Açık Yıldız Kümesi Nedir?

Açık yıldız kümesi, aynı moleküler buluttan doğmuş sayıları binlerce olabilen ve birbirleri arasında zayıf kütle çekimsel etkileşim bulunan yıldız topluluklarıdır.

Aynı moleküler bulutta oluştukları için yaşları ve kimyasal bileşenleri hemen hemen aynıdır. Bu sebeple yıldız evrimini anlama konusunda önemli bir rol oynarlar. Yalnızca aktif yıldız oluşum bölgelerine sahip spiral ve düzensiz gökadalarda bulunurlar. Genç açık yıldız kümeleri, çevrelerinde içlerinde oluştukları moleküler bulutunu da barındırabilir. Fakat küme içindeki büyük kütleli yıldızların şiddetli ışıma gücü sebebiyle bu bulut zamanla dağılır.

Açık yıldız kümelerinden en bilindik olanı çıplak gözle de görülebilen Pleiades (M45) ya da diğer adıyla Ülker açık yıldız kümesidir.

Pleiades (M45) Açık Yıldız Kümesi. 100’ün üzerinde yıldıza ev sahipliği yapan bu yıldız kümesinin içinde oluştuğu molekül bulutu (bulutsu) henüz tam olarak dağılmamıştır (Fotoğraf telif: Murat SANA).

 

Açık kümeler gökada çevresinde dolanmalarını gerçekleştirirken bazı yakınlaşmalar sonucunda, birbirlerine düşük kütle çekimsel kuvvet ile bağlı olduklarından üye kaybedebilirler. Çoğu açık yıldız kümesi yüz milyonlarca yıl bir arada kalırken, çok fazla yıldız içeren büyük kütleli kümeler için bu süre milyarca yılı bulabilir. Ancak, küme önünde sonunda dağılmaya mahkumdur. Gökyüzünde gördüğünüz hemen her yıldız, geçmişte böylesi bir kümenin üyesi idi; yıldızımız Güneş bile.

Gökadamızda bilinen 1.000’in üzerinde açık yıldız kümesi bulunuyor ve bu sayının kat kat daha fazlası olabileceği tahmin ediliyor. Bu açık kümeler, büyük çoğunlukla gökada düzlemi üzerinde yer alırlar. Küresel kümelerin aksine şişim bölgesinde bulunmazlar. Gökada düzleminden 100-200 ışık yılı kadar uzakta, gökada merkezinden ise 50.000-60.000 ışık yılı uzakta yer alabilirler.

St1
Stellarium programından alınmış bir Samanyolu ve üzerindeki gök cisimlerinin bir görüntüsü

 

Yukarıdaki görüntüde küresel kümelerin bulunma noktaları ile açık kümelerin bulunma noktaları arasındaki farkı açıkça görebiliyoruz. (Ortasında + işareti olan daireler küresel kümeleri, kesikli dairesel çizgi olanlar ise açık kümeleri gösteriyor.)

Açık kümeler çoğunlukla Samanyolu diski üzerinde dağılmışken, küresel kümelerin buranın dışında kaldığını görebiliyoruz. M92, M2, M15 küresel kümeleri gökada düzleminden oldukça uzakta iken açık kümeler gökada düzlemine oldukça yakın.

the-butterfly-star-cluster-m6-celestial-image-co
Messier 6 (Kelebek) Yıldız Kümesi.

 

Gökada merkezine yakın bölgede gelgit kuvveti (tidal force) daha fazladır. Gökada merkezinde daha yoğun halde bulunan büyük moleküler bulutlar, kümenin dağılma oranını artırır. Bu da açık kümelerin dağılması üzerinde önemli bir etki yaratır. Kümenin gökada merkezine daha yakın bölgesinde bulunan yıldızlar, bu gelgit etkisiyle erken yaşlarda kümeden kopmaya, kümenin gökada merkezinden uzak bölgesinde bulunan üyelere göre daha yatkındır.

Yıldız Evriminde Açık Kümelerin Rolü

Açık yıldız kümelerini HR diyagramında noktaladığımızda yıldızların çoğu ana kol üzerinde yer alır. Daha erken evrilen bazı büyük kütleli yıldızların ana koldan yavaş yavaş ayrılmaya başladığı görülür. Aynı moleküler buluttan yaklaşık aynı zamanda doğdukları için bu ayrılma çizgisi doğrudan kümenin yaşı ile ilişkilidir.

M67 ve NGC 188 için HR Diyagramı

 

Yukarıdaki HR diyagramında M67 (sarı) ve NGC 188 (turkuaz) açık yıldız kümelerinin elemanları noktalanmış. Çoğu üyeleri anakol üzerinde olmasına rağmen anakoldan ayrılma yolu rahatlıkla görülebiliyor. M67’nin ayrılma kolunun ise NGC 188’den farklı bir noktada başladığı görülüyor.

M67’de daha sıcak yıldızların bulunduğu bölgeden başlarken NGC 188’de daha soğuk yıldızlardan başlıyor (diyagramda sıcaklık soldan sağa azalır). Bu, M67’nin daha genç bir küme olduğunu gösterir. M67 ilerleyen zamanlarda daha sıcak yıldızlarını evrim yoluna koymuş olacak ve NGC 188 gibi bir hal alacak.

zams
Farklı kümelerin farklı yaşları. Sol dikey eksen (Mutlak Parlaklık), yatay eksen (BV Renk Ölçeği), sağ yatay eksen (Yaş). Alıntı: Mike Guidry, University of Tennessee

Açık Kümelerin Uzaklıklarının Belirlenmesi

Açık kümeler HR diyagramında noktalandıklarında bir anakol çizgisi verirler. Fakat bu çizgi yıldızlararası ortamdan ötürü yolda soğrulmaya uğrayarak bir miktar kızıllaşır. Dolayısıyla kümenin anakolu, gerçek anakol çizgisinden ötelenmiş olarak bulunur. Bu ötelenme miktarı, ışığın ne kadar yoğun bir ortamdan geçtiği ve ne kadar yol boyunca bu ortamda soğrulduğu ile doğrudan ilişkilidir. Eğer kümenin konumundan ortamdaki soğurma katsayısını hesaplayabiliyorsak, kümenin uzaklığını da hesaplayabiliriz.

Açık Kümelerin Listesi

Küme İsmi Takımyıldız Uzaklık Yaş Görünür
  (Parsek) (Milyon Yıl) Parlaklık
Hyades Taurus 46 625 330′ 0.5
Coma Coma Berenices 90 400-500 120′ 1.8
Butterfly (M 6) Scorpius 487 94 20′ 4.2
Messier 7 Scorpius 280 224 80′ 3.3
Wild Duck (M 11) Scutum 1,900 250 13′ 5.8
Eagle Nebula (M 16) Serpens 1,800 1.3 6′ 6
Messier 18 Sagittarius 1,296 17 5′ 6.9
Messier 21 Sagittarius 1,205 12 14′ 5.9
Messier 23 Sagittarius 628 300 30′ 5.5
Messier 24 Sagittarius 3,070 220 90′ 4.6
Messier 25 Sagittarius 620 92 30′ 4.6
Messier 26 Scutum 1,600 85 7′ 8
Messier 34 Perseus 499 180 36′ 5.2
Messier 35 Gemini 912 180 25′ 5
Messier 36 Auriga 1,330 25 10′ 6
Messier 37 Auriga 1,400 347 14′ 5.6
Messier 38 Auriga 1,400 316 20′ 6.4
Messier 39 Cygnus 311 280 30′ 4.6
Messier 41 Canis Major 710 240 40′ 4.5
Beehive (M 44) Cancer 160 830 70′ 3.1
Pleiades (M 45) Taurus 135 125 120′ 1.2
Messier 46 Puppis 1,510 250 20′ 6.1
Messier 47 Puppis 490 73 25′ 4.4
Messier 48 Hydra 770 400 30′ 5.8
Messier 50 Monoceros 1,000 130 14′ 5.9
Messier 52 Cassiopeia 1,400 160 15 6.9
Messier 67 Cancer 908 4,000 25′ 6.9
Messier 93 Puppis 1037 390 10′ 6.2
Messier 103 Cassiopeia 3,000 16 5′ 7.4
Southern Pleiades (IC 2602) Carina 147 30 100′ 1.9
IC 2391 (Omicron Velorum Cluster) Vela 148 30 60′ 2.5
NGC 2451 A Puppis 189 50 45′ 2.8
Alpha Persei Perseus 200 50 300′ 1.2
Blanco 1 Sculptor 253 100 90′ 4.5
NGC 2232 Monoceros 325 53 45′ 3.9
IC 4756 Serpens 330 500 40′ 4.6
NGC 2516 (Diamond Cluster) Carina 346 141 30′ 3.8
IC 4665 Ophiuchus 352 43 70′ 4.2
Trumpler 10 Vela 365 35 14′ 4.6
NGC 6633 Ophiuchus 375 20′ 4.6
IC 348 Perseus 385 44 7′ 7.3
NGC 752 Andromeda 400 1,700–2,000 75′ 5.7
NGC 3532 (Wishing Well Cluster) Carina 405 316 50′ 3
NGC 2516 Carina 409 140 30′ 3.8
Collinder 140 Canis Major 410 35 42′ 3.5
NGC 2547 Vela 433 38 25′ 4.7
NGC 6281 Scorpius 479 220 8′ 5.4
IC 4756 Serpens 484 500 40′ 4.6
NGC 225 Cassiopeia 657 130 12′ 7
NGC 5662 Centaurus 666 70 30′ 5.5
NGC 5460 Centaurus 678 160 36′ 5.6
NGC 189 Cassiopeia 752 10 3.7′ 8.8
NGC 6025 Triangulum Australe 756 130 14′ 5.1
IC 5146 Cygnus 852 1 9′ 7.2
IC 4651 Ara 888 1,900 10′ 6.9
NGC 6087 Norma 891 70 14′ 5.4
NGC 3114 Carina 911 124 36′ 4.2
NGC 2509 Puppis 912 10′ 9.3
NGC 2264 Ophiuchus 913 1.5 40′ 3.9
NGC 1502 Camelopardalis 1,000 10 8′ 5.7
NGC 7822 Cepheus 1,000 2 180′
NGC 2169 Orion 1,052 12 5′ 5.9
NGC 6242 Scorpius 1,131 50 9′ 6.4
NGC 381 Cassiopeia 1,148 320 7′ 9.3
NGC 6204 Ara 1,200 79 6′ 8.2
NGC 6231 Scorpius 1,243 6 14′ 2.6
NGC 2439 Puppis 1,300 25 9′ 6.9
NGC 6067 Norma 1,417 170 14′ 5.6
NGC 2362 Canis Major 1,480 4–5 5′ 4.1
NGC 6756 Aquila 1,507 62 4′ 4.5
NGC 6031 Norma 1,510 117 8.5
NGC 2175 Orion 1,627 8.9 5′ 6.8
NGC 188 Cepheus 1,660 6,600 17′ 8.1
NGC 2244 Monoceros 1,660 1.9 30′ 4.8
NGC 2360 Canis Major 1,887 1,000 13′ 7.2
NGC 6834 Cygnus 1,930 76 5′ 7.8
NGC 659 Cassiopeia 1,938 35 5′ 7.9
Jewel Box (NGC 4755) Crux 1,976 14 10′ 4.2
NGC 6200 Ara 2,056 8.5 12′ 7.4
NGC 869 Perseus 2,079 12 18′ 4.3
NGC 637 Cassiopeia 2,160 10 4.2′ 8.2
NGC 2355 Gemini 2,200 955 5′ 9.7
NGC 2129 Gemini 2,200 10 5′ 6.7
NGC 663 Cassiopeia 2,420 25 14′ 7.1
NGC 457 Cassiopeia 2,429 21 20′ 6.4
NGC 2204 Canis Major 2,629 787 13′ 8.6
NGC 884 Perseus 2,940 14 18′ 4.4
NGC 1931 Auriga 3,086 10 3′ 10.1
NGC 2158 Gemini 5,071 1,054 5′ 8.6
NGC 6791 Lyra 5,853 8,900 16′ 9.5
Arp-Madore 2 Puppis 8,870 5,000
Hodge 301 Dorado 51,400 25 11
NGC 3293 Carina 8400 6′ 4.7
NGC 3766 Pearl Cluster Centaurus 1745 5′ 5.3

Using data from the VISTA infrared survey telescope at ESO’s Paranal Observatory, an international team of astronomers has discovered 96 new open clusters hidden by the dust in the Milky Way. Thirty of these clusters are shown in this mosaic. These tiny and faint objects were invisible to previous surveys, but they could not escape the sensitive infrared detectors of the world’s largest survey telescope, which can peer through the dust. This is the first time so many faint and small clusters have been found at once. The images are made using infrared light in the following bands: J (shown in blue), H (shown in green), and Ks (shown in red).
VISTA ile alınan görüntülerden, 30 açık yıldız kümesi

 

Ögetay Kayalı

Kaynaklar
1. Payne-Gaposchkin, C. (1979). Stars and clusters. Cambridge, Mass.: Harvard University Press 
2. van den Bergh, S.; McClure, R.D. (1980). “Galactic distribution of the oldest open clusters”. Astronomy & Astrophysics
3. Serdar Evren – Işık Ölçüme Giriş

4. List of Open Clusters – Wikipedia




Yıldızların Uzaklıkları Nasıl Bulunur? (Paralaks Yöntemi)

Yıldızlar ile ilgili belgesel izlerken gözümüze takılan ilk şey genellikle yıldızların Dünya’ya olan uzaklıklarıdır. Peki, bu uzaklıkların (en azından belli bir noktaya kadar) nasıl hesaplandığını hiç merak ettiniz mi?

Cevap basit bir lise geometrisinden ibaret. Evet, lise yıllarında bir çoğumuzun korkulu rüyası olan geometri.

Evrendeki diğer yıldızları tanımamız için ilk önce en yakın yıldız olan Güneş’i tanımalıyız. Eğer Güneş’e olan uzaklığı hesaplayabilirsek, diğer yıldızlara olan uzaklığı basit bir geometri hesabı ile bulabiliriz. Tarihte Aristarkus (MÖ 310-230) paralaks hesaplamasını düşünen ilk kişidir. Fakat o yıllarda bu derece hassas ölçümleri yapabilecekleri bir teleskop olmadığı için bu hesap fikrini ispatlayamamıştır.

paralaksyontemi
Paralaks, Dünya Güneş’in her iki tarafındayken gözlemlenen yıldızın arkaplanındaki yıldızlara göre belirli bir açı değerinde farklı konumlarda görülmesi olarak tanımlanabilir.

 

Şimdi Güneş’e olan uzaklığı (başka bir yazıda açıklayacağız) bulduğumuza göre, aynı tekniği diğer yıldızlara uygulayabiliriz. Yunanlılar bilimde çok başarılıydı ama bazı felsefi inançlardan dolayı Dünya’nın Güneş etrafında dolandığını bir türlü kabullenemediler. Paralaks’ın mantığı da bunu gerektirdiği için, bu keşif yüzyıllarca gecikti. Konuya dönersek, 6 ay içerisinde gözlemlemekte olduğumuz yıldızın sözde pozisyon kaymasını gözlemlediğimizde aslında onun açısal ayrımını gözlemlemiş oluyoruz. Örneklendirecek olursak:

Bir gözünüz kapatın ve işaret parmağınızı burun hizasına getirin. Şimdi kapalı gözünüzü açıp diğer gözünüzü kapatın. Ne gözlemlediniz? Parmağınız yer değiştirdi değil mi? Peki parmağınızı yaklaştırdığınızda bu yer değişimin artığını da farkettiniz mi?

paralaks

Şimdi, gözleriniz Dünya’nın iki ayrı pozisyonu, burnunuz Güneş ve parmağınız da bir tane yıldız olsun. Gözünüz ve burun arasındaki mesafeyi (Dünya ve Güneş) biliyoruz, açıyı da zaten iki ayrı noktadan gözlem yaparak bulmuştuk.

Güneş’e olan uzaklığı 1 astronomik birim (AB) diye tanımlarsak yıldızın uzaklığı(d), 6 aylık süreçte yıldızın açısal değişiminin tanjantına bağlı çıkacaktır. Yani 1/d = tan(a) olarak bulunur. Burada a yıldızın açısal değişimi, 1 Güneş ile Yer arasındaki mesafe (1 astronomik birim), d ise yıldızın uzaklığıdır.

Ama bir dakika, tanjantı hesap makinesi olmadan nasıl bulacağız? Aslında küçük açılar için, bir açının tanjantı açının kendisine eşittir (radyan biriminde geçerli, örneğin tan (0.03)=0.03). Dolayısıyla yıldıza olan uzaklık Güneş’e olan uzaklığın radyan cinsinden ölçtüğünüz açıya bölümüne eşittir (d=1/a). Bu işlem sonucunda çıkan değer, parsek birimindendir. 1 parsek de yaklaşık olarak 3.26 ışık yılıdır.

Paralaks

Örneğin bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri’nin paralaks değeri 768mas (miliarcsecond)’dır. Bu gözlemler sonucunda ölçülen kayma miktarıdır. Lakin bize arcsecond (yay saniyesi) değeri lazımdır, bu da 1000’de 1’lik orandan ötürü 0.768 yay saniyesidir. Bir yay saniyesinin 1 derecenin 3.600’de biri olduğunu ifade etmekte fayda var.

Yani bize en yakın yıldız gökyüzünde derecenin 3.600’de 1’inden daha küçük değerlerde yer değiştiriyor gibi görünür. Bu sebeple bu kaymayı çıplak gözle ayırt etmek mümkün değildir.

Şimdi basit geometrik hesabımızı uygulayacak olursak d=1/0.768’den d=1.3 sonucunu buluruz. Fakat Proxima Centauri bize yaklaşık 4.22 ışık yılı uzaklıktadır. Sonucun farklı olmasının sebebi, yukarıda da belirttiğimiz gibi çıkan sonucun parsek biriminden olmasından dolayıdır. 1.3 parsek = 1.3 x 3.26 = 4.24 ışık yılı çıkacaktır. Ki bu da çıkması gereken değere çok yakın bir değerdir.

Alperen Erol




Yıldızlar Ne Kadar Uzak?

Evrene baktığımızda, kendi büyük dünyamızın aslında bir hiç olduğunu; yaşadığımız boyutların dahi astronomik ölçeklerde sıfır sayılabilecek düzeyde olduğunu görüyoruz. Bu devasa yapıların içerisinde, çıplak gözle görebildiğimiz yıldızlar… Yaşamın, çeşitliliğin kaynağı. Onlar dahi çok küçükler. Hatta çıplak gözle gördüklerimizin hepsi, kozmik ölçekte tam olarak burnumuzun ucunda yer alıyorlar.

Bugün çıplak gözle görebildiğimiz tüm yıldızlar, içerisinde yüz milyarlarca yıldız barındıran gökadamız Samanyolu’nun bir parçası. Samanyolu gibi ise yine yüz milyarlarca gökada var. Fakat gece gökyüzüne baktığımızda bunların hiçbirini göremiyoruz.

Çok ender örnekleri hariç, bu yüz milyarlarca yıldızı bir arada barındıran gökadaları dahi görmekte zorlanıyoruz. Haliyle bu gökadanın içinde yer alan tek bir tane yıldızı çıplak gözle görmek olanaksız.

double

Samanyolu bizim için oldukça büyük bir yapı. Bunu anlamak için basitçe Dünyamızdan dışarıya doğru açılalım. Ardından yıldızların ve diğer gökadaların bize ne kadar uzak olduklarına bakalım.

Dünya’nın çapı yaklaşık olarak 13 bin kilometre. Çevresinde bir tur atmak isterseniz yaklaşık 40 bin kilometre yol almanız gerekir ki, bu bir insan için oldukça muazzam bir mesafedir. Bugün en hızlı ilerleyen yolcu uçaklarıyla dahi bu mesafeyi kat etmek bir günün üzerinde bir zaman alır. Dünya’nın ona en yakın yıldız olan Güneş’e uzaklığı ise bu değerin yaklaşık 3.750 katı olan 150 milyon kilometredir.

Bize en yakın yıldızın uzaklığından bahsederken bu sayılar öylesine büyür ki, artık farklı bir birim kullanmak zorunda kalırız. Biz buna evrenin en büyük hızı olan ışık hızının, bir yılda aldığı mesafeyi ifade eden “ışık yılı” diyoruz. Bir ışık yılı ise yaklaşık 9,5 trilyon kilometreye eşit. Eh bize en yakın yıldız Alpha Centauri 4,3 ışık yılı uzaklıkta olduğu için, onun aslında 41 trilyon kilometre uzakta olduğunu söyleyebiliriz. Şimdilik söylemesi pek sıkıntı oluşturmuyor. Fakat bu yalnızca en yakın olanı…

Bu mesafe aslında “burnumuzun dibi” sayılabilecek yerleri tanımlıyor. “Komşumuz” diyebileceğimiz yıldızlar bizden öylesine uzaktır ki, “uçakla şu kadar yılda gidilir” demek bile anlamsızlaşır. Çünkü sesten iki kat hızlı yol alan bir savaş uçağı, bize en yakın yıldız Alpha Centauri’ye tam 1.3 milyon yılda ulaşabilir. Dünya göklerindeki en parlak yıldız olan Sirius’a ise bu hızla ancak 2.5 milyon yılda varabiliriz.

12434667_1561149710841867_258430969_n
Bize komşu galaksilerin, bizden kilometre olarak ne kadar uzakta olduklarını burada görebilirsiniz. Farkettiğiniz gibi, rakamlar telaffuz etmekte zorlanacağımız boyutlarda…

 

Samanyolu’nun bir ucundan diğer bir ucu ise yaklaşık 100 bin ışık yılı. Bu değeri kilometre cinsinden söylemek oldukça güç. Dolayısıyla artık boyutlar büyüdükçe bizim hayatımızda uzun mesafeleri ifade eden kilometre birimi, önemsiz bir ölçü birimi olarak bir kenara atılmak zorunda kalıyor. Görüp görebileceğimiz yıldızlar ise, işte bu 100 bin ışık yılı içerisinde yer alıyorlar. Hatta çok çok daha yakınlar.

Gökyüzünde görmeye alışık olduğumuz Vega, 25 ışık yılı, Sirius 8,6 ışık yılı, Betelgeuse 500 ışık yılı, Orion Bulutsusu 1300 ışık yılı uzaklıkta yer alıyor. Yani tanıdığımız tüm objeler, bizim için devasa bir yapı olan Samanyolu içerisinde dahi burnumuzun dibinde yer alıyor. Bir de bizden milyarlarca ışık yılı uzaktaki gökadaları düşünün…

Hazırlayan: Ögetay Kayalı
Geliştiren: Zafer Emecan