Küresel yıldız kümesi: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Uzaylıfeza (mesaj | katkılar) çeviriye devam |
Uzaylıfeza (mesaj | katkılar) çeviriye devam |
||
322. satır:
Orta kütleli kara deliklerin varlığı şüpheyle karşılandı. Küresel yıldız kümelerindeki en ağır objelerinin küme merkezine doğru göç etmeleri umuluyordu. Holger Baumgardt ve onunla ortak çalışanlar tarafından, kütle ışık oranı iki kağıda işaretlendi. M15 ve Mayall II’de olduğu gibi kara delik olmasa bile kütle ışık oranının keskin bir şekilde küme merkezine doğru artması gerektiğini buldular.
==Renk şiddet diyagramı==
[[File:Cosmic fairy lights.jpg|thumb|[[Messier 5]] bir küresel yıldız kümesidir ve kendi toplu yerçekimleri ile bir arada duran yüzbinlerce yıldız içerir.<ref>{{cite news|title=Cosmic fairy lights|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1416a/|accessdate=29 April 2014|newspaper=ESA/Hubble Picture of the Week}}</ref> ]]
[[Hertzsprung-Russell diyagramı]] (HR-diyagram), yıldızların bir çok çeşidinin yer aldığı bir grafiktir. [[Renk ölçeği]]ne karşılık görünen [[mutlak parlaklık]]larının grafik üzerinde gösterilmesidir. B’den V’ye renk ölçeği,mavi ışıktaki veya B’deki yıldızın şiddeti ile görünen ışıktaki şiddeti(veya V) farklıdır. Büyük pozitif değerler kırmızı yıldızlara karşılık gelir. Bu yıldızların yüzey sıcaklığı düşüktür. Negatif değerler yüzey sıcaklığı fazla olan mavi yıldızlara karşılık gelir.
HR diyagramında Güneş’e yakın olan yıldızlar, çeşitli kütledeki, yaştaki ve bileşimlerdeki yıldızların bir dağılımını gösteriyor. Yıldızların bir çoğu, yıldızların sıcaklığı arttıkça şiddetin de arttığı [[anakol]] olarak adlandırılan eğimli çizgi üzerinde dağılmışlardır. Bununla birlikte, diyagram evrimlerinin daha sonraki aşamalarında olan yıldızları da içeriyor. Bu yıldızlar anakol eğiminden uzaktadırlar.
Küresel yıldız kümesi içindeki bütün yıldızlar bizden yaklaşık olarak aynı mesafededirler. Mutlak şiddetleri kadirlerine göre değişiklik gösterir. Küresel yıldız kümesindeki [[anakol]] yıldızların güneş sisteminin komşularındaki benzer yıldızlarla karşılaştırılabilecek çizgi üzerine düşeceği düşünülüyor. Bu varsayımın kesinliği, yakın kısa periyotlu değişkenlerin şiddetlerinin karşılaştırılarak elde edilen veriler ile doğrulandı. Örneğin, [[RR Lyrae]] yıldızları ve [[sefe değişeni]]. <ref>{{cite journal
| author=Shapley, H. | authorlink=Harlow Shapley
| date=1917 | title=Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III
| journal=Astrophysical Journal | volume = 45
| pages=118–141
| bibcode=1917ApJ....45..118S | doi=10.1086/142314 }}</ref>
HR diyagramındaki eğim üzerindeki eşleştirerek, kümedeki anakol yıldızlarının mutlak şiddetleri de bulunabilir. Yıldızların kadirlerine dayanarak kümenin bizden olan uzaklığı tahmin edilebilir. Göreli ve mutlak şiddet arasındaki fark, [[uzaklık modülü]] olarak adlandırılır ve mesafe tahminlerinde kullanılabilir. <ref>{{cite book
| last=Martin | first=Schwarzschild | date=1958
| title=Structure and Evolution of Stars
| publisher=Princeton University Press
| isbn=0-486-61479-4 }}</ref>
Belirli bir küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar HR diyagramında gösterilmiştir. Bir çok açıdan yaklaşık olarak bütün yıldızlar çok iyi tanımlanmış bir eğri üzerine göreceli olarak düşerler. Bu HR diyagramındaki Güneş’e yakın yıldızlar için değişiklik gösterir. Bu yıldızlar farklı yaşta ve kökende olan bir grup yıldızdır. Küresel yıldız kümesi için eğimin şekli bir grup yıldızın karakteristik özelliğidir. Bu yıldızlar yaklaşık olarak aynı zamanda, aynı materyalden oluşmuştur. Sadece ilk kütleleri farklılık gösterir. HR diyagramındaki her bir yıldızın konumu, yaş ile çeşitlilik gösteir. Küresel yıldız kümesindeki eğimin şekli, yıldız popülasyonunun bütün yaşını hesaplamada kullanılabilir. <ref>{{cite journal
| author=Sandage, A.R. | authorlink=Allan Sandage
| title=Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3
| journal=Astrophysical Journal | volume=126
| pages=326 | date=1957
| bibcode=1957ApJ...126..326S | doi=10.1086/146405 }}</ref>
[[Image:M3 color magnitude diagram.jpg|center|400px|thumb|Küresel yıldız kümesi [[Messier 3|M3]] için renk-şiddet diyagramı. Eğimdeki karakteristik 19 şiddetindeki bölgede yıldızların kendi evrim yollarındaki dev aşamaya geçişi gösteriyor.]]
En büyük anakol yıldızları aynı zamanda en büyük mutlak şiddete sahip ve bu aşama yıldızların dev yıldız evresine geçişte ilk evrimidir. Daha küçük kütleli yıldızlar da dev yıldız evresine geçiş yapar. Böylelikle tek bir küme popülasyonunun yaşı, dev yıldız evresine geçiş yapmaya başlayan yıldızlara bakarak bulunabilir. Bu oluşumlar, HR diyagramındaki anakol çizgisinin üst sağ tarafını büker. Bu eğrinin mutlak şiddeti doğrudan küresel yıldız kümesinin yaş fonksiyonudur. Bu yüzden yaş ölçeği, şiddete paralel olan eksene çizilebilir.
Ek olarak, küresel yıldız kümeleri, en soğuk beyaz cücelerin sıcaklığına bakılarak tarihlendirilebilir. Küresel yıldız kümeleri için tipik sonuçlar gösteriyor ki, 12.7 milyar yıl olacak kadar yaşlı olabilirler. Bu onlarca milyon yıl yaşında olan açık yıldız kümelerinin tam tersidir.
Küresel yıldız kümelerinin yaşları, tüm evrenin yaş limitine ulaşıyor. Bu alt limit [[kozmoloji]]de önemli bir kısıtlamadır. Tarihte, astronomlar kozmolojik modellerin izin verebileceğinden daha yaşlı görünen küresel yıldız kümelerin yaşlarını tahmin etme ile karşı karşıya geldiler. Bununla birlikte, kozmolojik değişkenlerin derin gökyüzü araştırmaları ve [[Hubble Uzay Teleskobu]] gibi uydular sayesinde yapılan daha iyi ölçümleri ile bu sorunun yeniden çözümleneceğini gösteriyor. <ref>{{cite web
|author=Majaess, D.
|date=February 23, 2013
|title=Nearby Ancient Star is Almost as Old as the Universe
|url=http://www.universetoday.com/100147/nearby-ancient-star-is-almost-as-old-as-the-universe/
|publisher=Universe Today
|accessdate=November 29, 2014 }}</ref>
Küresel yıldız kümeleri üzerine yapılan evrimler çalışmalar aynı zamanda kümeyi oluşturan gaz ve tozun birleşmeye başladığındaki değişikleri belirlemek için kullanılabilir. Ağır elementlerin çokluğundaki değişiklikler kullanılarak evrimdeki değişiklikler belirlenebilir. Küresel yıldız kümeleri üzerinde yapılan çalışmalardan toplanan veriler daha sonra Samanyolu’nun evrimi üzerinde çalışmak için kullanıldı. <ref>{{Cite press release
| date=2001-03-01
| url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-03-01.html
| title=Ashes from the Elder Brethren — UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters
| accessdate=2006-05-26 }}</ref>
Küresel yıldız kümeleri içinde mavi başıboşlar olarak bilinen az sayıda yıldız gözlendi. Anakol üzerinde daha mavi ve parlak yıldızların olduğu tarafa doğru devam ettiği görülüyor. Bu yıldızların kökeni hala açıklanamadı ancak bir çok model bu yıldızların çoklu yıldız sistemlerindeki kütle transferi sonucu oluştuğunu öne sürüyor. <ref>{{cite journal
| author=Leonard, Peter J. T. | date= 1989
| title=Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem
| journal=The Astronomical Journal | volume=98
| pages=217–226 | doi=10.1086/115138
| bibcode=1989AJ.....98..217L }}</ref>
== Ayrıca bakınız ==
| |||