Yıldız Evrimi YILDIZ EVRİMİ

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.

zaman Galaktik Kimyasal Evrim 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)

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.

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 sahipoldukları kabuledilir. 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 10 9-10 10 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.

Açık Yıldız Kümeleri Pleiades:Yedi Kızkardeş Open Cluster in Taurus YILDIZ KÜMELERİ 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.

Açık Yıldız Kümeleri YILDIZ KÜMELERİ 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.

Açık Yıldız Kümeleri YILDIZ KÜMELERİ 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.

Yıldız Evrimi YILDIZ KÜMELERİ

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 10 7 yıl mertebesinden olduğu hesaplanmıştır. Halbuki yıldızların ortalama yaşı 10 9 yıldır. Salma çizgileri, yılda 10-6 10-5 güneş kütlesi kadar bir kütle kaybının olduğunu göstermektedir. Bu da bize böylebir sürecin çokuzun 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) M13 (Hercules Kümesi) Hyades, Pleiades kümeleri Zeta Persei, Orion ass. Küresel 125 Halo ve çekirdek Yıldız Sayısı En Parlak Yıldız Yoğunluk (yıldız/pc 3 ) 50-100 10 4-10 5 Kırmızı 0,5-10 3 Açık küme 1180 Disk 10 50-10 3 Mavi (veya kır.) Assossasyonlar 82 Spiral kollar 0,1-10 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 10 8 basık Pop.I orta Yakın yıldızlar, açık kümeler 10 500 0,03 10 9 Pop.I yaşlı Galaktik disk 16 1300 0,02 1-5.10 9 Pop.II orta Çekirdek, galaktik halo 25 2300 0,01 5-10.10 9 Pop.II yaşlı Küresel kümeler, çekirdek 75 6000 0,002? 1.5.10 10 küresel