Messier 44
| Messier 44 | |
|---|---|
 | |
| Gözlem verisi (Dönem J2000) | |
| Takımyıldız | Yengeç |
| Sağ açıklık (α) | 08sa 40,4d [1] |
| Dik açıklık (δ) | +19° 41′[1] |
| Sınıflandırma | II,2,m (Trumpler), d (Shapley)[2] |
| Açısal boyut () | 95'[2] |
| Görünür büyüklük (V) | 3,1[1] |
| Yıldız sayısı | 350[2] |
| Parlak yıldız kadri | 6,3 (ε Cancri)[2] |
| Özellikler | |
| Kırmızıya kayma (z) | 112 ∙ 10-6[1] |
| Dikey hız () | 33,57 km/sn[1] |
| Uzaklık | 577[2] Iy (176[2] pc) |
| Kütle (m) | ~500-600 M☉ |
| Yarıçap (r) | 11,4 Iy[2] |
| Yaş | 730 milyon yıl[2] |
Keşif | |
| Keşif tarihi | tarih öncesi |
| Katalog belirtmeleri | |
M 44 • NGC 2632 • C 0837+201 • OCl 507 • Mel 88 • Cr 189 • Lund 468 | |
 Wikimedia Commons'ta ilgili ortam | |
| Ayrıca bakınız: Açık yıldız kümesi, Liste | |
Messier 44 (ayrıca Arıkovanı yıldız kümesi, Praesepe (Latince "yemlik"), M44, NGC 2632 veya Cr 189 olarak da bilinir), 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.[3]
Kümenin yaşı ve özdevinimi Hyades ile uyuşmaktadır ve bu durum, her iki kümenin de benzer bir başlangıç noktasını paylaştığını düşündürür.[4][5] Her iki küme de tayfsal sınıfı; A, F, G, K ve M olan anakol yıldızları ile yıldız evriminin daha sonraki aşamalarını temsil eden kırmızı devler ve beyaz cüceler içerir.
Kümenin uzaklığı genellikle 160-187 parsek (520-610 ışık yılı) arasında olacak şekilde hesaplanır.[6][7][8] Yaklaşık 600 milyon yıl yaşında olduğu hakkında genel bir görüş birliği vardır.[5][7][9] Bu sonuç Hyades'in yaşına eşittir (~625 milyon yıl).[10] Kümenin parlak merkezi çekirdeği yaklaşık 7 parsek (22.8 ışık yılı) bir çapa sahiptir.[9]
Kümenin görünen parlaklığı 3,1'dir. En parlak yıldızlar parlaklıkları 6 ile 6,5 arası mavi-beyaz yıldızlardır. 42 Cancri, kümenin doğrulanmış bir üyesidir.
Gözlem bilgisi
[değiştir | kaynağı değiştir]Yengeç takımyıldızı, Aslan ve İkizler arasındaki parseldedir. Arıkovanı en kolay Yengeç takımyıldızı gökyüzünde yüksek olduğunda gözlenir. Türkiye'de bu, Şubat ayından Mayıs ayı akşamlarına doğru olur. Çevre karanlık ve görüş açıksa, birbirlerine yakın sönük yıldızlardan oluşmuş; "üzüm salkımı" şeklinde görünen kümeyi çıplak gözle de gözlemleyebilirsiniz. Bu grubu daha iyi görebilmek için bir dürbün kullanmanız gerekebilir.
Dış bağlantılar
[değiştir | kaynağı değiştir]- http://www.seds.org/messier/m/m044.html18 Mayıs 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- NightSkyInfo.com - M44, the Beehive Cluster 25 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Astronomy Picture of the Day 22 Mayıs 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- WikiSky'da The Beehive Cluster: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hidrojen α, X-Ray, Astrofoto, Gök Haritası
Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ a b c d e "SIMBAD". 15 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Mayıs 2009.
- ^ a b c d e f g h SEDS 21 Aralık 1996 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (İngilizce)
- ^ Messier 44: Observations and Descriptions, at http://www.maa.clell.de/Messier/Mdes/dm044.html 13 Nisan 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
- ^ Klein-Wassink, WJ (1927). "The proper motion and the distance of the Praesepe cluster". Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen. Cilt 41. ss. 1-48. Bibcode:1927PGro...41....1K.
- ^ a b
Dobbie PD, Napiwotzki R, Burleigh MR; ve diğerleri. (2006). "New Praesepe white dwarfs and the initial mass-final mass relation". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 369. ss. 383-389. arXiv:astro-ph/0603314
. Bibcode:2006MNRAS.369..383D. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10311.x.
- ^
Pinfield DJ, Dobbie PD, Jameson F, Steele IA, Jones HRA, Katsiyannis AC (2003). "Brown dwarfs and low-mass stars in the Pleiades and Praesepe: Membership and binarity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 342. ss. 1241-1259. arXiv:astro-ph/0303600 . Bibcode:2003MNRAS.342.1241P. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06630.x.
- ^ a b Kraus AL, Hillenbrand LA (2007). "The stellar populations of Praesepe and Coma Berenices". Astronomical Journal. Cilt 134. ss. 2340-2352. Bibcode:2007AJ....134.2340K. doi:10.1086/522831.
- ^ "WEBDA". 20 Eylül 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Haziran 2012.
- ^ a b Adams JD, Stauffer JR, Skrutskie MF; ve diğerleri. (2002). "Structure of the Praesepe Star Cluster". Astronomical Journal. Cilt 124. ss. 1570-1584. Bibcode:2002AJ....124.1570A. doi:10.1086/342016.
- ^
Perryman M, Brown A, Lebreton Y, Gomez A, Turon C, Cayrel de Strobel G, Mermilliod J, Robichon N, Kovalevsky J, Crifo F (1998). "The Hyades: Distance, structure, dynamics, and age". Astronomy & Astrophysics. Cilt 331. ss. 81-120. arXiv:astro-ph/9707253 . Bibcode:1998A&A...331...81P.
