İçeriğe atla

Genç yıldız cismi

Rho Ophiuchi bulut kompleksi'nde genç yıldız cisimleri
V1331 Cygni, bir yansı bulutsusu ile kuşatılmış bir genç yıldız cismi

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

Bu evredeki cisimler kütlelerine bağlı olarak iki grupta oluşur: Önyıldızlar ve anakol öncesi yıldızlar. Bazen bunlar kütlesine göre - yüksek kütleli GYN, ara kütleli GYN, düşük kütleli ve kahverengi cüceler olarak alt gruplara da ayrılabilirler.

GYN sınıflandırmasında genellikle SED, Lada C.J. ve Wilking B.A. tarafından 1984 yılında tanıtılan, eğim üzerine temellendirilmiş kriterler kullanılır. Bunlar, tayf dizini aralıkları temeline dayanan (I, II ve III) olarak üç sınıfa ayrılır :

.

Burada frekans, akı yoğunluğudur.

2.2–10 dalgaboyu aralığı olarak hesaplanır (yakın kızılötesi bölgesi). Daha sonra 1994 yılında Greene "düz tayf" adıyla dördüncü bir sınıf ekledi. 1993 yılında Andre, sınıf 0—cisimleriyle güçlü milimetre-altı dalgaboyundaki salınımını keşfetti, ama olarak çok soluktur.

  • Sınıf 0 kaynakları - algılanamaz
  • Sınıf I kaynakları
  • Düz tayf kaynakları
  • Sınıf II kaynakları
  • Sınıf III kaynakları

Bu sınıflandırma şeması kabaca evrimsel dizgiyi yansıtır.

GYN erken yıldız evrimiyle ilgili olarak ayrıca şu olgular sayılabilir: çöküntü tepkimeleri, çift kutuplu sızıntılar, maserler, Herbig-Haro cisimleri ve ön gezegen diski (çöküntü diski veya ilgedisk).

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  • Lada, C. J.; Wilking, B. A. (1984),The nature of the embedded population in the Rho Ophiuchi dark cloud - Mid-infrared observations, The Astrophysical Journal, vol. 287, pp. 610–621
  • Greene, Thomas P.; Wilking, Bruce A.; Andre, Philippe; Young, Erick T.; Lada, Charles J. (1994), Further mid-infrared study of the rho Ophiuchi cloud young stellar population: Luminosities and masses of pre-main-sequence stars, The Astrophysical Journal, vol. 434, pp. 614–626
  • Andre, Philippe; Ward-Thompson, Derek; Barsony, Mary (1993), Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps, The Astrophysical Journal, vol. 406, pp. 122–141

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Del işlemcisi</span>

Yöney analizinde del işlemcisi, 3 boyutlu Kartezyen koordinatlarda nabla işlemcisine denk gelir ve simgesiyle gösterilir.

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

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. 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.

<span class="mw-page-title-main">Herbig-Haro cismi</span>

Herbig-Haro Cisimleri, yeni oluşmuş yıldızlar ile ilişkilendirilmiş, nispeten küçük sayılabilecek bulutsu benzeri oluşumlardır. Genç yıldızlardan dışa akan gazların yakınlarda bulunan gaz bulutları ile yüksek hızla gerçekleşen çarpışmalar ile oluşurlar. Herbig-Haro cisimlerine yıldız oluşumunun sürdüğü bölgelerde sıkça rastlanır.

<span class="mw-page-title-main">Simbiyotik değişen yıldız</span>

Simbiyotik değişen yıldız veya Z And değişenleri, etkileşen çift yıldız sistemleridir. Bu grubun belirleyici karakteristik özelliği, düzensiz fotometrik değişimlerin yanı sıra, tayflarının aynı zamanda soğuk bir devin tayf özellikleri ile yüksek sıcaklıktaki plazmanın tayf özelliklerini göstermeleridir. Sınırlı dalga boyu bölgelerinde yapılan çalışmalar sık sık Simbiyotik yıldızları yanlış sınıflandırılmasına neden olmuştur.

<span class="mw-page-title-main">Anakol öncesi yıldız</span>

Anakol öncesi yıldız yıldızlararası ortamdaki maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar. Anakol öncesi yıldızların ışınım enerjisini sağlayan bu büzülme türüne Kelvin-Helmholtz büzülmesi denmektedir. PMS yıldızları genellikle püsküren değişenler olarak dikkate alınmış ve GCVS de çok sayıda alt gruba bölünmüştür. Ancak bu sınıflama tamamen gösterdikleri fotometrik özelliklere göre yapıldığından, oldukça karmaşık bir gruplama ortaya çıkmıştır. Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Ori türü değişenler ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak Orion Değişenleri veya Orion Popülasyonu da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından “Bulutsu değişenleri” olarak da adlandırılmışlardır.

Yılmaz kütleçekim kuramı, Türk teorik fizikçi Hüseyin Yılmaz (1924-2013) tarafından ortaya atılan ve daha sonra birkaç kişinin de birlikte katkı verdiği, düşük çekimli alanlarda Einstein'ın genel görelilik kuramı ile örtüşen ancak olay ufkuna izin vermeyen dolayısıyla da karadelik içermeyen klasik alanlı bir çekim kuramıdır.

Prandtl sayısı boyutsuz bir sayıdır. Momentum yayınımının termal yayınıma oranıdır. Sayı, Alman fizikçi Ludwig Prandtl'a ithafen adlandırılmıştır.

Fizikte ve matematik'te, Poincaré grubu,Henri Poincaré adına ithaf edilmiştir,Minkowski uzayzaman'ın izometri grubu'dur ."Uzay ve zaman"ı İlk kez Minkowski 1908'de derste kullanılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Sicim kozmolojisi</span>

Sicim kozmolojisi, ilk kozmolojinin sorularını sicim kuramındaki eşitlikleri uygulayarak çözmeye çalışan yeni bir alandır.Çalışmaların bağlantılı bölgesi brane kozmolojisidir. Bu yaklaşım sicim kuramının şişme kozmolojik modelinden türetilebilir, bu sayede ilk büyük patlama senaryolarına kapı açılmıştır. Fikir, eğimli bir arka planda bozonik sicim özelliği ile bağlantılıdır, düzgün olmayan sigma modeli olarak bilinir. Bu modelin ilk işlemleri beta işlevi olarak gösterilir, modelin sürekli ölçünü bir enerji düzeyinin işlevi olarak nitelendirir, Ricci tensörü ile orantılı olmakla birlikte Ricci akışına da mahal vermiştir. Bu model konformal değişmeze sahip olduğundan mantıklı bir kuantum alan kuramı olarak tutulmalı, beta işlevi ise ardından, hemen sıfır üreten Einstein alan eşitliği olmalıdır. Einstein’ın eşitlikleri bir şekilde yersiz görünse de, bu sonuç kesinlikle iki-boyutlu modelin daha fazla boyutlu fizik üretebileceğini göstermesi açısından dikkat çekicidir. Buradaki ilgi çekici nokta ise sicim kuramı gereksinim olmasa da düz bir arka plandaki tutarlıkla 26 boyut olarak formulize edilebilir. Bu Einstein’ın eşitliklerinin altında yatan fiziğin konformal alan kuramı ile açıklanabileceğine dair ciddi bir ipucudur. Aslında, bu sicim kozmolojisi için şişmeci bir evrene sahip olduğumuza dair bir kanıtımız olduğuna işarettir.Evrenin evriminde, şişme evresinden sonra, bugün gözlemlenen genişleme Firedmann eşitliklerinde tam anlamıyla tanımlanmıştır. İki farklı evre arasında pürüzsüz bir geçiş beklenir. Sicim kozmolojisi, geçişi açıklamakta zorluk çeker. Bu sözlükte zarif çıkış problemi olarak bilinir. Şişmeci kozmoloji skaler alanın varlığının şişmeyi zorladığını ima eder. Sicim kozmolojisinde bu durum dilaton alanına mahal verir.. Bu skaler ifade, düşük enerjilerin efektif kuramı olan skaler alanın bozonik sicimin tanımına girer. Bu eşitlikler Brans-Dicke kuramındakilere benzer. Nicel çözümlenimler boyutların kritik sayısını, (26), dörde düşürmeye çalışır. Genel olarak, Friedmann eşitliklerinden rastgele sayıda boyut elde edilebilir. Başka bir durum ise boyutların kesin sayısı etkili dört boyut kuramı ile çalışarak sıkıştırılmış evrenleri üretir. Sıkıştırılmış boyutlarda skaler alanların oluştuğu Kaluza-Klein kuramı buna bir örnektir. Bu alanlara modili denir.

Doğrusal cebirde veya daha genel ifade ile matematikte matris çarpımı, bir matris çiftinde yapılan ve başka bir matris üreten ikili işlemdir. Reel veya karmaşık sayılar gibi sayılarda temel aritmetiğe uygun olarak çarpma yapılabilir. Başka bir ifade ile matrisler, sayı dizileridir. Bu yüzden, matris çarpımını ifade eden tek bir yöntem yoktur. "Matris çarpımı" terimi çoğunlukla, matris çarpımının farklı yöntemlerini ifade eder. Matris çarpımının anahtar özellikleri şunlardır: Asıl matrislerin satır ve sütun sayıları, ve matrislerin girişlerinin nasıl yeni bir matris oluşturacağıdır.

<span class="mw-page-title-main">Elektromanyetizmanın eşdeğişim formülasyonu</span>

Klasik manyetizmanın eşdeğişimli formülasyonu klasik elektromanyetizma kanunlarının(özellikle de, Maxwell denklemlerini ve Lorentz kuvvetinin) Lorentz dönüşümlerine göre açıkça varyanslarının olmadığı, rektilineer eylemsiz koordinat sistemleri kullanılarak özel görelilik disiplini çerçevesinde yazılma sekillerini ima eder. Bu ifadeler hem klasik elektromanyetizma kanunlarının herhangi bir eylemsiz koordinat sisteminde aynı formu aldıklarını kanıtlamakta kolaylık sağlar hem de alanların ve kuvvetlerin bir referans sisteminden başka bir referans sistemine uyarlanması için bir yol sağlar. Bununla birlikte, bu Maxwell denklemlerinin uzay ve zamanda bükülmesi ya da rektilineer olmayan koordinat sistemleri kadar genel değildir.

Kerr–Newman metriği genel relativitide yüklü, dönen kütlelerin çevresindeki uzay zaman geometrisini tarif eden Einstein–Maxwell denklemlerinin çözümüdür. Bu çözüm astrofizik alanındaki fenomenler için pek faydalı sayılmaz çünkü gözlemlenebilen astronomik objeler kayda değer net yük taşımazlar. Bu çözüm uygulama alanı yerine daha çok teorik fizik ve matematiksel ilginin bir sonucudur..

Einstein-Hilbert etkisi genel görelilikte en küçük eylem ilkesi boyunca Einstein alan denklemleri üretir. Hilbert etkisi genel görelilikte yerçekiminin dinamiğini tarifleyen fonksiyonel işlemdir. metrik işaretiyle, etkinin çekimsel kısmı,

<span class="mw-page-title-main">Stres-enerji tensörü</span>

Stres-enerji tensörü, fizikte uzayzaman içerisinde enerji ve momentumun özkütle ve akısını açıklayan, Newton fiziğindeki stres tensörünü genelleyen bir tensördür. Bu, maddedinin, radyasyonun ve kütleçekimsel olmayan kuvvet alanının bir özelliğidir. Stres-enerji tensörü, genel göreliliğin Einstein alan denklemlerindeki yerçekimi alanının kaynağıdır, tıpkı kütle özkütlesinin Newton yerçekiminde bu tip bir alanın kaynağı olması gibi.

<span class="mw-page-title-main">Yığılma diski</span> büyük bir merkezi cisim etrafında yörüngesel hareket halinde dağılmış olan malzeme tarafından oluşturulmuş bir yapı

Yığılma diski, büyük bir merkezi cisim etrafında yörüngesel hareket halinde dağılmış olan malzeme tarafından oluşturulmuş bir yapıdır. Bu merkezi cisim sıklıkla bir yıldızdır. Sürtünme kuvveti, dengesiz ışınım, manyetik hidrodinamik etkiler ve diğer kuvvetler, diskteki yörüngede bulunan malzemenin merkezi cisme doğru sarmal bir yapı oluşturmasına yol açan kararsızlıklara neden olur. Kütle çekimi ve sürtünme kuvvetleri malzemeyi sıkıştırarak sıcaklığını yükseltir ve elektromanyetik radyasyon yayılmasına neden olur. Bu radyasyonun frekans aralığı, merkezi cismin kütlesine bağlıdır. Spektrumun X ışını kısmındaki nötron yıldızları ve kara delikler etrafında bulunan genç yıldızlar ve önyıldızların yığılma diskleri, kızılötesinde ışık saçar. Yığılma disklerindeki salınım modlarının incelenmesi diskosismoloji olarak adlandırılır.

Differansiyal geometri içerisinde,. gerçek olmayan Riemannia çok katlılarını ifade etmek için kullanılan eğriliktir. Genel Görelikte içerisinde, Einstein Tensör’ünün ortaya çıkardığı Einstein’nın alan denklemlerinin kütleçekimi için tanımladığı uzay-zaman eğriliğini tutarlı bir şekilde enerji ile açıklamasıdır.

Nötrino salınımları, üretilen ve belirli bir lepton türü olan bir nötrinonun daha sonradan farklı bir tür olarak ölçülebilmesine denen bir kuantum mekaniği fenomenidir. Uzaya yayılan nötrinoların türleri periyodik olarak değişir.

Womersley sayısı, biyoakışkan mekaniği ve biyoakışkan dinamiği alanlarında kullanılan bir boyutsuz sayıdır. Bu sayı, pulsatil akış frekansının viskoz etkilerle olan ilişkisini boyutsuz bir biçimde ifade eder. John R. Womersley (1907–1958)'in arterlerdeki kan akışı üzerine yaptığı çalışmalar nedeniyle bu adla anılmaktadır. Womersley sayısı, bir deneyin ölçeklendirilmesinde dinamik benzerlik sağlamak açısından önem taşır. Örneğin, deneysel çalışmalarda damar sisteminin ölçeklendirilmesi bu duruma örnek teşkil eder. Ayrıca, Womersley sayısı, giriş etkilerinin ihmal edilip edilemeyeceğini belirlemek için sınır tabakası kalınlığının tespitinde de önemlidir.

Matematikte Radon-Nikodym teoremi, aynı ölçülebilir uzayda tanımlanmış iki ölçü arasındaki ilişkiyi ifade eden bir sonuçtur. Burada ölçü ile kastedilen ölçülebilir bir uzayın ölçülebilir alt kümelerine tutarlı bir büyüklük atayan bir küme fonksiyonudur. Ölçü örnekleri arasında alan ve hacim verilebilir.

MS 2. yüzyılda Mısır'da Yunan astronom, coğrafyacı ve jeolog Batlamyus tarafından oluşturulan kirişler tablosu, matematiksel astronomi üzerine bir inceleme olan Batlamyus'un Almagest adlı eserinin Kitap I, bölüm 11'inde yer alan bir trigonometrik tablodur. Esasen sinüs fonksiyonunun değer tablosuna eşdeğerdir. Astronomi de dahil olmak üzere birçok pratik amaç için yeterince kapsamlı olan en eski trigonometrik tablodur. 8. ve 9. yüzyıllardan beri sinüs ve diğer trigonometrik fonksiyonlar, İslam matematiği ve astronomisinde kullanılmış ve sinüs tablolarının üretiminde reformlar yapılmıştır. Daha sonra Muhammed ibn Musa el-Harezmi ve Habeş el-Hâsib bir dizi trigonometrik tablo üretmiştir.