İçeriğe atla

Önyıldız

Yıldız oluşumu
Nesne sınıfları
Yıldızlararası madde
Moleküler bulut
Bart damlacığı
Karanlık bulutsu
Genç yıldız cismi
Önyıldız
T Tauri yıldızı
Anakol öncesi yıldız
Herbig Ae/Be yıldızları
Herbig-Haro cismi
Kuramsal kavramlar
İlk kütle işlevi
Jeans Kararsızlığı
Kelvin-Helmholtz mekanizması
Bulutsu varsayım
Gezegensel göç
Portal Astronomi portalı

Önyıldız ya da protostar, yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir. Önyıldız, yıldız evrimi sürecindeki en erken evredir.[1] Bu oluşum, Güneş kütleli yıldız için yaklaşık 10 milyon yıl sürer. Süreç, moleküler bir bulutun kendiliğinden kütleçekimi kuvveti altında çöktüğü zaman başlar. Artan yıldız kütlesinin radyasyon enerjisine dönüşümünü gösteren süpersonik güneş rüzgarı biçimi olan T Tauri rüzgarı, önyıldızın oluşacağını gösterir.

Tarihçe

Önyıldızların modern tasviri ilk olarak 1966'da Chushiro Hayashi tarafından önerildi.[2] İlk modellerde önyıldızların boyutu fazlasıyla abartılmıştı. Daha sonra yapılan sayısal hesaplamalar[3][4][5] konuyu açıklığa kavuşturdu ve önyıldızların aynı kütleye sahip anakol yıldızlarından yalnızca biraz daha büyük olduğunu gösterdi. Bu temel teorik sonuç, en büyük anakol öncesi yıldızların da mütevazı boyutta olduğunu tespit eden gözlemlerle doğrulanmıştır.

Önyıldızların evrimi

Ana madde: Yıldız oluşumu

Yıldız oluşumu, yoğun çekirdekler adı verilen nispeten küçük moleküler bulutlarda başlar.[6] Bu bulutlar başlangıçta yıldızın çökmesi için çalışan kütle-çekim kuvvetleri ve yıldızın çökmesini engelleyen hem gaz basıncı, hem de manyetik basınç arasında dengededir. Yoğun çekirdek, etrafındaki daha büyük buluttan kütle topladıkça, kütleçekim kuvveti basıncı alt eder ve çökme başlar. Başlangıçta sadece gaz basıncı ile desteklenen idealize edilmiş bir küresel bulutun teorik modellemesi, çökme sürecinin içeriden dışarıya doğru yayıldığını göstermektedir.[7] Henüz yıldız içermeyen yoğun çekirdeklerin spektroskopik gözlemleri, büzülmenin gerçekten meydana geldiğini göstermektedir. Ancak şimdiye kadar, çöküş bölgesinin tahmin edilen dışa yayılımı gözlemlenemedi.[8]

Yoğun çekirdeğin merkezine doğru çöken gaz önce düşük kütleli bir önyıldız ve daha sonra nesnenin yörüngesinde dönen bir ön gezegen diski oluşturur. Çöküş devam ettikçe artan miktarda gaz, yıldızdan ziyade diski etkiler ve bu da açısal momentumun korunmasının bir sonucudur. Diskteki malzemenin önyıldızın içine doğru nasıl yaylar çizdiği, büyük bir teorik çabaya rağmen henüz anlaşılmamıştır. Bu problem, astrofizikçilerin çoğunda rol oynayan yığılma diski teorisinin büyük bir sorununu göstermektedir.

Ayrıntılardan bağımsız olarak, bir önyıldızın dış yüzeyi en azından kısmen diskin iç kenarından düşen şoklanmış gazdan oluşur. Bu nedenle yüzey, bir anakol öncesi veya anakol yıldızının nispeten sakin olan fotosferinden çok farklıdır. Önyıldızlar derin iç kısımlarında sıradan bir yıldızdan daha düşük bir sıcaklığa sahiplerdir. Merkezindeki hidrojen-1 henüz kendisiyle kaynaşmamıştır. Bununla birlikte teori, hidrojen izotop döteryumunun hidrojen-1 ile birleşerek helyum-3'ü oluşturduğunu öngörmektedir. Bu füzyon reaksiyonundan gelen ısı önyıldızı şişirme eğilimindedir ve böylece gözlemlenen en genç anakol öncesi yıldızların boyutunun belirlenmesine yardımcı olur.[9]

Sıradan yıldızlarda üretilen enerji, merkezlerinde meydana gelen nükleer füzyondan oluşur. Önyıldızlar da enerji üretir ancak bu, kendi yüzeyi ve çevresindeki diskin yüzeyindeki şoklarda serbest kalan radyasyondan meydana gelir. Bu şekilde oluşan radyasyon, yoğun çekirdeği çevreleyen yıldızlararası tozu geçmelidir. Toz, çarpan tüm fotonları emer ve onları daha uzun dalga boylarında yeniden yayar. Sonuç olarak bir önyıldız optik dalga boylarında tespit edilemez ve daha fazla evrimleşmiş anakol öncesi yıldızların aksine, Hertzsprung-Russell diyagramına yerleştirilemez.

Bir önyıldızdan yayılan mevcut radyasyonun kızılötesi ve milimetre sistemlerinde olduğu tahmin edilmektedir. Bu tür uzun dalga boyu radyasyonunun nokta benzeri kaynakları, genellikle moleküler bulutlar tarafından gizlenen bölgelerde görülür. Geleneksel olarak sınıf 0 veya Sınıf I kaynakları olarak etiketlenenlerin önyıldızlar olduğuna inanılmaktadır.[10][11] Ancak, bu tanımlama için hala kesin bir kanıt bulunmamaktadır.

Gözlemlenen genç yıldız sınıfları

gözlemsel sınıflandırmanın ayrıntıları için Genç yıldız cismi sayfasına bakınız.
Sınıf en yüksek emisyon süre (Yıl)
0 milimetre altı 104
I uzak kızılötesi 105
II yakın kızılötesi 106
III görünür 107[12]

Galeri

Önyıldız V1647 Orionis ve onun X-ray emisyonu ile ilgili video (2004).
Önyıldız patlıyor - HOPS 383 (2015).
Bart damlacığının içindeki bir önyıldız (Sanatçının resmi).
IRS2 yıldızının çevresindeki RCW 38 yıldız kümesi, iki yıldız ve önyıldızlardan oluşan sistem.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3. 
  2. ^ Hayashi, C. (1966). "The Evolution of Protostars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Cilt 4. ss. 171-192. Bibcode:1966ARA&A...4..171H. doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131. 
  3. ^ Larson, R. B. (1969). "Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (3). ss. 271-295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271. 
  4. ^ Winkler, K.-H. A.; Newman, M. J. (1980). "Formation of Solar-Type Stars in Spherical Symmetry: I. The Key Role of the Accretion Shock". Astrophysical Journal. Cilt 236. s. 201. Bibcode:1980ApJ...236..201W. doi:10.1086/157734. 
  5. ^ Stahler, S. W., Shu, F. H. ve Ekibi, R. E. (1980). "The Evolution of Protostars: I. Global Formulation and Results". Astrophysical Journal. Cilt 241. s. 637. Bibcode:1980ApJ...241..637S. doi:10.1086/158377. 
  6. ^ Myers, P. C.; Benson, P. J. (1983). "Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observation and Star Formation". Astrophysical Journal. Cilt 266. s. 309. Bibcode:1983ApJ...266..309M. doi:10.1086/160780. 
  7. ^ Shu, F. H. (1977). "Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation". Astrophysical Journal. Cilt 214. s. 488. Bibcode:1977ApJ...214..488S. doi:10.1086/155274. 
  8. ^ Evans, N. J., Lee, J.-E., Rawlings, J. M. C., and Choi, M. (2005). "B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud". Astrophysical Journal. 626 (2). ss. 919-932. arXiv:astro-ph/0503459 $2. Bibcode:2005ApJ...626..919E. doi:10.1086/430295. 
  9. ^ Stahler, S. W. (1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". Astrophysical Journal. Cilt 332. s. 804. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694. 
  10. ^ Adams, F. C., Lada, C. J., and Shu, F. H. (1987). "The Spectral Evolution of Young Stellar Objects". Astrophysical Journal. Cilt 312. s. 788. Bibcode:1987ApJ...312..788A. doi:10.1086/164924. hdl:2060/19870005633. 
  11. ^ Andre, P, Ward-Thompson, D. and Barsony, M. (1993). "Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps". Astrophysical Journal. Cilt 406. s. 122. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425. 
  12. ^ "IMPRS" (PDF). www.solar-system-school.de. 24 Eylül 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Vega (yıldız)</span> Lir takımyıldızında yer alan en parlak yıldız

Vega, Çalgı takımyıldızındaki en parlak yıldızdır. Bayer belirtmesi α Lyrae olan Vega, Latin alfabesine göre Alpha Lyrae olarak yazılır ve Alpha Lyr veya α Lyr şeklinde kısaltılır. Güneş'ten sadece 25 ışık yılı uzaklıkta yer alır ve Güneş'in yakınındaki en parlak yıldızlardan biridir. Arcturus'tan sonra gece gökyüzündeki en parlak beşinci yıldız ve kuzey göksel yarım küredeki en parlak ikinci yıldızdır.

<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">Bart damlacığı</span>

Bart damlacığı, içerisinde bazen yıldız oluşumunun sürdüğü, yoğun ve karanlık gaz ve toz bulutudur. Bu yuvarlar genelde H II bölgelerinde bulunup, kütleleri 10–50 güneş kütlesi yakınlarındadır. İçeriği özdeciksel hidrojen (H2), karbon oksitleri, helyum ve 1% tozdan oluşur. Bart damlacıkları sıkça çift yıldızların veya çoklu yıldız dizgelerinin (sistemlerinin) oluşumuna neden olur.

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

Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta geniş bölgelerden oluşan moleküler bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır elementlerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar.

<span class="mw-page-title-main">Genç yıldız cismi</span>

Genç yıldız cismi (GYC) genç yıldız nesnesi (GYN) yıldız evriminin ilk aşamasında yıldızın anakol evresine gelmeden önceki evresidir.

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi</span>

Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi, yaklaşık 4,5 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun küçük bir parçasının yerçekimi etkisiyle çökmesiyle başladı. Çöken kütlenin çoğu, merkezde toplanarak Güneş'i oluştururken, geri kalanı düzleşerek gezegenlerin, uyduların, asteroitlerin ve diğer küçük gök cisimlerinin oluştuğu bir proto-gezegen diskine dönüştü.

Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan, trilyonlarca yıla ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.

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">HH 34</span>

HH 34, Avcı takımyıldızındaki Orion A moleküler bulutunda yaklaşık 460 parsek uzaklıkta bulunan bir Herbig-Haro cismidir. Son derece hizalı bir jeti ve simetrik yay şoklarıyla dikkat çeker. Genç yıldızdan çıkan çift kutuplu bir jet, çevresindeki ortama süpersonik hızlarda çarparak maddeyi ısıtmakta ve onu görünür dalga boylarında iyonlaşmaya ve ışınım yapmaya zorlamaktadır. Kaynak yıldız, toplam parlaklığı 45 L☉ olan I sınıfı bir önyıldızdır. 0,44 parsek ile ayrılan iki şok dalgası birincil HH 34 sistemini oluşturur. Daha sonra her iki tarafta da daha büyük ama daha soluk yay şokları keşfedildi, bu da sistemin boyutunu yaklaşık 3 parsek yapar. Jet, yıldızın tozlu zarfını patlatarak 0,3 parsek uzunluğunda moleküler bir çıkışa neden olur.

<span class="mw-page-title-main">CRL 618</span>

CRL 618, Arabacı takımyıldızında bulunan bir ön gezegenimsi bulutsudur. Kırmızı dev aşamasını geçmiş ve çekirdeğindeki nükleer füzyonu durmuş olan bir yıldız tarafından oluşturulmuştur. Bu yıldız, bulutsunun merkezinde gizlidir ve saniyede 200 km'ye varan hızda gaz ve toz çıkartmaktadır. Bulutsu, William E. Westbrook'un 1975 yılındaki ölümünden sonra adlandırılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Orion OB1 Birliği</span>

Orion OB1 yıldız birliği, tayf tipleri O ve B olan birkaç düzine sıcak dev yıldızdan oluşan bir yıldız grubudur. Birbirleriyle ilişkendirilmiş binlerce düşük kütleli yıldız ve bir düzine önyıldızdan meydana gelmiştir. Büyük Orion Kompleksi'nin bir parçasıdır. Görece yakınlığı ve karmaşıklığı nedeniyle üzerinde en fazla çalışılan OB birliğidir.

<span class="mw-page-title-main">Ön gezegen diski</span> Yeni oluşmuş bir yıldızı çevreleyen gaz ve toz

Ön gezegen diski, yeni oluşmuş genç bir yıldızın etrafını çevreleyen ve yoğun gaz ve tozun oluşturduğu dönen bir çöküntü çemberidir. Ön gezegen diski, yıldızın kendisi için bir toplanma diski olarak da düşünülebilir; çünkü gazlar veya diğer malzemeler diskin iç kenarından yıldızın yüzeyine düşüyor olabilir. Bu süreç gezegenlerin oluştuğu düşünülen birikme süreci ile karıştırılmamalıdır. Dış bir kaynak tarafından aydınlatılan foto-buharlaşan Ön gezegen disklerine ilgediskler denir.

<span class="mw-page-title-main">Galaktik gelgit</span>

Samanyolu Galaksi'si gibi galaksilerin yerçekimsel alanına maruz kalan cisimlere etki eden gelgit dalgaları galaktik gelgit olarak bilinmektedir. Galaktik çarpışmalar, cüce galaksi ya da uydu galaksileri ve Samanyolu Galaksisi'nin Güneş Sistemimizde bulunan Oort bulutundaki gelgit etkisi yaratmaktadır.

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">DR 21</span>

DR 21, Kuğu takımyıldızı bölgesinde bulunan ve 1966 yılında Downes ve Rinehart tarafından bir radyo sürekliliği kaynağı olarak keşfedilen büyük bir moleküler buluttur. DR 21, Dünya'dan yaklaşık olarak 6.000 ışık yılı uzaklıkta bulunur ve 80 ışık yılı boyunca uzanır. Bölge yüksek oranda yıldız oluşumu içerir ve Cygnus X yıldız oluşum bölgesi ile ilişkilidir. Tahmini kütlesi 1.000.000 M☉ olarak hesaplanır.

<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">AFGL 2591</span> Kuğu takımyıldızındaki yıldız

AFGL 2591, Kuğu takımyıldızında yaklaşık olarak 3.300 parsek uzaklıkta bulunan bir yıldız oluşum bölgesidir. Yoğun gaz ve toz bulutu, iç kısmının optik teleskoplar tarafından görünmesini engeller. Kızılötesi görüntüler, genç yıldızdan dışarıya doğru uzanan parlak bir koni şeklinde görünen yansıma bulutsusu ile birlikte parlak bir genç yıldız cismini göstermektedir. Moleküler bulutun içinde bir yıldız kümesi oluşmaktadır, fakat kızılötesi radyasyonun büyük kısmı AFGL 2591-VLA3 adlı bu yıldızdan kaynaklanır.

Macellan Akıntısı, Büyük ve Küçük Macellan Bulutları'ndan Samanyolu'nun galaktik güney kutbuna doğru 100° boyunca uzanan yüksek hızlı gaz bulutları akıntısıdır. Akıntı, öncü kol olarak adlandırılan gazlı bir özelliğe sahiptir. Macellan Akıntısı 1965 yılında gözlemlenmiş ve Macellan Bulutları ile ilişkisi 1974 yılında belirlenmiştir.

<span class="mw-page-title-main">OTS 44</span>

OTS 44, Bukalemun takımyıldızında IC 2631 yansı bulutsusunun yakınlarında, Dünya'dan yaklaşık olarak 550 ışık yılı (170 pc) uzaklıkta serbest dolaşan gezegen kütleli bir cisim veya kahverengi cücedir. Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 11,5 katı kütlesiyle en düşük kütleli serbest dolaşan yıldızaltı cisimlerden biridir. Yarıçapı tam olarak bilinmemekle birlikte Güneş'in yarıçapının %23-57'si arasında olduğu tahmin edilmektedir.


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.