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, [[Metallik|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]].

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.

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]] tarafından 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. [[Trumpler şeması]] kullanılarak, [[Pleiades]] I3rn ( güçlü konsantre, zengin nüfuslu ve bulutlu) . [[Hyades]] II3m ( daha dağınık ve az elemanlı) olarak sınıflandırılmıştır.

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.

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.

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, 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.