Hubble, gökyüzünün en parlak yıldız kümesini görüntüledi

20 Apr 2019

Hubble Uzay Teleskobu, 34 bin ışık yılı uzaklıkta bulunan Messier 3 isimli yıldız kümesini görüntüledi. Astronomlar Messier 3'ün yıldız kümeleri arasında özel bir yere sahip olduğunu söylüyor.

En yakın kara delik 1,600 ışık yılı uzaklığında

NASA/ESA’nın önümüzdeki hafta 29. yaş gününü kutlayacak olan dev uzay teleskobu Hubble, ilerleyen yaşına rağmen çektiği muhteşem fotoğraflarla bizleri etkilemeye devam ediyor. Emektar teleskop şimdi de gökyüzünün en parlak nesnelerinden birisi olan Messier 3 küresel yıldız kümesinin çok güzel bir fotoğrafını yakaladı.

Avrupa Uzay Ajansı’nın (ESA) kullandığı ifadelere göre Messier 3 toplamda yaklaşık 500 bin yıldız barındırıyor. Dünya’dan 34 bin ışık yılı uzaklıkta yer alan dev yıldız kümesi, 6,2 değerindeki görünür parlaklığıyla gökyüzünün en parlak cisimlerinden birisi olma özelliğine sahip. ESA’nın “gökyüzünün en güzel yıldız kümesi” şeklinde anlattığı Messier 3, karanlık koşullarda çıplak gözle dahi görülebiliyor.

Messier 3’ü diğer yıldız kümelerinden ayıran bir diğer özelliği ise çok fazla sayıda ‘değişen yıldız’ içermesi. Değişen yıldızlar, parlaklığı zaman içinde değişebilen yıldızlar olarak biliniyor. Messier 3’te bu tür yıldızlardan şu anda bilindiği kadarıyla tam 274 tane var. Bunların 170’inin RR Lyrae türünde olduğu tespit edilmiş. RR Lyrae, iç dinamiğindeki değişkenlikler nedeniyle kısa süreli periyotlarda parlaklığı değişen yıldızlara deniyor.

Mavi başıboş

Messier 3 son olarak ‘mavi başıboş’ ismi verilen yıldızlardan da çok fazla sayıda içeriyor. Küresel kümedeki diğer yıldızlara göre çok daha parlak ve çok daha genç görünen mavi başıboşlar, ESA’nın kullandığı ifadelere göre astronomide çok özel bir yere sahip. Gökbilimciler açık veya küresel bir yıldız kümesindeki bütün yıldızların aynı dönemde oluştuğuna inanıyor. Buna rağmen mavi başıboşların daha genç görünmeleri şu anda astronomide hala gizemini korumaya devam eden bir konu. NASA’nın 1990 yılında yörüngeye yerleştirdiği Hubble Uzay Teleskobu, yaşanan bir takım aksaklıklar nedeniyle ancak 1993 yılında tam olarak faaliyete geçebilmişti. İsmini evrenin sürekli genişlediğini ve Samanyolu dışında da galaksilerin var olduğunu keşfeden ABD’li astronom Edwin Hubble’dan alan teleskop, yakaladığı muhteşem fotoğraflar ve birbirinden ilginç keşifleriyle yaklaşık 26 yıldır evrenin sırlarını ortaya çıkarıyor.

Parlak yıldız sınıflandırması

Hertzsprung-Russell diyagramıTayf tipiKahverengi cücelerBeyaz cücelerKırmızı cücelerAltcücelerAna kol
(“cüce yıldızlar”)AltdevlerDev yıldızlarParlak devlerÜstdevlerÜstündevlermutlakparlaklık(MV)
Yıldız sınıflandırma, gökbilimde, yıldızların öncelikle sıcaklıklarına göre sınıflandırılıp, diğer nitelikleri ile bu sınıfların arıtılmasıdır. Yıldız sıcaklıkları Wien’in yer değiştirme yasasına göre sınıflandırılabilseler de, uzak yıldızlar ile sorunlar ortaya çıkmaktadır. Yıldız tayfölçümü ise soğurma çizgilerine dayalı bir sınıflandırma yöntemi sunmaktadır. 19. yüzyıla dayanan ve bugünkü yöntemlerin de temelini oluşturan bir sınıflandırma, yıldızları tayfölçüm sayesinde A’dan Q’ya kadar sıralamaktadır.

Harvard sınıflaması yaklaşık 1912 yılında Annie Jump Cannon ve Edward C. Pickering tarafından Harvard Kolej Laboratuvarı’nda geliştirilmiş bir sınıflamadır.[8] Yıldızların yüzey sıcaklığı 2.000 ile 40.000 kelvin aralığında değişir. Ortak sınıflama normal olarak sıcaktan soğuğa listelenmiştir (kütle, yarıçap ve aydınlatma gücü, Güneş ile kıyaslanarak) ve aşağıdaki tablo verilmiştir.

Yerkes Tayf Sınıflandırması

Yazarların baş harflerinden MKK sistemi olarak da adlandırılan Yerkes spektral sınıflandırması, 1943’te William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan ve Edwards Kellman’ın Yerkes Gözlemevi tarafından getirilen yıldızlararası spektral sınıflandırma sistemidir. Bu sınıflandırma, yüzey sıcaklığına dayanan Harvard sınıflamasına karşıt olarak, ışık yüzeyi ile ilgili yıldız yüzey gravitesine duyarlı spektrum çizgilerine dayanır. Daha sonra, 1953’te, standart yıldızların listesi ve sınıflandırma ölçütlerinin bazı revizyonlarından sonra plan MK olarak adlandırıldı (William Wilson Morgan ve Phillip C. Keenan baş harfleriyle).

Dev bir yıldızın yarıçapı, bir cüce yıldıza kıyasla çok daha büyükken, kütleleri kabaca karşılaştırılabilir olduğundan, dev yıldızın yüzeyindeki yerçekimi ve dolayısıyla gaz yoğunluğu ve basıncı bir cücekinden çok daha düşüktür. Bu farklılıklar, daha sonra ölçülebilen spektral çizgilerin hem genişliğini hem de yoğunluğunu etkileyen “parlaklık efektleri” formunda kendini gösterir. Daha yüksek yüzey ağırlıklı daha yoğun yıldızlar, spektral çizginin daha büyük basınca genişlemesi gösterecektir.