Yıldız
Ay ışığının bulunmadığı bulutsuz bir gecede gökyüzünü, bazıları öbürlerinden daha parlak sayısız ışık noktası kaplar. Dünya kendi ekseni çevresinde döndükçe, bu noktalar da gökyüzünde kesintisiz biçimde hareket ediyormuş gibi görünür. Bu gördüklerimiz, kristalden yapılmış döner bir kubbenin iç yüzüne çakılmış altın çivi başları gibi ışıldayan yıldızlardır. Eski zamanlarda kim bilir kaç kişi yıldızları böyle düşünmüştür. Yerlerinden hiçbir zaman kımıldamayan yıldızlar, bu kişiler için Güneş, Ay ve gezegen hareketinin değişmeyen zeminini oluşturmaktaydı. Ama 19. yüzyılda yıldızların gerçek doğası ve inanılmaz uzaklığı ortaya çıkmaya başladı. Bugün bizim Dünya’mızın çevresinde dolanmakta olduğu Güneş’in de bir yıldız, hem de çok sıradan bir yıldız olduğunu biliyoruz.
Yıldızlar, derinliklerinde gerçekleşen nükleer tepkimelerden kaynaklanan çok büyük miktarlarda ısı, ışık ve başka elektromagnetik ışınım türleri yayan, son derece sıcak, parlak, döner gaz küreleridir. Bildiğimiz yıldızların çoğu gerçekte çiftyıldız denen ikili yıldız sistemlerinin ya da daha çok sayıda yıldızdan oluşan yıldız kümelerinin üyesidir. Bilinen hiçbir yoldaşı olmayan Güneş bu yalnız haliyle, oldukça seyrek rastlanan bir yıldızdır.
Bu maddede, çeşitli yıldız tiplerinin yaşam çevrimleri üzerinde durulmakta, yıldızları sınıflandırmanın yolları tartışılmakta ve yıldız kümelerine ilişkin bazı bilgiler verilmektedir.
Yıldızların Doğumu ve Ölümü
Yıldızlar, Samanyolu Gökadası’nın sarmal kollarını kaplayan dev gaz ve toz bulutlarının içinde doğar. Temel olarak hidrojen gazından oluşan bu bulutlar kütleçekiminin etkisiyle kendi üzerlerine çökerek büzülürler ve madde kümeleri bir araya toplanır. Süreç içinde her kümenin ortasındaki sıcaklık yükselir; ama ortaya çıkan ısı bu kümelerin durmadan artan yoğunluğu nedeniyle dışarı kaçamaz. Sonunda sıcaklık, dışarı doğru etkiyen ısı basıncının içeri doğru etkiyen kütleçekimi basıncına karşı koyabileceği bir düzeye yükselir. Çökme sona erer. Bu aşamada, başlangıçtaki gaz ve toz bulutu, ilkel yıldız olarak bilinen çok sayıda kararlı bölge içerir.
Bundan sonra ne olacağı ilkel yıldızın kütlesine, yani “ağırlığı”na bağlıdır. Kütlesi Güneş’inki kadar olan ilkel yıldızların orta kesiminde sıcak bölgeler oluşur. Buralarda sıcaklık zamanla artarak 10 milyon kelvin dolayına ulaşır. (Kelvin sıcaklık ölçeği, -273°C’ye eşit olan mutlak sıfırı temel alır; kelvin sıcaklığı “K” simgesiyle gösterilir. Bu noktada nükleer tepkimeler başlar. Kütlenin merkezindeki hidrojen, çekirdek kaynaşması sonucunda helyuma dönüşür. Açığa çıkan enerji kütlenin yüzeyinden ışık ve ısı halinde dışarı yayılır.
Güneş’le yaklaşık olarak aynı kütledeki yıldızların ortalama ömrü, yani çekirdek kaynaşması yoluyla sürekli enerji üretme süreleri 10 milyar yıl kadardır. Daha sonra bu yıldızların hidrojen yakıtları tükenir ve ömürlerinin son evresine girerler. Güneş 5 milyar yıldır bu biçimde etkinliğini sürdürmektedir ve bir 5 milyar yıl kadar daha bunu böyle sürdürecektir.
Kütleleri Güneş’inkinden daha büyük olan yıldızlar hidrojenlerini daha hızlı tüketirler, bu yüzden bunların ömürleri de çok daha kısadır. Kütlesi Güneş’inkinin beş ya da altı katı olan bir yıldız yakıtını yalnızca birkaç 10 milyon yıl içinde bitirebilir.
Başlangıçtaki kütlesi ne olursa olsun, her yıldız sonunda hidrojen yakıtını tüketir. Hidrojen çekirdeklerinin birleşmesi yoluyla helyum üretiminin son aşamalarına ulaşılırken ortadaki bölge de giderek genleşir. Sonunda hidrojen tamamen tükenir ve dışa doğru etkiyen ısıl basıncı yaratan nükleer tepkimeler ortadan kalkar. O zaman çekirdek kendi üzerine çöker ve iç sıcaklığı ile basıncı artar. Bu noktada bir başka nükleer tepkime dönemi başlar ve helyum karbona dönüşür. Yeni oluşan çekirdek basıncı yıldızın dış katmanlarını tekrar genleşmeye zorlar ve yıldız başlangıçtaki halinden kat kat büyük bir kırmızı dev haline gelir. Güneş, günümüzden 5 milyar yıl kadar sonra bu aşamaya ulaşacak ve bu sırada iç gezegenler genleşen Güneş tarafından yutulacaktır.
Astronomlar evrende küresel gaz kabuklarıyla çevrili çok sayıda sıcak yıldızın bulunduğunu bilmektedirler. Gezegence bulutsular olarak adlandırılan bu yıldızlar, kırmızı dev yıldızlar nükleer tepkimelerinin son aşamasından geçerken oluşur. Bu aşamada, içten gelen ışınım basıncı yıldızın dış katmanlarını dışarı doğru püskürterek bir kabuk oluşturmalarına neden olur; bu da alttaki daha sıcak bölgelerin sırayla açığa çıkmasına yol açar. Yeni açığa çıkan bölgelerin sıcaklığı 100.000 K dolayında olabilir.
Milyonlarca yıl sürse de, sonunda yıldızın nükleer yakıtı tamamen biter ve nükleer tepkimeler sona erer. Dışa doğru etkiyen ısı basıncı bu noktada işlevini bütünüyle yitirir ve yıldız kendi kütleçekiminin etkisiyle kendi üstüne çöker. Hint asıllı astronom Subrahmanyan Chandrasekhar 1930’da gerçekleştirdiği bir araştırma sonucunda, kütlesi Güneş’ inkinin 1,4 katından daha küçük olan bir yıldızın çökerek kararlı bir beyaz cüce oluşturacağını ortaya çıkardı. İçe doğru etkiyen kütleçekim kuvveti, çökme sırasında yıldızın iç kesimlerindeki atomların parçalanmasına neden olacak kadar büyüktür. Yıldız böylece iyice sıkışarak aşırı yoğun bir cisim haline gelir. Bu yıldız başlangıçta Güneş’inki kadar çok maddeyi içermiş olsa bile, çökmenin getirdiği sıkışma sonunda çapı yalnızca birkaç bin kilometre olan bir küre biçimini alabilir. Merkezinde hiçbir nükleer tepkime yoktur, ama çökme sırasında açığa çıkan enerji ısıya dönüşür ve beyaz cüce soluk bir biçimde ışımayı sürdürür. Bu enerji yavaş yavaş uzaya dağılır, yıldız soğuk ve görünmeyen bir siyah cüce olarak yaşamını sona erdirir.
Kütleleri Güneş’inkinin 1,4 ile 3 katı arasında olan yıldızlarda kütleçekiminin neden olduğu çökme beyaz cüce aşamasından öteye geçer. Bu tür yıldızların çökmesi sırasında proton ve elektronların birlikte ezilmeleri sonucunda nötronlar oluşur. Böylece ortaya çıkan cisme nötron yıldızı denir. Nötron yıldızları inanılmayacak kadar yoğundur; nitekim nötron yıldızını oluşturan maddenin bir santimetre küpü yaklaşık 1 milyon ton gelir. Eğer Güneş’teki madde bir nötron yıldızı ölçeğinde yoğunlaştırılabilse, oluşacak cismin çapı yalnızca 30 km olurdu.
1960’ların sonlarına kadar nötron yıldızları yalnızca kuramsal bir kavramdı. 1967’de radyoastronomlar gökyüzünün görünürde boş olan bir bölgesinden son derece şiddetli radyo dalgalarının yayıldığını belirlediler. Bu sinyaller son derece düzenli bir biçimde gönderilmekteydi ve astronomlar başlangıçta bunların radyo vuruları salan bir yıldızdan gelmekte olduğunu düşündüler. Böylece bu cisimlere, “vuru” anlamına gelen İngilizce sözcükten türetilen pulsar adı verildi. Daha sonra ortaya çıkarılan pulsarlardan biri de, Boğa takımyıldızındaki Yengeç bulutsusunun tam ortasında yer alır.
Yengeç bulutsusu, süpernova patlaması denen bir süreçten geçmiş çok iri kütleli bir yıldızın çevreye saçılan kalıntılarından oluşur. Süpernovalara, yıldızın kütleçekiminin yol açtığı çökme neden olur; çökme kuvveti o kadar büyüktür ki, kütlenin iç sıcaklığı hızla artmaya başlar. Ardından gelen son derece şiddetli nükleer tepkimeler yıldızın patlamasına Ve dış katmanlarının uzaya saçılmasına neden olur. Bu sırada yıldızın parlaklığı bir süre için Güneş’inkinin 1 milyar katı düzeyine çıkabilir.
Yengeç bulutsusunun doğmasına neden olan süpernova patlamasını 1054’te Çinli astronomlar gözlemlemişlerdi. Bu patlama sonucunda yıldızın çekirdeği çökerek bir nötron yıldızının oluşmasına yol açmıştı. Astronom lar ortaya çıkan bu yeni cismin kendi ekseni çevresinde hızla döndüğünü ve bu dönüşe uygun bir tempoda (saniyede 30 kez) radyo vurulan saldığını keşfettiler. Bu pulsar, radyo salımlarının yanı sıra Optik olarak da varlığı belirlenebilen az sayıdaki pulsardan biridir. Optik olarak gözlemlenen pulsarların, radyo vurularıyla aynı tempoda düzenli olarak parladıkları da saptanmıştır.
Yıldızların kendi üstlerine çökerek beyaz cüceler ya da nötron yıldızları oluşturmaları insana inanılmaz gibi gelebilir, ama kütlesi Güneş’inkinin üç katı ya da daha fazla olan yıldızların kuramsal sonu daha da şaşırtıcıdır. Bunların çökme süreçlerinin beyaz cüce ve nötron yıldızı oluşumuyla sonuçlanmayıp daha da ileri gittiği sanılmaktadır. Kütleçekimsel büzülmesi yıldızın iyice ezilmesine ve büyüklüğü hızla azalırken yoğunluğunun da hızla artmasına yol açar. Cismin yoğunluğu sonunda o kadar büyür ki, kurtulma hızı (cismin kütleçekim kuvvetini yenmek için gerekli hız) ışık hızını aşar. Bu nokta bir kez aşıldı mı, bu cisimden artık ışık da kurtulamaz (yansıyamaz) ve cisim görünmez duruma gelir. Çökme, sonunda durur. Kütleçekim kuvveti, çöken yıldıza olan uzaklığın artmasıyla giderek azalır ve sonunda ışığın kurtulabileceği bir noktaya ulaşılır. Bu noktaya “olay ufku” denir. Dış gözlemciler için görünmez olan, olay ufkunun ardındaki bölgeye kara delik denir. Henüz herhangi bir kara delik bulunabilmiş değildir, ama çeşitli X ışını kaynaklarının kara delik olma olasılığı oldukça yüksek gözükmektedir.
Yıldızların Uzaklığı
Yıldızlar bizden ve birbirlerinden çok uzak olduğundan, bu uzaklıkları kilometreler cinsinden ifade etmeye çalışmak çok anlamsızdır. Bunun yerine astronomlar başka bir birim kullanırlar: Işık yılı. Bir ışık yılı, ışığın bir yılda alabileceği yolun uzunluğuna eşittir ve kabaca 10 trilyon kilometredir. Bu ölçeği kullanarak Ay’ın bize olan uzaklığının 1 ışık saniyesinin biraz üzerinde, Güneş’inkinin 8 ışık dakikasının biraz üzerinde, Plüton’unkinin 5,5 ışık saati dolayında ve Dünya’ya en yakın yıldız olan Proxsima Centauri’ninkinin 4,3 ışık yılı olduğunu söyleyebiliriz.
Yıldız uzaklıklarını ölçmek için farklı yöntemler uygulanır. Bize en yakın olanların uzaklıkları, trigonometri yoluyla belirlenen ıraklık açıları'ndan yararlanılarak bulunur. Yakındaki bir yıldız iki farklı konumdan gözlendiğinde arka planda kalan uzak yıldızlara göre hafifçe yer değiştirmiş gibi gözükür. Yıldız uzaklığının hesaplanmasında bundan yararlanılabilir. Bu yöntemde yıldızın konumu, Dünya’nın Güneş çevresindeki yörüngesi üzerinde bulunan karşıt iki noktadan altı ay arayla ölçülür. Yıldız konumundaki değişme açısal bir yer değiştirme olarak saptanacaktır. Dünya yörüngesinin çapı taban olarak alındığında, yer değiştirme açısısından ve basit trigonometri ilkelerinden yararlanılarak yıldızın uzaklığı kolayca belirlenebilir.
Daha uzak yıldızların ıraklık açılan çok küçük olduğundan kolayca ölçülemez. 70 ışık yılından daha uzakta olan yıldızların uzaklıklarının başka yoldan ölçülmesi gerekir. Bu ölçüm, yıldızın uzaklığı bilinen benzer tipten bir başka yıldızla karşılaştırılması yoluyla yapılır. Bu yöntemi kullanırken astronomlar benzer tipten yıldızların parlaklıklarının özdeş olduğunu varsayarlar. Yani uzak yıldızların uzaklığı, bunların görünür ve gerçek parlaklıklarının kıyaslanması yoluyla tahmin edilir.
Yıldız Kadirleri
Yıldızların ve bütün öbür gökcisimlerinin parlaklıkları, 2.000 yıl kadar önce Yunanlı astronom Hipparkhos’un geliştirdiği bir sisteme göre sınıflandırılır. Hipparkhos yıldızları kadir denen bir ölçeğe göre ayırmış ve en parlak yıldıza bu ölçekteki 1 değerini, en soluk olana da 6 değerini vermişti. Günümüzde astronomide bu sistemin geliştirilmiş bir biçimi kullanılır. Gökcisimlerinin en parlak olanlarına, bugün kullanımda olan ölçekteki eksi (-) değerler verilir. Örneğin Güneş’in kadri -26,7, Güneş’ten sonraki en parlak yıldız olan Akyıldız’ın kadri ise -1,4’tür. Dünyadaki en büyük teleskoplarla gözlemlenebilen en soluk gökcisimleri, kadirleri 25 dolayında olan gökadalardır.
Bu tür sınıflandırma bir yıldızın görünür kadri'ni verir, ama onun gerçek parlaklığına ilişkin herhangi bir şey söylemez. Örneğin, Güneş gökyüzündeki en parlak cisimdir; ama bu yalnızca onun bize çok yakın olması nedeniyle böyledir. Eğer Güneş de Akyıldız kadar uzakta olsaydı, ondan 23 kat daha soluk gözükürdü. Bir yıldızın gerçek parlaklığı konusunda doğru bir fikir edinmek için yıldızların mutlak kadri belirlenir. Mutlak kadir, bir yıldızın 32,6 ışık yılı uzakta olması durumunda görüneceği parlaklık düzeyidir. Bir yıldızın mutlak kadri, gerçekteki parlaklığını ortaya koyan çok daha iyi bir göstergesidir.
Yıldızların Renkleri
Çok farklı renklerde yıldızlar vardır. En parlak yıldızlar, çıplak gözün ayırdına varacağı bir renk etkisi yaratabilecek güçte ışır; ama, dürbün ya da küçük bir teleskopla çok farklı renklerde yıldızların bulunduğu görülebilir. Kışın gözüken Büyükköpek takımyıldızının önde gelen üyelerinden, göz alıcı beyazlıktaki Akyıldız en tanınmış renkli yıldızlardan biridir. O rion’un sol ayağı olarak görülen mavi beyaz Ayak (Rigel) da Akyıldız’a benzer. Orion’un sağ kolu olarak görülen parlak kırmızı üstdev İkizlerevi, Akyıldız ve Ayak’la tam bir renk karşıtlığı oluşturur. Arabacı takımyıldızındaki parlak Kapella, Güneş gibi sarıdır.
Bir yıldızın rengi sıcaklığının iyi bir göstergesidir. Mavi ve mavi beyaz yıldızlar, yüzey sıcaklıkları 20.000 K’yi aşan en sıcak yıldızlardır; Güneş gibi sarı yıldızların yüzey sıcaklıkları 6.000 K dolayındadır. Kırmızı yıldızlar ise yaklaşık 4.000 K’lik yüzey sıcaklıklarıyla daha soğuk yıldızlar sınıfına girer.
Yıldızların Büyüklükleri
Yıldızlar farklı sıcaklıklarda olabildiği gibi, çok farklı büyüklüklerde de olabilir. En büyükleri üstdevlerdir. Örneğin, Herkül takımyıldızında yer alan Ras Algethi’nin (Alfa Herkül) çapı 320 milyon kilometrenin üzerindedir. 1.391.000 kilometrelik çapıyla Güneş bunun yanında oldukça gösterişsiz kalır. Bilinen küçük yıldızlar, yukarıda anlatılan beyaz cüceler ve nötron yıldızlarıdır.
Tayflarına Göre Sınıflandırma
Astronomlar bir yıldızın tayfını inceleyerek, onu oluşturan maddeler konusunda pek çok bilgi edinebilirler. Tipik bir yıldız iki farklı tayf oluşturur; bunların her ikisi de yıldızdan gelen ışığın spektroskopun prizmasından geçirilmesi yoluyla elde edilir. Yıldızın iç kesimlerindeki görece yoğun gazlar bir kesintisiz tayf oluşturur; bu tayfta, yıldızdan gelen ışık bildiğimiz gökkuşağındakine benzer biçimde renk bileşenlerine ayrılır. Yıldızı çevreleyen düşük yoğunluktaki gazlar ise salma tayfı denen bir tayf oluşturur; tayf, gazdaki her elemente karşılık gelen bir dizi ayrı parlak çizgiden oluşur. Böylece yıldızın tayfı, üstünde bir salma tayfının “oturduğu” kesintisiz bir tayf biçimini alır. Aslında salma tayfı, kesintisiz tayfı kesen koyu çizgiler ve bantlar biçiminde belirir. Bu tayfların incelenmesi bize yıldız atmosferindeki farklı elementler konusunda geniş bilgi verebilir.
Yıldızlar tayf tiplerine göre sınıflandırılır. Bu sınıflandırmaya göre, en sıcak yıldızlardan en soğuklarına doğru 10 tip yıldız vardır: O, B, A, F, G, K, M, R, N ve S. Her sınıf, harften sonra 1 ile 9 arasında bir sayı konarak belirtilen alt sınıflara bölünebilir. Bir yıldızın tayf sınıfı, sıcaklığının iyi bir göstergesidir. Örneğin, Güneş G2 tayf tipinden ortalama bir yıldızdır. Sıcak bir yıldız olan Akyıldız A 1; görece soğuk, kırmızı bir dev olan Aldebaran (Alfa Boğa) ise K5 sınıfındandır.
Çoklu Yıldız Sistemleri
Çoklu yıldız sistemleri ikili yıldızlardan, yıldız kümelerine kadar değişen biçimlerde olabilir. İkili yıldızlar üç ana tipin herhangi birindendir: Optik (ya da görünür), fiziksel ve çift. Optik İkililer, Dünya’dan bakıldığında hemen hemen aynı bakış doğrultusunda yer alan ve bu yüzden aralarındaki yüzlerce ışık yıllık uzaklığa karşın gökte birbirine çok yakınmış gibi görünen iki yıldızdan oluşur. Fiziksel İkililer ise uzayda gerçekten birbirine yakın olan yıldızlardır. Ama bunlar, karşılıklı kütleçekiminin etkisiyle birbirine bağlanmış olan ve ortak kütle merkezinin çevresinde dolanan çiftyıldızlar kadar birbirlerine yakın değildir.
Çoklu yıldız sistemlerinin iyi bir örneği, Çalgı takımyıldızındaki parlak yıldız Vega’nın yakınında yer alan Epsilon Çalgı’dır (Epsilon Lyrae). Bu sistem iki çiftyıldızdan oluşur.
Değişen Yıldızlar
Çok sayıda yıldızın parlaklığının değiştiği görülür. Bunlara değişen yıldız denir. Parlaklık değişimi yıldızın yapısal özelliklerinden ya da dış etmenlerden kaynaklanabilir.
Yapısal özellikler, yıldızın içinde gerçekleşen nükleer tepkimelere ve atmosfer koşullarına bağlı olabilir. En önemli dış etmen ise, yıldızın başka yıldızlar ya da gaz ve toz bulutları gibi çeşitli gökcisimleri tarafından örtülmesidir.
Yapısal özellikleri nedeniyle parlaklığı değişen yıldızların pek çok farklı tipi vardır; bunlar içinde en iyi tanınanı ise Sefeitler’dir (Sefe tipi değişen yıldızlar). İlk Sefeit’i 1784’te İngiliz astronom John Goodricke ortaya çıkardı. Sefe takımyıldızının delta yıldızı (Delta Cephei) olarak tanımlanan bu yıldızın kadri 5,37 günlük bir dönemde 3,6 ile 4,3 arasında değişir.
Sefeitler’in gerçek parlaklıkları (mutlak kadirleri) ile değişme dönemleri arasında kesin bir bağlantının bulunduğu saptanmıştır. 1912’de ABD’li astronom Henrietta Leavitt, bir değişen yıldızın değişme dönemi ne kadar uzunsa, yıldızın da o ölçüde parlak olduğunu ortaya çıkardı. Yani çeşitli gökcisimlerinin uzaklıklarını tam olarak bulabilmek için Sefeitler’den yararlanılabilirdi; çünkü, değişme döneminin belirlenmesiyle mutlak kadirler saptanabilirdi. Mutlak kadirlerin görünür kadirlerle karşılaştırılması yoluyla da yıldızların uzaklığı bulunabilirdi. Başka gökadalarda varlığı saptanan Sefeitler’den, bu gökadaların uzaklığını bulmakta yararlanılabilmektedir.
Dış etkilerle parlaklığı değişen yıldızların en tanınmışları, Umacı (Algol) tipi değişen yıldızlardır. Perse takımyıldızının ikinci en parlak yıldızı olan Umacı, örten çiftyıldız olarak tanımlanan türden bir çiftyıldızdır ve birbirlerinin çevresinde dolanan iki ayrı yıldızdan oluşur. Bunların yörünge düzlemi ile Dünya’nın konumu çakıştığı için, Dünya’dan bakıldığında bu iki yıldızdan her biri düzenli aralıklarla yoldaşı tarafından örtülüyormuş ya da bir başka deyişle tutulmaya uğruyormuş gibi görünür. Umacı’daki yıldızlardan biri ötekinden çok daha parlaktır. Sonuç olarak, daha soluk olanı daha parlak olan yoldaşının önünden geçtiği zaman Umacı'nın parlaklığı önemli ölçüde azalır. Soluk olanı tutulmaya uğradığı (parlak yoldaşınca örtüldüğü) zaman, parlaklık azalması çok daha az olur.
Bu tip düzenli değişen yıldızlara ek olarak, kesin biçimde tanımlanabilecek herhangi bir değişme dönemi bulunmayan, düzensiz değişen yıldızlar ve parlaklıkları birdenbire ve hızla artan, sonra da yavaş yavaş solarak normale dönen sıcak yıldızlar olan novalar da vardır.
Yıldız Kümeleri
Pek çok yıldız, küme olarak adlandırılan yıldız grubunun ya da topluluğunun üyesidir. Açık yıldız kümeleri bizim gökadamızın sarmal kollarına saçılmış olarak bulunan yıldızların oluşturduğu görece gevşek yığışımlardır. Küresel yıldız kümeleri Samanyolu’nun ana düzlemi dışında bulunurlar ve adlarından da anlaşılabileceği gibi dev küreler biçimindeki yıldız topluluklarıdır. Açık kümeler genellikle Samanyolu’nun sarmal kollarında oluşmakta olan türden genç, sıcak, mavi beyaz yıldızları içerir. Astronom lar bu genç yıldızları Öbek I olarak adlandırılan bir grup içinde sayarlar. Açık kümelerde 20 ile birkaç bin arasında değişen sayıda yıldız olabilir. Küresel kümeler çok daha büyüktür ve bunlar, büyük çoğunluğunu Öbek II’ye giren yaşlı, kırmızı devlerin oluşturduğu on binlerce güneş içerirler. Açık kümeler bizim gökadamızın çekirdeği çevresinde, kabaca dairesel yörüngeler üzerinde, küresel kümeler ise aynı çekirdek çevresinde oldukça dışmerkezli eliptik yörüngeler üzerinde dolanır.
Boğa takımyıldızındaki Ülker gibi çok sayıda açık kümenin, o kümenin oluşmasına yol açan gaz bulutunun kalıntılarını da içerdiği görülebilir. Küresel kümelerde ise tam tersine, bu türden ya çok az madde vardır ya da hiç yoktur. Türünü en iyi temsil eden küresel küme Erboğa takımyıldızındaki Omega Erboğa’dır (Omega Centauri). Başka gökadalarda da hem açık, hem de küresel kümelerin varlığı saptanmıştır.
