Açık yıldız kümesi: Revizyonlar arasındaki fark
[kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Teacher0691 (mesaj | katkılar) düzeltme AWB ile |
k düz. |
||
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]]
== 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]]; [[Praesepe]] [[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]]
[[Dosya:VISTA Finds Star Clusters Galore.jpg|thumb|279x279px]]
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.
18. 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.
[[Dosya:NGC 3590 open cluster Eso1416a.jpg|sol|thumb|301x301px]]
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. Teleskobik 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]]
[[Dosya:NGC265.jpg|thumb|239x239px]]
Kümeler içindeki yıldızların pozisyonlarının mikrometre ölçümleri 1877 de Alman astronom [[E. Schönfefld]] tarafından yapılmış ve Amerikalı 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]]i kümenin ortalama hareketine benzer olan yıldızların kümenin birer elemanı olmasının muhtemel olduğu sonucuna ulaşmıştır. Spektroskopik ölçümlerin yaygın dairesel hızlara açıklık getirmesi, kümelerin grap şeklinde birbirine bağlı yıldızlardan oluştuğunu göstermiştir. Açık yıldız kümelerinin[[Hertzsprung-Russell diyagramı|ilk renk-büyüklük şemaları]] 1911’ de Ejnar Hertzsprung tarafından yayınlanmıştır. Bu şemalar taslak olarak Pleiades ve Hyades yıldız kümelerini kullanmıştır. Hertzsprung açık yıldız kümeleri üstündeki çalışmalarına yayınladığı şemalardan sonra 20 yıl daha devam etmiştir. [[astronomik spektroskopi|Spektroskopic]] bilgileri kullanarak, [[Hertzsprung]] açık yıldız kümelerinin hareketlerinin üst sınırını belirleyebilmiş ve bu cisimlerin toplam kütlesinin güneşin kütlesinin birkaç yüz katını geçmeyeceği tahmininde bulunmuştur. Ayrıca, yıldız rengi ve büyüklüğü arasında bir ilişki kurmuş ve 1925'te Hyades ve [[Praesepe]]'nin [[Pleiades (yıldız kümesi)|Pleiades]]’ten farklı yıldız hareketine sahip olduğunu fark etmiştir. Bu da üç kümenin yaşlarının farklılığı olarak yorumlanmıştır.
25. 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]]
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]]
[[Yıldız kümesi|Yıldız kümeler]]
== Biçim bilgisi ve sınıflandırma ==
Açık yıldız kümeleri çok seyrek kümeler ve büyük toplanmalar arasında dağılım gösterir. Genellikle belirgin bir çekirdek yoğunluğundan ve onu çevreleyen küme üyelerinin yayılmış tac’ından oluşur. Çekirdek genellikle yaklaşık 3-4 [[ışık yılı]] uzunluğundadır. Ve taç küme merkezinden yaklaşık 20 ışık yılı uzaklığındadır. Küme merkezindeki genel yıldız yoğunlukları yaklaşık 1.5 yıldız/ kübik ışık yılıdır. Açık yıldız kümeleri genellikle 1930’ da [[Robert Trumpler]] tarafınfan geliştirilmiş şemaya göre sınıflandırılırlar.Trumpler şeması kümeye 3 kısımlı adlandırma verir, [[Roma rakamları]]
== Sayılar ve dağılım ==
[[Dosya:Small magellanic cloud.jpg|thumb|241x241px]]
Bizim galaksimizde 1000’den fazla bilinen açık yıldız kümesi vardır, ancak gerçek sayı belki bu sayının 10 kat daha fazlasıdır. [[Sarmal galaksi]]
== Yıldız kompozisyonu ==
[[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]]
Bir kere [[nükleer füzyon]]
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]]
== Nihai kader ==
47. satır:
Çoğu açık yıldız kümesi, sistemin [[kurtulma hızı]] sistemi oluşturan yıldızların ortalama [[hız]]ı<nowiki/>ndan daha küçük olacak şekilde, doğası gereği kararsızdır. Bu kümeler birkaç milyon yıl içinde hızlıca yok olurlar. Birçok durumda, sıcak genç yıldızların radyasyon basıncıyla oluşan kümelerden gazın sıyrılması, kümenin kütlesini hızlı yok olmaya olanak sağlayacak kadar azaltır.
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]]
Küme çekimsel olarak bağımsız hale geldikten sonra elemanlarının çoğu benzer yörüngelerde uzayda hareket etmeye devam edecektir; bu durum [[yıldız birliği]] , hareketli küme ya da hareketli grup olarak adlandırılır. [[Büyükayı kümesi|Büyükayı]] [[Takım yıldızı|takımyıldızı]]
== Yıldız evriminin incelenmesi ==
55. satır:
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.
Çalışmalar göstermiştir ki bu ışık elementlerinin zenginliği yıldız evriminin tahmin edilen değerinden çok daha düşüktür. Bu tahmin edilenden az olan zenginliğin sebebi tam olarak anlaşılamamışken, yıldız içlerindeki yayılımların [[radyasyon]]
== Astronomik mesafe ölçeği ==
[[Dosya:Messier11.jpg|sol|thumb]]
Astronomik cisimlerin uzaklığının hesaplanması onları anlamada çok önemlidir, ancak bu cisimlerin büyük çoğunluğunun uzaklıkları direkt bir hesaplamadan çok uzaktır. [[Astronomik mesafe ölçeği]]
En yakın açık yıldız kümelerinin uzaklıkları bir ya da iki metodla direkt olarak ölçülebilir. Bunlardan ilki ; yakın açık yıldız kümelerinin [[paralaks]]
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]]
== Gezegenler ==
|