21.08.2014

    Kuyruklu yıldız isimleri, en tanınmış kuyruklu yıldızlar, bilinen ilk kuyruklu yıldız

    Sponsorlu Bağlantılar

    Etiket: kuyruklu yıldızların isimleri, kuyruklu yıldız, kuyruklu yıldızlar isimleri, en taninmis kuyruklu yildizlar, bilinen ilk kuyruklu yıldız, gunes sıstemının temsılı resmı, kuyruklu güneş sistemi, gazyuvarı çrt, kuyruklu yıldız resmi, tüm kuyruklu yıldız isimleri kısa, kuyruklu yıldız isimler, iç güneş sistemi, luyten yıldızı, astrolojide chariklo etkisi, astrolojide chariklo, alfa erboğa yıldızının bilimsel gösterimi, yay takımyıldızı ross 154, yıldız çeşitleri ve altında isimleri, yıldız isimleri, kuyruklu yildiz cesitleri, güneş sistemi modeli ve isimleri, kuyruklu yıldızların isimleri ve resmi, tüm kuyruklu yıldız isimleri


    Kuyruklu yıldızlar 


    Kuyruklu yıldızlar, yalnızca birkaç kilometre büyüklüğünde olan, asıl olarak uçucu buzlardan oluşan Güneş Sistemi küçük gökcisimleridir. Oldukça fazla dışmerkezli yörüngeleri bulunur. Genellikle günberileri iç gezegenlerin yörüngeleri yakınında, günöteleri de Plüton’un ötesindedir. Bir kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemi’ne girdiğinde Güneş’e yakınlığı nedeniyle buzdan yüzeyleri süblimleşerek iyonize olur ve çıplak gözle görülebilen gaz ve tozdan oluşan uzun kuyruklu yıldız saçını (koma) oluşturur.


    Hale-Bopp kuyruklu yıldızı

    Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar iki yüz yıldan az süren yörüngelere sahiptir. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızların yörüngesi binlerce yıl sürer. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızların Kuiper kuşağında, Hale-Bopp kuyruklu yıldızı gibi uzun periyotlu kuyruklu yıldızların da Oort bulutunda doğduklarına inanılır. Kreutz grubu gibi birçok kuyruklu yıldız grubu tek bir ana kuyruklu yıldızın parçalanmasıyla oluşmuştur. Hiperbolik yörüngeye sahip bazı kuyruklu yıldızlar Güneş Sistemi dışından gelmiş olabilir ancak bunların yörüngelerini belirlemek oldukça zordur Uçucu bileşenlerinin çoğu Güneş’e yaklaştıklarında oluşan ısınma nedeniyle artık tamamen kaybolmuş olan eski kuyruklu yıldızlar sıklıkla asteroit olarak sınıflandırılır.

    Centaurlar
    Centaurlar, Jüpiter ile Neptün arasındaki bölgede yörüngede olan, 9 ile 30 AB uzaklıkta bulunan, buzdan oluşan kuyruklu yıldız benzeri gökcisimleridir. Bilinen en büyük centaur 10199 Chariklo’nun çapı 200 ile 250 km arasındadır. İlk keşfedilen centaur 2060 Chiron kuyruklu yıldız olarak adlandırılmıştır çünkü Güneş’e yaklaştıkça kuyruklu yıldızlar gibi bir kuyruk oluşturur. Bazı gökbilimciler centaurları içeri doğru saçılmış Kuiper kuşağı gökcisimleri olarak sınıflandırır.







    Yıldızlar

    Yıldız yoğun ve ışık saçan bir plazma küresidir. Biraraya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar görünür evrenin hâkimidir. Günışığı dahil olmak üzere Dünya üzerindeki enerjinin çoğunun kaynağı, bize en yakın yıldız olan Güneş’tir. Diğer yıldızlar, Güneş’in ışığı altında kalmadıkları zaman yani geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışınım (radyasyon) ile yayılmasıdır.

    Gökbilimciler bir yıldızın tayfını, parlaklığını ve uzaydaki hareketini gözlemleyerek o yıldızın kütlesi, yaşı, kimyasal bileşimi ve bunun gibi birçok özelliğini belirleyebilirler. Bir yıldızın toplam kütlesi, yıldızın gelişiminin ve sonunun ana belirleyicisidir. Bir yıldızın gelişim süreci içinde bulunduğu aşamaya göre çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı belirlenir. Sıcaklık ve parlaklık durumuna göre işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı), yıldızların güncel yaşını ve gelişim sürecindeki aşamasını belirlemek için kullanılır.

    Yıldız gelişiminin ilk halkası, hidrojen, bir miktar helyum ve çok az miktarda daha ağır öğelerden oluşan ve içe doğru çökmeye başlayan bir madde bulutudur. Yıldız çekirdeği yeteri kadar yoğunlaştıktan sonra içinde bulunan hidrojenin bir kısmı sürekli olarak çekirdek kaynaşması tepkimesiyle helyuma çevrilir. Yıldızın geri kalan kısmı, açığa çıkan erkeyi, ışınım ve ısıyayım (konveksiyon) birleşimiyle çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve erke, yıldız yüzeyinde bir yıldız rüzgârı yaratarak dış uzaya doğru ışınım yoluyla yayılır.

    Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş’in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldız genişleyerek, daha ağır olan öğeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak kırmızı dev hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmı yıldızlararası ortama salınarak, ağır öğelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli yaratacak şekle dönüşür.

    İki ya da daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde birbirine kütleçekim gücüyle bağlanmış ve genellikle birbirinin çevresinde düzenli yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur. Birbirine çok yakın bir yörünge izleyen yıldızların kütleçekimgücü ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde önemli etkisi vardır.

    Yıldızların adlandırılması

    Takımyıldız kavramının Babilliler döneminde varolduğu bilinmektedir. Eski gökyüzü gözlemcileri yıldızların belirgin düzenlerinin bir resim oluşturduğunu hayal etmiş ve bunu da kendi mitleriyle ve doğada gördükleriyle özdeşleştirmişlerdir. Tutulum (ekliptik) çemberi üzerinde yer alan on iki takımyıldızı astrolojinin temelini oluşturmuştur. Belirgin olan birçok yıldıza da genelde Arapça ya da Latince isimler verilmiştir.
    Takımyıldızların bazılarının ve Güneş’in kendi mitleri bulunur. Bunların ölülerin ruhu ya da tanrılar oldukları düşünülürdü. Örneğin Umacı yıldızının Gorgon Medusa’nın gözünü temsil ettiğine inanılırdı.
    Eski Yunan dininde, sonradan gezegen olarak tanımlanan bazı “yıldızlar” önemli tanrıları temsil ederdi. Gezegenlerin adı da bu tanrılardan gelir: Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn.(Uranüs ve Neptün de YunanRoma tanrılarıdır, ancak her ikisi de eski çağlarda düşük parlaklıkları yüzünden bilinmiyordu. Bu gezegenlerin isimleri daha sonraki gökbilimciler tarafından verilmiştir. ve

    1600′lerde takımyıldızların isimleri gökyüzünün o bölgesindeki yıldızları adlandırmak için kullanılıyordu. Alman gökbilimci Johann Bayer’in bir dizi yıldız haritası yaratarak her takımyıldızdaki yıldızı Yunan harfleriyle tanımlamasıyla Bayer belirtmesini oluşmuştur. Daha sonraları İngiliz gökbilimci John Flamsteed’in kullandığı rakamlardan oluşan sisteme de Flamsteed belirtmesi adı verilmiştir. Yıldız katalogları çıktıktan sonra da birçok ek belirtme sistemi hazırlanmıştır.

    Yıldızları ve diğer gökcisimlerini adlandırma konusunda bilimsel toplulukta tek yetkili kurum Uluslararası Astronomi Birliği’dir (“International Astronomical Union – IAU”). Bazı özel şirketler yıldızlara isim sattıklarını iddia eder ancak bunlar ne bilim topluluğu tarafından tanınır ne de kullanılır. Gökbilim ile ilgilenenler bu tip davranışları, yıldızların adlandırılma prosedürünü bilmeyen insanları hedef seçen bir tür dolandırıcılık olarak görür.

    Oluşum ve gelişim

    Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan özdeciksel (moleküler) bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır öğelerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. [18] Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp yükünleştirirler (iyonlaştırırlar) ve bir H II bölgesi yaratırlar.

    Özellikleri

    Güneş, Dünya’ya en yakın yıldızdır.
    Yıldızların hemen hemen tüm özelliklerini başlangıçtaki kütlesi belirler. Bu özelliklerin arasında parlaklık, büyüklük, yıldızın gelişimi, yaşam süresi ve kaçınılmaz sonu da bulunur.

    Yaş
    Yıldızların çoğu 1 milyar ile 10 milyar yıl arasında yaşa sahiptir. Bazı yıldızlar gözlemlenen evrenin yaşı olan 13,7 milyar yaşına yakındır. (Bakınız Big Bang.) Yıldız ne kadar büyük olursa yaşam süresi de o kadar kısa olur çünkü büyük yıldızların çekirdeklerinde daha büyük olan basınç hidrojenin daha hızlı yanmasına neden olur. En büyük yıldızlar ortalama bir milyon yıl yaşarlarken minimum kütleye sahip olan kırmızı cüceler yakıtlarını çok yavaş yaktıklarından on ile yüz milyar yıl arasında yaşarlar.

    Kimyasal bileşim


    Yıldızlar oluştuklarında yaklaşık kütlelerinin %70’i hidrojen, %28’i helyum, geri kalanı da ağır öğelerdir. Genel olarak ağır öğelerin oranı yıldız gazyuvarında bulunan demir içeriğiyle belirlenir çünkü demir hem sık bulunan bir öğedir hem de soğurma çizgileri görece daha kolay ölçülür. Yıldızların oluştuğu özdeciksel bulutlar üstnova patlamalarıyla sürekli olarak ağır öğelerle zenginleştiğinden bir yıldızın kimyasal bileşimi yaşını belirlemek için kullanılır. Ağır öğelerin oranı ayrıca yıldızın bir gezegen sisteminin olması olasılığının da bir göstergesi olabilir.
    Bugüne kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip olan yıldız HE1327-2326 no.lu cücedir. Yalnızca Güneş’in demir içeriğinin 200.000 de birine sahiptir.

    Çap

    Dünya’ya olan büyük uzaklıkları nedeniyle Güneş dışındaki tüm yıldızlar, Dünya’nın havayuvarının etkisiyle gece gökyüzünde göz kırpan parlak noktalar olarak insan gözüne görünürler. Yıldız tekerleri yeryüzündeki optik teleskoplar tarafından gözlemlenemeyecek kadar küçük açısal boyutlarda olduklarından bu nesnelerin resimlerini alabilmek için girişimölçer içeren teleskoplar gerekir. Güneş de bir yıldızdır ancak teker olarak görünecek ve günışığı sağlayacak kadar Dünya’ya yakındır. Güneşten sonra en büyük görünen boyuttaki yıldız yalnızca 0,057 SOA’lık açısal çapı olan R Doradus yıldızıdır.
    Yıldızlar bir şehirden daha büyük olmayan ılıncık yıldızlarından Orion takımyıldızında bulunan ve Güneş’in 1.000 katı büyük olan yaklaşık 1,6 milyar kilometrelik çapı olan Betelgeuse gibi üstdevlere kadar sıralanırlar. Ancak Betelgeuse’ün yoğunluğu Güneş’inkinen çok daha azdır.

    Devinim

    Bir yıldızın Güneş’e göre hareketi yıldızın kaynağı ve yaşı için olduğu kadar yapısı ve bulunduğu gökadanın gelişimi hakkında da önemli bilgiler sağlayabilir.
    Bir yıldızın özdevimi teğetsel hızıdır. Bunun belirlenmesi için yılda mas (mili SOA) birimi kullanılarak çok hassas gökölçümleri yapılır. Bir yıldızın ıraklık açısını belirleyerek bir yıldızın özdevimi hız birimlerine çevrilebilir. Yüksek özdevimi olan yıldızlar Güneş’e görece daha yakın olan yıldızlardır ve ıraklık açısı ölçümü için oldukça iyi adaylardır.

    Dikeyhız yıldızın güneşe doğru ya da güneşten uzağa olan hızıdır. Bu hız tayf çizgilerindeki doppler kayması ile belirlenir ve birimi kilometre/saniyedir.

    Her iki hareket hızı da belirlendikten sonra bir yıldızın Güneş’e ya da gökadaya göre olan uzay hızı belirlenebilir. Yakın yıldızlar arasında öbek I yıldızların daha yaşlı olan öbek II yıldızlara göre daha düşük hızlara sahip oldukları bulunmuştur. Öbek II yıldızların gökada düzlemine eğik olan eliptik yörüngeleri bulunur. Yakındaki yıldızların devinimlerinin karşılaştırılması sonucunda yıldız toplulukları da tanımlandı. Bunlar büyük bir olasılıkla oluşumlarının kaynağında aynı dev özdeciksel bulutları paylaşıyorlardı.

    Kütle

    Bilinen en büyük yıldızlardan biri , Güneş’in kütlesinin 100 – 150 katı büyük olan ve birkaç milyon yıllık çok kısa bir yaşam süresine sahip olan Eta Carinae yıldızıdır. Yakın geçmişte yapılan Arches kümesindeki bir çalışma evrenin içinde bulunduğu dönem içinde 150 güneş kütlesinin üst sınır olduğunu önermektedir. [50] Bu sınırlamanın nedeni kesin olarak bilinmese de kısmen bir yıldızın gazyuvarından gazları kaçırmadan geçebilecek olan en yüksek aydınlatma gücü miktarını belirleyen Eddington aydınlatma gücü nedeniyle olduğu düşünülmektedir.

    Big Bang’ten hemen sonra oluşan yıldızlar, bileşimlerinde lityumdan daha ağır öğe bulunmaması nedeniyle 300 güneş kütlesi ya da daha büyük olabilirler. Bu aşırı büyük Öbek III yıldızların soyu çok uzun zamandır tükenmiştir ve ancak teorik olarak bulunurlar.

    Jüpiter gezegeninin kütlesinin 93 katı bir kütleye sahip olan ve AB Doradus A yıldızının eşi olan AB Doradus C Güneş’e benzer metallikte olan ve teorik olarak çekirdeğinde hâlâ çekirdek kaynaşması sürebilecek olan minimum kütle yaklaşık olarak Jüpiter’in 75 katı olarak tahmin edilmektedir. Ama metallik düşük olduğunda, sönük yıldızlar üzerine yapılan bir çalışma minimum yıldız boyutunun güneşin %8,3’ü yani Jüpiter’in kütlesinin yaklaşık 87 katı olduğunu göstermektedir.kahverengi cüceler denir ve yıldızlar ile gaz devleri arasında çok iyi tanımlanamamış bölgede yer alırlar. yıldızı, çekirdeğinde çekirdek kaynaşması süren bilinen en küçük yıldızdır.

    Yıldızın yarıçapı ve kütlesi yüzeydeki kütleçekimini belirler. Dev yıldızlar ana dizideki yıldızlardan daha düşük bir yüzey kütleçekimine sahip iken beyaz cüceler gibi yozlaşmış yoğun yıldızların yüzey kütleçekimi daha büyüktür. Yüzey kütleçekimi yıldızışığının tayfını etkiler; daha yüksek kütleçekimi soğurma çizgilerini genişletir.

    Dönme

    Yıldızların dönme hızı tayfölçümü ile yaklaşık olarak tahmin edilebilir ya da yıldız lekelerinin dönme hızının izlenmesiyle daha kesin olarak belirlenebilir. Genç yıldızlar eşleklerinde (ekvator) 100 km/s’yi geçen büyük dönme hızlarına sahiptir. Örneğin B sınıfı yıldız Achernar kutuplar arasındaki uzaklıktan %50 daha büyük bir eşlek çapına yolaçan yaklaşık 225 km/s’lik ya da daha büyük bir eşlek dönme hızına sahiptir. Bu hız ulaşıldığında yıldızın parçalanacağı dönüşül (kritik) hız olan 300 km/s’den çok az düşük olan bir hızdır. [56] Karşılaştırıldığında Güneş ancak her 25 – 35 günde bir döner ve eşlek dönme hızı 1.994 km/s’dir.Bir yıldız ana dizi üzerinde gelişimini sürdürürken, mıknatıssal alanı ve yıldız rüzgârı dönme hızını önemli miktarda azaltmaktadır.
    Yozlaşmış yıldızlar yoğun bir kütleye sıkıştıklarından yüksek bir dönme hızına sahiptirler. Ancak açısal devinirliğin Bunun yanı sıra bir atarcanın (pulsar) dönme hızı oldukça yüksektir. Örneğin Yengeç bulutsusunun merkezindeki atarca saniyede 30 kere döner. Atarcanın dönme hızı ışınım nedeniyle giderek yavaşlayacaktır. (açısal momentum) korunumundan (dönen bir cismin boyutundaki küçülmeye karşın dönme hızını arttırması) beklendiği hıza nazaran oldukça düşük dönme hızlarına sahiptir. Yıldızın açısal devinirliğinin önemli bir kısmı yıldız rüzgârının sonucunda oluşan kütle kaybıyla dağılır.

    Sıcaklık


    Ana dizideki bir yıldızın yüzey sıcaklığı çekirdekteki erke üretim hızı ve yıldızın yarıçapı ile belirlenir. Büyük yıldızlar 50,000 K’e varan yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler. Güneş gibi daha küçük olan yıldızların yüzey sıcaklığı birkaç bin derece civarındadır. Kırmızı devler 3,600 K gibi görece düşük bir yüzey sıcaklığına sahip olmalarına rağmen çok geniş dış yüzey alanları nedeniyle yüksek parlaklığa sahiptirler.

    Yıldız sıcaklığı değişik öğelerin erke kazanma ya da yükünleşme (iyonlaşma) hızını belirleyebileceğinden tayf üzerinde karakteristik soğurma çizgileri olarak belirirler. Bir yıldızın yüzey sıcaklığı, görünür saltık büyüklüğü (mutlak büyüklük) ve soğurma özellikleri ile yıldızın sınıflandırılmasında kullanılır.

    Işınım

    Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen erke hem elektromıknatıssal ışınımparçacık ışınımı olarak uzaya yayılır. Yıldız tarafında yayılan parçacık ışınımı yıldız rüzgârı (yıldızın dış katmanlarından yayılan serbest önelcik (proton), alfa parçacığı ve beta parçacığı gibi elektrikle yüklü parçacıkların düzenli akışı olarak görülür) ve yıldız çekirdeğinden çıkan düzenli bir nötrino akışı olarak kendini gösterir. (elektromanyetik radyasyon) hem de

    Çekirdekteki erke üretimi yıldızların bu kadar çok parlak olmasının nedenidir. Ne zaman bir öğenin iki ya da daha fazla atom (öğecik) çekirdeği birleşerek daha ağır bir öğenin atom çekirdeğini (öğecik çekirdeği) oluşturmak için kaynaşsa oluşan çekirdek kaynaşması tepkimesinden gama ışını ışıközü (foton) salınır. Bu erke yıldızın dış katmanlarına ulaştığında görünür ışığın da dahil olduğu diğer elektromıknatıssal erkeye (elektromanyetik enerji) dönüşür.

    Bir yıldızın görünür ışığının doruk titreşim sayısınca belirlenen (frekansı) rengi yıldızın ışıkyuvarını da içeren (fotosfer) dış katmanlarına bağlıdır. Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği elektromıknatıssal ışınım türleri de yayar. Aslında yıldızların elektromıknatıssal ışınımı elektromıknatıssal tayfın (elektromanyetik spektrum) en uzun dalgaboyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalgaboyu olan morötesi, X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsar. Yıldızların elektromıknatıssal ışınımının görünür ya da görünmez tüm bileşenleri özellikleri ayırtetmede önem taşır.

    Yıldız tayfını kullanan gökbilimciler yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey kütleçekimini, metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler. Iraksal açı ölçümüyle yıldızın uzaklığı da biliniyorsa parlaklığı da belirlenebilir. Daha sonra yıldız modellemelerine bakılarak kütle, yarıçap, yüzey kütleçekimi ve dönme sıklığı (frekansı) tahmin edilebilir. Çift yıldızKütleçekimsel mikromercekleme yöntemi de bir yıldızın kütlesini belirler. Bu değişkenleri kullanan gökbilimcileri yıldızın yaşını da tahmin edebilir. sistemlerindeki yıldızların kütlesi doğrudan ölçülebilir.

    Parlaklık

    Gökbiliminde parlaklık bir yıldızın birim zamanda yaydığı ışığın ya da diğer ışınım erkesinin miktarıdır. Bir yıldızın parlaklığı yarıçapı ve yüzey sıcaklığı ile belirlenir.

    Yüzeyde görülen ve ortalamadan düşük sıcaklık ile parlaklığa sahip olan bölgelere yıldız lekesi denir. Güneş gibi küçük, cüce yıldızlar genel olarak çok az miktarda küçük yıldızlekesi olan tekerlere sahiptir. Daha büyük dev ve güçlü yıldız kenar kararması gösterirler. Bu yıldız tekerinin kenarlarına doğru parlaklığın azalmasıdır. UV Ceti gibi kırmızı cüce parıltılı yıldızlarda oldukça belirgin yıldızlekesi oluşumları gösterebilirler. yıldızlar daha büyük ve bariz yıldızlekelerine sahiptir

    Kadir sınıfı

    Bir yıldızın parlaklığı, görünürdeki parlaklık (ayrıca “kadir sınıfı”) ile ölçülür. Bu kavram Dünya’dan uzaklığı ve atmosferden geçerken uğradığı değişime göre yıldızın parlaklığını belirler.

    Saltık büyüklük (mutlak kadir) yıldız ile Dünya arasındaki mesafe 10 parsek (32,6 ışık yılı) olsa kadir sınıfının ne olacağıdır ve doğrudan yıldızın parlaklığına bağlıdır.

    Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeği tersüstel (logaritma) sayılarından oluşur. Kadir sınıfındaki bir sayı değişikliği yaklaşık olarak parlaklığın 2,5 katı (100’ün beşinci kökü yaklaşık olarak 2,512) artmasına eşdeğerdir Yani birinci kadir sınıfındaki (+1.00) bir yıldız ikinci kadir sınıfındaki (+2.00) bir yıldızdan 2,5 kat daha parlaktır, ve altıncı kadir sınıfından (+6.00) bir yıldızdan 100 kat daha fazla parlaktır. Uygun gözlem koşullarında gözle görülebilen en sönük yıldızlar yaklaşık +6 kadir sınıfındadır.
    Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeğinde kadir sınıfı sayıs küçüldükçe yıldızlar daha parlak olur. Her iki ölçekte de en parlak yıldızlar eksi kadir sınıfında yer alır. İki yıldız arasındaki parlaklık farkını hesaplamak için parlak yıldızın kadir sınıfı (mb) daha sönük olan yıldızın kadir sınıfından (mf) çıkarılır ve aradaki fark 2,512 sayısının üssü olarak alınır; yani:
    Δm = mf − mb2.512Δm = parlaklıktaki değişim Hem parlaklığa hem de Dünya’dan uzaklığa bağlı olarak bir yıldızın saltık kadir sınıfı (M) ile görünür kadir sınıfı (m) tam olarak birbirlerine eş değildir.;[68] örneğin parlak bir yıldız olan Sirius’un görünür kadir sınıfı −1,44’tür ancak saltık kadir sınıfı yalnızca +1,41’dir.

    Güneş’in görünür kadir sınıfı −26,7’dir ama saltık kadir sınıfı yalnızca +4.83. Geceleri gökyüzünde görülen en parlak yıldız olan Sirius Güneş’ten yaklaşık olarak 23 kat daha fazla parlaktır, gece gökyüzündeki ikinci en parlak yıldız olan Canopus −5,53’lük saltık büyüklüğü ile Güneş’ten 14.000 kat daha fazla parlaktır. Canopus, Sirius’tan daha fazla parlak olmasına rağmen, Sirius daha parlak olarak görünür. Bunun nedeni Sirius’un Dünya’dan yalnızca 8,6 ışıkyılı uzakta olmasına karşın Canopus’un 310 ışıkyılı uzakta olmasıdır.

    2006 yılı itibariyle bilinen en yüksek saltık kadirsınıfına sahip olan yıldız −14,2 ile LBV 1806-20 yıldızıdır. Bu yıldız Güneş’ten 38 milyon kat daha parlaktır. Bilinen en az parlaklığa sahip yıldızlar NGC 6397 kümesinde yer alırlar. BU kümedeki en sönük kırmızı cücelerin kadir sınıfı 26’dır ama 28 kadir sınıfına sahip bir beyaz cüce de bulunmuştur. Bu yıldızlar o kadar sönük bir ışığa sahiptirler ki ışıkları Ay üstünde yakılan bir mumışığının Dünya’dan görünüşü kadardır.

    Takımyıldız Adları

    Kısa — Türkçe — Latince — Tamlayan Ekiyle

    And — Andromeda (Zincirli Prenses)– Andromeda – - Andromedae

    Ant — Pompa — Antlia — Antliae

    Aps — Cennetkuşu — Apus — Apodis

    Aqr — Kova — Aquarius — Aquarii

    Aql — Kartal — Aquila — Aquilae

    Ara — Sunak — Ara — Arae

    Ari — Koç — Aries — Arietis

    Aur — Arabacı — Auriga — Aurigae

    Boö — Çoban — Boötes — Boötis

    Cae — Çelikkalem — Caelum — Caeli

    Cam — Zürafa — Camelopardalis — Camelopardalis

    Cnc — Yengeç — Cancer — Cancri

    CVn — Avköpekleri — Canes Venatici — Canun Venaticorum

    CMa — Büyükköpek — Canis Major — Canis Majoris

    CMi — Küçükköpek — Canis Minor — Canis Minoris

    Cap — Oğlak — Capricornus — Capricorni

    Car — Karina — Carina — Carinae

    Cas — Kraliçe (Koltuk) — Cassiopeia — Cassiopeiae

    Cen — Erboğa — Centaurus — Centauri

    Cep — Kral (Kral Sefe) — Cepheus — Cephei

    Cet — Balina — Cetus — Ceti

    Cha — Bukalemun — Chamaleon — Chamaleontis

    Cir — Pergel — Circinus — Circini

    Col — Güvercin — Columba — Columbae

    Com — Berenis’in Saçı — Coma Berenices — Comae Berenices

    CrA — Güneytacı — Corona Australis — Coronae Australis

    CrB — Kuzeytacı — Corona Borealis — Coronae Borealis

    Crv — Karga — Corvus — Corvi

    Crt– Kupa — Crater — Crateris

    Cru — Güneyhaçı — Crux — Crucis

    Cyg — Kuğu — Cygnus — Cygni

    Del — Yunus — Delphinus — Delphini

    Dor — Kılıçbalığı — Dorado — Doradus

    Dra — Ejderha — Draco — Draconis

    Equ — Tay — Equuleus — Equulei

    Eri — Irmak — Eridanus — Eridani

    For — Ocak — Fornax — Fornacis

    Gem — İkizler — Gemini — Geminorum

    Gru — Turna — Grus — Gruis

    Her — Herkül — Hercules — Herculis

    Hor — Saat — Horologium — Horologii

    Hya — Suyılanı — Hydra — Hydrae

    Hyi — Küçüksuyılanı — Hydrus — Hydri

    Ind — Hintli — Indus — Indi

    Lac — Kertenkele — Lacerta — Lacertae

    Leo — Aslan — Leo — Leonis

    LMi — Küçükaslan — Leo Minor — Leonis Minoris

    Lep — Tavşan — Lepus — Leporis

    Lib — Terazi — Libra — Librae

    Lup — Kurt — Lupus — Lupi

    Lyn — Vaşak — Lynx — Lyncis

    Lyr — Çalgı — Lyra — Lyrae

    Men — Masa — Mensa — Mensae

    Mic — Mikroskop — Microscopium Microscopii

    Mon — Tekboynuzlu (Tekboynuz) — Monoceros — Monocerotis

    Mus — Sinek — Musca — Muscae

    Nor — Cetvel — Norma — Normae

    Oct — Sekizlik — Octans — Octantis

    Oph — Yılancı — Ophiucus — Ophiuchi

    Ori — Avcı — Orion — Orionis

    Pav — Tavuskuşu (Tavus) — Pavo — Pavonis

    Peg — Kanatlıat — Pegasus — Pegasi

    Per — Kahraman (Perse) — Perseus — Persei

    Phe — Ankakuşu — Phoenix — Phoenicis

    Pic — Ressam — Pictor — Pictoris

    Psc — Balıklar — Pisces — Piscium

    PsA — Güneybalığı — Pisces Austrinus — Pisces Austrini

    Pup — Pupa — Puppis — Puppis

    Pyx — Kumpas — Pyxis — Pyxidis

    Ret — Ağcık — Reticulum — Reticuli

    Sge — Okçuk — Sagitta — Sagittae

    Sgr — Yay — Sagittarius — Sagittarii

    Sco — Akrep — Scorpius – - Scorpii

    Scl — Yontar (Heykeltıraş) — Sculptor — Sculptoris

    Sct — Kalkan — Scutum — Scuti

    Ser — Yılan — Serpens — Serpentis

    Sex –Altılık — Sextans — Sextantis

    Tau — Boğa — Taurus — Tauri

    Tel — Dürbün — Telescopium — Telescopii

    Tri — Üçgen — Triangulum — Trianguli

    TrA Güneyüçgeni Triangulum Australe Trianguli Australis

    Tuc — Tukan — Tucana — Tucanae

    UMa — Büyükayı — Ursa Major — Ursae Majoris

    UMi — Küçükayı — Ursa Minor — Ursae Minoris

    Vel — Yelken — Vela — Velorum

    Vir — Başak — Virgo — Virginis

    Vol — Uçanbalık — Volans — Volantis

    Vul — Tilkicik — Vulpecula — Vulpeculae
    2006 yılı itibarı ile, 20 ışıkyılı içerisinde yer aldığı bilinen yıldızların listesi aşağıdadır. Bu listede yer alan bilgiler, başka kaynaklardan alınan bazı ek bilgilerle birlikte, mümkün olduğunca Hipparcos Kataloğu ve 3. En Yakın Yıldızlar Gliese Kataloğu’ndan alınmıştır. En yakın ve en parlak olanlar haricinde, bu yıldızlara ne ad verileceği üzerinde tam bir anlaşma sağlanamamıştır; ancak ben mümkün olduğu kadar yaygın olan isimleri seçmeye çalıştım. Tüm yıldızlar için birçok başka katalog numaralarını da listeledim. Birçok profesyonel gökbilimci, en yakın yıldızlar için Gliese Katalog numaralarını kullanmayı tercih eder.

    20 Işıkyılı İçerisindeki Yıldızlar (6,13 parsek) (109 Yıldız ve 8 Kahverengi Cüce)

    1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20
    Yaygın Adı Eşlek Gökada Sınıf Gör. Mt. Iraklık Hata Uzak. Açıklık Katalog Numarası Diğer Adlar ve Notlar
    Konsayıları Konsayıları Par. Par. Açısı (ıy) (GB) HIP HD BD/CD/CP Giclas Değişen Gliese
    SA DA B° E°
    Güneş — — — — G2 -26,8 4,83 — — 0,00 — Gün
    Proksima Erboğa C 14 29,7 -62 41 313,9 -1,9 M5.5 11,01 15,45 772,33 2,42 4,22 AC:14000 GB 70890 V645 Cen Gl 551
    Alfa Erboğa A 14 39,7 -60 50 315,8 -0,7 G2 -0,01 4,34 742,12 1,40 4,40 71681 128620 CP-60 5483 Gl 559 A
    Alfa Erboğa B 14 39,7 -60 50 315,8 -0,7 K0 1,35 5,70 742,12 1,40 4,40 AB:24 GB 71683 128621 Gl 559 B
    Barnard’ın Yıldızı 17 57,8 +04 42 31,0 +14,1 M5 9,54 13,24 549,01 1,58 5,94 87937 BD+04 3561a G140-024 Gl 699
    Wolf 359 10 56,5 +07 01 244,1 +56,1 M6 13,45 16,56 418,3 2,5 7,80 G045-020 CN Leo Gl 406
    Lalande 21185 11 03,3 +35 58 185,1 +65,4 M2 7,49 10,46 392,40 0,91 8,31 54035 95735 BD+36 2147 G119-052 Gl 411
    Akyıldız (Sirius) A 06 45,1 -16 43 227,2 -8,9 A1 -1,44 1,45 379,21 1,58 8,60 32349 48915 BD-16 1591 Gl 244 A Alfa Büyükköpek
    Akyıldız (Sirius) B 06 45,1 -16 43 227,2 -8,9 DA2 8,44 11,33 379,21 1,58 8,60 AB:20 GB Gl 244 B
    L 726-8 A 01 39,0 -17 57 175,5 -75,7 M5.5 12,41 15,27 373,7 2,7 8,73 G272-061 BL Cet Gl 65 A
    L 726-8 B 01 39,0 -17 57 175,5 -75,7 M5.5 13,25 16,11 373,7 2,7 8,73 AB:15 GB UV Cet Gl 65 B
    Ross 154 18 49,8 -23 50 11,3 -10,3 M4.5 10,37 13,00 336,48 1,82 9,69 92403 V1216 Sgr Gl 729
    Ross 248 23 41,9 +44 11 110,0 -16,9 M6 12,29 14,79 315,6 1,6 10,33 G171-010 HH And Gl 905
    Epsilon Irmak 03 32,9 -09 28 195,9 -48,1 K2 3,72 6,18 310,75 0,85 10,50 16537 22049 BD-09 697 Gl 144 1 gezegeni var
    Lacaille 9352 23 05,9 -35 51 5,1 -66,0 M2 7,35 9,76 303,90 0,87 10,73 114046 217987 CD-36 15693 Gl 887
    Ross 128 11 47,7 +00 48 270,2 +59,6 M4.5 11,12 13,50 299,58 2,20 10,89 57548 G010-050 FI Vir Gl 447
    L 789-6 A 22 38,6 -15 18 47,1 -57,0 M5.5 13,3 15,6 294,3 3,5 11,08 G156-031 EZ Aqr Gl 866 A
    L 789-6 B 22 38,6 -15 18 47,1 -57,0 M5 13,3 15,6 294,3 3,5 11,08 AB:1,2 GB Gl 866 B
    L 789-6 C 22 38,6 -15 18 47,1 -57,0 M7 14,0 16,3 294,3 3,5 11,08 AC:0,029 GB Gl 866 C
    Öncü (Procyon) A 07 39,3 +05 14 213,7 +13,0 F5 0,40 2,68 285,93 0,88 11,41 37279 61421 BD+05 1739 Gl 280 A Alfa Küçükköpek
    Öncü (Procyon) B 07 39,3 +05 14 213,7 +13,0 DA 10,7 13,0 285,93 0,88 11,41 AB:16 GB Gl 280 B
    61 Kuğu A 21 06,9 +38 45 82,3 -5,8 K5 5,20 7,49 285,74 0,65 11,41 104214 201091 BD+38 4343 V1803 Cyg Gl 820 A
    61 Kuğu B 21 06,9 +38 45 82,3 -5,8 K7 6,05 8,33 285,74 0,65 11,41 AB:86 GB 104217 201092 BD+38 4344 Gl 820 B
    Struve 2398 A 18 42,8 +59 38 89,3 +24,2 M4 8,94 11,18 281,15 2,29 11,60 91768 173739 BD+59 1915 G227-046 Gl 725 A
    Struve 2398 B 18 42,8 +59 38 89,3 +24,2 M5 9,70 11,97 281,15 2,29 11,60 AB:49 GB 91772 173740 G227-047 Gl 725 B
    Groombridge 34 A 00 18,4 +44 01 116,7 -18,5 M2 8,09 10,33 280,27 1,05 11,64 1475 1326 BD+43 44 G171-047 GX And Gl 15 A
    Groombridge 34 B 00 18,4 +44 01 116,7 -18,5 M6 11,06 13,30 280,27 1,05 11,64 AB:150 GB G171-048 GQ And Gl 15 B
    G51-15 08 29,8 +26 47 197,0 +32,4 M6.5 14,81 17,01 275,8 3,0 11,83 G051-015 DX Cnc GJ 1111
    Epsilon Hintli A 22 03,4 -56 47 336,2 -48,1 K4 4,69 6,89 275,76 0,69 11,83 108870 209100 CP-57 10015 Gl 845 A
    Epsilon Hintli B 22 04,2 -56 47 336,1 -48,2 T1 – - 275,76 0,69 11,83 AB:1500 GB Gl 845 B Kahverengi cüce
    Epsilon Hintli C 22 04,2 -56 47 336,1 -48,2 T6 – - 275,76 0,69 11,83 BC:2,7 GB Gl 845 C Kahverengi cüce
    To Balina 01 44,1 -15 56 173,1 -73,4 G8 3.49 5,68 274,17 0,80 11,90 8102 10700 BD-16 295 Gl 71
    L 372-58 03 36,0 -44 31 251,9 -52,9 M5.5 13,01 15,17 270,4 5,2 12,06 GJ 1061 LHS 1565
    L 725-32 01 12,5 -17 00 149,7 -78,8 M5 12,10 14,25 269,05 7,57 12,12 5643 G268-135 YZ Cet Gl 54.1
    Luyten’in Yıldızı 07 27,4 +05 14 212,3 +10,4 M3.5 9,84 11,94 263,26 1,43 12,39 36208 BD+05 1668 G089-019 Gl 273
    SO 0253+1652 02 53,0 +16 53 160,3 -37,0 M6.5 15,4 17,5 259 4 12,59 — SO025300.5+165258
    Kapteyn’in Yıldızı 05 11,7 -45 01 250,5 -36,0 M1 8,86 10,89 255,26 0,86 12,78 24186 33793 CD-45 1841 VZ Pic Gl 191
    SCR 1845-6357 A 18 45,0 -63 58 331.5 -23.5 M8.5 17,39 19,41 253,94 2,49 12,84 — WT 587
    SCR 1845-6357 B 18 45,0 -63 58 331.5 -23.5 T5.5 – - 253,94 2,49 12,84 AB:4,5 GB — Kahverengi cüce
    Lacaille 8760 21 17,3 -38 52 3,9 -44,3 M0 6,69 8,71 253,37 1,13 12,87 105090 202560 CD-39 14192 AX Mic Gl 825
    Kruger 60 A 22 28,0 +57 42 104,7 0,0 M3 9,85 11,85 249,52 3,03 13,07 110893 239960 BD+56 2783 G232-075 Gl 860 A
    Kruger 60 B 22 28,0 +57 42 104,7 0,0 M6 11,3 13,3 249,52 3,03 13,07 AB:9,7 GB DO Cep Gl 860 B
    DENIS 1048-39 10 48,2 -39 56 278,7 +17,1 M9 17,39 19,36 247,71 1,55 13,17 –
    Ross 614 A 06 29,4 -02 49 212,9 -6,2 M4.5 11,12 13,05 242,89 2,64 13,43 30920 G106-049 V577 Mon Gl 234 A
    Ross 614 B 06 29,4 -02 49 212,9 -6,2 M7 14,6 16,5 242,89 2,64 13,43 AB:3,8 GB Gl 234 B
    Wolf 1061 16 30,3 -12 40 3,4 +23,7 M3.5 10,10 11,95 234,51 1,82 13,91 80824 BD-12 4523 G153-058 V2306 Oph Gl 628
    Wolf 424 A 12 33,3 +09 01 288,8 +71,4 M5.5 13,04 14,87 232,2 4,3 14,05 G012-043 Gl 473 A
    Wolf 424 B 12 33,3 +09 01 288,8 +71,4 M7 13,3 15,1 232,2 4,3 14,05 AB:3,3 GB FL Vir Gl 473 B
    CD-37 15492 00 05,4 -37 21 343,6 -75,9 M4 8,56 10,36 229,33 1,08 14,22 439 225213 CD-37 15492 G267-025 Gl 1
    v.Maanen’in Yıldızı 00 49,2 +05 23 121,9 -57,5 DZ7 12,37 14,15 226,95 5,35 14,37 3829 G001-027 Gl 35 Wolf 28
    L 1159-16 02 00,2 +13 03 147,7 -46,5 M8 12,28 14,03 223,8 2,9 14,57 G003-033 TZ Ari Gl 83.1
    L 143-23 10 44,5 -61 12 288,3 -2,0 M5.5 13,92 15,66 222,8 13,6 14,6 GJ 3618 LHS 288
    LP 731-58 10 48,2 -11 20 261,0 +41,3 M6.5 15,60 17,32 221,0 3,6 14,76 GJ 3622 LHS 292
    BD+68 946 17 36,4 +68 20 98,6 +32,0 M3.5 9,15 10,87 220,85 0,92 14,77 86162 BD+68 946 G240-063 Gl 687
    CD-46 11540 17 28,7 -46 54 343,0 -6,8 M3 9,38 11,10 220,43 1,63 14,80 85523 CD-46 11540 Gl 674
    L 145-141 11 45,7 -64 50 296,0 -2,8 DQ6 11,50 13,18 216,40 2,11 15,07 57367 Gl 440
    G158-27 00 06,7 -07 32 92,5 -67,7 M5.5 13,75 15,39 212,8 3,3 15,33 G158-027 GJ 1002
    Ross 780 22 53,3 -14 16 52,0 -59,6 M5 10,16 11,80 212,69 2,10 15,34 113020 BD-15 6290 G156-057 IL Aqr Gl 876 3 gezegeni var
    G208-44 A 19 53,9 +44 25 78,9 +8,5 M5.5 13,41 15,04 212,0 4,3 15,39 G208-044 V1581 Cyg GJ 1245 A
    G208-44 B 19 53,9 +44 25 78,9 +8,5 M6 14,01 15,64 212,0 4,3 15,39 AB:35 GB G208-045 GJ 1245 B
    G208-44 C 19 53,9 +44 25 78,9 +8,5 M8 16,66 18,29 212,0 4,3 15,39 AC:1,3 GB GJ 1245 C
    Lalande 21258 A 11 05,5 +43 32 168,5 +63,1 M2 8,82 10,40 206,94 1,19 15,76 54211 BD+44 2051 G176-011 Gl 412 A
    Lalande 21258 B 11 05,5 +43 31 168,5 +63,1 M6 14,40 15,78 206,94 1,19 15,76 AB:130 GB G176-012 WX UMa Gl 412 B
    Groombridge 1618 10 11,4 +49 27 165,9 +52,2 K7 6,60 8,16 205,22 0,81 15,89 49908 88230 BD+50 1725 G196-009 Gl 380
    DENIS 0255-47 02 55,1 -47 01 260,6 -58,7 L8 – - 204,0 13,0 16,0 — Kahverengi cüce
    BD+20 2465 10 19,6 +19 52 216,5 +54,6 M4.5 9,40 10,95 203,9 2,8 16,00 BD+20 2465 G054-023 AD Leo Gl 388
    L 354-89 21 33,6 -49 01 349,2 -46,4 M1 8,66 10,19 202,53 1,33 16,10 106440 204961 CD-49 13515 Gl 832
    LP 944-20 03 39,6 -35 26 236,7 -53,4 M9 18,5 20,0 201,4 4,3 16,19 — Kahverengi cüce
    CD-44 11909 17 37,1 -44 19 346,0 -6,6 M3.5 10,94 12,43 198,32 2,43 16,45 86214 CD-44 11909 Gl 682
    Omikron² Irmak A 04 15,3 -07 39 200,8 -38,0 K1 4,43 5,92 198,24 0,84 16,45 19849 26965 BD-07 780 Gl 166 A 40 Irmak
    Omikron² Irmak B 04 15,4 -07 40 200,8 -38,0 DA4 9,52 11,01 198,24 0,84 16,45 AB:420 GB 26976 BD-07 781 G160-060 Gl 166 B
    Omikron² Irmak C 04 15,4 -07 40 200,8 -38,0 M4.5 11,17 12,66 198,24 0,84 16,45 BC:35 GB DY Eri Gl 166 C
    BD+43 4305 22 46,8 +44 20 100,6 -13,1 M4.5 10,29 11,77 198,07 2,05 16,47 112460 BD+43 4305 G216-016 EV Lac Gl 873
    70 Yılancı A 18 05,5 +02 30 29,9 +11,3 K0 4,03 5,50 196,62 1,38 16,59 88601 165341 BD+02 3482 V2391 Oph Gl 702 A
    70 Yılancı B 18 05,5 +02 30 29,9 +11,3 K5 6,00 7,47 196,62 1,38 16,59 AB:23 GB Gl 702 B
    Uçucu (Altair) 19 50,8 +08 52 47,8 -8,9 A7 0,76 2,20 194,44 0,94 16,77 97649 187642 BD+08 4236 Gl 768 Alfa Kartal
    G9-38 A 08 58,2 +19 46 207,5 +36,5 M5.5 14,06 15,47 191,3 2,5 17,05 G009-038 EI Cnc GJ 1116 A LHS 2076
    G9-38 B 08 58,2 +19 46 207,5 +36,5 M5.5 14,92 16,33 191,3 2,5 17,05 AB:24 GB GJ 1116 B LHS 2077
    L 722-22 A 00 15,5 -16 08 84,0 -76,2 M4 12,03 13,41 188,7 8,4 17,3 1242 G158-050 GJ 1005 A
    L 722-22 B 00 15,5 -16 08 84,0 -76,2 M6 14,3 15,7 188,7 8,4 17,3 AB:0,74 GB GJ 1005 B
    G99-49 06 00,1 +02 42 204,6 -10,1 M4 11,33 12,68 186,3 6,2 17,51 G099-049 GJ 3379 LTT 17897
    G254-29 11 47,7 +78 41 126,8 +38,0 M4 10,80 12,14 185,48 1,43 17,59 57544 G254-029 Gl 445
    Lalande 25372 13 45,7 +14 53 351,6 +72,4 M4 8,46 9,79 184,13 1,27 17,71 67155 119850 BD+15 2620 G063-053 Gl 526 Wolf 498
    LP 656-38 05 02,0 -06 57 206,4 -27,5 M3.5 12,15 13,46 182,70 3,30 17,85 GJ 3323 LHS 1723
    LP 816-60 20 52,7 -16 58 30,2 -34,3 M5 11,41 12,71 182,15 3,68 17,91 103039 –
    Stein 2051 A 04 31,2 +58 59 148,1 +7,3 M4 11,08 12,37 181,36 3,67 17,98 21088 G175-034 Gl 169.1 A
    Stein 2051 B 04 31,2 +58 59 148,1 +7,3 DC5 12,44 13,73 181,36 3,67 17,98 AB:39 GB Gl 169.1 B
    Wolf 294 06 54,8 +33 16 182,9 +15,1 M4 9,89 11,18 181,32 1,87 17,99 33226 G087-012 Gl 251
    2MASS 1835+32 18 35,6 +33 00 61,7 +17,4 M8.5 18,27 19,50 176,50 0,50 18,48 –
    Wolf 1453 05 31,5 -03 41 207,0 -19,4 M1.5 7,97 9,19 175,72 1,20 18,56 25878 36395 BD-03 1123 G099-015 Gl 205
    2MASS 0415-09 04 15,3 -09 35 202,9 -38,9 T8.5 – - 174,34 2,76 18,71 — Kahverengi cüce
    Sigma Ejderha 19 32,4 +69 40 101,3 +21,9 K0 4,67 5,87 173,41 0,46 18,81 96100 185144 BD+69 1053 Gl 764
    L 668-21 A 06 10,6 -21 52 228,6 -18,4 M1 8,15 9,34 173,19 1,12 18,83 29295 42581 BD-21 1377 Gl 229 A
    L 668-21 B 06 10,6 -21 52 228,6 -18,4 T6 – - 173,19 1,12 18,83 AB:46 GB Gl 229 B Kahverengi cüce
    Ross 47 05 42,2 +12 29 193,7 -9,2 M4 11,56 12,75 172,78 3,88 18,88 26857 G102-022 V1352 Ori Gl 213
    L 205-128 17 46,6 -57 19 335,3 -14,5 M3.5 10,75 11,93 172,08 2,22 18,95 86990 Gl 693
    Wolf 1055 A 19 16,9 +05 10 40,4 -3,3 M3.5 9,12 10,28 170,26 1,37 19,16 94761 180617 BD+04 4048 G022-022 V1428 Aql Gl 752 A Ross 652
    Wolf 1055 B 19 17,0 +05 09 40,4 -3,3 M8 17,52 18,68 170,26 1,37 19,16 AB:430 GB V1298 Aql Gl 752 B VB 10
    L 674-15 08 12,7 -21 33 241,5 +6,9 M4 12,1 13,3 170,0 10,2 19,2 Gl 300
    Lalande 27173 A 14 57,5 -21 25 338,3 +32,7 K5 5,75 6,89 169,32 1,67 19,26 73184 131977 BD-20 4125 Gl 570 A HR 5568
    Lalande 27173 B 14 57,5 -21 25 338,3 +32,7 M1 8,07 9,21 169,32 1,67 19,26 AB:130 GB 73182 131976 BD-20 4123 Gl 570 B
    Lalande 27173 C 14 57,5 -21 25 338,3 +32,7 M3 10,5 11,6 169,32 1,67 19,26 BC:0,84 GB Gl 570 C
    Lalande 27173 D 14 57,3 -21 22 338,2 +32,7 T8 – - 169,32 1,67 19,26 AD:1500 GB Gl 570 D Kahverengi cüce
    L 347-14 19 20,8 -45 33 352,4 -23,9 M4.5 12,23 13,37 169,03 1,55 19,30 Gl 754
    Ross 882 07 44,7 +03 33 215,9 +13,5 M4.5 11,19 12,32 168,59 2,67 19,35 37766 G050-004 YZ CMi Gl 285
    CD-40 9712 15 32,2 -41 17 332,7 +12,1 M3 9,31 10,44 168,52 1,42 19,35 76074 CD-40 9712 Gl 588
    Eta Kraliçe A 00 49,1 +57 49 122,6 -5,1 G0 3,46 4,59 167,99 0,62 19,42 3821 4614 BD+57 150 Gl 34 A Wolf 24
    Eta Kraliçe B 00 49,1 +57 49 122,6 -5,1 K7 7,51 8,64 167,99 0,62 19,42 AB:71 GB Gl 34 B
    Lalande 46650 23 49,2 +02 24 93,6 -56,9 M2 8,98 10,10 167,51 1,49 19,47 117473 BD+01 4774 G029-068 BR Psc Gl 908
    36 Yılancı A 17 15,4 -26 36 358,3 +6,9 K1 5,07 6,18 167,08 1,07 19,52 84405 155886 CD-26 12026 Gl 663 A
    36 Yılancı B 17 15,4 -26 36 358,3 +6,9 K1 5,11 6,23 167,08 1,07 19,52 AB:83 GB 155885 Gl 663 B
    36 Yılancı C 17 16,2 -26 33 358,4 +6,7 K5 6,33 7,45 167,56 1,06 19,47 AC:4400 GB 84478 156026 CD-26 12036 V2215 Oph Gl 664
    CD-36 13940 A 20 11,2 -36 06 5,2 -30,9 K3 5,32 6,41 165,24 0,90 19,74 99461 191408 CD-36 13940 Gl 783 A HR 7703
    CD-36 13940 B 20 11,2 -36 06 5,2 -30,9 M3.5 11,5 12,6 165,24 0,90 19,74 AB:42 GB Gl 783 B
    82 Irmak 03 19,9 -43 04 250,7 -56,1 G5 4,26 5,35 165,02 0,55 19,77 15510 20794 CD-43 1028 Gl 139 e Irmak
    Delta Tavus 20 08,7 -66 11 329,8 -32,4 G5 3,55 4,62 163,73 0,65 19,92 99240 190248 CD-66 2367 Gl 780
    Wolf 1481 14 34,3 -12 31 338,4 +43,1 M3 11,32 12,39 163,51 2,77 19,95 71253 BD-11 3759 HN Lib Gl 555

    Sütun 1: Yıldızın yaygın adı.
    Sütun 2: Çoklu bir sistemde, üyeliği gösteren harf.
    Sütun 3: 2000 yılı için saat ve dakika cinsinden bahar açısı (sağ açıklık-SA).
    Sütun 4: 2000 yılı için derece ve dakika cinsinden yükselim (dik açıklık-DA).
    Sütun 5: Gökada boylamı.
    Sütun 6: Gökada enlemi.
    Sütun 7: Yıldızın tayf sınıfı.
    Sütun 8: Görünürdeki parlaklık.
    Sütun 9: Mutlak parlaklık.
    Sütun 10: Yaymilisaniyesi cinsinden ıraklık (uzaklık) açısı (12. kadir üzeri yıldızlar için Hipparcos
    Kataloğu, diğer yıldızlar için 3. Gliese Kataloğu).
    Sütun 11: Yaymilisaniyesi cinsinden uzaklık açısında bildirilen yanılgı payı.
    Sütun 12: Işıkyılı cinsinden uzaklık (=3,2616/uzaklık açısı).
    Sütun 13: Sistem bileşenleri arasındaki açıklık. Örneğin “AB:23 GB” ifadesi, A yıldızı ile B yıldızı
    arasındaki uzaklığın 23 GB olduğunu belirtir.
    Sütun 14: Hipparcos katalog kumarası.
    Sütun 15: Henry-Draper katalog kumarası.
    Sütun 16: Bonner/Cordoba/Cape Durchmusterung katalog numarası.
    Sütun 17: Giclas katalog numarası.
    Sütun 18: Değişen yıldız katalog numarası.
    Sütun 19: Yakın yıldızlar Gliese Kataloğu numarası.
    Sütun 20: Diğer notlar ve katalog adları.

    Kaynakça:
    Gliese W, Jahreiß H, (1991), Preliminary Version of the Third Catalogue of Nearby Stars.
    Van Altena W, Lee J, Hoffleit E, (1995), The General Catalogue of Trigonometric Stellar
    Parallaxes, 4th Ed.
    ESA, (1997), The Hipparcos Catalogue. European Space Agency.
    Nakajima T, Oppenheimer B, Kulkarni S, Golimowski D, Matthews K, Durrance S, (1995), Discovery
    of a Cool Brown Dwarf [Gl 229B]. Nature, 378, 463.
    Tinney C, (1996), CCD astrometry of southern very low-mass stars [includes LP 944-20]. Monthly
    Notices of the Royal Astron Soc, 281, 644.
    Henry T, Ianna P, Kirkpatrick J, Jahreiß H, (1997), The solar neighborhood IV: discovery of
    the twentieth nearest star [LHS 1565]. Astron J, 114, 388.
    Burgasser A, Kirkpatrick J, Cutri R, McCallon H, Kopan G, Gizis J, Liebert J, Reid I, Brown M,
    Monet D, Dahn C, Beichman C, Skrutskie M, (2000), Discovery of a Brown Dwarf Companion
    to Gliese 570ABC. Astrophys J, 531, L57.
    Henry T, Walkowicz L, Barto T, Golimowski D, (2002), The Solar Neighborhood. VI. New Southern
    Nearby Stars Identified by Optical Spectroscopy [includes LHS 1723]. Astron J, 123, 2002.
    Cruz K, Reid I, Liebert J, Kirkpatrick J, Lowrance P, (2003), Meeting the Cool Neighbors. V.
    A 2MASS-Selected Sample of Ultracool Dwarfs [includes DENIS 0255-47]. Astron J, 126, 2421.
    Teegarden B, Pravdo S, Hicks M, Lawrence K, Shaklan S, Covey K, Fraser O, Hawley S, McGlynn T,
    Reid I, (2003), Discovery of a New Nearby Star [SO 0253+1652]. Astrophys J, 589, L51.
    Reid I, Cruz K, Laurie S, Liebert J, Dahn C, Harris H, Guetter H, Stone R, Canzian B, Luginbuhl C,
    Levine S, Monet A, Monet D, (2003), Meeting the Cool Neighbors. IV. 2MASS 1835+32, a Newly
    Discovered M8.5 Dwarf within 6 Parsecs of the Sun. Astron J, 125, 354.
    McCaughrean M, Close L, Scholz R, Lenzen R, Biller B, Brandner W, Hartung M, Lodieu N, (2004),
    Epsilon Indi Ba,Bb: The nearest binary brown dwarf. Astron and Astrophys, 413, 1029.
    Vrba F, Henden A, Luginbuhl C, Guetter H, Munn J, Canzian B, Burgasser A, Kirkpatrick J, Fan X,
    Geballe T, Golimowski D, Knapp G, Leggett S, Schneider D, Brinkman J, (2004), Preliminary
    Parallaxes of 40 L and T Dwarfs from the USNO Infrared Astrometry Program [includes
    2MASS 0415-09]. Astron J, 127, 2948.
    Hambly N, Henry T, Subasavage J, Brown M, Jao W, (2004), The Solar Neighborhood VIII: Discovery
    of New High Proper Motion Nearby Stars Using the SuperCOSMOS Sky Survey [includes
    SCR 1845-6357]. Astron J, 128, 437.
    Jao W, Henry T, Subasavage J, Brown M, Ianna P, Bartlett J, Costa E, Méndez R, (2005), The Solar
    Neighborhood. XIII. Parallax Results from the CTIOPI 0.9 Meter Program: Stars with
    µ >= 1.0″/yr (MOTION Sample) [includes DENIS 1048-39 and Gl 754]. Astron J, 129, 1954.
    Biller B, Kasper M, Close L, Brandner W, Kellner S, (2006), Discovery of a Very Nearby Brown
    Dwarf to the Sun: A Methane Rich Brown Dwarf Companion to the Low Mass Star SCR 1845-6357.
    astro-ph/0601440.

    KUYRUKLU YILDIZLAR

    (COMETS)

    Güneş sistemini oluşturan parçalardan biri olan kuyruklu yıldızlar gaz ve toz bulutlarından oluşmuşlardır. Çekirdek, saç ya da bürücük ve kuyruk olmak üzere üç kısımdan meydana gelmişlerdir. Kendiliğinden ısı ve ışık saçmazlar. Güneşten aldıkları ışığı yansıtırlar. Kuyruk kısmı güneşe yaklaştıkça oluşmaya başlar ve güneşin karşı yönüne doğru uzar.

    Gök yüzünün en görkemli küçük cisimleri kuyruklu yıldızlardır. Yörüngelerinde hareket ederken güneş sisteminin iç bölgelerine ve özellikle Yer’e yaklaştıklarında uzun kuyrukları, gök yüzünün büyük bir bölümünü kapsar. Dikkatli incelendiğinde, arka plândaki yıldızlara göre hareketli olduğu hemen anlaşılır. Ne yazık ki böyle görkemli görünen kuyruklu yıldızların sayısı çok çok azdır. Sönük olanların sayısı ise fazladır ve sadece teleskoplarla gözlenebilir. Kuyruklu yıldızlar, güneş sisteminin dışından bir hiperbolik yani açık bir yörünge izleyerek Güneş’e çok değişik yönlerden yaklaşırlar, yani yörüngelerinin ekliptik düzleminde olma koşulu yoktur. Bunlara aniden görünen cisimler denilir, ne zaman ortaya çıkacakları bilinmez. Bir bölümü de güneş sistemine bu şekilde girdikten sonra büyük gezegenlerin çekim etkisi ile yörüngelerini değiştirerek kapalı elips yörüngelerde dolaşmaya başlarlar ve güneş sisteminin içinde kalırlar. Bunlara da dönemsel kuyruklu yıldızlar denir ve bir daha ne zaman görünecekleri kesin olarak bilinir. Dönemsel kuyruklu yıldızların en güzel örneği Halley’dir. Kayıtlı ilk gözlemi i.ö. 467 yılında yapılan Halley, son kez 1986 yılında gözlendi, ingiliz gök bilimci Edmund Halley onun 1682 yılında yapılan gözlemlerini inceledi ve yaklaşık her 76 yılda bir gözüken bu görkemli cismin aynı kuyruklu yıldız olduğunu kanıtladı. Bu nedenle ona Halley kuyruklu yıldızı adı verildi.


    Bugün kuyruklu yıldızlara, onu keşfedenin (Enke ky.) veya keşfedenlerin (ikeya-Seki ky.) adları verilmektedir. Amatör gök bilimcilerin en çok uğraş verdiği bir araştırma alanıdır. Yılda yaklaşık 20-30 ky. keşfedilmektedir. Bu keşiflerde amatör gök bilimcilerin katkısı oldukça fazladır. Aşağıda açıklandığı gibi bu tür cisimler Güneş’e yaklaştıkça parlaklıkları arttığından, amatör gök bilimciler bir kuyruklu yıldız keşfedebilmek için, sabahleyin Güneş doğmadan önce doğu, akşam vakti Güneş battıktan sonra ise batı ufkunu uzun süre dürbünle tararlar. Bu zor gözlem tekniğinin yanında ayrıca bilgiye de gereksinim vardır. Taradıkları bölgelerdeki bulutsuları (yıldızlararası bulutlar) ezbere bilmeleri gerekir, çünkü bunların görünüşü kuyruklu yıldızların görünüşü ile hemen hemen aynıdır.

    Bir kuyruklu yıldızın fotoğrafı çekildiğinde onun parlak bir baş bölgesi ve bu bölgenin içinde bir çekirdeği olduğu ve son olarak da sönük bir kuyruğu olduğu görülür. Kuyruk her zaman Güneş’in aksi yönünde uzanır. Örneğin, Güneş battıktan sonra batı ufkunda bir kuyruklu yıldız görürseniz onun kuyruğu gök yüzüne doğrudur. Çıplak gözle kuyruk kısa gözükmesine karşın teleskopla bakıldığında veya fotoğrafı çekildiğinde onun çıplak gözle görülenden daha uzun olduğu anlaşılır. Çekirdek, bu cismin tek katı olan bölgesidir ve boyutu 1-20 km arasındadır. Yapılan ayrıntılı araştırmalardan, çekirdeğin kirli buzdan, yani toz ve buz karışımından oluştuğu bulunmuştur. Baş ve kuyruk bölgesi ise gaz ve tozdan oluşmuştur. Kuyruklu yıldız Güneş’e yaklaştıkça Güneş ışınları çekirdeği ısıtır ve buz buharlaşmaya başlar ve buharlaşan gazlar serbest kalan tozlarla birlikte çekirdeği sarar. Güneş ışınlarının ışınım basıncı ile bu gaz ve tozlar, doğal olarak Güneş’in aksi yönünde sürüklenmeye başlar ve kuyruğu oluşturur. Bu nedenle kuyruklu yıldız Güneş’e yaklaştıkça kuyruğu büyür, uzaklaştıkça kuyruk yavaş yavaş küçülür.

    Kuyruklu yıldızların güneş sistemi düzlemine çok değişik açılarda geldiği daha önce belirtilmişti. Yörüngelerinin bu özelliğinden, onların Güneş sistemini saran uzayda disk benzeri değil de küresel bir hacimden geldiklerini söyleyebiliriz. 1950 yılında Hollandalı bilim adamı Jan Oort, o zamana kadar gözlenen kuyruklu yıldız yörüngelerini inceleyerek bu küresel kuşağın Güneş’ten 50000 GB uzaklıkta yer aldığını ileri sürdü. Milyonlarca kuyruklu yıldızın bulunduğu bu kuşağa Oort bulutu adı verildi. Güneş sisteminden çok uzakta olan bu bölgede yer alan kuyruklu yıldızlara, Güneş’in uyguladığı çekim kuvveti kadar diğer yakın yıldızların uyguladığı çekim kuvveti de önem kazanır. Bulutta meydana gelen tedirginlikler sonucu kuşaktan ayrılan kuyruklu yıldızın güneş sistemine gelerek geri kuşağa dönmesi yaklaşık 30 milyon yıl alır. Bunlara uzun dönemli kuyruklu yıldızlar diyoruz. Uzun dönemliler eğer yörüngelerinde hareket ederken Jüpiter’in yeteri kadar yakınından geçerlerse onun çekim etkisiyle yörüngeleri değişir ve artık güneş sistemi içinde dolanmaya başlarlar. Bunlara da kısa dönemli kuyruklu yıldızlar denir. Bunların içinde en kısa döneme sahip olan Encke (3.3 yıl), bilinen en uzun döneme sahip olan Rigollet (151 yıl) ve en meşhur olanı ise Halley (76 yıl) kuyruklu yıldızıdır. Halley’in 1986 ziyareti sırasında Giotto uzay aracı, ilk kez bir kuyruklu yıldızın çekirdeğinin ayrıntılı fotoğraflarını çekmeyi başardı. Kısa dönemli kuyruklu yıldızlar Güneş’e her yaklaştıklarında buharlaşma süreci ile önemli ölçüde kütle kaybederler. Bu nedenle dönemli bir kuyruklu yıldız bir gün ölebilir. Halley’in son gelişi çok sönük oldu ve Güneş’ten uzaklaşırken iyice parçalandığı dolayısıyla bir daha yani 2062 yılı ziyaretini yapamayacağı ileri sürülmektedir.

    Sponsorlu Bağlantılar

    Kuru boya nedir, kuru boya kalemi nasıl ve nelerden yapılır, flamastel kalem

    sıralama algoritmaları örnekleri, c sıralama algoritmaları kabuk sıralama güvercin sıralama kokteyl ve iş sıralama

    Bu sayfadaki "Kuyruklu yıldız isimleri, en tanınmış kuyruklu yıldızlar, bilinen ilk kuyruklu yıldız " konusuyla ilgili fikrinizi merak ediyoruz? Tespit ettiğiniz hata ve eksiklikleri bize yazın! Eleştirileriniz de en az övgüleriniz kadar bizim için değerlidir.

    Yorum Yapın

    E-posta hesabınız yayınlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir

    Current day month ye@r *