Küresel Yıldız Kümeleri

advertisement
YILDIZ EVRİMİ
Yıldız Evrimi
YILDIZ EVRİMİ
Yıldız Evrimi
YILDIZ POPÜLASYONLARI
Yıldız Populasyonları (Öbekler)
YILDIZ KÜMELERİ
Yıldız Populasyonları (Öbekler)
1944 te astronom Baade bizim galaksimizde (ve benzer olarak diğer galaksilerde) iki
tür yıldız bulunduğu hipotezini ortaya attı ve bunlara populasyonlar adını verdi. Bu fikir,
galaksinin ve onun içerdiği yıldızların yapısı ve gelişmeleri üzerindeki bütün tartışmaların
temelini oluşturdu. Baade, bizim galaksimize benzeyen en yakın dış galaksiyi (Andromeda
M31) ve onun yoldaşlarını inceleyerek, M31 in merkezi bölgesinin ve yoldaşlarının HR
diyagramının küresel kümelerin HR diyagramına benzediğini gösterdi; ayrıca en parlak
yıldızlar kırmızı süperdevlerdi. M31 in dış bölgelerinin HR diyagramı ise galaktik
kümelerinkine benziyordu ve en parlak yıldızlar anakolun mavi yıldızları idi.
Baade, galaktik küme yıldızları tipindeki yıldızlara Populasyon I yıldızları, küresel
küme yıldızları tipindekilere de Populasyon II yıldızları adını verdi. Sonra, bizim galaksinin
çekirdek bölgeleri ile halo bölgesinin, M31 in çekirdek ve halo bölgesine benzediğini buldu, bu
bölgelerde Pop.II yıldızları bulunuyordu, halbuki disk Pop.I yıldızlarından oluşmuştu. O, daha
sonra çeşitli yıldız türlerinin hangi populasyona ait olduğunu araştırdı. Cepheidler, T Tauriler,
Wolf-Rayetler ve genişleme halindeki assossasyonlar hepsi Pop.I yıldızları idi. RR Lyraeler,
Mira tipi değişen yıldızlar, gezegenimsi bulutsular, alt cüceler ve novalar Pop.II yıldızlarıdır.
Bundan sonra bu ayrım yavaş yavaş daha iyileştirildi ve görüldü ki populasyonlar arasında net
bir ayrım yoktur, fakat bir populasyondan diğerine geçiş kademeli olmaktadır.
Population III yıldızları
Evrende ilk oluşan yıldızlardır. Bu nedenle metal içermezler. Evrendeki ilk metaller bu
yıldızlar tarafından üretilmiştir. Bu yıldızlar süpernova olarak hayatlarını sonlandırdıklarında
evreni metal bakımından zenginleştirirler. Bu sayede onların küllerinden bir miktar metal
içeren Pop II yıldızları doğar. Gözlemsel olarak keşfedilememiştir.
Galaktik Kimyasal Evrim
zaman
t=bugün
t=0
Kaynak: Christlieb
(2009)
Populasyon II yıldızları
Evrenin ilk zamanlarında oluşan yıldızlardır. Metalce çok fakirdirler. Günümüze kadar
ulaşanları çok yaşlı olduklarından genellikle küçük kütleli yıldızlardır. Galaksimizde, Galaktik
haloda ve merkeze yakın karın bölgesinde gözlemlenirler ve küresel yıldız kümelerinde bulunurlar.
Bu yıldızların süpernova veya gezegenimsi bulutsu olarak hayatlarına son vermeleri evreni ve
galaksileri metal bakımından daha da zenginleştirmiş. Bu sayede Pop II yıldızlarının küllerinden
metalce zengin Pop I yıldızları doğarlar.
Orion Bulutsusu (Pop II yıldızlarının
artıklarından Pop I yıldızları doğuyor)
Galaktik Kimyasal Evrim
zaman
t=bugün
t=0
Kaynak: Christlieb
(2009)
Populasyon I yıldızları
Metalce zengin genç yıldızlardır. Güneş bir Pop I yıldızıdır. Samanyolu galaksisinin spiral
kollarında yer alırlar. Açık yıldız kümelerinde bulunurlar. Gezegenler metal içerikli
maddenin yıldızların etrafında bir yığılma diski oluşturması ile meydana geldiklerinden bu
yıldızlar gezegen barındırmak için ideal cisimlerdir.
Galaktik Kimyasal Evrim
zaman
t=bugün
t=0
Kaynak: Christlieb
(2009)
Yıldızların renkleri onların yaşları
hakkında bilgi verir mi?
YILDIZ KÜMELERİ
Yıldız kümesi denildiği zaman, birbirlerine fiziksel olarak bağlı
yıldız grupları anlaşılır. Bir küme içindeki bu gruplaşma, yıldızların
birbirlerine gravitasyonel olarak daima bağlı kalacakları anlamına gelmez,
diğer cisimlerle (bilhassa gaz bulutları ile) etkileşme, yıldızlara kümeden
kaçma hızının üzerinde bir hız verebilir. Bununla beraber küme deyimi,
ortak bir geçmişi ifade eder. Kümenin üyeleri nispeten sınırlı bir hacim
içinde bulunurlar ve bir kümeyi meydana getiren yıldızların aynı yaşta ve
aynı kimyasal bileşime sahip oldukları kabul edilir.
Bir yıldızın kümeye ait olup olmadığı, kümenin yıldızlarının
hepsinin aynı hızla ve aynı doğrultuda hareket ettikleri varsayımı ile
bulunur. Eğer yıldız farklı doğrultuda ve farklı hızla hareket ediyorsa, o
kümeye dahil değildir. Ayrıca küme için HR diyagramı oluşturulabiliyorsa,
yıldız kümeye dahil değilse, uzaklığıda farklı olacağından anakol ve diğer
kollar dışına düşer.
YILDIZ KÜMELERİ
Yıldız Kümelerinin HR Diyagramı
Normal olarak, küme üyelerinin birbirlerine olan
uzaklıkları, bize olan ortalama uzaklıklarına nazaran çok
küçüktür. O halde kümenin bütün yıldızlarının bizden aynı
uzaklıkta olduğunu kabul edebiliriz. Fakat bu uzaklığı
bilmiyoruz. Bunun için yıldızların görünen parlalıklarını
kullanarak bir kümenin HR diyagramını çizebiliriz.
(M-m=5+5logπ’den M=m+sabit).
Yıldız kümelerini ilk bakışta iki sınıfa ayırmak
mümkündür:
a) Açık yıldız kümeleri
b) Küresel yıldız kümeleri
Daha derin incelemeler bu iki sınıfın bir çok bakımlardan
da birbirlerinden farklı olduğunu göstermektedir.
YILDIZ KÜMELERİ
Açık Yıldız Kümeleri
Adından da anlaşılacağı gibi bu kümelerde yıldızlar, küresel
kümelere nazaran daha az bir yığılma gösterirler.
1999 yılına kadar 1180 açık küme kataloglara geçmiştir.
Ancak bunların sayılarının 10000 (galaksimizde) kadar olduğu
tahmin ediliyor.
Galaktik düzlemde bol olan yıldızlar arası madde yüzünden
bunların hepsini kolaylıkla göremiyoruz. Zaten açık kümeler de
yıldızlararası madde yakınında bulunurlar.
Belli bir şekilleri yoktur.
YILDIZ KÜMELERİ
Açık Yıldız Kümeleri
Açık yıldız kümelerinin hepsi galaktik düzlem üzerinde, bizden 50-500
pc uzaklıkta bulunurlar. Bunun için bunlara bazen galaktik yıldız kümeleri de
denir. Çapları 2-6 pc arasındadır, bazen daha büyük çaplar da görünür. Ayrıca
bir kümenin sınırlarını belirlemek de çok güçtür. Bu kümelerin içerdiği yıldız
sayısı da çok değişiktir: 300 ile çok küçüklerde 15-20 arasında olabilir.
Yıldız kümeleri, sonsuz olarak bir küme şeklinde kalamazlar. Galaktik
dönmeye (rotasyon) bağlı merkezkaç kuvvetleri, yakınlarından geçen yıldızların
ve kümelerin çekim etkileri nedeniyle küme yavaş yavaş çözülebilir. Bir kümenin
kararlılığı, konsantrasyon (yığılma, toplanma) ne kadar büyükse o kadar
büyüktür. Örneğin Pleiadesler için maksimum 109- 1010 yıllık bir ömür tahmin
edilmektedir. Bir merkezde toplanmış kümeler çok daha uzun zaman
çözülmeden kalabilirler.
Açık yıldız kümelerinde çok sayıda çift yıldız ve örten çift yıldız
bulunur. Düzenli değişen yıldızlar oldukça azdır, daha ziyade düzensiz
değişenler bulunur.
Trapezyum Açık Kümesi
Orion Bulutsusuna Kızıötede bakıldığında içeride
oluşmakta olan çok genç bir açık küme görülmektedir.
YILDIZ KÜMELERİ
Açık Yıldız Kümeleri
Pleiades:Yedi Kızkardeş
Open Cluster in Taurus
Pleiades (Ülker) Açık
Kümesi
Gökyüzündeki en güzel ve en bilinen yıldız
kümesidir. Şehir ışıklarına rağmen çıplak
gözle görülebilecek kadar parlak yıldızlar
içerir. Yedi Kız Kardeş ve M45 olarak ta
bilinen Plaides, en parlak ve en genç açık
yıldız kümesi olup Taurus (Boğa)
Takımyıldızında bulunur. 3000’den fazla
yıldız içermekte olup bize uzaklığı yaklaşık
370 ışıkyılı (Hipparcos Satellite) ve kümenin
bir uçtan diğerine boyutu 13 ışıkyılıdır.
Yandaki şekil onun parlak yıldızlarını
çeviren yansıtıcı nebulayı göstermektedir.
100 milyon yaşında olan bu açık kümede son
zamanlarda Plaides’te küçük kütleli sönük
kahverengi cücelerden çokca keşfedildi.
YILDIZ KÜMELERİ
Açık Yıldız Kümeleri
Hyades Açık Kümesi
Hyades:Öküz
Open Cluster in Taurus
Bize en yakın açık yıldız olan
Hyades’in uzaklığı 150 ışık yılıdır.
Hyades alanının sağ tarafında
görülen parlak yıldız Aldebaran
(alpha Tauri) kümenin üyesi
olmayıp bize daha yakındır (60 ışık
yılı). Kümenin yaşı 790 milyon yıl
dır.
YILDIZ KÜMELERİ
Açık Yıldız Kümeleri
Bazı açık kümelere ait HR diyagramları çizildiğinde
görülüyor ki bu diyagramlar güneş civarındaki yıldızlara ait HR
diyagramına benzemektedirler.
Yani yıldızların büyük bir kısmının toplandığı bir anakol
vardır. Açık kümelerin diyagramları arasında bazı sistematik farklar
görülmektedir.
YILDIZ KÜMELERİ
Açık Yıldız Kümeleri
Diyagramınfarklı kollarında
yıldızların dağılımı da değişmektedir.
Bazı kümelerde, örneğin Pleiades
kümesinde, bütün yıldızlar anakolda
bulunmaktadır, halbuki diğerlerinde
dev kolunda da az veya çok bir
yığılma vardır (örneğin Presebe). h ve
χ Persei kümesinde kırmızı devlerde
görülmektedir. Diğer bir özellik de
anakolun belli bir noktadan itibaren
başlamasıdır, bu nokta her küme için
başkadır. Örneğin Pleiadeslerde
anakol B yıldızları ile, Presepede A
yıldızları ile başlar.
YILDIZ KÜMELERİ
Küresel Yıldız Kümeleri
Genel olarak bir küre şeklinde görünen bu kümelerde sayıları binleri aşan
yıldızla kürenin merkezinde çok yoğun bir halde bulunmakta, merkezden çevreye
doğru gidildikçe yıldızların yoğunluğu azalmaktadır. Şekilleri her zaman tam
küre değildir, fakat basıklık oldukça azdır. Açık yıldız kümelerinin aksine,
bunlar çok sayıda değişen yıldız içerirler (özellikle RR Lyraeler). Değişen
yıldızlar yardımıyla, onların uzaklığını bulmak mümkündür. Uzaklıkları 2-50
kpc arasında değişir, yani açık yıldız kümelerinden daha uzakta bulunurlar.
Küresel yıldız kümeleri, samanyolu merkezi etrafında, yarıçapı 50 kpc olan bir
küresel uzayda dağılmışlardır ve galaktik dönmeye iştirak etmezler. Küresel
kümelerin çapları 70 pc civarında değişmektedir. Bu kümelerin merkezlerinde
yıldız yoğunluğu çok büyüktür, fakat bu yoğunluğu tayin etmek çok güçtür.
Çünkü yıldızları ayrık olarak görmek imkansızdır. M22 küresel kümesinin yalnız
kenar kısımlarında 70000 yıldız sayılmıştır. Küresel kümelerin renk-parlaklık
(HR) diyagramı açık kümalerinkinden farklıdır.
YILDIZ KÜMELERİ
Küresel Yıldız Kümeleri
M55 Küresel Kümesinin
H-R Diyagramı
YILDIZ KÜMELERİ
Küresel Yıldız Kümeleri
Omega Centauri Küresel
Kümesi. Dev Küresel
Kümelerden biri olan bu
kümede yaklaşık 10
milyon yıldız olduğu
tahmin
edilmektedir.
Gökyüzünün en parlak
ve en büyük kümesidir.
Samanyolu gökadasının
bir üyesidir. Toplam
kütlesi
Güneş
Kütlesinin yaklaşık 5
milyon katıdır. Uzaklığı
17300 ışık yılı olup çapı
183 ışık yılıdır.
YILDIZ KÜMELERİ
Küresel Yıldız Kümeleri
47 Tucanae Küresel
Kümesi. Gökyüzündeki
ikinci en büyük ve en
parlak küresel kümedir.
Çapı 120 ışık yılı olup
uzaklığı 13 400 ışık
yılıdır.
YILDIZ KÜMELERİ
Açık ve Küresel kümelere ait HR diagramlarının
özelliklerini şu şekilde özetleyebiliriz:
Açık Kümelerde:
a) Dönüm noktası (Turn-off) denen bir noktada anakol
biter ve dev koluna doğru bir sapma görülür. Bu nokta
kümeden kümeye değişir ve en alt nokta yaklaşık olarak
küresel kümelerin dönüm noktası ile aynıdır.
b) Bir çok diagramda anakol ile dev kolu arasında bir
süreksizlik vardır (Hertzsprung boşluğu) ve burada
Cepheid değişenleri yer almıştır.
c) En parlak yıldızlar mavi yıldızlardır.
Küresel kümelerde:
a) Dönüm noktası bütün kümelerde hemen hemen aynı
yerdedir ve dev kolu anakol ile birleşmiştir.
b) Diyagramı yatay bir şekilde kesen ve yatay kol denen
bir kol mevcuttur. Bir çok kümede, bu kolun merkezi
kısmında RR Lyrae türü değişen yıldızlar vardır.
c) En parlak yıldızlar kırmızıdır ve çoğu uzun periyotlu
değişen yıldızlardır.
YILDIZ KÜMELERİ
Yıldız Evrimi
YILDIZ KÜMELERİ
Yıldız Evrimi
YILDIZ KÜMELERİ
Assosasyonlar (Oymaklar)
G-M tipleri arasında, en tipik örneklerine dayanarak T Tauriler denen değişen yıldızlar
mevcuttur. Bunlar dışarı madde atmaktadırlar. Uzaydaki dağılımları, 1947 de Ambartzumain’i başka bir
tip yıldız olduğunun keşfine götürdü ve bunlara assossasyon (oymak) adını verdi. O zaman gözlenmiş T
Tauriler göğün belli iki bölgesinde toplanmıştı. Biri Boğa ve Kova takım yıldızları bölgesinde, diğeri Kova
ve Yılancı bölgesinde bulunuyordu. Bunlara T Assossasyonlar denildi. Yine Ambartzumian tarafından O
ve erken B tipi yıldızları içine alan O assossasyonları keşfedildi.
Assossasyonu kümeden ayıran özellikler yıldız yoğunluğunun çok küçük ve belli bir sınıftan
yıldızların yüzdesinin çok yüksek oluşudur. T tauri yıldızları yoğun yıldızlararası gaz bulutlarının
bulunduğu yerlerde görülürler. T Assossasyonlarında, tayflarında salma çizgileri gösteren yıldızlardır, O
Assossaayonlarında O ve B tipi süper devler bulunur.
Gözlemler, assossasyonların hızlı bir genişleme halinde olduklarını ve kısa zamanda
dağılacaklarını göstermektedir; onları teşkil eden yıldızlar, eğer doğrudan doğruya oluşum halinde
değilseler bile, çok genç yıldızlar olmalıdırlar. Bu yıldızların ortak bir evrim gösterdikleri düşünülebilir.
Onalrın yaşlarının 107 yıl mertebesinden olduğu hesaplanmıştır. Halbuki yıldızların ortalama yaşı 109
yıldır. Salma çizgileri, yılda 10-6 – 10-5 güneş kütlesi kadar bir kütle kaybının olduğunu göstermektedir.
Bu da bize böyle bir sürecin çok uzun zaman devam edemeyeceğini gösterir.
Assossasyonlar çift veya çoklu sistemler de içeriyorlar. O assossasyonunda Wolf-Rayet’lerin
çoğu çift yıldızların bileşenleridir; birçok T Tauri yıldızının görsel yoldaşları vardır. Bu da bizi yıldızların
daha doğarken çift veya çoklu sistemler olarak doğdukları hipotezine görür.
YILDIZ KÜMELERİ
T Oymakları ve T Tauri yıldızları
YILDIZ KÜMELERİ
T Tauri yıldızları
Spectrum of T Tauri
T Tauri yıldızları bir değişen yıldız grubu olup isimlerini bu türün ilk keşfedilen yıldızı olan T Tauri den
almışardır. Moleküler bulutların yanlarında yer alırlar ve optik bölgedeki değişimleri ile güçlü kromosferik
çizgileri ile tanılırlar. T Tauri yıldızları «anakol öncesi yıldızlar» olup F, G, K, M tayf türlerinde en genç
yıldızlarıdır (<2 M). Yüzey sıcaklıkları aynı kütleye sahip anakol yıldızlarıyla benzer olmakla birlikte,
yarıçapları onlardan daha büyük olduğu için belirgin miktarda daha parlaktırlar. Merkezi sıcaklıkları
henüz hidrojen yakmak için çok düşüktür. Bunun yerine yıldız çöktükçe kütle çekiminden ileri gelen enerji
sıcaklık olarak salınır ve yıldızları yaklaşık 100 milyon yıl sonra yerleşecekleri anakola doğru yönlendirir.
Güneş’in kendi ekseni etrafında kabaca bir ayda dönmesi düşünüldüğünde bu yıldızlar 1 ile 12 gün
arasında değişen dönemlere sahiptirler. Çok aktif ve değişendirler.
YILDIZ KÜMELERİ
OB Oymakları
Scorpius
Ölen yıldız, Antares
Ortak kütleçekimleri yıldızları sürekli birarada tutmak için yeterli olmadığından oymak sonunda dağılacak ve yıldızlar
bireysel olarak kendi yollarında devam edeceklerdir. İki ayrı oymak grubunun mevcut olduğu görüldü: Çok sayıda
düşük kütleli T Tauri yıldızlarını barındıran T oymakları ve bir birlerine çok zayıf olarak bağlı 10- 100 adet O ve B
tayf türü yıldızdan oluşan OB oymakları. OB oymakları mesafeli olarak dağılmış yıldız grupları olup 10 ışık yılından
birkaç yüz ışık yılı mesafeye kadar uzanabilirler. Bu oymaklar aynı geniş yıldızlar arası yıldızlararası buluttan
oluşmuş yaşları birkaç milyon yıl olan çok genç yıldızlar içerirler. Zayıf bağlı bir yıldız grubu olan Scorpius OB oymağı
soldaki fotoğrafta görülmektedir. Bu grup çok sayıda sıcak ve son derece parlak OB-türü yıldızlar içermektedir. Bu
yıldızlar kütleçekimsel olarak birbirlerine bağlı olmamalarına rağmen aynı ortak merkezden dışarıya doğru
genişlemektedirler. Bu sayede ilk oluştukları yerler tahmin edilebilmektedir. Yapılan bir çalışma Scorpius oymağının
son 11 milyon yılda 20 süpernova patlamasına ev sahipliği yaptığı göstermektedir. Sağdaki şekilde görülen sarı renkli
Antares yıldızı ise muhtemelen patlamak üzere olan sıradaki yıldızdır.
YILDIZ KÜMELERİ
Aşağıdaki cetvelde üç tür yıldız topluluğunun özellikleri kısaca verilmektedir:
Örnek
İsim
Sayı
Yer
Çap
(pc)
Yıldız
Sayısı
En Parlak
Yıldız
Yoğunluk
(yıldız/pc3)
M13 (Hercules
Kümesi)
Küresel
125
Halo ve
çekirdek
50-100
104-105
Kırmızı
0,5-103
Hyades, Pleiades
kümeleri
Açık küme
1180
Disk
10
50-103
Mavi
(veya kır.)
0,1-10
Zeta Persei, Orion
ass.
Assossasyonlar
82
Spiral
kollar
30-200
10-100?
Mavi
< 0,01
YILDIZ KÜMELERİ
Populasyon
Yerleri
Galaktik
düzleme dik
hız(km/sn)
Galaktik
düzlemden
uzaklık(ışık yılı)
Ağır
elementlerin
bolluğu
Tahmin edilen
yaş(yıl)
Dağılım
Pop.I genç
Genç açık
kümeler,
spiral kollar
8
400
0,04
108
basık
Pop.I orta
Yakın yıldızlar,
açık kümeler
10
500
0,03
109
Pop.I yaşlı
Galaktik disk
16
1300
0,02
1-5.109
Pop.II orta
Çekirdek,
galaktik halo
25
2300
0,01
5-10.109
Pop.II yaşlı
Küresel
kümeler,
çekirdek
75
6000
0,002?
1.5.1010
küresel
Download