Açık küme
Açık küme, veya Açık yıldız kümesi aynı dev moleküler buluttan oluşan ve neredeyse aynı yaşta olan birkaç bin yıldıza kadar olan bir gruptur. Samanyolu Gökadası'nda 1100'den fazla açık küme keşfedildi ve daha pek çoğunun var olduğu düşünülüyor. Karşılıklı çekimsel çekim ile serbest bir şekilde bağlanırlar ve galaktik merkezin yörüngesinde dolaştıkça diğer kümeler ve gaz bulutları ile yakın ilişkilerle parçalanırlar. Bu, galaksinin ana gövdesine göç ve iç yakın karşılaşmalar yoluyla küme üyelerinin kaybıyla sonuçlanabilir. Açık kümeler genellikle birkaç yüz milyon yıl boyunca hayatta kalır, en büyükleri birkaç milyar yıl boyunca hayatta kalır. Aksine, yıldızların daha muazzam küresel yıldız kümeleri, üyeleri üzerinde daha güçlü bir çekimsel çekim yapar ve daha uzun süre hayatta kalabilmektedir. Açık kümeler, sadece aktif yıldız oluşumunun meydana geldiği sarmal ve düzensiz gökadalarda bulunmuştur.
Genç açık kümeler, oluşturdukları moleküler bulut içinde yer alabilir ve onu bir H II bölgesi oluşturmak için aydınlatabilirler. Zamanla, kümeden gelen radyasyon basıncı, moleküler bulutları dağıtır. Tipik olarak, bir gaz bulutunun kütlesinin yaklaşık %10'u, radyasyon basıncı gazın geri kalan kısmını uzaklaşmadan önce yıldızlara birleşir.
Açık kümeler, yıldız evriminin çalışılmasında anahtar nesnelerdir. Küme elemanları benzer yaş ve kimyasal bileşime sahip oldukları için, bunların özellikleri (mesafe, yaş, metallisite ve yok olma gibi) izole edilmiş yıldızlara göre daha kolay belirlenir. Çıplak gözle Pleiades, Hyades veya Alpha Persei Kümesi gibi birtakım açık kümeler görülebilir. Çift Küme gibi bazı diğerleri enstrüman olmadan zar zor algılanabilirken, dürbün veya teleskoplar kullanılarak daha çok görülebilir. Yabani Ördek Kümesi, M11, bir örnektir.
Tarihsel gözlemler
Pleiades'in öne çıkan açık kümesi, antik çağlardan beri bir grup yıldız olarak kabul edilirken, Hyades en eski takımyıldızlarından biri olan Toros'un bir parçasını oluşturur. Diğer açık kümeler, erken astronomlar tarafından çözümlenmemiş bulanık ışık parçası olarak not edildi. Romalı astronom Ptolemy, Persler'deki Çift Kümesi olan Praesepe ve Ptolemy Kümesi'nden bahsederken, Farsça astronom Al-Sufi Omicron Velorum kümesinden yazmıştı. Ancak, bu bulutsuyu, oluşturan yıldızları gözlemesi için teleskopun icat edilmesini gerektirecektir. Gerçekten de, 1603'te Johann Bayer, bu kümelerden üçünü, tek yıldızmış gibi göstermiştir.
Gece gökyüzünü gözlemlemek ve gözlemlerini kaydetmek için teleskop kullanan ilk kişi, 1609 yılında İtalyan bilim adamı Galileo Galilei'ydi. Teleskopu Ptolemy tarafından kaydedilen nebula parcalarının bazılarına doğru çevirdiğinde, Tek bir yıldız olmadığını, birçok yıldızın gruplaştığını gördü. Praesepe 40'dan fazla yıldız buldu. Daha önce gözlemcilerin Pleiades'de sadece 6-7 yıldız bulduğu yerlerde, neredeyse 50 tane buldu. 1610 tarihli Sidereus Nuncius kitabında Galileo Galilei şöyle yazmıştı: "galaksiler, kümeler halinde bir araya getirilmiş sayısız yıldızdan başka bir şey değil." Galileo'nun çalışmalarından etkilenen Sicilyalı astronom Giovanni Hodierna, muhtemelen daha önce keşfedilmemiş açık kümeleri bulmak için teleskop kullanan ilk astronom oldu. 1654'te Messier 41, Messier 47, NGC 2362 ve NGC 2451 olarak belirlenen nesneleri tanımladı.
İngiliz doğa bilimcisi Reverend John Michell'in, Pleiades gibi sadece bir grup yıldızın Dünya'dan görüldüğü gibi bir şans diziliminin sonucu olma olasılığını hesapladığında, bir kümelenmedeki yıldızların fiziksel olarak ilişkili olduğunu 1767 gibi erken bir tarihte gerçekleşmiştir. 496,000'de sadece 1. 1774-1781 yılları arasında, Fransız astronom Charles Messier, kuyruklu yıldızlara benzeyen, dağınık bir görünüme sahip olan göksel nesneler kataloğunu yayınladı. Bu katalog 26 açık kümeyi içeriyordu. 1790'larda, İngiliz astronom William Herschel, muazzam gök cisimleriyle ilgili kapsamlı bir çalışma başlattı. Bu özelliklerin çoğunun bireysel yıldız gruplarına ayrılabileceğini keşfetti. Herschel, yıldızların başlangıçta uzaya yayılmış olduğu fikrini savundu, ancak daha sonra yerçekimi çekimi nedeniyle yıldız sistemleri olarak bir araya toplandığını fikrini tasarladı. Bulutsuları sekiz sınıfa böldü, VI - VIII sınıfları yıldız kümelerini sınıflandırmak için kullanılıyordu.
Bilinen küme sayısı, astronomların çabaları altında artmaya devam etti. Yüzlerce açık küme, ilk olarak 1888'de Danimarkalı-İrlandalı gökbilimci JLE Dreyer ve 1896 ve 1905'te yayımlanan iki ek İndeks Kataloğu tarafından yayımlanan Yeni Genel Kataloğu'nda listelendi. Teleskopik gözlemler, iki farklı küme türünü ortaya çıkardı. Düzenli küresel bir dağılımda binlerce yıldız vardı ve gökyüzünün her yerinde bulundu, ancak Samanyolu'nun merkezine doğru. Diğer tip, daha düzensiz bir şekilde daha seyrek yıldız yıldızlarından oluşuyordu. Bunlar genellikle Samanyolu'nun galaktik düzleminde veya yakınında bulundu. Gökbilimciler, eski küresel kümeleri ve ikinci açık kümeleri olarak adlandırdılar. Yerlerinden dolayı, açık kümeler bazen 1925'te İsviçreli Amerikalı astronom Robert Julius Trumpler tarafından tanıtılan bir terim olan galaktik kümeler olarak adlandırılır.
Kümelenmelerdeki yıldızların konumlarının mikrometre ölçümleri, Alman astronom E. Schönfeld tarafından 1877 kadar erken bir zamanda yapılmış ve daha sonra 1923'te ölümünden önce Amerikan astronomu E. E. Barnard tarafından izlenmiştir. Bu çabalar sonucunda yıldız hareketi belirtisi saptanmamıştır. Ancak, 1918'de Hollandalı Amerikalı astronom Adriaan van Maanen, farklı zamanlarda çekilen fotoğraf plakalarını karşılaştırarak Pleiades kümesinin bir parçası olarak yıldızların doğru hareketini ölçmeyi başardı. Astrometri daha doğru hale geldikçe, kümelenme yıldızlarının uzayda ortak bir doğru hareketi paylaştığı görülmüştür. 1943'te çekilen Pleiades kümesinin fotografik plaklarını 1943'te çekilen resimlerle karşılaştırarak, van Maanen kümenin ortalama hareketine benzer bir harekete sahip olan yıldızları tanımlayabildi ve bu nedenle de üye olma olasılığı daha yüksekti. Spektroskopik ölçümler, ortak radyal hızları ortaya çıkardı, böylece kümelerin bir grup olarak birbirine bağlı yıldızlardan oluştuğunu gösterdi.
Açık kümelerin ilk renk-büyüklük diyagramları 1911'de Ejnar Hertzsprung tarafından yayınlandı ve Pleiades ve Hyades yıldız kümeleri için alan verildi. Bu çalışmayı önümüzdeki yirmi yıl boyunca açık kümeler halinde sürdürdü. Spektroskopik verilerden, açık kümeler için içsel hareketlerin üst sınırını belirleyebildi ve bu nesnelerin toplam kütlesinin Güneş'in kütlesinin birkaç yüz katını geçmediğini tahmin ediyordu. Yıldız renkleri ile büyüklükleri arasında bir ilişki olduğunu gösterdi ve 1929'da Hyades ve Praesepe kümelerinin Pleiades'ten farklı yıldız popülasyonlarına sahip olduğunu fark ettiler. Bu daha sonra üç kümenin yaşları arasında bir fark olarak yorumlanacaktır.
Formasyon
Açık küme,nin oluşumu, dev bir moleküler bulutun bir parçasının çöküşüyle başlar, Güneş'in kütlesinin binlerce katına kadar oluşan yoğun gaz ve toz bulutudur. Bu bulutların, cm3 başına 104 molekülün üzerinde yoğunluğa sahip bölgelerde meydana gelen yıldız oluşumu ile birlikte, cm3 başına 102 ila 106 molekül nötr hidrojen arasında değişen yoğunlukları vardır. Tipik olarak, bulutun hacmin sadece %1-10'u ikinci yoğunluğun üzerindedir. Çökmeden önce, bu bulutlar mekanik dengeleri manyetik alanlar, türbülans ve rotasyon yoluyla korurlar.
Birçok faktör, dev moleküler bulutun dengesini bozabilir, bir çöküşü tetikleyebilir ve açık bir kümelenme ile sonuçlanabilecek yıldız oluşumunun patlamasına yol açabilir. Bunlar yakındaki bir süpernovadan gelen şok dalgalarını, diğer bulutlarla çarpışmaları veya yerçekimsel etkileşimleri içerir. Harici tetikleyiciler olmasa bile, bulut bölgeleri, çöküşe karşı kararsız hale geldikleri koşullara ulaşabilir. Çökmekte olan bulut bölgesi, kızılötesi kara bulutlar olarak bilinen, yoğun biçimde birkaç bin yıldıza kadar uzanan, yoğun bir form da dahil olmak üzere, daha küçük kümelere hiyerarşik parçalanma geçirecektir. Bu yıldız oluşumu çöken bulutun içinde birikerek başlar, protostarları görmezden gelerek kızılötesi gözlemlere izin verir. Samanyolu galaksisinde, açık kümelerin oluşum hızının her birkaç bin yılda bir olduğu tahmin edilmektedir.
Yeni oluşan yıldızların (OB yıldızları olarak bilinir) en sıcak ve en büyük kütlesi, yoğun bir moleküler bulutun çevreleyen gazını sürekli olarak iyonize eden ve bir H II bölgesi oluşturan yoğun bir ultraviyole radyasyon yayar. Yıldızların rüzgarları ve devasa yıldızlardan gelen radyasyon basıncı, sıcak iyonize gazı, gazdaki ses hızına uygun bir hızla çekmeye başlar. Birkaç milyon yıl sonra kümelenme, aynı zamanda çevreden gelen gazları da çıkaracak olan ilk çekirdek çöküşü süpernovalarını deneyimleyecektir. Çoğu durumda bu süreçler, gaz kümesini on milyon yıl içinde sonlanacaktır ve daha fazla yıldız oluşumu olmayacaktır. Yine de, ortaya çıkan protostellar nesnelerin yaklaşık yarısı, birçoğu eki diskleri oluşturan durumsal diskler tarafından çevrelenmiş olacaktır.
Bulut çekirdeğindeki gazın yalnızca yüzde 30 ila 40'ı yıldız oluşturduğundan, artık gaz çıkarma işlemi yıldız oluşum sürecine büyük ölçüde zarar vermektedir. Dolayısıyla, tüm kümeler önemli kütle kaybına uğrarken, başlangıç aşamasında olan büyük bir bölüm yokoluşa maruz kalmaktadır. Bu noktada, bir açık kümenin oluşumu, yeni oluşturulmuş yıldızların yerçekimsel olarak birbirlerine bağlı olup olmadığına bağlı olacaktır; Aksi takdirde yıldız topluluğu ilişkisi ortaya çıkar. Pleiades gibi bir küme oluşsa bile, yalnızca orijinal yıldızların üçte birini tutabilir, geri kalanı ise gaz atıldıktan sonra bağlantısız hale gelir. oluşum kütlelerinden çıkan genç yıldızlar Galaktik alan nüfusunun bir parçası haline geliyorlar.
Çünkü tüm yıldızlar kümelenmemiş olsa bile, yıldız kümeleri, gökadaların temel yapı taşları işlevi göreceklerdir. Oluşumda birçok yıldız kümesini şekillendiren ve yok eden şiddetli gaz çıkarma olayları, izlerini galaksilerin morfolojik ve kinematik yapılarına bırakır. En açık kümeler en az 100 yıldız ve 50 veya daha fazla güneş kütlesinden oluşur. En büyük kümelenmeler 104 adet güneş kütlesine sahip olabilir ve büyük kümelenme 1. Westerlund 5 × 104 güneş kütlesinde tahmin edilir; küresel bir kümeye yakındır. Açık kümeler ve küresel kümeler, oldukça farklı iki grup oluştururken, çok seyrek bir küresel kümelenme ve çok zengin bir açık kümelenme arasında çok büyük bir farklılık olmayabilir. Bazı gökbilimciler, iki tür yıldız kümesinin, aynı temel mekanizma üzerinden oluştuğuna inanırlar; aralarındaki fark, yüzlerce bin yıldızın yer aldığı çok zengin küresel kümelenmelerin oluşumuna izin veren koşulların, Samanyolu'nda artık geçerli değildir.
Aynı moleküler buluttan oluşacak iki veya daha fazla ayrı açık kümelenmeler yaygındır. Büyük Macellan Bulutunda hem Hodge 301 hem de R136, Tarantula Bulutsusu'nun gazlarından oluşurken, kendi gökadamızda, Hyades ve Praesepe'nin iki önemli açık kümelenme alanı boyunca hareketin izini sürdürebilirler. Aynı bulut yaklaşık 600 milyon yıl önce. Bazen, aynı zamanda doğan iki küme, ikili bir küme oluşturacaktır. Samanyolu'ndaki en iyi bilinen örnek NGC 869 ve NGC 884'ün çift kümelenmesidir (bazen yanlışlıkla h ve χ Persei olarak adlandırılır; h, komşu bir yıldıza ve her iki kümeye de karşılık gelir), fakat en az 10 tane daha çift kümelenmesi bilinmektedir. var olmak. Küçük ve Büyük Macellan Bulutlarında çok daha fazla şey biliniyor - dış sistemlerde kendi galaksimizdekinden daha kolay algılanıyorlar çünkü projeksiyon etkileri Samanyolu'nun birbiri ile yakın görünmemesine neden olabilir.
Morfoloji ve sınıflandırma
Açık kümeler, sadece birkaç üyeyle çok seyrek kümelerden binlerce yıldız içeren büyük kümelenmelere kadar uzanır. Genellikle, kümelenme üyelerinin daha dağınık bir 'korona' ile çevrelenmiş oldukça yoğun bir çekirdekten oluşurlar. Çekirdek tipik olarak yaklaşık 3-4 ışıkyılı arasında olup, korona küme merkezinden yaklaşık 20 ışıkyılı kadar uzanır. Kümenin merkezinde tipik yıldız yoğunlukları, küp ışık yılı başına yaklaşık 1,5 yıldızdır; Güneş yakınındaki yıldız yoğunluğu, küp ışık yılı başına yaklaşık 0,003 yıldızdır.
Açık kümeler genellikle 1930'da Robert Trumpler tarafından geliştirilen bir şemaya göre sınıflandırılır. Trumpler şeması, I-IV'ten gelen Romen rakamı ile konsantrasyonunu ve çevreleyen yıldız alanından ayrıldığını gösteren bir küme üç parçalı bir tasvir verir. konsantre, kümenin zayıf, orta veya yıldız bakımından zengin olup olmadığını göstermek için, üyelerin parlaklığında (küçükten büyüğe) ve p, m veya r'ye işaret eden 1 ila 3 arasında bir Arap rakamından oluşur. Küme, nebulosite içinde yer alırsa bir 'n' eklenir.
Trumpler şeması altında, Pleiades I3rn olarak sınıflandırılır (güçlü bir şekilde yoğunlaşmış ve zengin bir şekilde mevcut nebulosite ile doldurulur), yakındaki Hyades'ler ise daha fazla dağılmış ve daha az sayıda üyeye sahip olan II3m olarak sınıflandırılmıştır.
Sayılar ve dağılım
Bizim galaksimizde 1.000'in üzerinde bilinen açık kümeler var, ama gerçek toplam ondan on kat daha yüksek olabilir. Spiral gökadalarda, gaz yoğunluklarının en yüksek olduğu ve böylece yıldız oluşumunun oluştuğu spiral kollarda büyük kümeler bulunur ve kümeler genellikle spiral kollarının ötesine geçecek zamana sahip olmadan önce dağılırlar. Açık kümeler, yaklaşık 50.000 ışıkyılı bir galaktik yarıçapa kıyasla, yaklaşık 180 ışıkyıllık bir galaksideki ölçek yüksekliği ile galaktik düzlemin yakınında güçlü bir şekilde yoğunlaşmıştır.
Düzensiz gökadalarda, gökada boyunca açık kümeler bulunabilir, ancak yoğunluğu en yüksek olduğu yerlerde en yüksek konsantrasyona sahip olabilir. Eliptik gökadalarda açık kümeler görülmez: yıldız oluşumu eliptiklerde milyonlarca yıl önce durmuştur ve bu yüzden başlangıçta mevcut olan açık kümeler dağıldığından beri uzun zaman almıştır.
Bizim gökadamızda, kümelerin dağılımı yaşlara bağlıdır, eski kümeler tercihen galaktik merkezden daha uzak mesafelerde, genellikle de galaktik düzlemin üstünde veya altında önemli mesafelerde bulunur. Gelgit kuvvetleri galaksinin merkezine daha yakındır, kümelerin parçalanma oranını arttırır ve ayrıca kümelerin parçalanmasına neden olan dev moleküler bulutlar galaksinin iç bölgelerine doğru yoğunlaşır, bu yüzden galaksinin iç bölgelerindeki kümeler Dış bölgelerdeki benzerlerinden daha genç yaşta dağılma eğilimindedir.
Yıldız kompozisyonu
Açık küme, yıldızlarının çoğu hayatlarının sonuna ulaşmadan dağılmaya meyilli olduğundan, onlardan gelen ışık, genç, sıcak mavi yıldızların egemen olma eğilimindedir. Bu yıldızlara bakıldığında diğerlerine nazarn büyükleri ve on milyonlarca yıllık kısa ömürleri vardır. Daha eski açık kümeler daha fazla sarı yıldız bulundurma eğilimindedir.
Bazı açık kümeler, kümenin geri kalanından çok daha genç görünen sıcak mavi yıldızları içerir. Bu mavi dağınık küresel yıldız kümelerinde de gözlenir ve çok yoğun küre biçiminde çekirdeklerde yıldızların çarpışmasıyla daha sıcak, daha masif bir yıldız meydana geldiklerinde ortaya çıktıklarına inanılır. Bununla birlikte, açık kümelerdeki yıldız yoğunluğu, küresel kümelerdekinden çok daha düşüktür ve yıldız çarpışmaları, gözlemlenen mavi dağınık sayısını açıklayamaz. Bunun yerine, çoğu yıldızın, diğer yıldızlarla dinamik etkileşimlerin, bir ikili sistemin tek bir yıldıza dönüşmesine neden olduğu zaman ortaya çıktığı düşünülmektedir.
Nükleer füzyon yoluyla hidrojen kaynaklarını tükettikten sonra, orta ve düşük kütleli yıldızlar, dış katmanlarını bir gezegen bulutsusu oluşturarak beyaz cücelere dönüşür. Çoğu küme üyeleri üyelerinin büyük bir kısmı beyaz cüce aşamaya ulaşmadan dağılırken, açık kümelerdeki beyaz cücelerin sayısı, kümelenme yaşı ve beklenen başlangıç kütle dağılımı göz önüne alındığında, beklenenden çok daha düşüktür. yıldızlar. Beyaz cücelerin yokluğuna yönelik olası bir açıklama, kırmızı bir devin dış katmanlarını bir gezegen bulutsusu haline getirmesiyle, malzeme kaybından hafif bir asimetrinin, yıldıza saniyede birkaç kilometre bir "tekme" verebilmesidir. onu kümeden çıkar.
Yüksek yoğunlukları nedeniyle, açık bir kümede yıldızların arasındaki yakın ilişkiler yaygındır. Yaklaşık 0.5 parsec yarı kütleli yarıçaplı 1.000 yıldıza sahip tipik bir küme için ortalama olarak bir yıldız, her 10 milyon yılda bir başka biriyle karşılaşacaktır. Yoğun kümelerdeki oran daha da yüksektir. Bu karşılaşmaların birçok genç yıldızı çevreleyen genişletilmiş malzeme diskleri üzerinde önemli bir etkisi olabilir. Büyük disklerin tidal pertürbasyonları, büyük gezegenlerin ve kahverengi cücelerin oluşumuna yol açarak, ana yıldızdan 100 AU veya daha fazla mesafelerde yoldaşlara yol açabilir.
Nihai kader
Birçok açık kümenin kendiliğinden dengesiz olması, sistemin kaçış hızının kurucu yıldızlarından ortalama hızından daha düşük olduğu ve yeterince küçük bir kütleye sahiptir. Bu kümeler birkaç milyon yıl içinde hızla dağılacaktır. Birçok durumda, sıcak genç yıldızların radyasyon basıncının oluşturduğu kümenin gazdan ayrılması, hızlı dağılmaya izin verecek şekilde kümelenme kütlesini azaltır.
Çevresindeki bulutsunun buharlaşmasından sonra yerçekimsel olarak bağlanacak kadar kütleye sahip kümeler, on milyonlarca yıl boyunca farklı kalabilir, ancak zaman içinde iç ve dış süreçler bunları dağıtma eğilimindedir. Dahili olarak, yıldızlar arasındaki yakın ilişkiler, bir üyenin hızını kümenin kaçış hızından daha fazla artırabilir. Bu, kümelenme üyelerinin kademeli 'buharlaşması' ile sonuçlanır.
Dışsal olarak, yaklaşık yarım milyar yıl kadar açık küme, moleküler bir bulutun yakınına ya da içinden geçerek dışarıdan gelen faktörler tarafından rahatsız edilmeye meyillidir. Böyle bir karşılaşma sonucunda ortaya çıkan yerçekimi gelgit kuvvetleri kümelenmeyi bozma eğilimindedir. Sonunda, küme, bir yıldız olmak için yeterince yakın olmayan, ancak benzer hızlarda benzer yönlerde ilgili ve hareket eden bir yıldız akışı haline gelir. Bir kümenin bozulduğu zaman ölçeği, başlangıçtaki yıldız yoğunluğuna ve daha sıkı bir şekilde sıkıştırılmış kümelerin daha uzun süre dayanmasına bağlıdır. Tahmini küme yarı ömürleri, daha sonra orijinal kümelenme üyelerinin yarısı kaybedilecek, orijinal yoğunluğa bağlı olarak 150-800 milyon yıl arasında değişecektir.
Bir kümenin yerçekimsel olarak bağlantısız hale gelmesinden sonra, kurucu yıldızlarının birçoğu, yıldız topluluğu, hareketli kümelenme veya hareketli grup olarak bilinen benzer yörüngelerdeki uzay boyunca hareket edecektir. Ursa Binbaşı'nın “Pulluk” unda yer alan en parlak yıldızların birçoğu, şimdi böyle bir topluluk oluşturan eski bir kümenin eski üyeleridir, bu durumda, Ursa Major Moving Group. Sonunda, birbirlerinden biraz farklı göreceli hızları, galakside dağılmış olarak görüneceklerdir. Aksi halde ilgisiz yıldızların benzer hızlarını ve yaşlarını keşfedersek, daha büyük küme akımı olarak bilinir.
Yıldızların evrimi
Hertzsprung-Russell şeması açık küme için çizildiğinde, çoğu yıldız ana dizide yer alır. En büyük yıldızlar, ana diziden uzaklaşmaya başladı ve kırmızı devlere dönüştü; ana diziden ayırma pozisyonu, kümenin yaşını tahmin etmek için kullanılabilir.
Açık kümedeki yıldızların hepsi, Dünya'dan kabaca aynı uzaklıkta olduğu ve aynı hammaddeden aynı zamanda doğdukları için, kümelenme üyeleri arasındaki görünür parlaklıktaki farklılıklar yalnızca kütlelerine bağlıdır. Bu, açık kümelenmeleri yıldız evrimi çalışmasında çok yararlı kılar çünkü bir yıldızı diğerine karşılaştırırken değişken parametrelerin çoğu sabittir.
Açık küme yıldızlarındaki lityum ve berilyum bolluklarının incelenmesi, yıldızların iç yapılarının gelişimi hakkında önemli ipuçları verebilir. Hidrojen çekirdekleri sıcaklık yaklaşık 10 milyon K'ye ulaşana kadar helyum oluşturmak için kaynaşamazken, lityum ve berilyum sırasıyla 2.5 milyon K ve 3.5 milyon K sıcaklıkta imha edilmektedir. Bu, bolluklarının yıldız içlerinde ne kadar karıştırma meydana geldiğine bağlı olduğu anlamına gelir. Açık küme yıldızlarındaki bolluklarını inceleyerek, yaş ve kimyasal kompozisyon gibi değişkenler sabittir.
Çalışmalar, bu hafif elementlerin bolluğunun, yıldızların evrimi tahmin modellerinden çok daha düşük olduğunu göstermiştir. Bu yetersizliğin nedeni henüz tam olarak anlaşılamamış olsa da, bir olasılık, yıldız içlerindeki konveksiyonun radyasyonun normalde enerji aktarımının baskın olduğu bölgelere 'aşabileceği'dir.
Astronomik mesafe ölçeği
Astronomik nesnelerin mesafelerini belirlemek, onları anlamak için çok önemlidir, ancak nesnelerin büyük çoğunluğu, uzaklıklarının doğrudan belirlenebilmesi için çok uzaktır. Astronomik mesafe ölçeğinin kalibrasyonu, mesafelerin doğrudan ölçülebileceği en yakın nesneler ile giderek uzaklaşan nesnelere ilişkin dolaylı ve bazen belirsiz ölçümlerin bir dizisine dayanır. Açık kümeler bu dizide çok önemli bir adımdır.
En yakın açık kümeler, uzaklıklarının doğrudan iki yöntemden biri ile ölçülebilir. Birincisi, paralaks (Dünya'nın yakın bir yörüngenin etrafındaki yörüngesinin bir tarafından diğer tarafa doğru hareket ettiği bir yıl boyunca görünen bir pozisyondaki küçük değişim), diğer bireysel yıldızlar gibi ölçülebilir. Pleiades, Hyades ve yaklaşık 500 ışıkyılı içerisinde bulunan diğer birkaç küme gibi kümeler, bu yöntemin uygun olması için yeterince yakındır ve Hipparcos konum ölçümü uydularından elde edilen sonuçlar birkaç küme için doğru mesafeler sağlamıştır.
Diğer doğrudan yöntem, sözde hareketli küme yöntemidir. Bu, bir kümenin yıldızlarının uzayda ortak bir hareketi paylaştığı gerçeğine dayanır. Küme üyelerinin doğru hareketlerini ölçmek ve görünür hareketlerini gökyüzüne yaymak, ufukta bir noktada birleştiklerini ortaya çıkaracaktır. Küme elemanlarının radyal hızı, spektrumlarının Doppler kayma ölçümlerinden belirlenebilir ve radyal hız, doğru hareket ve küme noktasından kendi yokuş noktasına olan açısal mesafe bilindiğinde, basit trigonometri kümesi olan uzaklığı ortaya çıkarır. Hyadlar, bu yöntemin en iyi bilinen uygulamasıdır ve bu da 46.3 parsec olmamsı mesafelerini ortaya çıkarır.
Yakın kümelere olan uzaklıklar kurulduktan sonra, daha fazla teknik mesafe ölçeğini daha uzak kümelere genişletebilir. Hertzsprung-Russell diyagramındaki ana diziyi, daha uzak bir kümeninkiyle bilinen bir mesafede bir kümeye eşleştirerek, daha uzak kümeye olan uzaklık tahmin edilebilir. En yakın açık küme Hyades'dir: Pulluk yıldızlarının çoğundan oluşan yıldız topluluğun Hyadların yaklaşık yarısı kadardır, ancak yıldızlar birbirlerine yerçekimsel olarak bağlı olmadıkça açık kümeden ziyade yıldız topluluğudur. Galaksimizdeki en uzak bilinen açık küme, yaklaşık 15.000 parsec mesafede bulunan Berkeley 29'dur. Açık kümeler, Yerel Grubun birçok gökadalarında da kolayca tespit edilir.
Açık küme mesafelerinin doğru bilgisi, standart mum olarak kullanılmasına izin veren, dalgalı yıldızlar gibi değişken yıldızların gösterdiği periyod-parlaklık ilişkisini kalibre etmek için hayati önem taşımaktadır. Bu aydınlık yıldızlar büyük mesafelerde algılanabilir ve daha sonra mesafe ölçeğini Yerel Gruptaki yakın gökadalara genişletmek için kullanılır. Gerçekten de, NGC 7790 olarak adlandırılan açık küme üç klasik Cepheidi barındırmaktadır. RR Lyrae değişkenleri açık kümelerle ilişkili olmak için çok eskidir ve bunun yerine globüler kümelerde bulunurlar.
Ayrıca bakınız
- Açık kümelerin listesi
- Yıldız kinematiği
- Açık Küme ailesi
- Açık küme kalıntısı