek yolu ise büyük bir popülasyonu gözlemlemek ve benzer olan bileşenleri sınıflandırmaktır. Böylece benzer yıldızların nasıl bir yol izlediğini, yakıtları bitince neye dönüşeceğini, farklı aşamalarda hangi elementleri sentezleyeceğini önceden bilmiş oluruz. İşte HR Diyagramının sağladığı şey budur. Binlerce ışık yılı uzaklıktaki herhangi bir yıldızın sıcaklığı ve mutlak parlaklığı elde edilir, bu bilgiler kapsamında yıldız diyagramdaki yerini alır, böylece insanlık olarak tüm ömrümüzü harcamadan pratik bir şekilde bu yıldızın evrim yolunu, en son hangi cisme dönüşeceğini ve yıldızı yıldız yapan daha birçok temel parametreyi elde etmiş oluruz.

Bir diğer önemli nokta ise HR diyagramındaki desenlerin astrofizikçilere yıldızların içinde bir şeylerin meydana geldiğini söylemesiydi. Benzer özelliklere sahip yıldızlar eğer aynı hat üzerinde sıralandıysa (örneğin anakol gibi) o hâlde bu yıldızların enerji üretim mekanizmaları da ortak olmalıydı. Dolayısıyla HR diyagramı astronomlar ‘nereye’ bakmaları gerektiğini söyleyen devasa bir ipucuydu.

Eğer yazının sonuna kadar geldiyseniz, tebrikler! Artık astrofizikteki en önemli kavramlardan bir tanesini anlama yolunda bir adım daha ileridesiniz. Parlak, sıcak ve büyük kütleli yıldızların sol üst köşede olduğunu; sönük, düşük kütleli ve soğuk yıldızların ise sağ alt tarafta yer aldığını rahatlıkla söyleyebilir ve bir yıldızı parametrelerine bakarak diyagramda konumlandırabilirsiniz. Yazının başında gök bilimcilerin işinin zor olduğunu söylemiştik. Her ne kadar bu doğru da olsa, HR diyagramı gibi pratik araçları bitmek bilmeyen merakımızla oluşturduğumuz sürece işleri lehimize çevirebiliriz gibi duruyor!

Yazar: Asya Demirkol
Editör: Kemal Cihat Toprakçı

Kaynaklar ve Referanslar:

1. Ege Üniversitesi - Astrofizik Ders Notları
2. Ege Üniversitesi - Astronomiye Giriş Ders Notları
3. Ankara Üniversitesi - Astronomi Ders Notları
4. Kayalı, Ö. (2022, October 5). Hertzsprung-Russell Diyagramı (HR Diyagramı). Evrim Ağacı. https://evrimagaci.org/hertzsprungrussell-diyagrami-hr-diyagrami-12880
5. The final stages of the evolution of a sun-like star. Astronomy 801: Planets, Stars, Galaxies, and the Universe https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p3.html
6. Stellar Evolution From Middle Age to Death. Astronomy 122 - Stellar Evolution. https://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr122-2015/Notes/Chapter20.html
7. High mass star. Las Cumbres Observatory. https://lco.global/spacebook/stars/high-mass-star/
8. Lecture 18: Evolution of high mass stars. https://sites.ualberta.ca/~pogosyan/teaching/ASTRO_122/lect18/lecture18.html
9. University of California, San Diego. https://casswww.ucsd.edu/archive/physics/ph5/lecture/High_mass_ev.pdf