Açık yıldız kümesi: Revizyonlar arasındaki fark

Açık yıldız kümeleri [[yıldız evrimi]] çalışmasının anahtar nesneleridir. Küme üyelerinin yaşı ve [[Kimyasal formül|kimyasal bileşim]]i benzer olduğundan, üyelerin özellikleri (uzaklık, yaş, [[metalik özellikMetallik|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. Birçoğu da [[teleskop]] veya [[dürbün]] kullanılarak görülebilir, örneğin [[Yaban Ördeği (yıldızkümesi)|Yaban Ördeği kümesi]].

Önemli bir açık yıldız kümesi olan Pleiodes’înPleiades’în bir yıldız grubu olarak fark edilmesi antik zamanlara dayanır. [[Taurus (takımyıldız)|Taurus]]'un kısımlarını oluşturan Hyodes ise en yaşlı takılyıldızlardantakımyıldızlardan 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 [[Abdurrahman es-Sufî|Al-sufi]] [[OmicronIC Velorum2391|Omicron Velorum yıldız kümesi]] hakkında yazmıştır. Ancak bu bulutsuları çözmek ve onları oluşturan yıldızları anlamak için [[teleskop]]un icadı gerekiyordu. Aslında 1603’te [[Johann Bayer]] bu üç açık yıldız kümesini tek yıldızlarmış gibi belirtmiştir.

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 [[İndexYeni Genel catalogueKatalog]] 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]]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'te astronom [[Robert Julius Trumpler]] tarafından tanıtılmıştır.

Kümeler içindeki yıldızların pozisyonlarının mikrometre ölçümleri 1877 'de Alman astronom [[E. Schönfefld]] tarafından yapılmış ve Amerikalı astronom [[E.E.BornardEdward Emerson Barnard]] 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 [[Özdevinim (gökbilim)|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. [[astronomikAstronomik spektroskopitayf ölçümü|SpektroskopicSpektroskopik]] bilgileri kullanarak, [[Ejnar 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.

Bir açık yıldız kümesinin oluşumu, dev moleküler bulutun bir kısmının çökmesiyle başlar. Dev moleküler bulut, [[Güneş kütlesi|güneşin kütlesi]]nin binlerce katını kapsayan soğuk,yoğun bir gaz bulutu ve toz olarak tanımlanabilir. Bu bulutların yoğunlukları 102 - 106 [[Hidrojen çizgisi|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 mol / cm³ 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. Dışarıdan 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]]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]]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 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 [[bağımsızYıldız yıldız birlikteliğitopluluğu|bağımsız yıldız birlikteliğbirlikteliği]]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]]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]]nin aynı moleküler buluttan oluşması yaygındır. Geniş [[MagellanicBüyük BulutMacellan Bulutu]]’ta’nda Hodge 301 ve R13b; [[Tarantula Nebula|Tarantula Nebula’Bulutsusu]]nın'nun 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 Macellan Bulutu|Küçük]] ve GenişBüyük [[MagellanicMacellan Bulut]]lar’daBulutları’nda çok daha fazlası bulunur. Bizim galaksimizdeki sistemlerden bunları ayırt etmek daha kolaydır.

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 Julius Trumpler]] tarafınfantarafından geliştirilmiş şemaya göre sınıflandırılırlar. Trumpler şeması kümeye 3 kısımlı adlandırma verir, [[Roma rakamları]]yla I den IV’e kadar güçlü konsantreden zayıf konsantreye doğru olmak üzere çevrelenmiş yıldız alanının yoğunluğunu belirtir; [[Arap rakamları]]yla 1’den 3’e üyelerin parlaklığını belirtir. ( az parlaktan çok parlağa) ve p, m ya da r harfleri kümenin yıldız sayısı açısından yoksul, orta ya da zengin oluşunu belirtir. Son olarak ‘n’ harfi kümenin bulutluluğunu belirtir. [[TrumperTrumpler şeması]] kullanılarak, [[Pleiades]] I3rn ( güçlü konsantre, zengin nüfuslu ve bulutlu) . [[Hyades]] II3m ( daha dağınık ve az elemanlı) olarak sınıflandırılmıştır.

Bizim galaksimizde 1000’den fazla bilinen açık yıldız kümesi vardır, ancak gerçek sayı belki bu sayının 10 kat daha fazlasıdır. [[Sarmal galaksi]]lerde açık yıldız kümeleri çoklukla sarmal kollarda; gaz yoğunluklarının en yüksek olduğu ve yıldız oluşumunun en çok görüldüğü yerlerde, bulunur. Ve açık yıldız kümeleri sarmal kollarının ötesine geçmenden önce genellikle dağınıktırlar. Açık yıldız kümeleri galaktik düzleme yakınken güçlü konsantrelerdir. [[Düzensiz galaksi]]lerde, açık yıldız kümelerinin yoğunluğu gaz yoğunluğunun yüksek olduğu yerlerde yüksek olmasına rağmen galaksinin her yerinde bulunabilirler. [[Eliptik galaksi]]lerde açık yıldız kümesi görülmez çünkü eliptik galaksilerde yıldız oluşumu milyonlarca yıl önce durmuştur. Bizim galaksimizde kümelerin dağılımı yaşlarına bağlıdır, yaşlı kümeler tercihen [[galaktikgalaksi merkezmerkezi]]dennden büyük uzaklıklarda bulunurlar. [[Gelgit|Gelgitsel kuvvetler]] galaksi merkezinin yakınlarında daha büyüktür ve bu kümelerin parçalanma oranını da arttırır. Ayrıca kümelerin parçalanmasına neden olan dev moleküler bulutlar, galaksinin iç bölgelerinde konsantreleşmişlerdir. Bu nedenle galaksinin iç bölgelerinde bulunan kümeler, dış bölgelerdeki benzerlerine nazaran daha gençken yok olurlar.

Bazı açık yıldız kümeleri kümenin geri kalanından çok daha genç görünen sıcak mavi yıldızlar bulundurur. Bu [[mavi başıboşlarbaşıboş]] küresel kümeler]]dekümelerde 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 birçoğunun, diğer yldızlarla olan dinamik etkileşimlerin ikili sistem oluşturması ve tek bir yıldız olarak birleşmesi sonucu oluştuğu düşünülebilir.

Küme çekimsel olarak bağımsız hale geldikten sonra elemanlarının çoğu benzer yörüngelerde uzayda hareket etmeye devam edecektir; bu durum [[Yıldız topluluğu|yıldız birliği]] , hareketli küme ya da hareketli grup olarak adlandırılır. [[Büyükayı kümesi|Büyükayı]] [[Takım yıldızı|takımyıldızı]]ndaki en parlak yıldızlardan bazıları, daha önceden şimdi bir yıldız birliği olan bir kümenin elemanlarıydı. Sonuç olarak, onların az ölçüde farklı göreceli hızları onları galaksi boyunca görülebilir yapmıştır. Eğer benzer hızlara ve yaşlara sahip olduklarını keşfedebilirsek bir geniş küme yıldız akıntısı olarak adlandırılabilir, eğer keşfedeilemezse alakasız yıldızlar olarak kalırlar.

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 yıldız kümesi|küresel kümeler]]de bulunurlar.

[[NGC 6811]] açık yıldız kümesi iki bilinen gezegenimsi sistem içerir : Kepler 66 ve Kepler 67.