Vikipedi

Açık yıldız kümesi: Revizyonlar arasındaki fark

Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
k Düzeltme, yazış şekli: cm3 → cm³ (3), Bir çoğu → Birçoğu (4) AWB ile
5. satır:
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 çoğuBirçoğu da [[teleskop]] veya [[dürbün]] kullanılarak görülebilir, örneğin [[Wild Duck|Wild Duck kümesi]].
 
== Tarihi gözlemler ==
24. satır:
[[Dosya:Trapezium cluster optical and infrared comparison.jpg|thumb|277x277px]]
[[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/ cm3cm³ arasındadır, yıldız oluşumu gözlenen bölümlerdeki yoğunluk 104 molekül / cm3cm³ ten büyüktür. Genellikle bulutun yüzde 1’i ile 10’u arasındaki bir hacim 104&nbsp;mol / cm3cm³ ten büyük yoğunluktadır. Çökmeden önce, bulutlar mekanik dengelerini magnetik alanlarda, türbülansta ve dönüşte korurlar. Dev moleküler bulutun dengesini birçok faktör bozabilir. Dengesi bozulan bulutta çökmeler tetiklenir ve yıldız oluşumunun yanmaları başlar; bunlar açık yıldız kümesi oluşumuyla sonlanır. Bahsedilen faktörlerden bazıları [[süpernova]] yakınından gelen şok dalgaları, diğer bulutların çarpışmaları ve yerçekimi kuvvetinin etkileşimleridir. Dışardan bir tetikleme olmadan da bulutun bölümleri çökme seviyesine ulaşabilir. Çöken bulut bölümleri basamaklı olarak daha küçük kümelere parçalanır, bu küçük kümeler özellikle yoğun bir yapı olan kızılötesi boyu bulutlar içerir. Ve çökme birkaç bin yıldızın oluşumuyla sonlanır. Yıldız oluşumları çöken bulutun içinde gizlenmeye başlar, bu oluşum ilkel yıldızların görünmesini engeller ancak [[kızılötesi]] gözlemine izin verir. [[Samanyolu Galaksisi]]<nowiki/>nde açık yıldız kümelerinin oluşum oranı birkaç bin yılda bir olarak tahmin edilmiştir.
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 çoğunluksabirçoğunluksa 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.
 
38. satır:
[[Dosya:Tarantula nebula detail.jpg|thumb]]
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 çoğununbirçoğunun, diğer yldızlarla olan dinamik etkileşimlerin ikili sistem oluşturması ve tek bir yıldız olarak birleşmesi sonucu oluştuğu düşünülebilir.
Bir kere [[nükleer füzyon]]<nowiki/>dan kaynaklı hidrojen tedariği tükendiğinde, orta ve düşük kütleli yıldızlar dış kabuklarını gezegenimsi nebula oluşturmak ve beyaz cücelere dönüşmek için saçarlar. Üyelerinin çoğu [[beyaz cüce]] seviyesine gelmeden birçok küme yok olmasına rağmen; kümenin yaşı ve yıldızların tahmini ilk kütle dağılımı verildiğinde, açık yıldız kümesindeki beyaz cücelerin sayısı yine de genellikle beklenenin çok altında kalır. Bir [[kırmızı dev]]<nowiki/>in gezegenimsi nebula olmak amacıyla dış katmanını çıkartmasıyla, madde kaybında oluşan zayıf asimetri yıldıza onu kümeden uzaklaştırmaya yetecek güçte bir ‘’tekme’’ atması ve yıldızın kümeden uzaklaşması, beyaz cüce eksikliğinin bir muhtemel açıklamasıdır.
Yüksek yoğunluklarından dolayı, bir açık yıldız kümesinde yıldızlar arasında yakın rastlantılar olması yaygındır. Bir tipik 1000 yıldızlı ve 0.5 parsek yarı-kütle yarıçaplı kümede, ortalama olarak bir yıldız bir diğer üyeyle her 10 milyon yılda bir rastlaşır. Bu sayı daha yoğun kümelerde daha yüksektir. Bu rastlaşmalar yayılmış yıldız çevresi disklerinde ( genç yıldızlarla çevrelenmiş madde ) önemli bir etkiye sahiptir. Büyük disklerin gelgitsel nedenlerle yörüngelerindeki küçük sapmalar, sıcak yıldızdan 100 [[AU]] ya da daha fazla uzaklıkta ortaklıklar üreterek , büyük gezegenlerin ve [[Kahverengi cüceler dizini|kahverengi cüceler]]<nowiki/>in oluşumuna neden olur.
58. satır:
== Astronomik mesafe ölçeği ==
[[Dosya:Messier11.jpg|left|thumb]]
Astronomik cisimlerin uzaklığının hesaplanması onları anlamada çok önemlidir, ancak bu cisimlerin büyük bir çoğunluğununbirçoğunluğunun uzaklıkları direkt bir hesaplamadan çok uzaktır. [[Astronomik mesafe ölçeği]]<nowiki/>nin ayarlanması en yakın cisimlere dayalı dolaylı ve bazen kesin olmayan ölçümler dizisinden oluşur. Açık yıldız kümeleri bu dizideki olmazsa olmaz adımdır.
En yakın açık yıldız kümelerinin uzaklıkları bir ya da iki metodla direk olarak ölçülebilir. Bunlardan ilki ; yakın açık yıldız kümelerinin [[paralaks]]<nowiki/>ı (bir kimsenin gözünden çıkan, biri yer kürenin merkezinde öbürü yeryüzünde bulunan iki doğrunun bir gökcisminin merkezinde birleşerek oluşturdukları açı.) ölçülebilir, diğer bireysel yıldızlar gibi. Pleiades , Hyades ve birkaç küme daha yaklaşık 500 ışık yılı içinde bu metodu uygulamaya uygundurlar. Ve [[Hipparcos]] pozisyon-ölçme uydusu birçok küme için yanlışsız uzaklıktadır.
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.
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Açık_yıldız_kümesi" sayfasından alınmıştır