İçeriğe atla

Kozmolojik lityum sorunu

Astronomide (Astrofizik, Kozmoloji vb.), lityum sorunu veya lityum tutarsızlığı, galaksimizdeki metal açısından fakir (Popülasyon II ) halo yıldızlarının gözlemlerinden anlaşılan lityumun ilkel bolluğu ile Big Bang nükleosentezi + WMAP, CMB'nın(Kozmik Mikrodalga Arkaalan Işınımı kozmik baryon yoğunluğu tahminleri nedeniyle teorik olarak var olması gereken miktar arasındaki tutarsızlığı ifade eder. Yani, Big Bang'in (Büyük Patlama) en yaygın kabul gören modelleri, ilkel lityumun, özellikle 7Li'nin üç katı kadar var olması gerektiğini öne sürüyor. Bu, tahminlerle tutarlı olan hidrojen (1H ve 2H ) ve helyum (3He ve 4He ) izotoplarının gözlenen bolluğuyla çelişir.[1] Tutarsızlık, bu ilkel bollukları standart BBN (Büyük Patlama Nükleosentezi) tahminlerinden kozmik baryon içeriğinin bir fonksiyonu olarak tasvir eden, astrofizikçi David Schramm'ın onuruna adlandırılan sözde "Schramm planı" ile vurgulanmıştır.

Şekilde "Schramm grafiği" gösterilmektedir[2] Standart BBN tahminlerinden kozmik baryon içeriğinin bir fonksiyonu olarak 4 He, D, 3 He ve 7 Li'nin ilksel bolluklarını tasvir eder. 7Li (%95 güven aralığında dar dikey bantlar) ve BBN (Büyük Patlama Nükleosentezi) Döteryum'un (D) CMB (Kozmik Arkaalan Işınımı) tahminleri D+4He uyum aralığı (%95 güven aralığında daha geniş dikey bantlar), uyum içinde olması için gözlenen hafif element bolluklarıyla (sarı kutular) örtüşmelidir. Bu, 4 He'de meydana gelir ve D'de iyi bir şekilde sınırlandırılmıştır, ancak gözlemlenen Li gözlemlerinin BBN+WMAP tahmininin 3−4 kat altında olduğu 7 Li için durum böyle değildir.

lityumun kökeni

Büyük Patlama'dan dakikalar sonra, evren neredeyse tamamen hidrojen ve helyumdan ayrıca eser miktarda lityum ve berilyumdan ve tüm ağır elementlerden ihmal edilebilecek kadar az bolluklardan oluşuyordu.[3]

Big Bang'de Lityum Sentezi

Big Bang nükleosentezi hem 7Li'yi hem de 7Be'yi üretti ve aslında ikincisi, kütle 7 nüklidlerinin ilkel sentezine hakimdir. Öte yandan, Büyük Patlama 6Li'yı 1000 kattan daha küçük seviyelerde üretti. Daha sonra 7Be elektron yakalama yoluyla 7Li'ye bozunur (yarı ömür 53,22 gün), böylece gözlemlenebilir ilkel lityum bolluğu esasen ilkel Li-7 ve radyojenik lityumu 7Be bozunmasından toplar.

ve tarafından yok edildi

Big Bang'de üretilen lityum miktarı hesaplanabilir.[4] Hidrojen-1, evrendeki atomların kabaca %92'sini oluşturan en bol nükliddir ve %8'de helyum-4 ikincidir. 2H, 3H, 3He, 6Li, 7Li ve 7Be gibi diğer izotoplar çok daha nadirdir; ilkel lityumun tahmini bolluğu, hidrojene göre 10 −10'dur .[5] 1 H ve 4He'nin hesaplanan bolluğu ve oranı, genç yıldızların gözlemlerinden elde edilen verilerle uyumludur.[3]

PP II Kolu

Yıldızlarda, 7Li bir proton-proton zincir reaksiyonunda yapılır.

Proton-proton II zincir reaksiyonu

P-P II dalı, 14 ila 23 MK (Mega Kelvin) sıcaklıklarda baskındır.

İlk birkaç elementin kararlı nüklidleri

Gözlenen lityum bolluğu

Düşük teorik lityum bolluğuna rağmen gerçek gözlemlenebilir miktar, hesaplanan miktardan 3-4 kat daha azdır.[6] Bu, tahminlerle tutarlı olan hidrojen (1H ve 2H ) ve helyum (3He ve 4He ) izotoplarının gözlenen bolluğuyla çelişir.[1]

Güneş Sistemindeki kimyasal elementlerin bolluğu. Hidrojen ve helyum, Büyük Patlama paradigması içinde en yaygın kalıntılardır.[7] Li, Be ve B nadirdir çünkü Büyük Patlama'da ve ayrıca yıldızlarda yetersiz sentezlenirler; bu elementlerin ana kaynağı kozmik ışın parçalanmasıdır .

Daha yaşlı yıldızlarda (Pop 2) olması gerekenden daha az lityum var gibi görünüyor ve bazı genç yıldızlarda (Pop 1) çok daha fazla lityum var.[8] Bu durumda önerilen bir model, bir yıldızın gençliği sırasında üretilen lityumun araştırmacıların "türbülanslı karıştırma" ve "yayılma" olarak tanımladıkları etkiler nedeniyle yıldızın atmosferinin altına (doğrudan gözlemden gizlendiği yerde) doğru hareket etmesi yani batmasıdır. Yıldız yaşlandıkça artması veya birikmesi önerilmektedir.[9] Metal bakımından fakir küresel bir küme olan NGC 6397'deki yıldızların spektroskopik gözlemleri, lityum bolluğu ve yaş arasındaki ters ilişki ile tutarlıdır, ancak difüzyon için teorik bir mekanizma resmîleştirilmemiştir.[10] 2,4 milyon santigrat derecenin üzerindeki sıcaklıklarda bir protonla çarpışması nedeniyle iki helyum atomuna dönüşmesine rağmen (çoğu yıldız bu sıcaklığa kendi içlerinde kolayca ulaşır), lityum mevcut hesaplamaların sonraki nesil yıldızlarda tahmin edeceğinden daha fazladır.[11][12]

Nova Centauri 2013, lityum kanıtı bulunan ilk örnektir.[13]

Lityum ayrıca kahverengi cüce yıldız altı nesnelerde ve bazı anormal turuncu yıldızlarda bulunur. Lityum daha soğuk ve daha az kütleli kahverengi cücelerde bulunur. Daha sıcak kırmızı cüce yıldızlarda ise yok edilir. Böylece yıldızların spektrumlarındaki varlığı, her ikisi de Güneşten daha küçük olduğu için ikisini ayırt etmek için "lityum testinde" kullanılabilir.[11][12][14]

Gezegenleri olan Güneş benzeri yıldızlarda daha az lityum

Gezegen sistemi barındırmayan güneş benzeri yıldızlar, 500 yıldızdan oluşan bir örneklemde gezegenleri olan Güneş benzeri yıldızların 10 katı lityuma sahiptir.[15][16] Güneş'in yüzey katmanları (atmosfer katmanları), yüzey konvektif bölgesi lityumu yakacak kadar sıcak olmamasına rağmen orijinal oluşum protosolar gaz bulutlarının lityumunun %1'inden daha azına sahiptir.[16] Gezegenlerin çekim kuvvetinin, yıldız yüzeyinin çalkalanmasını artırabileceğinden ve lityumun, lityum yanmasının meydana geldiği daha sıcak çekirdeklere doğru sürülebileceğinden şüpheleniliyor.[15][16] Lityumun yokluğu da yeni gezegen sistemleri bulmanın bir yolu olabilir.[15] Bununla birlikte, iddia edilen bu ilişki, gezegen astrofizik camiasında bir tartışma konusu haline geldi, sıklıkla reddedildi [17][18] ama aynı zamanda desteklendi.[19][20]

Metal açısından fakir yıldızlarda beklenenden daha yüksek lityum

Bazı turuncu yıldızlar ayrıca yüksek oranda lityum içerebilir.[21] Bu turuncu yıldızların, yerçekimi daha ağır lityumu bir hidrojen-helyum yıldızının yüzeyine çektiği ve daha fazla lityumun gözlemlenmesine neden olduğu açıktır. Normalden daha yüksek bir lityum yörünge kütleli nesne konsantrasyonuna (nötron yıldızları veya karadelikler) sahip olduğu bulundu.[11]

Önerilen çözümler

Olası çözümler üç geniş sınıfa ayrılır.

Astrofizik çözümler

Eğer BBN tahminlerinin doğru olma olasılığı göz önüne alındığında, ilkel lityum bolluğunun ölçülen değeri hatalı olmalıdır. Astrofiziksel çözümler bir çeşit revizyon sunuyor. Örneğin, iyonlaşma düzeltmesi ve yanlış yıldız sıcaklıkları belirleme dahil olmak üzere sistematik hatalar yıldızlardaki Li/H oranlarını etkileyebilir. Ayrıca, mevcut lityum seviyeleri yıldızdaki ilk bolluğu yansıtmayabileceğinden, lityum tükenmesi üzerine daha fazla gözlem önemini koruyor. Özetle, ilkel lityum bolluğunun doğru ölçümleri, ilerlemenin mevcut odak noktasıdır.[6]

Bazı astronomlar nükleonların hızlarının Maxwell-Boltzmann dağılımını takip etmediğini öne sürüyorlar. Bu durumu Tsallis'in kapsamlı olmayan istatistiklerinin çerçevesinde test ederler. Sonuçları, 1.069<q<1.082'nin kozmolojik lityum sorununa olası yeni bir çözüm olduğunu gösteriyor.[22]

Nükleer fizik çözümleri

Ölçülen ilkel Lityum bolluğunun doğru olduğu ve parçacık fiziğinin Standart Modeline ve standart kozmolojiye dayalı olduğu düşünüldüğü zaman, lityum sorunu BBN hafif element tahminlerinde bazı hatalar olabileceğini ima eder. Her ne kadar standart BBN, iyi belirlenmiş fiziğe dayansa da, zayıf ve güçlü etkileşimler BBN için karmaşıktır ve bu nedenle standart BBN hesaplamasındaki zayıf nokta olabilir.[6]

Öncelikle yanlış veya eksik reaksiyonlar lityum sorununa yol açabilir. Yanlış reaksiyonlar için ana düşünceler, son araştırmalara göre tesir kesiti hatalarının ve standart termonükleer oranların revizyonunda yatmaktadır.[23][24]

İkinci olarak, Fred Hoyle'un üçlü alfa sürecinde önemli bir faktör olan karbon-12'deki bir rezonansı keşfetmesine dayanır. Bu noktadan hareketler, bazıları deneysel tespitten kaçmış olabilecek veya etkileri hafife alınmış olabilecek rezonans reaksiyonları lityum sorununa olası çözümler haline geldi.[25][26]

Standart Modelin Ötesinde Çözümler

Hesaplamaların tümünün doğru yapıldığı varsayımları altında, mevcut Standart Modelin veya standart kozmolojinin ötesinde çözümlere ihtiyaç duyulabilir.[6]

Karanlık madde bozunması ve süpersimetri, BBN sırasında ve sonrasında hafif elementleri değiştirebilen ve süpersimetrik kozmolojilerde iyi motive edilmiş kaynağı bulabilen zengin bir dizi yeni süreç sunduğu yeni bir olasılık sağlar. Tamamen çalışır durumdaki Büyük Hadron Çarpıştırıcısı (LHC) ile keşfedildiği takdirde parçacık fiziği ve kozmolojisinde devrim yaratacak olan minimal süpersimetrinin büyük bir kısmı elinizin altındadır;[6] ancak, 2020'deki ATLAS deneyinin sonuçları birçok süpersimetrik modeli hariç tuttu.[27][28]

Temel sabitleri değiştirmek olası bir çözüm olabilir ve bu ilk olarak, yüksek kırmızıya kayma bölgelerinde bulunan metallerdeki atomik geçişlerin bizimkinden farklı davranabileceğini ima eder. (Ancak unutulmamalıdır ki temel sabitleri değiştirmek varolan tüm fiziksel süreçleri etkileyecektir.) Ek olarak, Standart Model bağlantıları ve parçacık kütleleri değişebilir; üçüncüsü, nükleer fizik parametrelerinde değişiklik gereklidir.[6]

Standart olmayan kozmolojiler ise farklı bölgelerde baryon/foton oranının değiştiğini gösterir. Bir öneri olarak kozmolojik ilkede tanımlanan homojenlikten farklı olarak, kozmik yoğunluktaki büyük ölçekli homojensizliklerin bir sonucudur. Bununla birlikte bu olasılığı test etmek için büyük miktarda gözlem gerektirir.[29]

Kaynakça

  1. ^ a b Hou (2017). "Non-extensive statistics to the cosmological lithium problem". The Astrophysical Journal. 834 (2): 165. arXiv:1701.04149 $2. doi:10.3847/1538-4357/834/2/165. 
  2. ^ Tanabashi ve diğerleri. (Particle Data Group) (17 Ağustos 2018). "Review of Particle Physics". Physical Review D. American Physical Society (APS). 98 (3): 030001. doi:10.1103/physrevd.98.030001. ISSN 2470-0010.  and 2019 update.
  3. ^ a b How to Build a Habitable Planet: The Story of Earth from the Big Bang to Humankind. 2012. ISBN 978-0691140063. 
  4. ^ Boesgaard (1985). "Big bang nucleosynthesis – Theories and observations". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Palo Alto, CA. 23: 319-378. doi:10.1146/annurev.aa.23.090185.001535. A86-14507 04–90. 
  5. ^ "Big-bang nucleosynthesis". The Review (PDF). Physical Review D. 98. 2018. ss. 377-382. doi:10.1103/PhysRevD.98.030001. 31 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 13 Mart 2023. 
  6. ^ a b c d e f "The primordial lithium problem". Annual Review of Nuclear and Particle Science. 61 (1): 47-68. 2011. arXiv:1203.3551 $2. doi:10.1146/annurev-nucl-102010-130445.  Birden fazla yazar-name-list parameters kullanıldı (yardım); Yazar |ad1= eksik |soyadı1= (yardım)
  7. ^ From First Light to Reionization the End of the Dark Ages. Weinheim, Germany: Wiley-VCH. 2009. s. 8. ISBN 9783527627370. 
  8. ^ "The Cosmic Explosions That Made the Universe". earth. BBC. 21 Şubat 2017. 21 Şubat 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Şubat 2017. A mysterious cosmic factory is producing lithium. Scientists are now getting closer at finding out where it comes from  Yazar |ad1= eksik |soyadı1= (yardım)
  9. ^ Richard (20 Ocak 2005). "Implications of WMAP Observations on Li Abundance and Stellar Evolution Models". The Astrophysical Journal (İngilizce). 619 (1): 538-548. arXiv:astro-ph/0409672 $2. doi:10.1086/426470. ISSN 0004-637X. 
  10. ^ Korn (August 2006). "A probable stellar solution to the cosmological lithium discrepancy". Nature (İngilizce). 442 (7103): 657-659. arXiv:astro-ph/0608201 $2. doi:10.1038/nature05011. ISSN 1476-4687. PMID 16900193. 13 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mart 2023. 
  11. ^ a b c Nature's Building Blocks. Oxford: Oxford University Press. 2001. ISBN 978-0-19-850341-5.  Yazar |ad1= eksik |soyadı1= (yardım)
  12. ^ a b "Brown Dwarf". Universe Today. 25 Şubat 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Kasım 2009.  Yazar |ad1= eksik |soyadı1= (yardım)
  13. ^ "First Detection of Lithium from an Exploding Star". 1 Ağustos 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Temmuz 2015. 
  14. ^ "L Dwarf Classification". 10 Mart 2002. 21 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Mart 2013.  Yazar |ad1= eksik |soyadı1= (yardım)
  15. ^ a b c Plait (11 Kasım 2009). "Want a planet? You might want to avoid lithium". Discover. 13 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mart 2023. 
  16. ^ a b c Israelian ve diğerleri. (2009). "Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets". Nature. 462 (7270): 189-191. arXiv:0911.4198 $2. doi:10.1038/nature08483. PMID 19907489. ... confirm the peculiar behaviour of Li in the effective temperature range 5600–5900 K ... We found that the immense majority of planet host stars have severely depleted lithium ... At higher and lower temperatures planet-host stars do not appear to show any peculiar behaviour in their Li abundance. 
  17. ^ Baumann (2010). "Lithium depletion in solar-like stars: no planet connection". Astronomy and Astrophysics. 519: A87. arXiv:1008.0575 $2. doi:10.1051/0004-6361/201015137. ISSN 0004-6361. 
  18. ^ Ramírez (2012). "Lithium abundances in nearby FGK dwarf and subgiant stars: internal destruction, galactic chemical evolution, and exoplanets". The Astrophysical Journal. 756 (1): 46. arXiv:1207.0499 $2. doi:10.1088/0004-637X/756/1/46. ISSN 0004-637X. 
  19. ^ Figueira (2014). "Exoplanet hosts reveal lithium depletion". Astronomy & Astrophysics. 570: A21. doi:10.1051/0004-6361/201424218. ISSN 0004-6361. 
  20. ^ Delgado Mena (2014). "Li depletion in solar analogues with exoplanets". Astronomy & Astrophysics. 562: A92. doi:10.1051/0004-6361/201321493. ISSN 0004-6361. 
  21. ^ Li (2018). "Enormous Li Enhancement Preceding Red Giant Phases in Low-mass Stars in the Milky Way Halo". The Astrophysical Journal. 852 (2): L31. arXiv:1801.00090 $2. doi:10.3847/2041-8213/aaa438. 
  22. ^ Hou (11 Ocak 2017). "Non-Extensive Statistics to the Cosmological Lithium Problem". The Astrophysical Journal. 834 (2): 165. arXiv:1701.04149 $2. doi:10.3847/1538-4357/834/2/165. ISSN 1538-4357. 
  23. ^ Angulo (September 2005). "The 7Be(d,p)2α Cross Section at Big Bang Energies and the Primordial 7Li Abundance". Astrophysical Journal Letters (İngilizce). 630 (2): L105-L108. arXiv:astro-ph/0508454 $2. doi:10.1086/491732. ISSN 0004-637X. 
  24. ^ Boyd (November 2010). "New nuclear physics for big bang nucleosynthesis". Physical Review D (İngilizce). 82 (10): 105005. arXiv:1008.0848 $2. doi:10.1103/PhysRevD.82.105005. ISSN 1550-7998. 13 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mart 2023. 
  25. ^ Hammache (December 2013). "Search for new resonant states in 10C and 11C and their impact on the cosmological lithium problem". Physical Review C (İngilizce). 88 (6): 062802. arXiv:1312.0894 $2. doi:10.1103/PhysRevC.88.062802. ISSN 0556-2813. 12 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mart 2023. 
  26. ^ O'Malley (October 2011). "Search for a resonant enhancement of the 7Be + d reaction and primordial 7Li abundances". Physical Review C (İngilizce). 84 (4): 042801. doi:10.1103/PhysRevC.84.042801. ISSN 0556-2813. 13 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mart 2023. 
  27. ^ "Search for squarks and gluinos in final states with jets and missing transverse momentum using 139 fb$^{-1}$ of $\sqrt{s}$ =13 TeV $pp$ collision data with the ATLAS detector". Jhep (İngilizce). 02: 143. 2021. arXiv:2010.14293 $2. doi:10.1007/JHEP02(2021)143.  Birden fazla yazar-name-list parameters kullanıldı (yardım); Yazar |ad1= eksik |soyadı1= (yardım)
  28. ^ "From squarks to gluinos: It's not looking good for supersymmetry". Space.com (İngilizce). 7 Ocak 2021. 17 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2021.  Yazar |ad1= eksik |soyadı1= (yardım)
  29. ^ Holder (June 2010). "On Possible Variation in the Cosmological Baryon Fraction". Astrophysical Journal (İngilizce). 716 (2): 907-913. arXiv:0907.3919 $2. doi:10.1088/0004-637X/716/2/907. ISSN 0004-637X. 

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Büyük yıldızlar listesi</span> Vikimedya liste maddesi

Aşağıdaki liste yarıçapına göre bilinen en büyük yıldızları göstermektedir. Kullanılan ölçü birimi güneş yarıçapıdır.

<span class="mw-page-title-main">Cepheus (takımyıldız)</span> dünyadan 50 ışık yılı uzakta bir takımyıldızı

Kral takımyıldızı, kuzey gök yüzünün derinliklerinde yer alan ve Yunan mitolojisinde Etiyopya Kralı Kefeos'un adını taşıyan bir takımyıldızdır. İkinci yüzyıl astronomu Batlamyus tarafından listelenen 48 takımyıldızdan biridir ve günümüzde de 88 modern takımyıldız arasında yer almaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Yıldızlar öbeği</span> Gökadamızda gözlemlenen yıldızlar öbek I ve öbek II adında iki tür olarak sınıflandırılmaktadırlar

Yıldızlar öbeği veya yıldız popülasyonları, 1944 yılında Walter Baade tarafından Samanyolu Galaksisinde yer alan yıldızların gruplandırılmasıdır. Baade, söz konusu çalışmasının özet bölümünde, bu sınıflandırmanın esas itibarıyla Jan Oort tarafından 1926 yılında yapılan sınıflamaya dayandığını kabul etmektedir.

Gökbilim ve fiziksel kozmolojide, bir nesnenin metal bolluğu (Z), özdeğinin hidrojen (X) ve helyum (Y) dışında içerdiği kimyasal elementlerin oranıdır. Evrenin en büyük ölçekteki nesnelerinin büyük oranda bu iki elementi içermesi nedeniyle, gök bilimciler helyumdan daha ağır her elementi "metal" olarak belirtmektedirler. Örneğin karbon zengini bir bulutsu bile, her ne kadar karbon metal olmasa da, bu koşullarda "metal zengini" olarak belirtilmektedir. Örneğin Güneş'in metal bolluğu (Z) 0.02'dir. Bu, Güneş kütlesinin %2'sinin Helyum'dan daha ağır elementlerden oluştuğu anlamına gelir.

<span class="mw-page-title-main">Cüce galaksi</span> İçinde birkaç milyar yıldıza ev sahipliği yapan galaksilere verilen addır

Bir cüce galaksi, yaklaşık 1000 ila birkaç milyar yıldızdan oluşan galaksilere verilen isimdir; Samanyolu'nun 200-400 milyar yıldızına kıyasla bu sayı oldukça sınırlıdır. Samanyolu'nun yakın çevresinde yer alan ve 30 milyardan fazla yıldız içeren Büyük Macellan Bulutu kimi zaman bir cüce galaksi olarak sınıflandırılırken, kimileri de onu tam anlamıyla bir galaksi olarak kabul etmektedir. Cüce galaksilerin oluşum ve faaliyetlerinin daha büyük galaksilerle olan etkileşimlerden büyük ölçüde etkilendiği düşünülmektedir. Gök bilimciler şekillerine ve bileşimlerine göre çok sayıda cüce galaksi türü tanımlamaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Yakın yıldızlar dizini</span> Vikimedya liste maddesi

Bu liste, Güneş Sistemi'nden en fazla 5 parsek uzaklıkta olan yıldızları ve kahverengi cüceleri kapsamaktadır. Bu mesafe içerisinde Güneş Sistemi de dâhil olmak üzere 56 yıldız sisteminin varlığı bilinmektedir. Bu sistemlerde bilinen toplam 60 hidrojen-füzyon yıldız ve 13 Kahverengi cüce bulunmaktadır. Bu nesneler görece olarak Dünya'ya yakın olmasına rağmen, sadece dokuz tanesinin görünen büyüklüğü 6,5'ten daha azdır ve bu da bu nesnelerin, sadece %12'sinin çıplak gözle görülebileceği anlamına gelmektedir. Güneş'in dışında sadece üç tane yıldız; Alfa Centauri, Sirius ve Procyon, birinci kadir yıldızlarıdır. Tüm bu nesneler, yerel kabarcık içindeki Samanyolu Gökadası'nın Orion–Kuğu Kolu bölgesinde yer alır.

<span class="mw-page-title-main">NGC 4065</span>

NGC 4065, Berenis'in Saçı takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 280,82 MIy (86,1 Mpc)uzaklıkta bulunan etkileşim halindeki bir eliptik gökadadır. Bir radyo gökada olarak sınıflandırılır. Wilhelm Herschel tarafından 27 Nisan 1785 tarihinde keşfedildi. Daha sonra 29 Nisan 1832'de John Herschel tarafından yeniden keşfedildi ve NGC 4057 olarak listelendi. NGC 4065, NGC 4065 Grubu'nun en parlak üyesidir.

<span class="mw-page-title-main">NGC 4066</span> galaksi

NGC 4066, Berenis'in Saçı takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 327,13 MIy (100,3 Mpc)uzaklıkta bulunan bir eliptik gökadadır. Wilhelm Herschel tarafından 27 Nisan 1785 tarihinde keşfedildi. NGC 4066, NGC 4065 Grubu'nun bir üyesidir.

<span class="mw-page-title-main">NGC 4074</span> Merceksi Gökada(Galaksi)

NGC 4074, Berenis'in Saçı takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 298,75 MIy (91,6 Mpc)uzaklıkta bulunan bir merceksi gökadadır. Wilhelm Herschel tarafından 27 Nisan 1785 tarihinde keşfedildi. NGC 4074, NGC 4065 Grubu'nun bir üyesidir ve tip 2 Seyfert gökada olarak sınıflandırılır. İlk olarak 1978 yılında Seyfert olarak tanımlanmıştır.

<span class="mw-page-title-main">NGC 4086</span> bir galaksi

NGC 4086, Berenis'in Saçı takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 315,06 MIy (96,6 Mpc)uzaklıkta bulunan bir merceksi gökadadır. Heinrich Louis d'Arrest tarafından 2 Mayıs 1864 tarihinde keşfedildi. NGC 4086, NGC 4065 Grubu'nun bir üyesidir. ve LINER gökada olarak sınıflandırılır.

<span class="mw-page-title-main">NGC 4089</span>

NGC 4089, Berenis'in Saçı takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 322,89 MIy (99,0 Mpc)uzaklıkta bulunan bir eliptik gökadadır. Heinrich Louis d'Arrest tarafından 4 Mayıs 1864 tarihinde keşfedildi. NGC 4089, NGC 4065 Grubu'nun bir üyesidir ve etkin bir çekirdeğe (AGN) sahiptir.

Gliese 179, Avcı takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 40 ışık yılı uzaklıkta bulunan M-tipi kırmızı bir ana kol yıldızıdır. Güneş'ten daha küçük olan yıldız, daha soğuk, soluk ve daha az kütleye sahiptir. Ayrıca metal içeriği Güneş'ten iki kat fazladır. Gliese 179, Gökada içinde Güneş'e göre 21,8 km/sn'lik bir hızla hareket eder. Gökada merkezinden uzaklığı, 20.900 ile 27.200 ışık yılı aralığında değişmektedir.

Big Bang kozmolojisinde reiyonizasyon, evrendeki “karanlık dönem”den sonra maddeyi reiyonize eden süreçtir ve büyük faz geçişinden ikincisidir. Baryonik maddelerin çoğunluğu hidrojen formunda olduğundan dolayı, reiyonizasyon genellikle “Hidrojen gazının reiyonizasyonu” olarak anılmaktadır. Evren tarihinde ilksel Helyum da aynı faz değişimine uğrasa da, farklı noktalarda gerçekleşen bu olaya Helyum reiyonizasyonu ismi verilir.

<span class="mw-page-title-main">Sahte süpernova</span>

Sahte süpernova, ilk bakışta görünen süpernova olarak görünen ancak progenitör yıldızı yok etmeyen yıldız patlamasıdır. Bu nedenle sahte süpernovalar ekstra güçlü nova sınıfında yer alırlar. Ayrıca Tip V süpernovalar, Eta Carinae benzerleri ve dev parlak mavi değişen patlamaları olarak da bilinirler.

<span class="mw-page-title-main">NGC 3860</span> Sarmal gökada

NGC 3860, Aslan takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 263,53 MIy (80,8 Mpc)uzaklıkta bulunan bir sarmal gökadadır. William Herschel tarafından 27 Nisan 1785 tarihinde keşfedildi. Aslan kümesi'nin bir üyesidir ve düşük parlaklığa sahip etkin çekirdekli (LLAGN) bir gökadadır. Ayrıca Gavazzi ve diğ. tarafından NGC 3860'ın merkezinde süper kütleli bir kara delik tarafından tetiklenmiş olabilecek güçlü bir "AGN" olarak sınıflandırılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Delta Cephei</span> Dörtlü Yıldız

Delta Cephei, Kral takımyıldızında bulunan bir dörtlü yıldızdır. Dünyadan 887 ışık yılı uzaklıkta yer almakta olup görüş hattı boyunca gaz ve tozun neden olduğu yok olmanın bir sonucu olarak yıldızın görünür büyüklüğü 0.23 azalır. Parlaklıkta periyodik değişikliklere uğrayan Cepheid değişeni yıldızlarının prototipidir.

<span class="mw-page-title-main">WASP-11/HAT-P-10</span>

WASP-11/HAT-P-10, Koç takımyıldızında yaklaşık olarak 424 ışık yılı uzaklıkta bulunan ikili yıldız sistemidir. Sistemin birincil yıldızı, ana kol turuncu cüce, ikincil yıldız ise, yaklaşık 42 AU öngörülen mesafeyle ayrılan M-tipi kırmızı cüce yıldızdır.

Baryum yıldızları, spektrumları λ 455,4 nm'de tek başına iyonize baryum, Ba II varlığıyla s-süreci elemanlarının aşırı bolluğunu gösteren spektral G ila K yıldızlardır. Baryum yıldızları ayrıca CH, CN ve C2 moleküllerinin bantları olan karbonun gelişmiş spektral özelliklerini de gösterir. Sınıf ilk olarak William P. Bidelman ve Philip Keenan tarafından tanındı ve tanımlandı. Başlangıçta, keşiflerinden sonra kırmızı dev oldukları düşünülüyordu; ancak aynı kimyasal imza ana dizideki yıldızlarda da gözlemlendi.

<span class="mw-page-title-main">Aktif asteroit</span>

Aktif asteroitler, asteroit benzeri yörüngelere sahiptir ancak kuyruklu yıldız benzeri görsel özellikler gösteren küçük Güneş Sistemi cisimleridir. Yani, koma, kuyruk veya kütle kaybının diğer görsel kanıtlarını gösterirler, ancak yörüngeleri Jüpiter'in yörüngesi içinde kalır. Bu cisimler ilk olarak 2006 yılında astronomlar David Jewitt ve Henry Hsieh tarafından ana kuşak kuyruklu yıldızları (MBC'ler) olarak adlandırılmıştı, ancak bu isim onların bir kuyruklu yıldız gibi zorunlu olarak buzlu olduklarını ve yalnızca ana kuşakta var olduklarını, oysa artan nüfus Aktif asteroitlerin sayısı bunun her zaman böyle olmadığını gösterir.

<span class="mw-page-title-main">Solgun galaksi</span> sarmal kolları ve diski arasındaki düşük kontrast ile karakterize edilen bir tür sarmal gökada

Solgun (anemik) gökada, sarmal kolları ve diski arasındaki düşük kontrast ile karakterize edilen bir tür sarmal gökadadır. Bu terim 1976 yılında Kanadalı gökbilimci Sidney van den Bergh tarafından gaz bakımından zengin, yıldız oluşturan sarmal gökadalar ile gaz bakımından fakir, etkin olmayan merceksi gökadalar arasında bir ara form olan gökadaları sınıflandırmak için icat edildi.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.