Açık yıldız kümesi: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Değişiklik özeti yok |
k düzen. file→dosya |
||
1. satır:
{{birleş|Açık yıldız kümesi}}
'''Açık yıldız kümeleri''', birkaç bin yıldızdan oluşan bir yıldız [[Yıldız kümesi|grub]]<nowiki/>udur. Açık yıldız kümesini oluşturan [[yıldız]]<nowiki/>lar aynı [[dev moleküler bulut]]<nowiki/>tan oluşmuşlardır ve yaklaşık olarak aynı yaştadırlar. Açık yıldız kümesi galaktik küme olarak da bilinir. [[Samanyolu Galaksisi]]<nowiki/>nde 1100 den fazla açık yıldız kümesi keşfedilmiştir ve daha fazla olduğu düşünülmektedir. Açık yıldız kümeleri karşılıklı [[Yerçekimi kuvveti|yerçekimi etkisi]]<nowiki/>yle birbirlerine gevşek bir biçimde bağlıdırlar. Açık yıldız kümeleri diğer kümelerle ve gaz bulutlarıyla yakın temaslarda bulunarak bozulmuş hale gelirler. Bu bozulmalar hem galaksinin ana bölümüne doğru yer değiştirmelere hem de küme elemanlarının yakın temasların içine doğru kaybıyla sonuçlanır.
[[
Açık yıldız kümeleri genellikle birkaç yüz milyon yıl yaşar, en büyük olanları birkaç milyar yıla kadar yaşayabilir. Aksine, yıldızlardan oluşan daha büyük [[Küresel yıldız kümesi|küresel kümeler]] üyelerine daha güçlü bir yerçekimi kuvveti uyguladığından, daha uzun süre varlığını sürdürür. Açık yıldız kümeleri, sadece içinde aktif [[yıldız oluşumu]] olan [[Spiral galaksi|spiral]] ve [[
Genç açık yıldız kümeleri hala oluştuğu moleküler bulutun içinde kapsanmış durumda olabilir ve o moleküler bulutun [[H II bölgesi|H 2 bölgesi]] oluşturmasına ışık tutar. Zaman içinde kümeden yayılan [[radyasyon basıncı]] moleküler bulutu dağıtır. Genel anlamda radyasyon basıncı kalan gazı uzaklaştırmadan önce, gaz bulutunun kütlesinin yüzde 10’u yıldızlar halinde bir araya gelecektir.
Açık yıldız kümeleri [[yıldız evrimi]] çalışmasının anahtar nesneleridir. Küme üyelerinin yaşı ve [[Kimyasal formül|kimyasal bileşim]]<nowiki/>i benzer olduğundan, üyelerin özellikleri ( uzaklık, yaş, [[metalik özellik|metallik özellikleri]], [[Sönme (astronomi)|sönme]] gibi ) yalnız yıldızlarınkinden daha kolay şekilde belirlenebilir. Birkaç açık yıldız kümesi çıplak gözle görülebilir. Örneğin [[Pleiades]], [[Hyades]], [[Alpha Persei|Alpha Persei kümesi]]. Diğer bazı kümeler, örneğin [[çift küme|Double küme]] , alet yardımı olmaksızın zorlukla fark edilebilir. Bir çoğu da [[teleskop]] veya [[dürbün]] kullanılarak görülebilir, örneğin [[Wild Duck|Wild Duck kümesi]].
== Tarihi gözlemler ==
Önemli bir açık yıldız kümesi olan Pleiodes’în bir yıldız grubu olarak fark edilmesi antik zamanlara dayanır. [[Taurus (takımyıldız)|Taurus]]’un kısımlarını oluşturan Hyodes ise en yaşlı takılyıldızlardan biridir. Diğer açık yıldız kümeleri, ilk astronotlar tarafından çözünmemiş belirsiz ışık parçaları şeklinde tanımlanmışlardır. Roman astronot [[Ptolemy]]; [[Proesepe]] [[Perseus (takımyıldız)|perseus]]’ûn içindeki Double ve Ptolemy yıldız kümelerinden bahsederken, İranlı gök bilimci [[Al-sufi]] [[Omicron Velorum|Omicron Velorum yıldız kümesi]] hakkında yazmıştır. Ancak bu bulutsuları çözmek ve onları oluşturan yıldızları anlamak için [[teleskop]]<nowiki/>un icadı gerekiyordu. Aslında 1603’te [[Johann Bayer]] bu üç açık yıldız kümesini tek yıldızlarmış gibi belirtmiştir.
[[
1609’da teleskopu kullanarak gece göğünü gözlemleyen ve gözlemlerini kaydeden ilk insan İtalyan bilim adamı [[Galileo Galilei]] dir. Galileo teleskopunu Ptolemy’nin bahsettiği bulutlara çevirince, aslında onların tek yıldızlar değil, birkaç yıldızın oluşturduğu gruplar olduğunu ortaya çıkarmıştır. Galileo Praesepe için 40 tan fazla yıldız bulmuştur. Daha önceki gözlemciler Pleiades için 6-7 yıldız kaydederken , Galileo yaklaşık 50 tane bulmuştur. 1610 da bilimsel eseri [[Sidereus Nuncius]] da Galileo, galaksinin yıldız kümelerinde bir araya gelmiş sayısız yıldızın çokluğundan başka bir şey olmadığını yazmıştır.
17. satır:
1767’de İngiliz bilimci [[John Michell]] tek bir yıldız grubunun şans eseri dizilmesinin bir sonucu olarak Dünya’dan görülmesinin olasılığının 496000 de 1 olarak hesaplamıştır ve bunun sonucunda yıldız kümelerindeki yıldızların fiziksel bir bağ içinde olduğu anlaşılmıştır. 1774-1781 tarihleri arasında, Fransız astronom [[Charles Messier]] bulutsu görünüşleri yıldızlara benzeyen gök cisimlerinin bir kataloğunu yayınlamıştır. Bu katalog 26 açık yıldız kümesini içermiştir. 1290 lı yıllarda İngiliz gökbilimci [[William Herschel]] bulutsu gökcisimleri hakkında geniş bir çalışmaya başlamıştır. Herschel bu yapıların bireysel yıldızların grupları olduğunu keşfetmiştir. Herschel yıldızların başlangıçta birer dağınık alan olduğu, ama sonrasında yerçekimi kuvvetinin etkisiyle yıldız sistemleri gibi bir araya gelip kümeleştiği düşüncesini kabul etmiştir. Ve bulutsuları sekiz ayrı sınıfta incelemiştir. VI den VIII e kadar olan sınıflar yıldız kümelerini incelemek için kullanılmıştır.
[[
Bilinen yıldız kümesi sayısı gök bilimcilerin çabasıyla artmaya devam etmiştir. 1888 de astronom [[J. L. E. Dreyer]] ın yayınladığı [[New General Catalogue]] ‘ da yüzlerce açık yıldız kümesi listelenmiştir. 1896 da ve 1905 te olmak üzere yardımcı katalog olan [[İndex catalogue]] iki kez yayınlanmıştır. Teleskopik gözlemler iki farklı küme türünün olduğunu açığa çıkarmıştır. Bunlardan ilki binlerce yıldızı düzenli, küresel bir dağılımda kapsayan ve gökyüzünün her yerinde rastlanan bir türdür, ama tercihen [[Samanyolu Galaksisi|Samanyolu Galaksi]]<nowiki/>sinin merkezine doğrulardır. Diğer tür ise genellikle ayrıklı dağılımı olan yıldızlardan oluşmuştur ve daha düzensiz bir şekle sahiptir. Bu tür genellikle Samanyolu Galaksisinin galaktik düzleminde veya yakınında bulunur. Astronomlar ilk türe küresel kümeler diğer türe açık kümeler olarak adlandırmışlardır. Açık yıldız kümeleri konumlarından dolayı bazen galaktik kümeler olarak da adlandırılır, bu terim 1925’ de astronom [[Robert Julius Trumpler]] tarafından tanıtılmıştır.
[[Dosya:NGC265.jpg|thumb|239x239px]]
Kümeler içindeki yıldızların pozisyonlarının mikrometre ölçümleri 1877 de Alman astronom [[E. Schönfefld]] tarafından yapılmış ve Amerikan astronom [[E.E.Bornard]] tarafından 1923’e kadar geliştirilmiştir. Bu çabalar doğrultusunda yıldızlara ait bir hareket belirtisi elde edilememiştir. 1918’ de Amerikan-Hollandalı astronom [[Adriaan van Maanen]], farklı zamanlarda çekilen fotoğrafları kıyaslayarak, Pleiades’ in bir bölümündeki yıldızların hareketini ölçebilmiştir. [[Astrometri]] daha kesin hale geldikçe, küme yıldızlarının uzayda ortak bir düzgün hareket paylaştığı ortaya çıkmıştır. Pleiades’in 1918 ve 1943’te çekilmiş fotoğraflarını kıyaslayarak, van Maanen [[düzgün hareket
== Oluşum ==
[[
[[Dosya:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|228x228px]]
Bir açık yıldız kümesinin oluşumu, dev moleküler bulutun bir kısmının çökmesiyle başlar. Dev moleküler bulut, [[Güneş kütlesi|güneşin kütlesi]]<nowiki/>nin binlerce katını kapsayan soğuk,yoğun bir gaz bulutu ve toz olarak tanımlanabilir. Bu bulutların yoğunlukları 102 - 106 [[nötral hidrojen]] molekülleri/ cm3 arasındadır, yıldız oluşumu gözlenen bölümlerdeki yoğunluk 104 molekül / cm3 ten büyüktür. Genellikle bulutun yüzde 1’i ile 10’u arasındaki bir hacim 104
Yeni oluşmuş, en sıcak ve en büyük yıldızlar yoğun bir mor ötesi radyasyon yayarlar. Bu mor ötesi radyasyon istikrarlı bir şekilde dev moleküler bulutun etrafını çevreleyen gazı iyonlaştırır ve h2 bölgesi oluşturur. Büyük yıldızlardan gelen [[Yıldız rüzgârı|yıldız rüzgarı]] ve radyasyon basıncı sıcak iyonize gazı, gazın içindeki ses hızıyla eşleşen bir hızla dağıtır. Birkaç milyon yıl sonra yıldız kümesi ilk [[çekirdek çökme süpernovası]]<nowiki/>nı tecrübe eder, bu da etraftaki gazları uzaklaştırır. Birçok durumda, bu süreçler gaz kümesini on milyon yıl süresince uzaklaştırır ve daha fazla yıldız oluşumu gözlenmez. Yine de oluşan ilkel yıldızımsı cisimlerin yarısından fazlası yıldız çevresi disklerle çevrelenmiş halde kalır ve çoğu ilave diskleri oluşturur. Bulut çekirdeğindeki gazların %30-40 ı yıldız oluşumunu sağladığı için, atık gazı uzaklaştırma işleminin yıldız oluşumuna zararı büyüktür. Bu sebeple, bütün kümeler önemli bir yeni oluşanların ağırlık kaybından muzdariptir, büyük bir çoğunluksa yeni oluşanların ölümüyle karşı karşıya kalır. Bu noktada, bir açık yıldız kümesinin oluşumu yeni oluşan yıldızların birbirleriyle çekimsel bağlı olup olmadıklarına bağlıdır. Aksi durumda [[bağımsız yıldız birlikteliği|bağımsız yıldız birlikteliğ]]<nowiki/>i ortaya çıkar. Pleiades gibi kümeler bile oluşurken ( gaz açığa çıktığında bağımsız duruma geçilir.) orijinal yıldızların sadece içine tutunmuştur. Genç yıldızlar doğuş kümelerinden ayrılınca galaksi alanın nüfusunun bir parçası haline gelir.
[[Yıldız kümesi|Yıldız kümeler]]<nowiki/>i galaksilerin temel yapıları olarak görülür çünkü çoğu yıldız kümeleşmemiştir. Birçok yıldız kümesini oluşumlarında şekillendirir veya yok edilen zararlı gaz çıkışları galaksinin biçimsel ve kinematik yapılarına izlerini bırakır. Açık yıldız kümelerinin çoğu en az 100 yıldız ve 50 veya daha fazla güneş kütlesiyle oluşur. En geniş kümeler 104 güneş kütlesine sahip olabilir. Çok büyük bir küme olan [[Westerlund]] 1,5*104 güneş kütlesi olarak tahmin edilmiştir: bu kütle küresel kümeninkine yakındır. Açık yıldız kümeleri ve küresel yıldız kümeler iki ayrı grup oluştururken, aşırı seyrek bir küresel kümeyle çok zengin bir açık yıldız kümesini karşılaştırmak doğru olmaz. Bazı astronomlar her iki tip yıldız kümesinin aynı basit mekanizmayla oluştuğunu düşünürler; aradaki fark ise yüz binlerce yıldızı kapsayan çok zengin küresel kümelerin oluşumuna izin veren şartların artık Samanyolu Galaksisinde bulunmamasıdır. İki veya daha fazla ayrık açık [[yıldız kümesi]]<nowiki/>nin aynı moleküler buluttan oluşması yaygındır. Geniş [[Magellanic Bulut]]’ta Hodge 301 ve R13b; [[Tarantula Nebula|Tarantula Nebula’]]<nowiki/>nın gazlarından oluşur. Bizim galaksimizde ise, uzayda geçmişe doğru gidilerek [[Hyades]] ve [[Praesepe]] ( iki önemli yakın açık yıldız kümesi) ‘nin 600 milyon yıl önce aynı buluttan oluştuğu söylenebilir. Bazen, aynı anda oluşan iki yıldız kümesi bir çift elemanlı küme oluşturur. Samanyolu’ndaki en iyi örnek NEC869 ve NGC884 den oluşan ‘çift küme’dir, ama en az 10 tane daha bilinen çift küme vardır. Küçük ve Geniş [[Magellanic Bulut]]<nowiki/>lar’da çok daha fazlası bulunur. Bizim galaksimizdeki sistemlerden bunları ayırt etmek daha kolaydır.
37. satır:
== Yıldız kompozisyonu ==
[[
Açık yıldız kümeleri, kapsadığı yıldızlar ömürlerinin sonuna gelmeden yok olma yatkınlığında olduğundan onlardan gelen ışık genç, sıcak mavi yıldızların egemenliği altına girer. Bu yıldızlar çok büyüklerdir ve en kısa yaşam süresine sahiptirler. ( birkaç on milyon yıl). Yaşlı açık yıldız kümeleri daha fazla sarı yıldız içermeye eğilimlidir.
Bazı açık yıldız kümeleri kümenin geri kalanından çok daha genç görünen sıcak mavi yıldızlar bulundurur. Bu [[mavi başıboşlar küresel kümeler]]<nowiki/>de de gözlenmiştir. Ve yıldızlar çarpıştığında, küresel kümenin en yoğun çekirdeklerinden daha sıcak ve daha devasa bir yıldız olarak ortaya çıkacaklarına inanılır. Ancak açık yıldız kümelerindeki yıldız yoğunluğu, küresel kümelerdekinden çok daha düşüktür ve yıldız çarpışmaları, gözlemlenen mavi başıboşların sayısını açıklayamaz. Bundan ziyade bir çoğunun, diğer yldızlarla olan dinamik etkileşimlerin ikili sistem oluşturması ve tek bir yıldız olarak birleşmesi sonucu oluştuğu düşünülebilir.
45. satır:
== Nihai kader ==
[[Dosya:Nursery of New Stars - GPN-2000-000972.jpg|left|thumb|239x239px]]
Çoğu açık yıldız kümesi, sistemin [[kurtulma hızı]] sistemi oluşturan yıldızların ortalama [[hız
Çevreleyen nebulası buharlaşmış, çekimsel bağımlı olmak için yeterli kütlesi olan kümeler on milyonlarca yıl bağımsız kalabilirler. Ancak zamanla, iç ve dış süreçler onları yok etme eğilimindedir. İç süreç olarak, yıldızlar arasındaki yakın rastlantılar bir üyenin hızınıkümenin kurtulma hızının ötesine çıkarabilir. Bu olay küme elemanlarının kademeli ‘buharlaşma’sına neden olur.
Dış süreç olarak ise, yaklaşık her yarım milyar yılda bir açık yıldız kümesinin moleküler buluta çok yakın geçme gibi dış faktörlerden dolayı yok olması örnek olarak verilebilir. Yakın bir rastlaşmadan üretilen çekimsel [[Gelgit enerjisi|gelgit kuvvetler]]<nowiki/>i, kümeyi yok etme eğilimindedir. Sonunda küme bir yıldız akıntısına dönüşür, tam bir küme olmaya yeterli değildir ancak cok benzeridir ve benzer yönlerde ve benzer hızlardadır. Kümenin yok olma zaman ölçütü ilk yıldız yoğunluğuna bağlıdır ve daha sıkı olarak sıkıştırılmış kümeler daha uzun süre dayanır. Orijinal küme elemanlarınn yarısı yok olduktan sonra, kümenin tahmin edilen yaşam süresi orijinal yoğunluğa bağlı olarak 150-800 milyon yıldır.
51. satır:
== Yıldız evriminin incelenmesi ==
[[
[[Hertzsprung-Russell diyagramı|Hertzsprung-Russell grafiği]] bir açık yıldız kümesi için çizildiğinde, çoğu yıldız [[ana dizi]] üzerinde yer alır. En büyük yıldızlar evrimleşmeye başlarayak ana diziden ayrılırlar ve [[kırmızı dev
Açık yıldız kümesindeki yıldızlar [[Dünya]]’dan yaklaşık aynı uzaklıkta ve benzer yaşta oldukları için ve yaklaşık olarak aynı yaşta ve aynı maddeden oluşmuş olmalarına rağmen, aynı yıldız kümesindeki yıldızların farklılıklarının sebebi kütleleridir. Bir yıldızı diğeriyle karşılaştırırken çoğu parametrenin sabit olması yıldız evriminin incelenmesinde açık yıldız kümelerini kullanışlı yapar.
Açık yıldız kümesi yıldızlarındaki lityum ve berilyum zenginliği çalışması, yıldız evrimleşmesi ve onların iç yapıları hakkında önemli ipuçları verir. [[Hidrojen]] çekirdeği sıcaklık 10 milyon Krlvine kadar ulaşmadan [[helyum]] oluşturmak için birleşmezken, [[lityum]] ve [[berilyum]] sırasıyla 2.5 milyon K ve 3.5 milyon K sıcaklıklarında parçalanırlar. Ve bu durum, lityum ve berilyum zenginliğinin yıldızın içindeki karışım oranına bağlı olduğu anlamına gelir. Açık yıldız kümesi yıldızlarındaki zenginlikleri üzzerinde çalışılırken, yaş ve kimyasal birleşim gibi değişkenler sabitlenir.
63. satır:
Diğer direkt yöntem [[hareketli küme metodu]] olarak adlandırılır. Bu yöntem kümedeki yıldızların uzayda ortak bir hareket paylaştığı esasına dayanır. Küme elemanlarının uygun hareketlerini ölçmek ve bariz hareketlerini uzay boyunca çizmek bir ufuk noktasında birleştiklerini ortaya çıkaracaktır. Küme elemanlarının radyal hızı spektrumlarının [[Doppler etkisi|Doppler kayması]] ölçümleriile belirlenebilir. Ve radyal hız, uygun hareket ve kümeden ufuk noktasına olan açısal uzaklık bilindiğinde , basit bir [[trigonometri]] kümeye olan uzaklığı çözecektir. Bu yöntemin en bilinen uygulaması [[Hyades]]‘tir ve uzaklığı 46.3 [[parsel]] olarak çözümlenmiştir.
Yakın kümelerin uzaklıkları bulunduğunda, ileri tekniklerle daha uzak kümelerin uzaklıkları da bulunabilir. Uzaklığı bilinen bir kümenin Hertzsprung-Russell şeması kullanılarak , uzaklığı bilinmeyen daha uzakta olan bir kümenin uzaklığı hesaplanabilir. En yakın açık yıldız kümesi Hyades : yıldız birliğini oluşturan çoğu Büyükayı yıldızları Hyades’in yarı uzaklığındadır, ancak bir açık yıldız kümesi değil yıldızları birbirine çekimsel bağlı olmayan bir yıldız birliğidir. Galaksimize bilinen en uzak açık yıldız kümesi 15.000 parsek uzaklığa sahip [[Berkeley 29]]’dur. Ayrıca açık yıldız kümeleri [[Yerel Grup]]’un çoğu galaksisinde kolaylıkla ayırt edilebilirler.
Açık yıldız kümeleri hakkındaki bilgiler değişken yıldızlarla ( örneğin parlaklığı zaman içerisinde değişen yılıdzlar ) gösterilen dönem-parlaklığı ilişkisini ayarlamada hayatidir. Bu parlak yıldızlar büyük uzaklıklarda görülebilir, ve Yerel Grup’taki galaksilerin uzaklık ölçeğini genişletmede kullanılır. Aslında, açık yıldız kümesince belirlenmiş NGC 7790 üç [[klasik değişken]] yıldıza ev sahipliği yapar. [[RR Lyrae değişeni|RR Lyrae]] değişkenleri açık yıldız kümeleriyle ilişkilendirilmek için çok yaşlıdırlar, ve açık yıldız kümeleri yerine [[küresel kümeler]]<nowiki/>de bulunurlar.
== Gezegenler ==
| |||