İçeriğe atla

NGC 7142

Koordinat:Sky map 21sa 45d 09,5s; +65º 46' 28″
NGC 7142
Gözlem verisi (Dönem J2000)
TakımyıldızKral
Sağ açıklık (α)21sa 45d 09,5s[1]
Dik açıklık (δ)+65° 46′ 28″[1]
SınıflandırmaII 2 r[2]
Açısal boyut ()12'[2]
Görünür büyüklük (V)9,3[2]
Görünür büyüklük (B)10,36[3]
Parlak yıldız kadri12,1
Değişen yıldızlarV375 Cep
Körlenme (FHD E(B-V))0,394[4]
Özellikler
Uzaklık5.500[4] Iy (1.686[4] pc)
Metallik = +0,04[4] dex
Birlik
ParçasıSamanyolu
Keşif
William Herschel (18 Ekim 1794)
Katalog belirtmeleri
NGC 7142 • C 2144+655 • OCl 241 • Cr 442 • Lund 1000 • GC 4709 • H VII-66 • h 2134
Ayrıca bakınız: Açık yıldız kümesi, Liste

NGC 7142, Yeni Genel Katalog'da yer alan bir açık yıldız kümesidir. Gökyüzünde Kral takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 5.500 ışık yılı uzaklıkta bulunur. İngiliz astronom William Herschel tarafından 1794 yılında 47,5 cm (18,7 inç) çaplı aynalı tip bir teleskopla keşfedilmiştir.[5]

Gözlemsel güçlükler

NGC 7142, yansıma bulutsusu NGC 7129 yakınlarında bulunmaktadır ve bu da kümenin yıldızlararası bulut tarafından gizlenmiş olabileceğinin ilk belirtisidir. En erken incelemelere kadar yapılan çalışmalar bunu ortaya koymuştur.[6]

Diğer gök bilimciler bu küme yüzeyi boyunca körlenme dengesizliğini belirtmişlerdir.[7][8][9] Kümenin kuzey-batı köşesindeki çeşitli arka plan gökadalarının gözlemlenmesinde bu engel orta veya düşük seviyededir.[10]

Körlenme aralığı yaklaşık olarak 0,18 kadir[11] ile 0,41 kadir arasındadır.[8]

Yaş

Yıldızlararası körlenmenin belirsizliği yüzünden küme yaşının kesin olarak belirlenmesi çok zor olmaktadır. NGC 7142'nin Renk-parlaklık diyagramına dayanarak küme yaşının, M 67 ve NGC 188'in yaşına yakın olduğu düşünülmektedir.

Uzaklık

Soğurma nedeniyle kümenin uzaklığını belirlemek de çok zor olmaktadır. Uzaklık modülü için yapılan tahminler 12,5[8] ile 14,5 aralığındadır.[10] Buna göre NGC 7142'nin uzaklığı yaklaşık olarak 5.500 ışık yılı olarak tahmin edilmektedir.[4]

Değişen yıldızlar

Bazı gök bilimciler, NGC 7142 ve NGC 188 arasındaki yaş ve yoğunluk benzerliği nedeniyle NGC 188'i dikkate alarak, NGC 7142'in çok sayıda W UMa olarak bilinen nadir değişen yıldızlara ev sahipliği yaptığını iddia etmektedirler. Crinklaw ve Talbert, 1991 yılında bu tür yıldızlar için bir araştırma yaptı, ancak yaptıkları çalışmada sadece tek bir değişen yıldız saptandı. Fakat bu çalışma sadece iki günü kapsıyordu ve bu da değişen yıldızın türünü belirlemeye yetmemiştir.[12]

Diğer tuhaflıklar

Yaşlı bir küme olduğu düşünülmesine rağmen, sürpriz bir şekilde kümede çok sayıda mavi yıldız bulunmuştur.[7] Bu tür yıldızların mavi başıboşlar olduğu söylenmektedir.

Devam eden araştırma

NGC 7142'nin gözlem zorluğu nedeniyle araştırmalar çok seyrek olmaktadır. Şu an için bilinen tek çalışma Kansas Üniversitesi'nce yürütülmektedir.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ a b "NASA/IPAC Dış Galaksi Veritabanı". NGC 7142 nesnesi için NED sonuçları (İngilizce). Erişim tarihi: 18 Mart 2011. 
  2. ^ a b c "SEDS". NGC 7142 için gözden geçirilmiş NGC verileri (İngilizce). Erişim tarihi: 18 Mart 2011. 
  3. ^ "SIMBAD". NGC 7142 (İngilizce). 18 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Mart 2011. 
  4. ^ a b c d e "WEBDA page for open cluster NGC 7142" (İngilizce). 9 Ağustos 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Haziran 2012. 
  5. ^ "NGC/IC Proje Veritabanı". NGC 7142 (İngilizce). 21 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Mart 2011. 
  6. ^ Risley, Marguerite (Mayıs 1943). "The Milky way in Cepheus". The Astrophysical Journal. Cilt 97. Astrophysical Journal. s. 277. Bibcode:1943ApJ....97..277R. doi:10.1086/144523. 
  7. ^ a b Sharov, A. S. (Mayıs 1965). "The Apparent Structure of Galactic Cluster NGC 7142". Soviet Astronomy. Cilt 8. Soviet Astronomy. s. 780. Bibcode:1965SvA.....8..780S. 
  8. ^ a b c S. van den Bergh, & R. Heeringa; Heeringa, R. (28 Temmuz 1970). "The Old Open Cluster NGC 7142". Astron. Astrophys. 9. Cilt 9. Astronomy & Astrophysics. s. 209. Bibcode:1970A&A.....9..209V. 
  9. ^ Crinklaw, G, & Talbert, F. D.; Talbert, F. D. (18 Mart 1991). "CCD Photometry of the Old Open Cluster NGC 7142". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Cilt 103. Pulblications of the Astronomical Society of the Pacific. s. 536. Bibcode:1991PASP..103..536C. doi:10.1086/132850. 
  10. ^ a b Crinklaw, G, & Talbert, F. D.; Talbert, F. D. (18 Mart 1991). "CCD Photometry of the Old Open Cluster NGC 7142". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Cilt 103. Pulblications of the Astronomical Society of the Pacific. s. 536. Bibcode:1991PASP..103..536C. doi:10.1086/132850. 
  11. ^ Johnson, H. L. (1961). "Galactic clusters as indicators of stellar evolution and galactic structure". Bulletin / Lowell Observatory ; no. 113. Cilt 5. Lowell Observatory Bulletain. s. 133. Bibcode:1961LowOB...5..133J. 
  12. ^ Seeberger, R, Weinberger, R., Ziener, R; Weinberger, R.; Ziener, R. (9 Eylül 1991). "Some Additional Data on the New Short-Period Variable In NGC 7142". Information Bulletin on Variable Stars. Cilt 3657. Commission 27 of the I.A.U., Information Bulletin on Variable Stars, Number 3657. s. 1. Bibcode:1991IBVS.3657....1S. 

Dış bağlantılar

Liste

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Gezegenimsi bulutsu</span>

Gezegenimsi bulutsu veya gezegenimsi nebula, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.

<span class="mw-page-title-main">Ülker (yıldız kümesi)</span> yıldız kümesi

Ülker veya Süreyya, Boğa takımyıldızının kuzeybatısında orta yaşlı, sıcak B-tipi yıldızlardan oluşan bir açık yıldız kümesi asterizmidir. Yaklaşık 444 ışık yılı uzaklığıyla Dünya'ya en yakın yıldız kümelerinden biridir. Ayrıca, Dünya'ya en yakın Messier nesnesidir ve gece gökyüzünde çıplak gözle görülebilen en belirgin yıldız kümesidir. Aynı zamanda NGC 1432 yansıma bulutsusu ve bir HII bölgesine de ev sahipliği yaptığı gözlemlenmiştir.

<span class="mw-page-title-main">NGC 221</span> cüce galaksi

Messier 32 veya NGC 221, Andromeda takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 2,5 MIy uzaklıkta bulunan bir cüce eliptik gökadadır. Guillaume Le Gentil tarafından 23 Ocak 1874 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 168 olarak "Dağınık karşı kuyruklara sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Meşhur Andromeda Gökadası'nın bir uydusudur.

<span class="mw-page-title-main">Küresel yıldız kümesi</span> galaksi merkezi etrafında dolanan yıldızların, küresel bir bileşimi

Küresel yıldız kümesi, galaksi merkezi etrafında uydu gibi dolanan, yıldızların küresel bir bileşimidir. Küresel yıldız kümeleri yerçekimi ile bir arada durabilirler. Yerçekimi sayesinde küresel bir şekle ve göreceli olarak merkeze doğru artan bir madde yoğunluğuna sahiplerdir. Yıldız kümesinin bir alt kategorisi olan küresel yıldız kümesi, Latince bir sözcük olan ve küçük küre anlamına gelen globulus kelimesinden türetilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Messier 18</span>

Messier 18 veya M18, Yay takımyıldızında bulunan bir açık yıldız kümesidir. Charles Messier tarafından 1764 yılında keşfedilmiş ve kuyruklu yıldız olmayanlar listesine eklenmiştir. M18, Dünya'dan bakış açısıyla Omega Bulutsusu ve Yay yıldız bulutu (M24) arasında yer alır. Doğrusal çapı 8,04 pc, gelgit yarıçapı ise 7,3 pc olan seyrek bir kümedir ve merkezi 0,012 pc'lik çekirdek yarıçapı ile konsantredir.

<span class="mw-page-title-main">Omega Centauri</span>

Omega Centauri, Erboğa takımyıldızında yaklaşık olarak 15.800 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir küresel yıldız kümesidir. Edmond Halley tarafından 1677 yılında keşfedilmiş ve "yıldız olmayan bir cisim" olarak tanımlanmıştır. Omega Centauri, 2000 yıl önce Batlamyus kataloğunda yıldız olarak gösterilmişti. Lacaille, kataloğuna I.5 olarak eklemiştir. İngiliz astronom John William Herschel 1830'larda ilk kez küresel yıldız kümesi olarak tanımladı.

<span class="mw-page-title-main">Messier 75</span>

Messier 75, Yay takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 67.500 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir küresel yıldız kümesidir. Pierre Méchain tarafından 27 Ağustos 1780 tarihinde keşfedilmiş ve aynı yıl Charles Messier'in kataloğuna eklenmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Messier 44</span> Açık yıldız kümesi

Messier 44, Yengeç takımyıldızı yönünde bulunan bir açık yıldız kümesi. Güneş Sistemi'ne en yakın açık yıldız kümesidir ve diğer pek çok yakın kümeden daha fazla yıldız içerir. Arıkovanı yıldız kümesi, karanlık bir gökyüzünde çıplak gözle belli belirsiz şekilde gözlemlenebilir, dolayısıyla antik çağlardan beri bilinmektedir. Antik dönem gök bilimcisi Batlamyus bu kümeyi "Cancer'in göğsündeki bulutsu bir kütle" olarak nitelendirmiştir ve Galileo'nun teleskopuyla incelediği ilk gök cisimlerinden birisidir.

<span class="mw-page-title-main">Küresel yıldız kümeleri dizini</span> Vikimedya liste maddesi

Aşağıda küresel yıldız kümeleri listesi yer almaktadır. Görünür büyüklük, körlenme düzeltmesini içermemektedir.

SX Phoenicis değişeni, değişen yıldızların bir türüdür. Bu yıldızlar, 0.03–0.08 gün zaman ölçeğinde değişen kısa süreli bir atım sergilerler. Tayfsal sınıfları A2-F5 aralığında ve büyüklükleri 0.7'ye kadar değişir. Güneş ile karşılaştırıldığında daha düşük metallik seviyesine sahiplerdir. Ayrıca, hidrojen ve helyum dışındaki elementler de düşük bolluktadır. Nispeten yüksek uzay hızları vardır ve yıldız sınıflandırmasında parlaklıkları düşüktür. Bu özellikler, SX Phoenicis değişenlerini kuzenleri Delta Scuti değişenlerinden ayırır.

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

Bu dizin, Güneş Sistemi'nden uzaklığına göre sıralanmış olan açık yıldız kümelerinin bir listesidir. Açık küme, aynı dev moleküler bulut içinde oluşan ve yerçekimsel olarak birbirlerine bağlı olan birkaç bin yıldızın oluşturduğu bir gruptur. Samanyolu gökadasında 1,000'den fazla açık küme bilinmektedir ancak gerçekte bu rakam on katına kadar çıkabilir.

Süper yıldız kümesi, bir küresel küme öncüsü olarak düşünülen çok büyük bir bölgedir. H II bölgesi çevresinde genellikle çok sayıda genç ve çok büyük kütleli yıldızlardan oluşur. Süper yıldız kümesi bulunan bir H II bölgesi, toz kozası ile çevrilidir. Yıldızlar ve H II bölgeleri, yüksek seviyedeki körlenme yüzünden optik gözlemler için çoğunlukla görünmez olacaklardır. Sonuç olarak genç süper kümelerin en iyi gözlemleri, radyo ve kızılötesi gözlemleridir.

<span class="mw-page-title-main">Palomar 1</span>

Palomar 1, Kral takımyıldızı yönünde Samanyolu halesi veya Dış kolda(?) bulunan bir küresel yıldız kümesidir. İlk kez George O. Abell tarafından 1954 yılında keşfedilmiş ve küresel küme olarak tanımlanmıştır. Yaşı 6,3 ile 8 milyar yıl arasında hesaplanmaktadır ve Samanyolu'ndaki diğer küresel kümelere göre çok genç bir kümedir. [Fe/H] = -0,60 ile görece olarak metal-zengindir. Palomar 1, etkileşim sonucu tahrip olmuş bir cüce küremsi gökada ile bağlantılı olabilir ve tıpkı Yay Eliptik Cüce Gökadası'ndaki küresel küme Terzan 7 gibi benzer bir evrimsel geçmişe sahip olabilir.

<span class="mw-page-title-main">Palomar 12</span>

Palomar 12, Oğlak takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 61.900 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir küresel yıldız kümesidir ve Samanyolu halesinde yer alır. Robert G. Harrington ve Fritz Zwicky tarafından 1953 yılında keşfedilmiş ve küresel küme olarak tanımlanmıştır. Ancak Zwicky, bu nesnenin gerçekte Yerel Grup içindeki yakın bir cüce gökada olduğuna inanmıştı. Sonradan yapılan gözlemler küresel küme olduğunu doğrulamıştır.

<span class="mw-page-title-main">UY Scuti</span> Yıldız

UY Scuti, Kalkan takımyıldızı bölgesinde bulunan parlak bir kırmızı üstdev yıldızdır. Yarıçapına göre bilinen en büyük yıldızlardan biri olarak kabul edilir ve aynı zamanda büyüklüğü 8,29 ile 10 arasında değişkenlik gösteren zonklayan bir yarıdüzenli değişen yıldızdır. 1.708 R⊙ (1,188 × 109 km; 7,94 AU) yaklaşık yarıçapıyla Güneş'ten 5 milyar kat fazla hacme sahiptir. Dünya'dan yaklaşık olarak 9.500 ışık yılı uzaklıkta yer alır.

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

Güneş kütlesine (M☉) göre keşfedilen en büyük yıldızların listesidir.

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">Cüce sarmal galaksi</span> bir sarmal gökadanın cüce türüdür

Cüce sarmal gökada, bir sarmal gökadanın cüce türüdür. Cüce gökadalar; düşük aydınlatma güçleri, küçük çapları, düşük yüzey parlaklıkları ve düşük hidrojen kütleleri ile karakterizedir. Bu tip gökadalar, düşük yüzey parlaklığına sahip gökadaların (LSB) bir alt sınıfı olarak düşünülebilir.

<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.

<span class="mw-page-title-main">BL Herculis değişeni</span> değişen yıldız türü

BL Herculis değişenleri, düşük aydınlatma gücü ve kütleli olan, sekiz günden daha kısa bir periyoda sahip tip II Sefelerin bir alt sınıfıdır. Bu tür değişen yıldızlar, en kısa periyotlu yıldızlar için azalan yönde ve daha uzun periyotlu yıldızlar için artan yönde sıklıkla bir çıkıntı gösteren ışık eğrilerine sahip zonklayan yıldızlardır. Diğer tip II Sefeler gibi bunlar da gökadanın halesinde ve küresel kümelerde bulunan çok yaşlı popülasyon II yıldızlarıdır. BL Herculis değişenleri ayrıca diğer tip II Sefelerle karşılaştırıldığında W Virginis değişenlerinden daha kısa periyotlara sahip ve daha sönüktür. Zonklayan yıldızların parlaklıkları değiştikçe tayfsal sınıfları da değişir ve BL Herculis değişenleri normalde en parlak olduklarında A sınıfı, en sönük olduklarında ise F sınıfıdır. Hertzsprung-Russell diyagramına yerleştirildiklerinde W Virginis ve RR Lyrae değişenleri arasında yer alırlar.


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.