Yıldız kümesi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara
Herkül takımyıldızındakiMessier 92

Yıldız kümeleri veya yıldız bulutları bir grup yıldızdır.

Yıldız kümelerinin iki tipi ayırt edilebilir: küresel kümeler kütleçekim kuvveti ile bağlı yüzlerce ya da binlerce yaşlı yıldızdan oluşan sıkışık gruplar halindedir. Açık kümeler, yıldızların daha gevşek kümelenmiş gruplar halindedir. Genellikle birkaç yüzden daha az yıldız içerir. Genellikle çok gençtirler. Açık kümeler galakside dolaşırken, dev moleküler bulutların çekim etkisiyle zamanla bozulur. Ancak kümenin üyeleri artık kütleçekimsel olarak bağlı olmasa da uzayda aynı yönde hareket etmeye devam edecektir. Daha sonra, hareket eden bir grup olarak ifade edilen yıldız birliği olarak bilinmektedir.

Yıldız kümeleri çıplak gözle görülebilir. Bunlar Yedi Kız Kardeş, Boğa ve Messier 44’dür.

Küresel yıldız kümesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Küresel yıldız kümeleri 10,000’den birkaç milyon yıldızın yaklaşık olarak küresel bir yapıya bürünmüş halidir. 10 ila 30 ışık yılı mesafesindeki bir bölge içindedirler. Genel olarak çok yaşlı Popülasyon II yıldızlarını içerirler. Evrenin kendisinden sadece birkaç yüz milyon gençtirler. Çoğunlukla sarı ve kırmızı yıldızlardır. Kütleleri iki güneş kütlesinden daha azdır. Bu tür yıldızlar kümeler içinde baskındır çünkü daha sıcak ve çok daha fazla kütleye sahip yıldızlar süpernova olarak patlamışlardır veya sonradan beyaz cüce olmak üzere gezegenimsi bulutsuya doğru evrimleşmişlerdir. Birkaç nadir mavi yıldız da küresel kümelerde bulunur. Kendi yoğun iç bölgelerinde yıldız birleşmeleri sonucu oluştuğu düşünülüyor. Bu yıldızlar mavi başıboşlar olarak da bilinir.

Bizim galaksimizde, küresel yıldız kümeleri yaklaşık olarak küresel biçimde galaksi halesinde, galaksi merkez erafında, oldukça eliptik yörüngelere dağıtılmışlardır. 1917 yılında, astronom Harlow Shapley küresel kümelerin dağılımına bakarak Güneş’in galaksi merkezine olan mesafesini tahmin etmeyi başardı. Daha önce, Samanyolu içinde Güneş'in konumu iyi belirlenememişti.

Yakın zamana kadar, küresel yıldız kümeleri astronomide büyük bir gizeme neden oldu. Yıldız evriminin teorilerinin, küresel yıldız kümeleri arasındaki en yaşlı üyeleri için verdiği yaş evrenin tahmin edilen yaşından daha büyük. Ancak, Hipparcos uydusu kullanılarak küresel yıldız kümelerinin mesafesini ölçmek için yapılan gelişmiş ölçümler ve Hubble sabitinin giderek artan hassasiyetteki doğru ölçümleri paradoksu yeniden çözdü. Evrene yaklaşık 13 milyar yıl yaş verdi ve en yaşlı yıldızlara birkaç yüz milyon yıl yaş verdi.

Böyle Samanyolu gök adasındaki Westerlund 1 gibi Süper yıldız kümeleri küresel yıldız kümelerinin habercisi olabilir.

Bizim galaksimiz yaklaşık 150 küresel yıldız kümesine sahiptir. Bunlardan bazıları Samanyolu gök adası tarafından bozulmuş küçük galaksiler tarafından yakalanmış olabilir. Küresel yıldız kümesi M79 için durumun böyle olduğu görülüyor. Bazı galaksiler küresel yıldız kümeleri açısından çok zengindir. Örneğin dev eliptik gökada M87 binin üzerinde küresel yıldız kümesi içerir.

Küresel yıldız kümelerinden en parlak olan birkaç tanesi çıplak gözle görülebilir. Omega Centauri en parlak olanlarından biridir. Antik çağlardan beri bilinmektedir ve teleskopik yaşından önce bir yıldız olarak kataloglanmıştır. Kuzey yarımküredeki en iyi bilinen küresel yıldız kümesi M13’tür (alçakgönüllülükle Herkül’deki Büyük Küresel Yıldız Kümesi olarak adlandırılır).

Ara formlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Messier 68’de, kendisini oluşturan yıldızlar yüzden fazla ışık yılı bir çapa sahip hacimde bulunuyor.

2005 yılında, astronomlar Andromeda Galaksisi içinde tamamen yeni bir tip yıldız kümesi keşfetti. Birçok yönden küresel yıldız kümelerine benzerdir(daha az yoğun olmasına rağmen). Şu anda, Samanyolu içinde keşfedilen herhangi bir ara küme (ayrıca genişletilmiş küresel kümeler olarak da bilinir) yok. Andromeda galaksisinde keşfedilen üç küme M31WFS C1, M31WFS C2 ve M31WFS C3’dir.

Bu yeni keşfedilmiş yıldız kümeleri yüzbinlerce yıldız içerir. Küresel yıldız kümelerinde bulunabilecek yıldız sayısıyla benzerdir. Kümeler aynı zamanda küresel kümelele başka özellikler de paylaşır. Örneğin yıldız popülasyonu ve metallik. Onları küresel yıldız kümelerinden ayıran özellikleri çok daha büyük olmalarıdır, birkaç yüz ışık yılı mesafesinde, ve yüzlerce kat daha az yoğundur. Yıldızlar arasındaki mesafe, yeni keşfedilen genişletilmiş kümeler içinde çok daha büyüktür. Parametrik olarak, bu kümeler (düşük karanlık madde) küresel küme ve (karanlık madde-egemen) cüce küresel galaksinin arasında bir yerdedir.

Henüz bu kümelerin nasıl oluştuğu bilinmemektedir, ancak oluşumları küresel yıldız kümeleri bu ile ilişkili olabilir. Samanyolu değil sahipken M31 gibi kümeleri vardır neden henüz bilinmemektedir. Neden M31 bu gibi kümelere sahipken Samanyolu’nun bu kümelere sahip olmadığı henüz bilinmiyor. Ayrıca başka bir galaksinin bu tip kümeler içerip içermediği bilinmemektedir. Ancak M31’in bu kümeleri içeren tek galaksi olması pek olası değildir.

Açık yıldız kümeleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Pleiades veya Yedi kız kardeş mavi yıldızların hakim olduğu ve yansıtıcı bulutlar tarafından çevrelenmiş bir açık yıldız kümesidir.

Açık yıldız kümeleri, küresel yıldız kümelerinden çok farklıdırlar. Küresel olarak dağılmış yıldız grubunun aksine galaktik düzleme sınırlandırılmıştır ve neredeyse spiral kollarıyla birlikte bulunurlar. Genel olarak genç objelerdir, birkaç on milyon yaşındadırlar. Örneğin, Messier 67 (en yakın ve en çok gözlenen yaşlı açık yıldız kümesi) gibi birkaç milyar yıl yaşında olan nadir istisnalar dışında. Orion Bulutsusu gibi H II bölgesinden oluşurlar.

Açık kümeler genellikle birkaç yüz yıldız içerir. Yaklaşık 30 ışık yılı bir bölge içinde bulunur. Küresel yıldız kümeleri ile karşılaştırıldığında daha az yoğun yıldız içerir. Çok daha az kütleçekim kuvveti ile bağlıdırlar. Ve zaman geçtikçe dev moleküler bulutlar ve diğer kümelerin kütleçekim etkisiyle bozulur. Küme üyeleri arasındaki yakın karşılaşmalar da buharlaşma fırlatmaları ile sonuçlanabilir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

İngilizce vikipedi