Küresel yıldız kümesi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara
Güneş’ten 30,000 ışık yılı uzaklıkta bulunan Scorpius takımyıldızındaki Messier 80 küresel yıldız kümesi, yüzbinlerce yıldız içeriyor. [1]

Küresel yıldız kümesi gökada merkezi etrafında uydu gibi dolanan, yıldızların küresel bir bileşimidir. Küresel yıldız kümeleri yerçekimi ile bir arada durabiliyorlar. Yerçekimi sayesinde küresel bir şekle sahipler ve göreceli olarak merkeze doğru artan bir madde yoğunluğuna sahipler. Yıldız kümesinin bir alt kategorisi olan küresel yıldız kümesi, Latince bir sözcük olan ve küçük küre anlamına gelen globulus kelimesinden türetilmiştir.

Galaksi halesi içinde bulunan küresel yıldız kümelerinin, disk içinde bulunan daha az yoğunluktaki açık yıldız kümesine göre çok daha fazla yıldız içerdikleri ve daha yaşlı oldukları bulundu. Küresel yıldız kümeleri tam anlamıyla galaksi içerisinde yaygın durumdalar. Samanyolu gökadası içindeşu ana kadar bulunan 150[2] ila 158[3] tane küresel yıldız kümesi var. Belki de 10 ila 20 arasında hala keşfedilmemiş küresel yıldız kümesi vardır. [4] Daha büyük gökadalar daha fazla kümeye sahip olabilirler. Örneğin, Andromeda, 500 gibi büyük sayıda küresel yıldız kümesine sahip olabilir. [5] M87 gibi bazı devasa eliptik galaksilerde, özellikle galaksi kümelerinin merkezinde, 13,000 tane küresel yıldız kümesi bulunabilir. Bu küresel yıldız kümeleri gökada etrafında, 40 kiloparsek (yaklaşık olarak 131,000 ışık yılı) gibi büyük yarıçaplarda dolanırlar. [6]

Yerel gruptaki her yeterli kütleye sahip gökadada, bağlantılı küresel yıldız kümesi grupları vardır. Neredeyse incelenmiş her büyük gökadanın, küresel yıldız kümesi sistemine sahip olduğu bulunmuştur. [7] Yay eliptik cüce gökadası ve Büyük köpek cüce gökadası’nın kendi küresel yıldız kümelerini( örneğin Palomar 12 ) Samanyolu gökadasına bağışlama süreci içinde oldukları görülüyor. [8] Bu, geçmişte kaç tane küresel yıldız kümesinin yakalanmış olabileceğini gösteriyor.

Küresel yıldız kümelerinin galaksideki ilk yıldızların üretiidiği yer gibi görünmesine rağmen, galaksi evrimindeki kökenleri ve rolleri hala açık değil. Küresel yıldız kümelerinin cüce eliptik galaksilerinden önemli ölçüde farklı olduğu görüldü ve ayrı bir galaksiden ziyade ana galaksideki yıldız oluşumunun bir parçası olarak ortaya çıktılar. [9] Bununla birlikte, gökbilimciler tarafından önerilen son tahminler gösteriyor ki küresel yıldız kümeleri ve cüce küresel galaksiler açıkça ayrılmayabilir. [10]

Gözlemlerin tarihçesi[değiştir | kaynağı değiştir]

İlk Küresel Yıldız Kümesi Keşifleri
Küme ismi Kaşif Yıl
M22 Abraham Ihle 1665
ω Cen Edmond Halley 1677
M5 Gottfried Kirch 1702
M13 Edmond Halley 1714
M71 Philippe Loys de Chéseaux 1745
M4 Philippe Loys de Chéseaux 1746
M15 Jean-Dominique Maraldi 1746
M2 Jean-Dominique Maraldi 1746

İlk keşfedilen küresel yıldız kümesi M22 idi. 1665 yılında Alman amatör astronom Abraham Ihle tarafından keşfedildi. [11] Bununla birlikte, ilk teleskoplara verilen ışık düzengeci ile küresel yıldız kümeleri içindeki bireysel yıldızların açısal çözünürlükleri, Charles Messier M4 cismini gözleyene kadar belirlenememişti. [12] Keşfedilen ilk sekiz küresel yıldız kümesi tabloda gösterilmiştir. Hemen sonrasında, Abbé Lacaille, NGC 104, NGC 4833, M55, M69 ve NGC 6397 cisimlerini 1751–52 kataloğunda listelemiştir. Sayıdan önce gelen M Charles Messier’in kataloğuna atıfta bulunurken, NGC ise John Dreyer tarafından hazırlanan Yeni Genel Katalog’a atıfta bulunur.

William Herschel araştırmaya başlamadı çünkü 1782’de büyük teleskopları kullanarak programı uygulayamamıştı. Bilinen 33 küresel yıldız kümesindeki yıldızları çözümleyebilmişti ve aynı zamanda 37 yeni küresel yıldız kümesi daha buldu. Herschel’in 1789 yılındaki derin gökyüzü cisimleri kataloğunda, ilk defa küresel yıldız kümesi adını kullandı ve tanımladı.

Keşfedilen küresel yıldız kümesi sayısı gittikçe artmaya devam etti, 1915’te 83’e ulaştı, 1930’da 93’ye ulaştı ve 1947 yılı itibariyle 97’ye ulaştı. Toplamda 152 küresel yıldız kümesi Samanyolu gökadası içinde keşfedilmiştir. Samanyolu dışında ise 180 ± 20 gibi bir sayı olduğu tahmin ediliyor.[4] Bu ekstra ve keşfedilmemiş küresel yıldız kümelerinin Samanyolu dışındaki gaz ve tozun arkasında gizlendiği düşünülüyor.

1914’ün başlarında, Harlow Shapley küresel yıldız kümeleriyle alakalı bir dizi çalışmaya başladı ve yaklaşık 40 civarında bilimsel makale yayımladı. Kümelerdeki RR Lyrae değişenini inceledi, buralarda sefe değişeninin olduğunu varsaymıştı. Bunların periyot-parlaklık ilişkilerini kullanarak mesafe tahminleri yaptı. Daha sonra, sefe değişenlerinden daha sönük RR Lyrae değişenleri bulundu. Bu Shapley’in kümelerin mesafelerini çok fazla hesaplamasına neden oldu.[13]

NGC 7006 çok yoğun bir Class I tipi küresel yıldız kümesidir.

Samanyolu gökadası içindeki küresel yıldız kümelerinin çok büyük bir kısmı galaksi merkezi etrafında bulunuyor. 1918’de, Harlow Shapley tarafından asimetrik dağılımları kullanılarak galaksinin bütün boyutlarına karar vermek için kullanıldı. Küresel yıldız kümelerinin gök ada merkezi etrafında hemen hemen küresel bir dağılım gösterdiği farzedildi. Harlow Güneş’in galaksi merkezine göre konumunu tahmin etmek için kümelerin konumlarını kullandı.

[14]

Tahminleri önemli ölçüde hata payı içerse de, gösterdi ki galaksinin boyutları önceki halinden çok daha büyük. Hata payı Samanyolu içindeki toz bulutlarından kaynaklanıyor. Tozlar, küresel yıldız kümelerinden Dünya’ya ulaşan ışığı önemli ölçüde azaltıyor. Bu da daha uzakta görünmelerine sebep oluyor. Shapley'in tahminleri şu anda kabul edilen değerle, 10’un katları dahilinde aynıdır.

Shapley'in ölçümleri gösteriyor ki Güneş göreceli olarak galaksi merkezinden uzakta. Daha önce çıkarılan sonucun aksini söyler, önceki sonuçlar sıradan yıldızların dağılımlarıyla neredeyse aynı olduğunu gösteriyordu. Gerçekte, sıradan yıldızlar galaksi diski içindedirler. Genellikle gaz ve toz bulutları sebebiyle gizlenirler. Küresel yıldız kümeleri galaksi diski dışında konumlanmışlardır ve olduğundan çok daha fazla mesafelerde görünürler.

Küresel yıldız kümelerinin sınıflandırılması[değiştir | kaynağı değiştir]

Shapley sonradan kümeler hakkındaki çalışmaları sebebiyle Henrietta Swope ve Helen Battles Sawyer tarafından desteklendi. 1927 ve 29 yıllarında, Harlow Shapley ve Helen Sawyer kümeleri merkeze doğru olan yoğunluk derecesine göre sınıflandırmaya başladı. En fazla yoğunluğa sahip kümeler Sınıf 1 olarak belirlendi. Azalan yoğunluğa göre, kümeleri Sınıf XII’ye kadar başarıyla belirlediler. Bu sınıflandırma Shapley-Sawyer Yoğunluk Sınıflandırması (Shapley–Sawyer Concentration Class) olarak biliniyor. Bazen Romen rakamları yerine Sınıf 1-12 olarak sayılarla ifade ediliyor. [15]

Oluşum[değiştir | kaynağı değiştir]

NGC 2808 üç ana yıldız oluşum bölgesi içeriyor.[16] NASA image

Küresel yıldız kümelerinin oluşumu, az anlaşılmış bir olguyu geride bırakıyor. Küresel yıldız kümelerindeki yıldızların tek bir nesilden ortaya çıkıp çıkmadığını veya yüzlerce milyon yıl içinde birçok nesilden meydana gelip gelmediğini belirsiz bırakıyor. Bir çok küresel yıldız kümesinde, çoğu yıldız neredeyse yıldız evriminin aynı evresinde. Bu da aynı zamanlarda oluştuklarını destekliyor. [17] Bununla birlikte, yıldız oluşumunun tarihçesi kümeden kümeye değişiyor. Bazı yıldız kümeleri yıldız popülasyonunun açıkça gösteriyor. Buna örnek olarak, Büyük Macellan Bulutu’ndaki küresel yıldız kümeleri çift modlu popülasyon örneği sergiliyorlar. Büyük Macellan Bulutu’ndaki küresel yıldız kümeleri, gençlikleri boyunca büyük moleküler bulutlarla çarpışmış olabilirler ve bunun sonucunda yıldız oluşum evresinin ikinci aşamasına geçmiş olabilirler. [18] Bu yıldız oluşumu, bir çok küresel yıldız kümesinin yaşı düşünüldüğünde göreceli olarak kısadır.[19]

Aynı zamanda evrendeki bu popülasyonun çok katlılığına sebep olarak dinamik bir kökeni olduğu önerildi. Örneğin Hubble Uzay Teleskobu Anten Gökadalarında kümelerin kümesini gözledi, buralar galaksi içindeki yüzlerce parsek genişliğinde bölgeler. Bu bölgelerde kümelerin bir çoğu en sonunda çarpışıp iç içe geçeceklerdir. Birçoğu önemli bir yelpazede asırlardır mevcuttur, iç içe geçmeleri kümelerin çiftli veya çoklu popülasyon dağılımlarına sahip olmalarına izin veriyor.[20]

Küresel yıldız kümesi Messier 54.[21]

Küresel yıldız kümesi gözlemleri gösterdi ki yıldız oluşumları, etkin yıldız oluşumlarının olduğu bölgelerde yavaşça artıyor. Buralardaki yıldızlararası ortamda, normal yıldız oluşumunun olduğu bölgelere göre daha fazla kütle çekimi var. Küresel yıldız kümesi oluşumları yıldız yağmuru denen bölgelerde ve etkileşim halindeki galaksilerde yaygın. [22] Araştırmalar, merkezdeki süper kütleli kara deliğin kütlesi ile eliptik ve merceksi galaksilerdeki küresel küme sistemlerinin boyutları arasında bir ilişki olduğunu gösteriyor. Bunun gibi galaksilerdeki, süper kütleli kara deliğin kütlesi genellikle galasinin içindeki tüm küresel yıldız kümelerinin toplam kütlesine yakındır.[23]

Bilinen hiç bir küresel yıldız kümesi aktif yıldız oluşumu sergilemiyor. İstikrarlı bir görünümle, küresel yıldız kümeleri genellikle galaksideki en yaşlı objelerdir ve yıldızların kümelendiği ilk oluşumlardır. Çok büyük yıldız oluşum bölgeleri olarak bilinen süper yıldız kümesi, örneğin Samanyolu galaksisindeki Westerlund 1, küresel yıldız kümelerinin öncüleri olabilir. [24]

Bileşimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Djorgovski 1'in hidrojen ve helyum içeren yıldızları. Astronomik terim olarak metal fakiri (İng. metal-poor) olarak isimlendirilir. [25]

Küresel yıldız kümeleri genellikle yüz binlerce metalliği düşük yaşlı yıldızlardan oluşur. Küresel yıldzı kümelerinde bulunan yıldızların türlerinin spiral galaksilerdeki galaksi tümseğinde bulunan yıldızlarla benzer olduğu bulundu. Ancak sadece bir kaç milyon kübik parsek hacme sığdırılmıştır. Gaz ve toz bulutlarından yoksundurlar. Bütün gaz ve toz bulutunun çok uzun zaman önce yıldızlara dönüştüğü farzediliyor.

Küresel yıldız kümeleri çok yüksek yoğunluktaki yıldızlar içerebilir. Ortalama olarak bir kübik parsek başına 0.4 yıldız vardır ancak bu sayı kümenin çekirdeğine yaklaştıkça 100’e ve 1000’e ulaşabilir. [26] Küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar arasındaki tipik uzaklık yaklaşık 1 ışık yılıdır. [27] Ancak merkezdeki mesafeler, Güneş Sistemi boyutlarıyla karşılaştırılabilir.

Bununla birlikte buraların gezegen sistemlerinin yaşamına devam edebilmesi için uygun bölgeler olduğu düşünülmüyor. Kümelerin merkezindeki yoğunluktan dolayı geçen yıldızların yörüngesindeki küçük sapmalar, gezegen yörüngelerinin dinamik olarak sabit olmamasına neden oluyor. Bir gezegen, yıldız etrafında 1 astronomik birim uzaklığındaki yörüngesinde, 47 Tucanae gibi merkezi yoğun bir küme içinde dönerken sadece 108 yıl boyunca yaşayabilir. [28] Pulsar (PSR B1620−26) etrafında dönen bir gezegen sistemi M4 küresel yıldız kümesine aittir. Ancak bu gezegenler pulsarın oluşmasından hemen sonra oluşmuş gibi görünüyor.[29]

Samanyolu galasisindeki, Mayall II galaksisindeki ve Andromeda Galaksisindeki Omega Centauri gibi bazı küresel yıldız kümeleri olağanüstü bir biçimde büyüktürler. Bir kaç milyon güneş kütlesine ve çoklu yıldız popülasyonlarına sahiptirler. Her ikisi de, süper kütleli küresel yıldız kümelerinin aslında daha büyük galaksilerce tüketilmiş cüce galaksilerin çekirdeği olduğuna dair kanıt olarak sunuluyor. [30] Samanyolu galaksisindeki küresel yıldız kümesi popülasyonunun yaklaşık çeyreği yakınlarındaki komşu cüce galaksilerle birleşmiş olabilir.[31]

M15 gibi bir çok küresel yıldız kümesi son derece büyük kütleli çekirdeğe sahiptir. Merkezlerinde karadelik barındırabilirler.[32] Simülasyonlar daha az kütleli kara deliklerin, merkezdeki nötron yıldızlarının yoğunluğundan veya büyük beyaz cücelerin olabileceğini gösteriyor. Bu simülasyonlar gözlemleri güzelce açıklayabiliyor.

Metalik içeriği[değiştir | kaynağı değiştir]

Messier 53, mavi başıboşlar olarak adlandırılan( ing. blue stragglers) yıldız çeşidinden sıradışı sayıda içerdiğinden dolayı astronomları şaşırttı. [33]

Küresel yıldız kümeleri normalde Popülasyon II yıldızları içerirler. Bu yıldızlar Pöpülasyon I yıldızları(örneğin Güneş) ile karşılaştırıldığında hidrojen ve helyumdan başka elementleri de düşük oranda içerirler. Astronomlar bu ağır elementleri metaller olarak adlandırırlar ve bu elementlerin orantılarını metallik olarak adlandırırlar. Bu elementler yıldız nükleosentezi sırasında üretilmişlerdir ve daha sonra yıldızlararası maddeye katılarak geri dönüştürülürler. Buralarda yıldızların bir sonraki nesline geçiş yaparlar. Bunun sonucu olarak, metallerin oranları yıldızın yaşı hakkında gösterge olabilir. Daha yaşlı yıldızlar tipik olarak daha düşük metalliğe sahiptir. [34]

Hollandalı astronom Pieter Oosterhoff farkına vardı ki görünüşte küresel yıldız kümelerinin iki farklı popülasyonu var. Şimdilerde Oosterhoff grupları olarak biliniyorlar. İkinci grup nispeten daha uzun periyoda sahip RR Lyrae değişen yıldızlara sahiptir.[35] İki grup da tayf çizgilerinin zayıf olduğu metalik elementler içerirler. Ancak Oosterhoff tip I’deki yıldızların tayf çizgileri tip II’dekilerin tayf çizgileri kadar zayıf değiller.[35] Bu yüzden tip I metal zengini olarak adlandırılırken tip II metal fakiri olarak adlandırılır.

Bu iki popülasyon bir çok galakside gözlendi, özellikle devasa büyüklükteki eliptik galaksilerde.İki grup da neredeyse evrenin kendisi kadar yaşlı ve benze yaştalar. Ancak metal bolluğu açısından farklılık gösterirler. Bir çok senaryo bu alt popülasyonları açıklamak için önerildi. Bunlardan bazıları, şiddetli gaz zengini galaksi birleşmeleri, cüce galaksilerin büyümesi ve tek bir galaksideki çoktu yıldız oluşum fazları. Samanyolu galaksimizde metal fakiri kümeler hale ile birlikte bulunur. Metal zengini kümeler tümsek ile birlikte bulunur.[36]

Samanyolu galaksimizde, düşük metalik özellik gösteren kümelerin büyük bir kısmının, galaksi halesinin dış kısmı boyunca bir düzlemde dizildiği keşfedilmiştir. Bu sonuç, galaksideki tip II kümelerinin uydu galaksilerden yakalandığı tartışmasını ortaya çıkardı. Daha önceden küresel yıldız kümesi sistemlerinin Samanyolu’nun en eski üyeleri olduğu düşünülüyordu. İki küme tipi arasındaki fark, iki galaksinin kendi küme sistemlerinden oluştuğu zaman gecikmeli olarak açıklanmış oldu.[37]

Egzotik bileşenleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Küresel yıldız kümeleri çok fazla yıldız yoğunluğuna sahiptir. Aynı zamanda yakın etkileşimler ve yıldızların çarpışmaları göreceli olarak sık gerçekleşir. Bu değişikliklere rastlanması sebebiyle, bazı egzotik sınıfına giren yıldızlar (örneğin mavi başıboşlar, milisaniye pulsarları, düşük kütleli x ışını ikilileri) küresel yıldız kümelerinde yaygındırlar. Bir mavi başıboş, iki yıldızın birleşmesinden oluşmuştur. Bir çift yıldız sistemi ile karşılaşma sonucu oluşması muhtemel. [38] Sonuçta ortaya çıkan yıldız, küme içindeki aynı parlaklığa sahip yıldızlarla karşılaştırıldığında daha yüksek sıcaklığa sahiptir. Kümenin ilk başlarında oluşan anakol yıldızlarıyla farklılık gösterir. [39]

M15 küresel yıldız kümesinin merkezinde orta kütleli bir karadelik olduğu düşünülüyor. NASA image.

Astronomlar 1970’lerden beri küresel yıldız kümeleri içerisinde kara delik araştırması yapıyorlar. Bu görev için gereken çözümler, ancak Hubble uzay teleskobu ile yapılan heyecanlı keşiflerle doğrulanmıştır. Bağımsız programlarda, 4000 Güneş kütlesine sahip orta büyüklükteki kara deliğin var olduğu öne sürüldü. M15 küresel yıldız kümesindeki HST gözlemlerine ve Andromeda Galaksisi’ndeki 20,000 Güneş kütleli kara deliğe sahip Mayall II kümesindeki gözlemlere dayanarak öne sürüldü.[40] Mayall II’den gelen x-ışını ve radyo emisyonlarının orta kütleli bir kara delik için uyumlu olduğu görülüyor. [41]

Bunlar belirli ilgi alanlarıdır çünkü orta kütleli kara deliklerin keşfedildiği ilk yerlerdir. Geleneksel yıldız kütleli kara delikler ve süper kütleli kara delikler galaksilerin merkezinde keşfedilmişlerdir. Bu orta kütleli kara deliklerin kütleleri kümenin kütlesi ile orantılıdır. Devam eden süreçte, öncelikle süper kütleli karadelik ile kara delik çevreleyen galaksi arasında keşfedilmişlerdir.

Orta kütleli kara deliklerin varlığı şüpheyle karşılandı. Küresel yıldız kümelerindeki en ağır objelerinin küme merkezine doğru göç etmeleri umuluyordu. Holger Baumgardt ve onunla ortak çalışanlar tarafından, kütle ışık oranı iki kağıda işaretlendi. M15 ve Mayall II’de olduğu gibi kara delik olmasa bile kütle ışık oranının keskin bir şekilde küme merkezine doğru artması gerektiğini buldular.

Renk şiddet diyagramı[değiştir | kaynağı değiştir]

Messier 5 bir küresel yıldız kümesidir ve kendi toplu yerçekimleri ile bir arada duran yüzbinlerce yıldız içerir.[42]

Hertzsprung-Russell diyagramı (HR-diyagram), yıldızların bir çok çeşidinin yer aldığı bir grafiktir. Renk ölçeğine karşılık görünen mutlak parlaklıklarının grafik üzerinde gösterilmesidir. B’den V’ye renk ölçeği,mavi ışıktaki veya B’deki yıldızın şiddeti ile görünen ışıktaki şiddeti(veya V) farklıdır. Büyük pozitif değerler kırmızı yıldızlara karşılık gelir. Bu yıldızların yüzey sıcaklığı düşüktür. Negatif değerler yüzey sıcaklığı fazla olan mavi yıldızlara karşılık gelir.

HR diyagramında Güneş’e yakın olan yıldızlar, çeşitli kütledeki, yaştaki ve bileşimlerdeki yıldızların bir dağılımını gösteriyor. Yıldızların bir çoğu, yıldızların sıcaklığı arttıkça şiddetin de arttığı anakol olarak adlandırılan eğimli çizgi üzerinde dağılmışlardır. Bununla birlikte, diyagram evrimlerinin daha sonraki aşamalarında olan yıldızları da içeriyor. Bu yıldızlar anakol eğiminden uzaktadırlar.

Küresel yıldız kümesi içindeki bütün yıldızlar bizden yaklaşık olarak aynı mesafededirler. Mutlak şiddetleri kadirlerine göre değişiklik gösterir. Küresel yıldız kümesindeki anakol yıldızların güneş sisteminin komşularındaki benzer yıldızlarla karşılaştırılabilecek çizgi üzerine düşeceği düşünülüyor. Bu varsayımın kesinliği, yakın kısa periyotlu değişkenlerin şiddetlerinin karşılaştırılarak elde edilen veriler ile doğrulandı. Örneğin, RR Lyrae yıldızları ve sefe değişeni. [43]

HR diyagramındaki eğim üzerindeki eşleştirerek, kümedeki anakol yıldızlarının mutlak şiddetleri de bulunabilir. Yıldızların kadirlerine dayanarak kümenin bizden olan uzaklığı tahmin edilebilir. Göreli ve mutlak şiddet arasındaki fark, uzaklık modülü olarak adlandırılır ve mesafe tahminlerinde kullanılabilir. [44]

Belirli bir küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar HR diyagramında gösterilmiştir. Bir çok açıdan yaklaşık olarak bütün yıldızlar çok iyi tanımlanmış bir eğri üzerine göreceli olarak düşerler. Bu HR diyagramındaki Güneş’e yakın yıldızlar için değişiklik gösterir. Bu yıldızlar farklı yaşta ve kökende olan bir grup yıldızdır. Küresel yıldız kümesi için eğimin şekli bir grup yıldızın karakteristik özelliğidir. Bu yıldızlar yaklaşık olarak aynı zamanda, aynı materyalden oluşmuştur. Sadece ilk kütleleri farklılık gösterir. HR diyagramındaki her bir yıldızın konumu, yaş ile çeşitlilik gösteir. Küresel yıldız kümesindeki eğimin şekli, yıldız popülasyonunun bütün yaşını hesaplamada kullanılabilir. [45]

Küresel yıldız kümesi M3 için renk-şiddet diyagramı. Eğimdeki karakteristik 19 şiddetindeki bölgede yıldızların kendi evrim yollarındaki dev aşamaya geçişi gösteriyor.

En büyük anakol yıldızları aynı zamanda en büyük mutlak şiddete sahip ve bu aşama yıldızların dev yıldız evresine geçişte ilk evrimidir. Daha küçük kütleli yıldızlar da dev yıldız evresine geçiş yapar. Böylelikle tek bir küme popülasyonunun yaşı, dev yıldız evresine geçiş yapmaya başlayan yıldızlara bakarak bulunabilir. Bu oluşumlar, HR diyagramındaki anakol çizgisinin üst sağ tarafını büker. Bu eğrinin mutlak şiddeti doğrudan küresel yıldız kümesinin yaş fonksiyonudur. Bu yüzden yaş ölçeği, şiddete paralel olan eksene çizilebilir.

Ek olarak, küresel yıldız kümeleri, en soğuk beyaz cücelerin sıcaklığına bakılarak tarihlendirilebilir. Küresel yıldız kümeleri için tipik sonuçlar gösteriyor ki, 12.7 milyar yıl olacak kadar yaşlı olabilirler. Bu onlarca milyon yıl yaşında olan açık yıldız kümelerinin tam tersidir.

Küresel yıldız kümelerinin yaşları, tüm evrenin yaş limitine ulaşıyor. Bu alt limit kozmolojide önemli bir kısıtlamadır. Tarihte, astronomlar kozmolojik modellerin izin verebileceğinden daha yaşlı görünen küresel yıldız kümelerin yaşlarını tahmin etme ile karşı karşıya geldiler. Bununla birlikte, kozmolojik değişkenlerin derin gökyüzü araştırmaları ve Hubble Uzay Teleskobu gibi uydular sayesinde yapılan daha iyi ölçümleri ile bu sorunun yeniden çözümleneceğini gösteriyor. [46]

Küresel yıldız kümeleri üzerine yapılan evrimler çalışmalar aynı zamanda kümeyi oluşturan gaz ve tozun birleşmeye başladığındaki değişikleri belirlemek için kullanılabilir. Ağır elementlerin çokluğundaki değişiklikler kullanılarak evrimdeki değişiklikler belirlenebilir. Küresel yıldız kümeleri üzerinde yapılan çalışmalardan toplanan veriler daha sonra Samanyolu’nun evrimi üzerinde çalışmak için kullanıldı. [47]

Küresel yıldız kümeleri içinde mavi başıboşlar olarak bilinen az sayıda yıldız gözlendi. Anakol üzerinde daha mavi ve parlak yıldızların olduğu tarafa doğru devam ettiği görülüyor. Bu yıldızların kökeni hala açıklanamadı ancak bir çok model bu yıldızların çoklu yıldız sistemlerindeki kütle transferi sonucu oluştuğunu öne sürüyor. [48]

Morfoloji[değiştir | kaynağı değiştir]

NGC 411 bir açıkyıldız kümesi olarak sınıflandırıldı. [49]

Açık yıldız kümelerinin aksine bir çok küresel yıldız kümesi, kendi yıldızlarının büyük bir çoğunluğunun yaşam süreleriyle karşılaştırılabilir. Bununla birlikte, muhtemel bir istisna, diğer büyük kütlelerle gelgitten etkilenen güçlü etkileşimler yıldızların dağılımıyla sonuçlanıyor.

Tekrar oluştuktan sonra küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar yerçekimsel olarak birbirleriyle etkileşime giriyorlar. Yıldızların hız vektörünün sonucu sabit bir şekilde değiştirilmiştir. Bunun için karakteristik bir aralık dinlenme zamanı (ing. relaxation time) olarak adlandırılmıştır. Bu yıldızın küme ile çarpışması için gereken yıldıza ait sürenin karakteristik uzunluğu ile bağlantılıdır. [50] Dinlenme zamanının değeri kümeden kümeye değişiklik gösterir. Ancak ortalama değer 109 yıldır.

Ellipticity of Globulars
Gök ada Eliptiklik[51]
Samanyolu 0.07±0.04
LMC 0.16±0.05
SMC 0.19±0.06
M31 0.09±0.04

Küresel yıldız kümelerinin genellikle küresel yapıda görünmelerine rağmen, gelgit ile ilgili olan etkileşimlerden dolayı eliptik yapıda da olabilirler. Samanyolu ile Andromeda gökadasındaki kümeler tipik olarak basık küresel yapıdadırlar. Bununla birlikte Büyük macellan bulutundakilerin daha eliptik yapısı vardır. [52]

Yarıçaplar[değiştir | kaynağı değiştir]

Astronomlar standart yarıçaplarla küresel yıldız kümelerinin morfolojilerinin özelliklerini saptamaya çalışıyorlar. Bunlar merkezin yarıçapı (rc), yarım ışık yarıçapı (rh) ve gelgit yarıçapıdır. (rt). Kümenin bütün parlaklığı sabit bir şekilde küme merkezinden uzaklaştıkça azalır. Çekirdeğin yarıçapı, görünen yüzey parkalığının yarıya düştüğü mesafedir. [53] Yarım ışık yarıçapı karşılaştırılabilir bir büyüklüktür. Çekirdekten olan mesafe kümenin toplam parlaklığın yarıya düştüğü yeri gösterir. Bu tipik olarak çekirdek yarıçapından büyüktür.

Yarım ışık yarıçapı kümenin dış kısmındaki yıldızları içerir. Bu yüzden teorisyenler yarım kütle yarıçapını da kullanacaklardır. (rm)—Bu yarıçap kümenin toplam kütlesinin yarısının bulunduğu kısımdır. Kümenin yarım kütle yarıçapı tüm boyutla karşılaştırıldığında küçüktür. Çünkü yoğun bir çekirdek kısmına sahiptir. Buna örnek olarak Messier 3 (M3) gökcismini verebiliriz. M3’ün görünen boyutları yaklaşık olarak 18 açısal dakikadır ancak yarım kütle yarıçapı sadece 1.12 açısal dakikadır. [54]

Bütün küresel yıldız kümeleri büyük yarıçaplara sahip olmasına rağmen, neredeyse bütün küresel yıldız kümeleri 10 parsekten az olan yarım ışık yarıçapına sahiptir. (örneğin NGC 2419 (Rh = 18 pc) ve Palomar 14 (Rh = 25 pc)).[10]

Son olarak gelgit yarıçapı veya Roche limiti, küresel yıldız kümesinin merkezinden, kümenin kendisine nazaran galaksiden kaynaklanan dış yerçekimsel etkinin küme içindeki yıldızlara daha fazla etkisinin olduğu yere kadar olan mesafedir. Bu mesafe kümeye ait bireysel yıldızların galaksi tarafından uzaklaştırılabildiği mesafedir. M3’ün gelgit yarıçapı yaklaşık olarak 40 açısal saniyedir, [55] veya yaklaşık olarak 113 parsektir [56] 10.4 kiloparsek mesafesinde.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ The Hubble Heritage team (1999-07-01). "Hubble Images a Swarm of Ancient Stars". HubbleSite News Desk (Space Telescope Science Institute). http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/26/. Erişim tarihi: 2006-05-26. 
  2. ^ Harris, William E. (February 2003). "CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS: THE DATABASE". http://www.physics.mcmaster.ca/~harris/mwgc.dat. Erişim tarihi: 2009-12-23. 
  3. ^ Frommert, Hartmut (August 2007). "Milky Way Globular Clusters". SEDS. http://spider.seds.org/spider/MWGC/mwgc.html. Erişim tarihi: 2008-02-26. 
  4. ^ a b Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). "The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies". Astrophysical Journal, Part 1 384: 50–61. Bibcode 1992ApJ...384...50A. DOI:10.1086/170850. 
  5. ^ Barmby, P.; Huchra, J. P. (2001). "M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeleness". The Astronomical Journal 122 (5): 2458–2468. arXiv:astro-ph/0107401. Bibcode 2001AJ....122.2458B. DOI:10.1086/323457. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/323457. 
  6. ^ Dauphole, B.; Geffert, M.; Colin, J.; Ducourant, C.; Odenkirchen, M.; Tucholke, H.-J.; Geffert; Colin; Ducourant; Odenkirchen; Tucholke (1996). "The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient". Astronomy and Astrophysics 313: 119–128. Bibcode 1996A&A...313..119D. 
  7. ^ Harris, William E. (1991). "Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 29 (1): 543–579. Bibcode 1991ARA&A..29..543H. DOI:10.1146/annurev.aa.29.090191.002551. 
  8. ^ Dinescu, D. I.; Majewski, S. R.; Girard, T. M.; Cudworth, K. M. (2000). "The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy". The Astronomical Journal 120 (4): 1892–1905. arXiv:astro-ph/0006314. Bibcode 2000astro.ph..6314D. DOI:10.1086/301552. 
  9. ^ Lotz, Jennifer M.; Miller, Bryan W.; Ferguson, Henry C. (September 2004). "The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei, and Stellar Halos". The Astrophysical Journal 613 (1): 262–278. arXiv:astro-ph/0406002. Bibcode 2004ApJ...613..262L. DOI:10.1086/422871. 
  10. ^ a b van den Bergh, Sidney (November 2007). "Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, in press 385 (1): L20. arXiv:0711.4795. Bibcode 2008MNRAS.385L..20V. DOI:10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x. 
  11. ^ Sharp, N. A.. "M22, NGC6656". REU program/NOAO/AURA/NSF. http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0575.html. Erişim tarihi: 2006-08-16. 
  12. ^ Boyd, Richard N. (2008). An introduction to nuclear astrophysics. University of Chicago Press. s. 376. ISBN 0-226-06971-0. 
  13. ^ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1998). Globular cluster systems. Cambridge astrophysics series. 30. Cambridge University Press. s. 2. ISBN 0-521-55057-2. 
  14. ^ Shapley, Harlow (1918). "Globular Clusters and the Structure of the Galactic System". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 30 (173): 42+. Bibcode 1918PASP...30...42S. DOI:10.1086/122686. 
  15. ^ Hogg, Helen Battles Sawyer (1965). "Harlow Shapley and Globular Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 77 (458): 336–46. Bibcode 1965PASP...77..336S. DOI:10.1086/128229. 
  16. ^ Piotto, G.; et al. (May 2007). "A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808". The Astrophysical Journal 661 (1): L53–L56. arXiv:astro-ph/0703767. Bibcode 2007ApJ...661L..53P. DOI:10.1086/518503. 
  17. ^ Chaboyer, B.. "Globular Cluster Age Dating". 245. ss. 162–172. Bibcode 2001ASPC..245..162C. 
  18. ^ Piotto, Giampaolo (June 2009). "Observations of multiple populations in star clusters". 258. ss. 233–244. Bibcode 2009IAUS..258..233P. DOI:10.1017/S1743921309031883. 
  19. ^ Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, L. L.; Piotto, G.; Bedin, L. (2007-05-02). "Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster". Hubble News Desk. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/18/full/. Erişim tarihi: 2007-05-01. 
  20. ^ Amaro-Seoane, P.; Konstantinidis, S.; Brem, P.; Catelan, M. (2013). "Mergers of multimetallic globular clusters: the role of dynamics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 435 (1): 809. Bibcode 2013MNRAS.435..809A. DOI:10.1093/mnras/stt1351. 
  21. ^ "This Star Cluster Is Not What It Seems". European Southern Observatory. http://www.eso.org/public/news/eso1428/. Erişim tarihi: 12 September 2014. 
  22. ^ Elmegreen, B. G.; Efremov, Y. N. (1999). "A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas". Astrophysical Journal 480 (2): 235. Bibcode 1997ApJ...480..235E. DOI:10.1086/303966. 
  23. ^ Burkert, Andreas; Tremaine, Scott (April 1, 2010). "A correlation between central supermassive black holes and the globular cluster systems of early-type galaxies". arΧiv: 1004.0137 [astro-ph.CO]. "A possible explanation is that both large black-hole masses and large globular cluster populations are associated with recent major mergers.". 
  24. ^ "Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way". ESO. 2005-03-22. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-08-05.html. Erişim tarihi: 2007-03-20. 
  25. ^ "ESA/Hubble Picture of the Week". Engulfed by Stars Near the Milky Way’s Heart. http://www.spacetelescope.org/images/potw1126a/. Erişim tarihi: 28 June 2011. 
  26. ^ Talpur, Jon (1997). "A Guide to Globular Clusters". Keele University. http://www.astro.keele.ac.uk/workx/globulars/globulars.html. Erişim tarihi: 2007-04-25. 
  27. ^ University of Durham - Department of Physics - The Hertzsprung-Russell Diagram of a Globular Cluster
  28. ^ Sigurdsson, Steinn (1992). "Planets in globular clusters?". Astrophysical Journal 399 (1): L95–L97. Bibcode 1992ApJ...399L..95S. DOI:10.1086/186615. 
  29. ^ Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E.; Joshi; Rasio; Thorsett (1999). "Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System". Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union 105: 525. arXiv:astro-ph/9605141. Bibcode 1996astro.ph..5141A. 
  30. ^ Bekki, K.; Freeman, K. C. (December 2003). "Formation of ω Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 346 (2): L11–L15. arXiv:astro-ph/0310348. Bibcode 2003MNRAS.346L..11B. DOI:10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x. 
  31. ^ Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (January 25, 2010). "Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters". arΧiv: 1001.4289 [astro-ph.GA]. 
  32. ^ van der Marel, Roeland (2002-03-03). "Black Holes in Globular Clusters". Space Telescope Science Institute. http://www-int.stsci.edu/~marel/m15release.html. Erişim tarihi: 2006-06-08. 
  33. ^ "Spot the Difference — Hubble spies another globular cluster, but with a secret". Picture of the Week. ESA/Hubble. http://spacetelescope.org/images/potw1140a/. Erişim tarihi: 5 October 2011. 
  34. ^ Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004). An introduction to the sun and stars. Cambridge University Press. s. 240. ISBN 0-521-54622-2. 
  35. ^ a b van Albada, T. S.; Baker, Norman (1973). "On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters". Astrophysical Journal 185: 477–498. Bibcode 1973ApJ...185..477V. DOI:10.1086/152434. 
  36. ^ Harris, W. E. (1976). "Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center". Astronomical Journal 81: 1095–1116. Bibcode 1976AJ.....81.1095H. DOI:10.1086/111991. 
  37. ^ Lee, Y. W.; Yoon, S. J. (2002). "On the Construction of the Heavens". An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way 297 (5581): 578–81. arXiv:astro-ph/0207607. Bibcode 2002Sci...297..578Y. DOI:10.1126/science.1073090. PMID 12142530. 
  38. ^ Leonard, P. J. t. (1989). "Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem". The Astrophysical Journal 98: 217. Bibcode 1989AJ.....98..217L. DOI:10.1086/115138. 
  39. ^ Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). "A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters". Mercury 28: 26. Bibcode 1999Mercu..28d..26M. http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9904/murphy.html. Erişim tarihi: 2006-06-02. 
  40. ^ Savage, D.; Neal, N.; Villard, R.; Johnson, R.; Lebo, H. (2002-09-17). "Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places". HubbleSite (Space Telescope Science Institute). http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2002/18/text/. Erişim tarihi: 2006-05-25. 
  41. ^ Finley, Dave (2007-05-28). "Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates". NRAO. http://www.nrao.edu/pr/2007/globularbh/. Erişim tarihi: 2007-05-29. 
  42. ^ "Cosmic fairy lights". ESA/Hubble Picture of the Week. http://www.spacetelescope.org/images/potw1416a/. Erişim tarihi: 29 April 2014. 
  43. ^ Shapley, H. (1917). "Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III". Astrophysical Journal 45: 118–141. Bibcode 1917ApJ....45..118S. DOI:10.1086/142314. 
  44. ^ Martin, Schwarzschild (1958). Structure and Evolution of Stars. Princeton University Press. ISBN 0-486-61479-4. 
  45. ^ Sandage, A.R. (1957). "Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3". Astrophysical Journal 126: 326. Bibcode 1957ApJ...126..326S. DOI:10.1086/146405. 
  46. ^ Majaess, D. (February 23, 2013). "Nearby Ancient Star is Almost as Old as the Universe". Universe Today. http://www.universetoday.com/100147/nearby-ancient-star-is-almost-as-old-as-the-universe/. Erişim tarihi: November 29, 2014. 
  47. ^ "Ashes from the Elder Brethren — UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters". 2001-03-01. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-03-01.html. Erişim tarihi: 2006-05-26. 
  48. ^ Leonard, Peter J. T. (1989). "Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem". The Astronomical Journal 98: 217–226. Bibcode 1989AJ.....98..217L. DOI:10.1086/115138. 
  49. ^ "Appearances can be deceptive". ESO Picture of the Week. http://www.spacetelescope.org/images/potw1303a/. Erişim tarihi: 12 February 2013. 
  50. ^ Benacquista, Matthew J. (2006). "Globular cluster structure". Living Reviews in Relativity. http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-2&page=articlesu2.html. Erişim tarihi: 2006-08-14. 
  51. ^ Staneva, A.; Spassova, N.; Golev, V. (1996). "The Ellipticities of Globular Clusters in the Andromeda Galaxy". Astronomy and Astrophysics Supplement 116 (3): 447–461. Bibcode 1996A&AS..116..447S. DOI:10.1051/aas:1996127. 
  52. ^ Frenk, C. S.; White, S. D. M. (1980). "The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 (3): L39–L42. arXiv:astro-ph/9702024. Bibcode 1997astro.ph..2024G. 
  53. ^ Kenneth Janes (November 2000). "Star Clusters". Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. ss. 2. http://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/eaa-starclus.pdf. Erişim tarihi: 26 March 2014. 
  54. ^ Buonanno, R.; Corsi, C. E.; Buzzoni, A.; Cacciari, C.; Ferraro, F. R.; Fusi Pecci, F.; Corsi; Buzzoni; Cacciari; Ferraro; Fusi Pecci (1994). "The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars". Astronomy and Astrophysics 290: 69–103. Bibcode 1994A&A...290...69B. 
  55. ^ Da Costa, G. S.; Freeman, K. C. (May 1976). "The structure and mass function of the globular cluster M3". ApJ 206 (1): 128–137. Bibcode 1976ApJ...206..128D. DOI:10.1086/154363. http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ...206..128D. Erişim tarihi: 6 December 2014. 
  56. ^ Brosche, P.; Odenkirchen, M.; Geffert, M. (March 1999). "Instantaneous and average tidal radii of globular clusters". New Astronomy 4 (2): 133–139. Bibcode 1999NewA....4..133B. DOI:10.1016/S1384-1076(99)00014-7. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999NewA....4..133B. Erişim tarihi: 7 December 2014.