Kara Cisim Işıması; Wien Kayma Yasası

Astronomide yüzey sıcaklıkları büyük değerlerde olan yıldızların ışımalarının mavi dalga boyuna, küçük değerlerde olanların ise kırmızı dalga boyuna kaydığını biliriz.

Sebebini basitçe şöyle açıklarız; yüksek sıcaklık yüksek enerji demektir. Böyle cisimlerin enerji seviyesi yüksek olan mavi tayfsal bölgeye kaydığı ve dolayısıyla en fazla mavi dalga boyunda ışıma yaptığı (her dalga boyunda ışıma yapar ancak daha çok mavi kısımda) gibi bir açıklama yeterli olacaktır.

Kara Cisim Işıması

Yıldızların yaptığı ışımaları ‘’kara cisim ışıması’’ ismi verilen varsayımsal cisim üzerinden ele alırız.
Peki nedir bu kara cisim? Kara cisim yalnızca sıcaklığından ötürü ışıma yapan ‘’varsayımsal’’ bir cisimdir.

Yani bir cismi kara cisme benzetecek olursak, o cismi ısıtmaya başladığımızda (Demiri sürekli olarak ısıtmayı betimleyebilirsiniz.) ilk önce kızaracak biz daha da ısı vermeye devam edersek yaptığı ışıma maviye kadar kayacaktır. Kara cisim ışımasının temeli budur ama bu örneği sadece kara cisim ışımasını betimlemede gösterdiği başarı neticesiyle verdik yoksa kara cisim bizim bildiğimiz cisimlerden ötesi.

Yıldızların ışıması, kara cisim ışımasına çok benzediği için bu iki terimi tek bir kalıpta toplarız.
Yıldızlarda, kara cisim gibi sıcaklığından ötürü farklı dalga boylarında farklı miktarda ışımalar yapar ve bu ışımalar yıldızları farklı türlere ayırır yani bizim bildiğimiz O, B, A, F, G, K, M tipi yıldızlar.
Kısaca O-B tipi yıldızların sıcaklıkları yüksek olduğundan ötürü yaptıkları ışımalar morötede yoğun olduğu için biz bunlara mavi dev deriz.

K ve M gibi sınıflara ait olan yıldızlar ise tahmin edeceğiniz üzere düşük sıcaklıklara sahip oldukları için kızılötede yoğun ışıma yapıcaklar ve biz bunlara kırmızı cüce diyeceğiz. (O-B tipi yıldızlarda ‘’dev’’ sıfatını kullanmamızın sebebi kütleleridir. Kütlenin fazla olması yıldızın fazla ışıma yapması gerektiği ve daha sıcak olması gerektiği gibi koşullar ortaya çıkarır. Akside aynı şekilde fakat ‘’Kırmızı Dev’’ gibi ölü yıldızlar hariç)

Wien Kayma Yasası ise bize verdiği bir denklem ile sıcaklık(T) ve dalga boyu arasında ters orantı olması gerektiğini söyler. Yıldızımızın yüzey sıcaklığı düşük ise yaptığı ışımanın dalga boyu yüksek olacak buda o yıldızı kırmızı görmemize vesile olacak.

Hesaplamanın Mantığı

Şimdi işi eğlenceli hale getirip yıldızımız güneşin en çok hangi dalga boyunda ışıma yaptığını hesaplayalım.

Güneşimizin yüzey sıcaklığı 5.778 K’dır. Denklemde bu değeri T yerine yazdığımızda maksimum dalga boyunda yaptığı ışıma yaklaşık 501.557632 nm gibi bir değer çıkıyor. Grafikte bu dalga boyuna denk gelen aralık güneşimizin en çok yaptığı ışıma bölgesi (Hiçbir cisim kara cisim olamayacağı için bazı farklılıklar yaratabilir bu ihtimali de unutmayalım.)

(Yaptığımız hesaplamada güneşimizin yaptığı ışımanın max dalga boyunu yaklaşık 501 nm bulduk, grafikte White star olarak verilmiş kısım(Güneşimizde beyaz bir yıldızdır) yaklaşık gereken sıcaklığı 5270 K olarak belirtmiş yaptığı maximum dalga boylu ışımaya baktığımızda yaklaşık 501 nm’ye tekabül ediyor bu alanda farklı dalga boylarında ışımalar eşite yakın olduğu için güneşimiz uzayda beyaz olarak gözüküyor)

Yani Wien Kayma Yasası yıldızın sıcaklığını bildiğimiz takdirde bize hangi dalga boyunda en çok ışıma yapması gerektiğini söyleyen astrofiziksel yasadır.

http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/wien.html