Arama

Yıldız Nedir? (Uzay) - Sayfa 2

Güncelleme: 4 Aralık 2018 Gösterim: 47.797 Cevap: 34
Avatarı yok
nötrino
Yasaklı
14 Mart 2017       Mesaj #11
Avatarı yok
Yasaklı

Dev Yıldızın Kalp Atışları!


Avcı’nın kılıcındaki, gözle de görülebilen en parlak yıldıza ait gözlemler dev yıldızların anlaşılmasında önemli olacak sonuçlar verdi. Bu çok büyük yıldızın alınan ışığının yüzde birlik oranındaki dar bir kesitte parlak sinyal elde edildi. Gözlemler Iota Orionis adlı yıldıza ait. Bu yıldızın eşi olan diğer yıldızın kütle çekim etkisi, şeklinin hafif bozulmasına yol açıyor.
Sponsorlu Bağlantılar

Iota Orionis ve Eş Yıldızının Kütle Çekimin Etkisiyle Oluşan Şekil Bozukluğu!


Ad:  Iota-Orionis-768x531.jpg
Gösterim: 506
Boyut:  84.5 KB
Parlak Hedef Gezgini (BRITE) projesi ve Ritter Gözlemevi'ndeki gökbilimciler gözlerini Avcı’nın kılıcında ışıldayan parlak Iota Orionis adlı çok büyük yıldıza diktiler. Yıldızın saldığı ışığın eğrisinde yüzde bir oranında maksimum tespit edildi. Bu etki Dünya’daki en küçük uzay uyduları ile keşfedildi. Kanada Askeri Yüksekokulu'ndan BRITE baş araştırmacısı Gregg Wade’e göre bu keşif nano-uydu ile gerçekleştiğinden uzay devrimlerinin öncüsü olabilir.

Iota Orionis’dan alınan ışığın yüzde 90’ı nispeten kararlı ancak bu düzeni hızlı bir iniş ve ardından büyük bir ivmeli artış izliyor. Montréal Üniversitesi'nden proje baş araştırmacısı Herbert Palo: “Değişiklikler kalp ritim sinyalini gösteren sinüs dalgalarına benziyor ve bu kalp atışı olarak bilinir” diyor. Bu ilginç olay birbiri çevresinde 30 günde bir dolanan iki yıldızın kütle çekim etkilerinin sonucudur.

Ad:  Hatsya.png
Gösterim: 679
Boyut:  177.8 KB
Hatsya olarak da bilinen Iota Orionis, Avcı’nın kılıcını oluşturan en parlak yıldızdır. İki yıldız genelde birbirinden uzakta dolanırken kısa süreliğine normal uzaklıklarının sekiz katı kadar birbirine yaklaşır. İşte bu anda aralarındaki kütle çekimi öyle büyür ki, bir balonun ucundan çeker gibi, yıldızın küresel şekli bozularak ışığında anormal değişimlere neden olur. Iota Orionis’da gözlenen bu olay daha önce bilinen sistemlerde görülenden çok daha şiddetlidir. Güneş’ten 35 kat kütleli bir yıldızda bu etki ilk kez gözlendi.

Salınan Bir Yıldız, Kitaplar Dolusu Bilgi Verir!


İşin daha da ilginci bu sistemler yıldızlar arasındaki ilişkiyi de gözler önüne seriyor. “Yıldızlar arasındaki güçlü çekim kuvvetinin artması, yıldızların yüzeyinde depremlerin oluşmasına neden oluyor. Bu da bize, tıpkı Dünya’da gerçekleşen depremlerin gezegenimizin iç yapısı hakkında bilgi vermesi gibi yıldızların iç işleyişleri hakkında bilgi veriyor. Yıldızlarda depremler çok ender görülür, üstelik böylesi bir büyük yıldızda ilk kez deprem olgusuna rastlandı. Bu çalışma ile bu tür yıldızların evrimi hakkında da bilgi sahibi olabileceğiz.

Gökbilimciler bu keşifle birlikte diğer sistemlerde de benzer olayları görmek isteyecek araştırmacılar için yıldız evrimi üzerinde temel bir değişime neden olacağını düşünüyor. Yıldızların ve özellikle de büyük yıldızların evrimlerinin anlaşılması insan yaşamı için gerekli unsurları kapsadığından çok önemlidir.


BEĞEN Paylaş Paylaş
Bu mesajı 1 üye beğendi.
Avatarı yok
nötrino
Yasaklı
11 Nisan 2017       Mesaj #12
Avatarı yok
Yasaklı

İki İlkel Yıldızın Çarpışması ALMA Teleskobu ile Gözlendi!


Ad:  thumbs_b_c_f0dec042a5b871dede557691044fff93.jpg
Gösterim: 720
Boyut:  64.3 KB
Aktif yıldız üreticisi "Orion Moleküler Bulutu 1" (OMC-1) içinde, Dünya'dan 1500 ışık yılı ötede bulunan oluşum aşamasındaki 2 ilkel yıldızın şiddetli çarpışmasına ait görüntüler ESO'ya ait Milimetre/Milimetre-altı Dizisi (ALMA) ile kaydedildi.
Sponsorlu Bağlantılar

Çarpışma sonrasında söz konusu 2 ilkel yıldız kaynağı ile beraber diğer ilkel yıldızlar, dev gaz ve toz parçacıkları muazzam bir hızla uzay boşluğuna savruldu. Açığa çıkan enerjinin Güneş'in 10 milyon yıllık enerjisine eş değer bir enerji olduğu belirtildi. Yıldız patlamalarının genel itibariyle sönmüş yıldızlardaki süpernova patlamaları ile sonlandığı bilinir. Yıldızların oluşum aşamasındaki bu tür patlamalara ise çok ender rastlanıyor.

Kaynak: ESO / AA / Görsel Telif Hakkı: ALMA / VLT (10 Nisan 2017)

BEĞEN Paylaş Paylaş
Bu mesajı 1 üye beğendi.
Son düzenleyen perlina; 23 Temmuz 2017 15:34
Avatarı yok
nötrino
Yasaklı
14 Haziran 2017       Mesaj #13
Avatarı yok
Yasaklı

Güneş Benzeri Yıldızları Çevreleyen Prebiyotik Molekül Keşfi!


Ad:  metil-izosiyanat-izi.jpg
Gösterim: 687
Boyut:  116.6 KB
ALMA teleskobu ile Güneş benzeri yıldızların oluşumlarına dair ilk dönemlerden kalma, yaşam için mihenk taşı kabul edilen metil izosiyanat adlı bileşen gözlendi. Söz konusu keşfin Dünya'da yaşamın nasıl başladığı ile ilgili konuların aydınlatılmasında kilit bir role sahip olduğu belirtildi. Çoklu yıldız sistemi IRAS 16293-2422’de, Güneş benzeri öncül yıldızların etrafında ilk defa prebiyotik karmaşık organik molekül tespit eden bilim insanları ilgili molekülün yaşamın temeli niteliğini taşıyan protein yapılı amino asit ve peptidlerin sentezlenmesinde önemli bir işlevi olduğunu belirtti.

Rho Ophiuchi Yıldız Oluşum Bölgesi!


Ad:  Rho_Ophiuchi.jpg
Gösterim: 615
Boyut:  66.7 KB
Yılancı takımyıldızı doğrultusunda, Rho Ophiuchi olarak adlandırılan yıldız oluşum bölgesinde bulunan IRAS 16293-2422 çoklu yıldız sistemi, yaklaşık 400 ışık yılı uzaklıkta yer alan genç yıldızlardan oluşan bir sistem. ALMA ile sistem içindeki her yıldızın çevresinde ilgili metil izosiyanat molekülü tespit edildi.

Tespit edilen molekülün öncül yıldızların çevresinde, iç yapılarında nasıl oluştuğunun da ayrıca bir araştırma konusu olduğunu belirten bilim insanlarına göre metil izosiyanat adlı organik molekül, çok soğuk koşullar altında yıldızlararası uzaydaki gibi buz partikülleri üzerinde oluşabiliyor.

Kaynak: ESO / Science / Görseller Telif Hakkı: ESO / Digitized Sky Survey 2 / L. Calçada / S. Guisard (11 Haziran 2017)
BEĞEN Paylaş Paylaş
Bu mesajı 1 üye beğendi.
Son düzenleyen perlina; 23 Temmuz 2017 15:34
Avatarı yok
nötrino
Yasaklı
23 Haziran 2017       Mesaj #14
Avatarı yok
Yasaklı

Çoklu Yıldız Sistemleri Biçiminde Oluşan Yıldızlar!


Ad:  fig15.jpg
Gösterim: 647
Boyut:  37.1 KB
Yıldızların çoğunun çiftler halinde doğduğunu belirten bilim insanları Perseus moleküler bulutunda yer alan genç yıldızlar üzerinde yaptıkları incelemeler sonucunda Güneş'in de bir zamanlar kendi benzeri bir yıldızı olabileceğini belirtiyor. Bu bağlamda çoklu yıldız sistemi biçiminde oluşan yıldızların zamanla birbirinden uzaklaştığı veya kendi benzerlerini savuruyor olabileceği düşünülüyor.

Moleküler bulutlar içerisinde oluşan yıldızların büyük bir bölümünün kütle çekimsel olarak birbirine bağlı olduğu düşünülürse kütlenin artması bağlamında bir yıldız diğer bir yıldızla ortak bir kütle çekim merkezi oluşturmak isteyebilir. Kütle bazında tam simetrik olmayabilen yıldızlar arasındaki bu kütle çekimsel bağ kopana kadar da yıldızlar kendi benzeri yıldızlardan uzaklaşıyor ve aralarındaki mesafe de buna paralel olarak artıyor.

Kaynak: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / Görsel Telif Hakkı: European Southern Observatory / L. Calcada (19 Haziran 2017)
BEĞEN Paylaş Paylaş
Bu mesajı 1 üye beğendi.
Son düzenleyen perlina; 23 Temmuz 2017 15:33
_Yağmur_ - avatarı
_Yağmur_
VIP VIP Üye
7 Temmuz 2017       Mesaj #15
_Yağmur_ - avatarı
VIP VIP Üye

Yıldız


İç kesiminden kaynaklanan ışınım enerjisi etkisiyle kendi kendine ışık saçan büyük gaz kütlesi biçimindeki gökcismi. Evrendeki milyarlarca yıldızın ancak çok küçük bir bölümü çıplak gözle görülebilir.

Ad:  yıldız-5.jpg
Gösterim: 779
Boyut:  88.4 KB
Güneş sistemine en yakın yıldız, Erboğa takımyıldızında yer alan, Güneş’ten 4,3 ışık yılı uzaktaki Proksima’dır. En uzak yıldızlar ise milyarlarca ışık yılı uzaktaki gökadalar
da yer alır. Yıldızlar Güneş gibi tekil halde bulunabilir. Ama genel olarak çiftler, birkaç üyeli çoklu sistemler ya da çok sayıda bileşenden oluşan kümeler halinde bulunurlar. Öte yandan yıldızlar parlaklık, renk, sıcaklık, kütle, boyut, kimyasal bileşim ve yaş bakımından büyük farklılıklar gösterir.

Yıldızların özellikleri.


Bir yıldızın gözlemlenen parlaklığı görünen kadir olarak ifade edilir; yıldızın parlaklığı yaklaşık 2,5 kat arttığında kadri bir birim düşer, yani birinci kadirden bir yıldız, ikinci kadirden bir başka yıldızdan 2,5 kat daha parlaktır. Bazı yıldızlar o denli parlaktır ki, bunların kadri eksi değerlerle belirtilir; örneğin, Akyıldız’ın (Sirius) kadri -1,5’tir. Çıplak gözle görülebilen yıldızların kadri, 6’nın altındadır. Herhangi bir yıldızın görünen kadri ışıldama gücünün doğrudan göstergesi değildir. Yıldızların iç parlaklığı mutlak kadir olarak ifade edilir; bir yıldızın mutlak kadri, o yıldızın 10 parsek (32,6 ışık yılı) uzaklıktan gözlemlenmesi durumunda göstereceği parlaklıktır. Rigel ve başka çok ışıltılı yıldızların mutlak kadirleri -7 ile -9 arasındadır. Ayrıca bak. kadir.

Yıldızların rengi de çok çeşitlidir.


Örneğin, Orion takımyıldızında yer alan kolay görülebilir yıldızlar mavi-beyaz, buna karşılık İkizlerevi (Elcebbar) koyu kırmızı renklidir. Yıldızların rengi çeşitli biçimlerde ölçülebilir. Bir yöntem, yıldızın görünürdeki kadrini, sıradan bir fotoğraf levhasıyla ölçülen bir kadirle kıyaslamaktır. Levha yalnızca mavi ve mora duy arlıdır, bu nedenle sıcak mavi yıldızlar parlak, sarı ya da kırmızı yıldızlar soluk olarak çıkar. Daha yaygın kullanılan bir başka yöntemde ise, yıldızların rengini filtreler yardımıyla ölçebilen fotoelektrik fotometrelerden yararlanılır. Ayrıca bak. renk-kadir diyagramı.

Bir yıldızın atmosfer ya da yüzey sıcaklığı, tayfının incelenmesi yoluyla kestirilebilir, çünkü tayftaki soğurma çizgilerini büyük ölçüde sıcaklık belirler. Örneğin, hemen hemen tüm yıldızlarda en bol bulunan element hidrojendir; ama hidrojen, 25 bin K’den daha sıcak yıldızların dış katmanlarında tümüyle iyonlaşmış durumda bulunur ve bu nedenle hemen hiçbir soğurma çizgisi oluşturmaz. Yaklaşık 10 bin K sıcaklığındaki daha soğuk yıldızlarda iyonlaşmamış çok sayıda hidrojen atomu bulunur ve bunların bir bölümü daha yüksek enerji düzeylerine uyarılarak güçlü soğurma çizgileri (örn. Balmer çizgileri) oluşturur (bak. tayf çizgisi dizileri). Daha düşük yüzey sıcaklıklı yıldızların tayflarında daha farklı soğurma çizgisi desenleri oluşur. Yürürlükte olan tayf sınıflandırmasına göre yıldızlar, azalan sıcaklık sırasına göre yedi ana gruba ayrılır: O, B, A, F, G, K ve M. Bu O-M tayf dizisi, aynı zamanda bir renk dizisidir. Örneğin, Ö tipi yıldızlar en sıcak olanlarıdır ve bunların tahmini yüzey sıcaklıkları 25 bin K’nin üzerindedir, özgün renkleri ise mavidir. Güneş’in de içinde yer aldığı G tipi yıldızlar görece soğuktur ve sıcaklıkları 5.000-6.000 K arasındadır, renkleri ise beyazdan sarıya kadar değişir. M tipi yıldızlar en soğuk olanlardır; bunların sıcaklığı 3.500 K’nin altındadır, renkleri koyu kırmızımsıdır. O-M grubuna çoğunlukla, kimyasal bileşim bakımından öbürlerinden ayrılan R, N ve S tipi yıldızlar eklenir.

Tayf çözümlemeleri yıldızların bileşimine ilişkin olarak da önemli bilgiler sağlar. Herhangi bir yıldızda bulunan bazı kimyasal elementlerin çizgileri tayfta belirmez. Çok sıcak yıldızlardaki iyonlaşmış hidrojen gibi birkaç aykırı örneğin dışında, yalnızca yıldızda bol miktarda bulunan elementler soğurma çizgisi oluşturur. Örneğin, G tipi bir yıldızın tayfına demir, kalsiyum, sodyum, magnezyum ve titan gibi metallerin çizgileri egemendir ve buradan kalkarak bu yıldız tipinde özellikle bu elementlerin ağırlıklı olduğu söylenebilir.

Gözlemlenebilir çiftyıldızların (optik teleskoplarla ayırt edilebilen iki yıldızdan oluşan gökcisimleri) dışındaki yıldızların kütlesini belirlemek çok zordur. Gözlemlenebilir çiftyıldızlarda, sistemi oluşturan bileşenlerin ortak kütleçekimi merkezi çevresindeki yörüngeleri biliniyorsa bunların kütleleri hesaplanabilir. Eğer spektroskopik ve fotometrik veriler varsa, birbirini örten çiftyıldızların kütlesi de belirlenebilir. Dahası, cüce ve üstdev yıldızların da içeren bu tür çiftyıldızlar, yıldızların boyutlarına ilişkin en geniş bilgiyi sağlar. Üstdevlerin açısal çapları, 1920’lerde Michelson yıldız girişimölçerleriyle (interferometre) ölçülmüştür. Işığın girişim yapması olgusundan yararlanan bu aygıt, parlak yıldızların geniş açısal çaplarını ölçme olanağını sağlamış olmakla birlikte, görünen boyutları daha küçük olan yıldızlar için kullanışlı değildir. Birkaç on yıl sonra astronomlar bu tür yıldızların çapını ölçebilmek için, fotoğraf bağıntılı girişimölçüm yöntemini geliştirdiler. 1960’ların sonlarında ise, kırmızı üstdev yıldızların gerçek disklerini yeniden oluşturabilen benekli girişimölçüm tekniği uygulamaya kondu. Bu teknikte, büyük bir teleskopla incelenen bir yıldızın iyice büyütülmüş bir kırınım görüntüsünde, hızla değişen girişim kırınımı etkisinden yararlanılır. Ayrıca bak. girişimölçer.

Yıldızların bazı gözlemlenmiş özelliklerine ve istatistiksel sonuçlara bakılarak doğaları ve evrimlerine ilişkin önemli genelleştirmeler yapılabilir. Tayf ile mutlak kadir (ya da parlaklık) arasındaki ilişki özel bir önem taşır. Hertzsprung-Russell diyagramı denen bir grafik, mutlak kadir ile tayf sınıfları arasındaki bağıntıyı verir. Yıldızlar diyagramın belirli bölgelerinde toplanma eğilimi gösterir. Çoğu, ana dizi denen ve diyagramın sol üst (sıcak, parlak yıldızlar) köşesinden sağ alt (soğuk, soluk yıldızlar) köşesine doğru uzanan ince bir bant üzerinde toplanmıştır. Güneş’in de içinde yer aldığı ana dizi yıldızlan cüce yıldızlardır. Çok sayıda yıldızdan oluşan bir başka grup da, ana dizinin üzerinde, diyagramın sağ üst bölgesinde toplanmıştır. Bu parlak ve soğuk yıldızlar birer dev yıldızdır; Güneş’ten yaklaşık 100 kat daha parlak Kapella, Arktürüs ve Aldebaran bu grupta yer alır. Daha da parlak olan üstdev yıldızlar, diyagramın en üstünde bulunur. Ana dizinin altında ise, yüzey sıcaklıklan yüksek olmakla birlikte oldukça soluk yıldızlar olan beyaz cüceler yer alır.

Yıldızların evrimi.

Ad:  Yıldızların Evrimi.jpg
Gösterim: 682
Boyut:  28.7 KB

Bir yıldız, yoğun bir yıldızlararası hidrojen ve toz bulutunun kendi kütleçekiminin etkisiyle içe göçmesi sonucunda oluşur. Bulut yoğunlaştıkça, yoğunluğu ve iç sıcaklığı artar ve belirli bir noktada soluk kırmızı bir ışık saçmaya başlar. Bu aşamada yıldız kendi kütleçekimsel büzülmesinden kaynaklanan enerjinin etkisiyle ışıldar. İç sıcaklığı birkaç milyon derece daha artınca, önce döteryum (ağır oksijen), ardından da lityum, berilyum ve bor bozunarak helyuma dönüşür. Çekirdek bölümünün sıcaklığı artmaya devam eder ve belirli bir noktada termonükleer tepkimeler (proton-proton ya da karbon çevrimi tepkimeleri) başlar. Bu aşamada büzülme durur ve yıldız ana dizi evresine girer, yaşamının büyük bölümünü bu evrede geçirir. Zamanla yıldızın kimyasal bileşimi değişir. Çekirdeğindeki hidrojen helyuma dönüşür ve merkezindeki sıcaklık ağır ağır artmaya başlar.

Yıldızın kimyasal bileşimindeki değişimine, boyutu, yapısı ve parlaklığındaki değişiklikler eşlik eder. Çekirdeğindeki hidrojenin tümü tükendiğinde ve merkez bölümü tümüyle eylemsiz helyumdan oluşur duruma geldiğinde, çekirdeğin çevresindeki ince bir kabukta enerji üretimi başlar. Çekirdeğin kütlesi giderek büyümeye başlar, ama bu arada hidrojenin yanmakta olduğu kabuğun içinden içeri beslenen eylemsiz elementlerin miktarı arttığından boyutu küçülür. Yıldızın dış katmanları önemli ölçüde genleşir ve soğur, bunun sonucunda yıldızın rengi kırmızıya dönüşür. Aynı anda, büzülmekte olan çekirdekte üreyen enerji, çevredeki hidrojeni ısıtır, böylece çekirdek tepkimeleri hızlanarak yıldızın parlaklığının artmasına yol açar.

Bir yıldızın evrimindeki son aşamalar büyük ölçüde iki etmene bağlıdır: 1) Cismin kütlesi, 2) cismin yakın bir çiftyıldız sisteminin bileşenlerinden biri olup olmadığı. Tekil halde bulunan ve kütlesi Güneş’inkinin 1,4 katından daha küçük olan bir yıldız dış katmanları dışarı sürüklenip geride sıcak, pekişik bir çekirdek kaldığında, genellikle bir kırmızı devden bir beyaz cüceye dönüşür. Bu yoğun çekirdek beyaz cüce yıldızın kendisidir; genleşen ve geçici olarak yıldızı çevreleyen gaz kabuğuna ise gezegenel bulutsu denir. Birbirine yakın iki yıldızdan oluşan bir çiftyıldız sisteminde ise, görece hafif bileşen beyaz cüce aşamasına ulaşırken, yoldaşı bir kırmızı dev haline dönüşür, bu arada cüce kendine devin dış katmanlarından malzeme çekebilir. Bu malzemeler beyaz cücenin yüzeyinde toplanır ve sonuçta cücede termonükleer tepkimeler başlar. Bu tepkimeler, birikmiş malzemleri kısa ama şiddetli bir patlamayla püskürttüğünde de yıldız bir novaya dönüşür.

Kütlesi Güneş’inkinin beş katından daha büyük olan tekil yıldızlar, hidrojen kaynaklarını tükettikten sonra da çekirdek kaynaşması yoluyla (füzyon) enerji üretmeyi sürdürebilirler, çünkü kütleçekimsel potansiyel enerjileri iç kesimlerinde yeterli derecede yüksek basınç ve sıcaklık koşullarının oluşmasını olanaklı kılar. Böylece yıldızın çekirdeğinde demir gibi ağır elementler oluşur. Ama, demir çekirdeklerinin kaynaşması gibi bu tür tepkimeler yıldız çekirdeğinin büyük bir patlamayla içe çökmesine yol açar. Bu tür bir ağır yıldızın dış katmanlarının şiddetle patlaması, yıldızın bir süpernova haline gelmesine neden olur; süpernova birkaç ay boyunca, normal bir yıldızdan 109 kat daha parlak bir biçimde ışıldar. Patlama sırasında nötron kapımı tepkimeleri sonucunda demirden daha ağır elementler oluşur ve böylece yıldızlararası ortam gelecekte yeni yıldızların oluşmasına olanak sağlayacak biçimde zenginleşir. Süpernova olayından sonra çekirdek bir nötron yıldızı halinde kalabilir. Birbirine yakın konumlanmış nötronlardan oluşan bu tür bir yıldızın yoğunluğu Güneş’in yoğunluğunun pek çok katı, ama çapı yalnızca 20 km kadardır. Pek çok nötron yıldızı, çok düzenli aralıklı kısa darbeler biçiminde radyo ışınımı salar. Bu tür yıldızlar pulsar olarak adlandırılır. Süpernova artığının kütlesi, Güneş’in kütlesinin 2-3 katı kadarsa, bu kütle içe çökmeyi sürdürür ve sonuçta kütleçekimi alanı tüm madde ve enerji biçimlerini (ışığı bile) kapacak denli güçlü bir kara delik haline gelir.
MsXLabs.org & Ana Britannica
BEĞEN Paylaş Paylaş
Bu mesajı 1 üye beğendi.
"İnşallah"derse Yakaran..."İnşa" eder YARADAN.
_Yağmur_ - avatarı
_Yağmur_
VIP VIP Üye
7 Temmuz 2017       Mesaj #16
_Yağmur_ - avatarı
VIP VIP Üye

Yıldız Katalogu

, yıldızların genellikle konumlarına ve kadirlerine (parlaklık), bazı durumlarda da tayf tipi gibi başka özelliklerine göre sıralandıkları liste. Bugüne değin çok sayıda yıldız katalogu ve atlası hazırlanmıştır; bunların bazıları astronomi tarihinde önemli rol oynamıştır. Aynı yıldız birkaç değişik katalogda yer alabilir ve çeşitli farklı simgelerle belirtilebilir.

Ad:  Yıldız kataloğu.jpg
Gösterim: 723
Boyut:  59.9 KB
Messier Kataloğu

Bilinen ilk katalogu İÖ 129’da Hipparkhos hazırlamıştır; bu katalogda 850 kadar yıldızın gök boylamı ve enlemi veriliyordu. İskenderiyeli astronom ve matematikçi Ptolemaios, Almagest (İS y. 140) adlı yapıtında Hipparkhos’un çalışmasını genişletti ve yetkinleştirdi. Timur’un torunu, Semerkandlı matematik ve astronomi bilgini Uluğ Bey (1394-1449) ise 1420-37 arasında gerçekleştirdiği gözlemlere dayanarak bir yıldız katalogu hazırladı; Avrupa’da 1500’lerde tanınan bu katalogun ilk baskısı 1665’te yapıldı.

Teleskopun icadından önceki en son ve en iyi katalogu Danimarkalı astronom Tycho Brahe (1546-1601) düzenledi. Bu katalogun genişletilmiş bir biçimini Johannes Kepler, Rudolf Cetvelleri’nde yayımladı. Tycho’ nun katalogunda yıldızlar ilk kez, her takımyıldız içindeki göreli parlaklıkları uyarınca Yunan harfleriyle gösterilmeye başladı. 1725’te İngiliz astronom John Flamsteed 1646-1719), Historia coelestis Britannica İngiliz Gök Tarihi) adlı katalogunu yayımladı. Flamsteed’in yıldızlara verdiği katalog numaralarından bazıları günümüzde de kullanılmaktadır; örneğin, Kuğu takımyıldızında açılımı en büyük 61. yıldız bugün de Kuğu 61 adıyla anılır. Alman astronom W.A. Argelander yaklaşık 324 bin yıldızı içeren Bonn Katalogu’nu 1859-62 arasında yayımladı. Bu kataloga yapılan önemli eklemeler sonucunda Cördoba Katalogu ile Cape Katalogu ortaya çıktı. 19. yüzyılın sonu ile 20. yüzyılın başlarında Harvard Gözlemevi’nde hazırlanan Henry Draper Katalogu’yla da , yıldızların tayf tiplerine göre sınıflandırılmasına dayalı modern Harvard sistemi geliştirildi.
MsXLabs.org & Ana Britannica
BEĞEN Paylaş Paylaş
Bu mesajı 1 üye beğendi.
"İnşallah"derse Yakaran..."İnşa" eder YARADAN.
_Yağmur_ - avatarı
_Yağmur_
VIP VIP Üye
7 Temmuz 2017       Mesaj #17
_Yağmur_ - avatarı
VIP VIP Üye

Yıldız Kümesi


Fiziksel olarak ortak kökenli ve birbirini karşılıklı kütleçekimi etkisiyle bir arada tutan iki tip yıldızlar topluluğunun ortak adı. Bu iki tip, açık (eskiden gökadasal) kümeler ile küresel kümelerdir.

Ad:  yıldız kümesi.jpg
Gösterim: 670
Boyut:  28.2 KB
Açık ve küresel yıldız kümeleri birbirinden fiziksel özelliklerine ve dağılımlarına göre ayrılır. Bu kümeler, Güneş sisteminin de içinde yer aldığı Samanyolu Gökadası’nın farklı yerlerinde bulunurlar. Yakındaki dış gökadalarda, özellikle Yerel Grup’ta yer alanlarda da çok sayıda yıldız kümesi belirlenmiştir.

Samanyolu Gökadası’nda 1.000’i aşkın açık küme keşfedilmiştir; bunların çoğu, gökadanın sarmal kollarının içinde ya da yakınlarında yer alır. Dağılımları, öbür sarmal gökadalardaki dağılımlarının benzeridir. Açık kümelerin bu adla anılmasının nedeni, yıldızlarının, daha pekişik küresel kümelerdekilere oranla daha seyrek halde dağılmış olmasıdır. Samanyolu’nda bilinen tüm kümelerdeki yıldız sayısı 10 ile birkaç yüz arasında değişir ve bunların hemen hepsi Öbek I (genç yıldızlar) üyesidir {bak. Öbek I ve II). Açık kümelerin en tanınmış örnekleri, Boğa takımyıldızındaki Ülker (Pleiades) ile Öküz (Hyades), Yengeç takımyıldızındaki Arıkovanı (Praesepe) ve Berenike’nin Saçı’ndaki (Coma Berenices) Saç Kümesi’dir.

Astronomlar bugüne değin Samanyolu’nda 100 kadar küresel yıldız kümesi belirlemişlerdir. Bunların büyük bölümü gökada diskinin altında ve üstünde, ayla denen bölgede yer alır. Küresel kümelerdeki yıldız sayısı 10 bin ile 1 milyon arasında değişir. Yıldızlar, özellikle kümenin merkezine doğru yoğunlaşmıştır ve küme bakışımlı, hemen hemen küresel bir biçim kazanmıştır. Açık kümelerin tersine, küresel kümelerdeki yıldızlar Öbek II (yaşlı yıldızlar) üyeleridir. Küresel kümeler Güneş sisteminden çok uzakta (bazıları 60 milyon ışık yılından daha ötede) olduğundan, bunların çoğu çıplak gözle görülemez. Omega Erboğa, Herkül takımyıldızındaki M13 ve birkaç başka küme, teleskopsuz olarak çok soluk ışık benekleri halinde görülebilir. 1970’lerin ortalarında astronomlar, Yer uydularına yerleştirdikleri teleskopların yardımıyla çeşitli küresel kümelerden salınan X ışını darbelerini algılamayı başarmışlardır. Bu buluş, bu tür yıldız kümelerinin merkezinde bir kara deliğin bulunuyor olabileceği varsayımına yol açmıştır.
MsXLabs.org & Ana Britannica
BEĞEN Paylaş Paylaş
Bu mesajı 1 üye beğendi.
"İnşallah"derse Yakaran..."İnşa" eder YARADAN.
Avatarı yok
nötrino
Yasaklı
23 Temmuz 2017       Mesaj #18
Avatarı yok
Yasaklı

En Küçük Yıldız Keşfedildi!


Ad:  thumbs_b_c_abad48a27dab73304405f7c013c86fdf.jpg
Gösterim: 485
Boyut:  16.3 KB
Keşfedilen en küçük yıldız neredeyse Satürn büyüklüğünde!
Sistem dışında, sistemin 2. büyük gezegeni konumunda olan 58 bin kilometre çapındaki Satürn gezegeni ile hemen hemen aynı büyüklükte en küçük yıldızın keşfedildiği bildirildi. Cambridge Üniversitesi'nden bilim insanlarının yürüttüğü uluslararası araştırma sonucunda keşfedilen "EBLM J0555-57Ab" adlı yıldızın şimdiye kadar keşfedilen yıldızlar arasındaki en küçük yıldız olduğu belirlendi.

Güneş Ötesi Gezegenler Güney Gözlemevi'ndeki CORALIE spektrometresini (yörünge ölçüm cihazını) kullanan bilim insanları, ilgili yıldızın hacmini, onunla aynı yörüngede bulunan daha büyük bir yıldızla aynı hizadan geçerken büyük yıldızda oluşan sönme etkisini kaydederek tespit etti. Yıldıza dair büyüklüğün herhangi bir yıldızın nükleer işlevini yerine getiren çekirdeğindeki hidrojen füzyonunu sürdürebilmesi için olması gereken asgari ebada eşit olduğu bildirildi.

Kaynak: AA Bilim Teknoloji / Astronomy & Astrophysics (12 Temmuz 2017)
BEĞEN Paylaş Paylaş
Bu mesajı 1 üye beğendi.
Avatarı yok
nötrino
Yasaklı
14 Ağustos 2017       Mesaj #19
Avatarı yok
Yasaklı

Güneş Benzeri Yıldız Tau Ceti!


Ad:  12-isik-yili-uzakliktaki-iki-gezegende-yasam-izi,kLkPxTL7rkmmuR2JwilKcQ.jpg
Gösterim: 499
Boyut:  9.6 KB
Radyal hız ya da titreşim metodu adı verilen yöntemle, Tau Ceti'nin deviniminde, yörüngesinde küçük gezegenlerin yer çekimi kuvvetinden kaynaklanan zayıf titreşimler olduğu belirlendi. Bu bağlamda Tau Ceti'nin devinim varyasyonlarının saniyede 30 santimetre kadar düşük olduğunun açığa çıktığı vurgulandı. Dünya ile arasında 12 ışık yılı mesafe bulunan, Güneş benzeri yıldız Tau Ceti'nin yörüngesindeki 2 gezegenin ise yaşama elverişli olabileceği bildirildi. Titreşimler aracılığıyla da yıldızın yörüngesinde 4 gezegen olduğu belirlendi.

4 gezegenden 2'sinin, yaşam için elverişli şartları sağlayabilme olasılığının yüksek olabileceğini ifade eden bilim adamları, bunların yıldıza konumlarının da yüzeylerinde su bulunabileceğine işaret ettiğini bildirdi. Söz konusu diğer 2 gezegenin ise ilgili yıldıza çok yakın bir konumda olmalarından dolayı yüzeylerinde su olmayabileceği belirtildi. Yapılan keşif oldukça önemli olsa da Tau Ceti sisteminde yer alan büyük uzay çöplerinden oluşmuş halka nedeniyle ilgili gezegenlerin asteroid saldırısına açık olabileceği düşünülüyor.

Kaynak: AA Bilim Teknoloji / The Astrophysical Journal (10 Ağustos 2017)
BEĞEN Paylaş Paylaş
Bu mesajı 2 üye beğendi.
Avatarı yok
nötrino
Yasaklı
15 Ağustos 2017       Mesaj #20
Avatarı yok
Yasaklı

Westerhout 43 Yıldız Oluşum Bölgesi!


Ad:  westerhout-43.jpg
Gösterim: 464
Boyut:  102.6 KB
2009 yılında göreve başlayan ve 4 yıl çalışan Herschel Gözlemevi'nin ana hedeflerinden biri yıldız oluşum bölgelerini uzak kızılötesi ve milimetre-altı dalga boyunda ayrıntılı gözlemekti. Bu bağlamda Westerhout 43 yıldız oluşum bölgesi ESA’nın Herschel Gözlemevi'nin kızılötesi görme yeteneğiyle açığa çıkarıldı. Güneş’ten 20.000 ışık yılı uzakta ve çok sayıda devasa yıldızın gaz ve toz içinde barındığı dev bulut Kartal takımyıldızı yönünde bulunur. Yıldızların oluştuğu gaz ve toz bulutlarını içeren söz konusu alanlar gökbilimcilerin yeni doğan yıldızların yer aldığı bölgeler üzerinde gözlem yapmalarına olanak sağlıyor.

Westerhout 43 yıldız oluşum bölgesi, özellikle çok büyük yıldızların oluşmasını sağlayan yıldızlararası maddenin akışının nasıl şekillendiğini incelemek için mükemmel bir laboratuvar niteliği taşır. Yedi milyondan fazla Güneş’in olduğu bölgede yeni doğan yıldızların güçlü ışığı ile ısınan 20’den fazla yıldız doğum ocaklarına ev sahipliği yapmaktadır. Daha soğuk olan bu yıldız oluşum merkezleri sarı ve kırmızı renklerle kendisini belirtir. Herschel’in bu görüntüsü 3 renkten oluşmuştur: Mavi (70 mikron), yeşil (160 mikron), kırmızı (250 mikron). Görüntü ayrıca Herschel’in Samanyolu’nun tüm düzlemini beş kızılötesi bantta görüntüleyen Hi-GAL anahtar projesinin bir parçasıdır.

İlgili görüntünün merkezindeki parlak mavi gaz kabarcıklarında Güneş’e göre bir milyon kat daha parlak olan son derece sıcak ve kütleli Wolf-Rayet ile OB yıldızları bir arada durmaktadır. Birkaç yeni yıldız kümesine dönüşecek tohumları saklayan balon Samanyolu'nun en üretken fabrikalarından biri olma özelliğine sahiptir. Merkezdekine göre daha küçük ama yine çok aktif olan bir başka merkezde sağ tarafta görülmektedir. Herschel'in aldığı görüntüleri inceleyen gökbilimciler yıldız oluşumları fabrikası olan bu iki yoğun gaz kabarcığını birbirine bağlayan ipliksi ağ gibi görünen yapının kanıtlarına ulaştı.

Kaynak: ESA

Benzer Konular

5 Ağustos 2018 / nötrino Uzay Bilimleri
24 Mart 2016 / ThinkerBeLL Uzay Bilimleri
4 Nisan 2013 / Ziyaretçi Soru-Cevap
2 Haziran 2015 / nötrino Uzay Bilimleri
24 Mart 2016 / _Yağmur_ X-Sözlük