Yıldızların yüzey sıcaklığının tespit edilmesinde Wien yasası kullanılır. Sıcak cisimler birçok dalga boyunda ışıma yaparlar. Ancak sıcak cisim belirli bir dalga boyunda en fazla ışıma yapar ve bu en fazla yaptığı ışımanın dalga boyu cismin sıcaklığına bağlıdır. Bu dalga boyuna maksimum dalga boyu \({\lambda _{\max }}\) denir. Diğer bir ifadeyle cismin en şiddetli ışıma yaptığı ışımanın dalga boyu \({\lambda _{\max }}\) olarak adlandırılır. Buna göre Wien yasası; T cismin sıcaklığı, \({\lambda _{\max }}\) maksimum dalga boyu olmak üzere;
\(T = \frac{{{{3.10}^6}}}{{{\lambda _{\max }}}}\) dır.
(3·106 Wien sabitidir ve birimi nm·K dir.)
Yıldızların Parlaklığı ve lşınım Gücü
Bir yıldızın bir saniyede uzaya yaydığı enerji miktarına ışınım gücü denir. L ile gösterilir. Cisimlerin ışınım güçleri sıcaklıklarına bağlıdır. Bir yıldızın parlaklığı, yıldızın yüzeyinden bir saniyede yayılan enerji miktarına bağlıdır. Stefan-Boltzmann yasası olarak bilinen yasa ile bir yıldızın ışınım gücü;
\(L = 4\pi {R^2}\sigma {T^4}\) formülü ile hesaplanır.
Burada;
L: Yıldızın ışınım gücü (watt)
\(4\pi {R^2}\) : Yıldızın yüzey alanı (m2)
\(\sigma {T^4}\) : Saniyede metrekareye düşen enerji yayılımı
T: Yüzey sıcaklığı (kelvin)
R: Yıldızın yarıçapı (metre)
\(\sigma \) : Stefan – Boltzmann sabiti
Stefan – Boltzmann sabiti: 5,67x 10-8 watt/m2K4 dir. Bir yıldızın parlaklığı ise ışığın yayılma doğrultusuna dik birim yüzeye düşen ışık miktarıdır.
Yıldızların parlaklığı ilk önceleri kadir ölçeğine göre sınıflandırılır. En parlak yıldızları 1. kadir, en sönük yıldızları 6. kadirdir. Yeni gözlem araçlarının keşfi ile 1. Kadirden çok daha parlak, 6. kadirden çok daha sönük yıldızlar keşfedildi. 1. kadirden daha parlak yıldızların parlaklığı (-) ile ifade edildi. Güneş ‘ in parlaklığı -26,5 kadir dir. Kadir, rakamın üzerine yazılan m harfi ile gösterilir. Örneğin 2m ikinci kadiri, 4m, 3 ise 4,3 kadiri gösterir.
Birinci kadir yıldızlar altıncı kadirden yıldızlardan 100 kat daha parlaktır. Kadir farkı 5 iken parlaklık oranının 100 olması, kadir farkı 1 iken parlaklık oranının 2,512 olması demektir. Bir yıldızın diğerinden 2m kadir daha parlak olması, yaklaşık (2,5) (2,5) = 6,3 kere daha parlak olması anlamına gelir.
Cisimlerin parlaklığı uzaklığına göre değişir. Bu nedenle yıldızların parlaklığının daha doğru kıyaslanabilmesi için astronomlar yıldızların parlaklığını 10 parsek uzaklığına göre ölçerler. Bu uzaklığa göre bir yıldızın parlaklığına salt parlaklık (salt kadir) denir.
Görünen parlaklık m ile gösterilir ve
\(m = \frac{L}{{4\pi {d^2}}}\) formülü ile hesaplanır.
m : Görünen parlaklık (watt/m2),
L : lşınım gücü (watt),
d : Yançapı (uzaklığı) (rn)
\({4\pi {d^2}}\) : Yüzey alanını (m2) ifade eder.
m-M=5logd-5 formülü ile parsek cinsinden d uzaklığındaki bir yıldızın
salt parlaklığı M hesaplanır. d uzaklığı 10 parsek olduğunda
M = m, d uzaklığı 1 parsek olduğunda
M= m + 5, d uzaklığı 100 parsek olduğunda M =m – 5 e eşit olur.
