Açık yıldız kümesi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Açık yıldız kümeleri, birkaç bin yıldızdan oluşan bir yıldız grubudur. Açık yıldız kümesini oluşturan yıldızlar aynı dev moleküler buluttan oluşmuşlardır ve yaklaşık olarak aynı yaştadırlar. Açık yıldız kümesi galaktik küme olarak da bilinir. Samanyolu Galaksisinde 1100 den fazla açık yıldız kümesi keşfedilmiştir ve daha fazla olduğu düşünülmektedir. Açık yıldız kümeleri karşılıklı yerçekimi etkisiyle 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.

The star cluster NGC 3572 and its dramatic surroundings.jpg

Açık yıldız kümeleri genellikle birkaç yüz milyon yıl yaşar, en büyük olanları birkaç milyar yıla kadar yaşayabilir. Aksine, yıldızlardan oluşan daha büyük küresel kümeler üyelerine daha güçlü bir yerçekimi kuvveti uyguladığından, daha uzun süre varlığını sürdürür. Açık yıldız kümeleri, sadece içinde aktif yıldız oluşumu olan spiral ve düzensiz galaksilerde görülür.

Genç açık yıldız kümeleri hala oluştuğu moleküler bulutun içinde kapsanmış durumda olabilir ve o moleküler bulutun 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 bileşimi benzer olduğundan, üyelerin özellikleri ( uzaklık, yaş, metallik özellikleri, sönme gibi ) yalnız yıldızlarınkinden daha kolay şekilde belirlenebilir. Birkaç açık yıldız kümesi çıplak gözle görülebilir. Örneğin Pleiades, Hyades, Alpha Persei kümesi. Diğer bazı kümeler, örneğin Double küme , alet yardımı olmaksızın zorlukla fark edilebilir. Bir çoğu da teleskop veya dürbün kullanılarak görülebilir, örneğin Wild Duck kümesi.

Tarihi gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

Önemli bir açık yıldız kümesi olan Pleiodes’în bir yıldız grubu olarak fark edilmesi antik zamanlara dayanır. 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; Proesepe perseus’ûn içindeki Double ve Ptolemy yıldız kümelerinden bahsederken, İranlı gök bilimci Al-sufi Omicron Velorum yıldız kümesi hakkında yazmıştır. Ancak bu bulutsuları çözmek ve onları oluşturan yıldızları anlamak için teleskopun icadı gerekiyordu. Aslında 1603’te Johann Bayer bu üç açık yıldız kümesini tek yıldızlarmış gibi belirtmiştir.

VISTA Finds Star Clusters Galore.jpg

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.

Galileo’nun çalışmalarından etkilenen Sicilyalı gökbilimci Giovanni Hodierna teleskopu kullanarak daha önce bulunmamış olan açık yıldız kümelerini bulan muhtemel ilk astronomdur. 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 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.

The colourful star cluster NGC 3590.jpg

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. Teleskopik 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 Galaksisinin 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’ de astronom Robert Julius Trumpler tarafından tanıtılmıştır.

NGC265.jpg

Kümeler içindeki yıldızların pozisyonlarının mikrometre ölçümleri 1877 de Alman astronom E. Schönfefld tarafından yapılmış ve Amerikan 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 hareketi 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 kümelerininilk 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. 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 Proesepe’nin Pleiades’ten farklı yıldız hareketine sahip olduğunu fark etmiştir. Bu da üç kümenin yaşlarının farklılığı olarak yorumlanmıştır.

Oluşum[değiştir | kaynağı değiştir]

Trapezium cluster optical and infrared comparison.jpg
Eagle nebula pillars.jpg

Bir açık yıldız kümesinin oluşumu, dev moleküler bulutun bir kısmının çökmesiyle başlar. Dev moleküler bulut, güneşin kütlesinin binlerce katını kapsayan soğuk,yoğun bir gaz bulutu ve toz olarak tanımlanabilir. Bu bulutların yoğunlukları 102 - 106 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. Dışardan 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 Galaksisinde 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 rüzgarı ve radyasyon basıncı sıcak iyonize gazı, gazın içindeki ses hızıyla eşleşen bir hızla dağıtır. Birkaç milyon yıl sonra yıldız kümesi ilk çekirdek çökme süpernovasını 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 bir 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 bağımsız yıldız birlikteliği 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 kümeleri 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 kümesinin aynı moleküler buluttan oluşması yaygındır. Geniş Magellanic Bulut’ta Hodge 301 ve R13b; Tarantula Nebula’nın 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 ve Geniş Magellanic Bulutlar’da çok daha fazlası bulunur. Bizim galaksimizdeki sistemlerden bunları ayırt etmek daha kolaydır.

Biçim bilgisi ve sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

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 rakamlarıyla I den IV’e kadar güçlü konsantreden zayıf konsantreye doğru olmak üzere çevrelenmiş yıldız alanının yoğunluğunu belirtir; Arap rakamlarıyla 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.Trumper şeması kullanılarak, Pleiades I3rn ( güçlü konsantre, zengin nüfuslu ve bulutlu) . Hyades II3m ( daha dağınık ve az elemanlı) olarak sınıflandırılmıştır.

Sayılar ve dağılım[değiştir | kaynağı değiştir]

Small magellanic cloud.jpg

Bizim galaksimizde 1000’den fazla bilinen açık yıldız kümesi vardır, ancak gerçek sayı belki bu sayının 10 kat daha fazlasıdır. Sarmal galaksilerde 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 galaksilerde, açık yıldız kümelerinin yoğunluğu gaz yoğunluğunun yüksek olduğu yerlerde yüksek olmasına rağmen galaksinin her yerinde bulunabilirler. Eliptik galaksilerde açık yıldız kümesi görülmez çünkü eliptik galaksilerde yıldız oluşumu milyonlarca yıl önce durmuştur. Bizim galaksimizde kümelerin dağılımı yaşlarına bağlıdır, yaşlı kümeler tercihen galaktik merkezden büyük uzaklıklarda bulunurlar. 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.

Yıldız kompozisyonu[değiştir | kaynağı değiştir]

Tarantula nebula detail.jpg

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 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 bir çoğunun, diğer yldızlarla olan dinamik etkileşimlerin ikili sistem oluşturması ve tek bir yıldız olarak birleşmesi sonucu oluştuğu düşünülebilir. Bir kere nükleer füzyondan 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 devin gezegenimsi nebula olmak amacıyla dış katmanını çıkartmasıyla, madde kaybında oluşan zayıf asimetri yıldıza onu kümeden uzaklaştırmaya yetecek güçte bir ‘’tekme’’ atması ve yıldızın kümeden uzaklaşması, beyaz cüce eksikliğinin bir muhtemel açıklamasıdır. 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 cücelerin oluşumuna neden olur.

Nihai kader[değiştir | kaynağı değiştir]

Nursery of New Stars - GPN-2000-000972.jpg

Çoğu açık yıldız kümesi, sistemin kurtulma hızı sistemi oluşturan yıldızların ortalama hızından 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 kuvvetleri, 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 ve daha sıkı olarak sıkıştırılmış kümeler daha uzun süre dayanır. Orijinal küme elemanlarınn yarısı yok olduktan sonra, kümenin tahmin edilen yaşam süresi orijinal yoğunluğa bağlı olarak 150-800 milyon yıldır. 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 takımyıldızındaki 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.

Yıldız evriminin incelenmesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Open cluster HR diagram ages.gif

Hertzsprung-Russell grafiği bir açık yıldız kümesi için çizildiğinde, çoğu yıldız ana dizi üzerinde yer alır. En büyük yıldızlar evrimleşmeye başlarayak ana diziden ayrılırlar ve kırmızı devler olurlar, ana diziden ayrılış sırasındaki pozisyonları kümenin yaşını hesaplamada kullanılabilir. 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 radyasyonun enerji taşınımında dominant olduğu bölgelere geçişi bir muhtemel açıklamadır.

Astronomik mesafe ölçeği[değiştir | kaynağı değiştir]

Messier11.jpg

Astronomik cisimlerin uzaklığının hesaplanması onları anlamada çok önemlidir, ancak bu cisimlerin büyük bir çoğunluğunun uzaklıkları direkt bir hesaplamadan çok uzaktır. Astronomik mesafe ölçeğinin ayarlanması en yakın cisimlere dayalı dolaylı ve bazen kesin olmayan ölçümler dizisinden oluşur. Açık yıldız kümeleri bu dizideki olmazsa olmaz adımdır. En yakın açık yıldız kümelerinin uzaklıkları bir ya da iki metodla direk olarak ölçülebilir. Bunlardan ilki ; yakın açık yıldız kümelerinin paralaksı (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 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 değişkenleri açık yıldız kümeleriyle ilişkilendirilmek için çok yaşlıdırlar, ve açık yıldız kümeleri yerine küresel kümelerde bulunurlar.

Gezegenler[değiştir | kaynağı değiştir]

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