Açık yıldız kümesi: Revizyonlar arasındaki fark
[kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Değişiklik özeti yok |
Değişiklik özeti yok |
||
6. satır:
'''Açık yıldız kümeleri''', birkaç bin yıldızdan oluşan bir yıldız [[Yıldız kümesi|grubu]]dur. Açık yıldız kümesini oluşturan [[yıldız]]lar aynı [[dev moleküler bulut]]tan oluşmuşlardır ve yaklaşık olarak aynı yaştadırlar. Açık yıldız kümesi galaktik küme olarak da bilinir. [[Samanyolu Galaksisi]]'nde 1100'den fazla açık yıldız kümesi keşfedilmiştir ve daha fazla olduğu düşünülmektedir. Açık yıldız kümeleri karşılıklı [[Yerçekimi kuvveti|yerçekimi etkisi]]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.
[[Dosya:The star cluster NGC 3572 and its dramatic surroundings.jpg|thumb|304x304px]]
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
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.
13. satır:
== Tarihi gözlemler ==
Önemli bir açık yıldız kümesi olan Pleiades’în bir yıldız grubu olarak fark edilmesi antik zamanlara dayanır. [[Taurus (takımyıldız)|Taurus]]'un kısımlarını oluşturan Hyodes ise en yaşlı takımyıldızlardan 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]] [[IC 2391|Omicron Velorum yıldız kümesi]]
[[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’nun çalışmalarından etkilenen Sicilyalı gökbilimci [[Giovanni Hodierna]] teleskopu kullanarak daha önce bulunmamış olan açık yıldız kümelerini bulan muhtemel ilk astronomdur.
21. satır:
1654’te Giovanni Hodierna günümüzde [[Messier 41]], [[Messier 47]], [[NGC 2362]] ve [[NGC 2451]] isimlerini almış nesneleri tanımlamıştır.
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
[[Dosya:NGC 3590 open cluster Eso1416a.jpg|sol|thumb|301x301px]]
Bilinen yıldız kümesi sayısı gök bilimcilerin çabasıyla artmaya devam etmiştir. 1888 de astronom
[[Dosya:NGC265.jpg|thumb|239x239px]]
Kümeler içindeki yıldızların pozisyonlarının mikrometre ölçümleri 1877'de Alman astronom [[E. Schönfefld]] tarafından yapılmış ve Amerikalı astronom [[Edward 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,
== Oluşum ==
[[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]]nin binlerce katını kapsayan soğuk,yoğun bir gaz bulutu ve toz olarak tanımlanabilir. Bu bulutların yoğunlukları
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
[[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. [[Büyük Macellan Bulutu]]’nda Hodge 301 ve R13b; [[Tarantula Bulutsusu]]'nun gazlarından oluşur. Bizim galaksimizde ise, uzayda geçmişe doğru gidilerek
== 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
== Sayılar ve dağılım ==
45. satır:
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 başıboş]] küresel kümelerde 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.
Bir kere [[nükleer füzyon]]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]]in gezegenimsi nebula olmak amacıyla dış
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]]in oluşumuna neden olur.
52. 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]]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
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.
60. 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,
== 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.
En yakın açık yıldız kümelerinin uzaklıkları bir ya da iki metodla direkt olarak ölçülebilir. Bunlardan ilki ; yakın açık yıldız kümelerinin [[paralaks]]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.
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,
== Gezegenler ==
|