İçeriğe atla

Herbig-Haro cismi

Hubble Uzay Teleskobundan elde edilen görünümü ile Herbig-Haro cismi HH47.

Herbig-Haro Cisimleri, yeni oluşmuş yıldızlar ile ilişkilendirilmiş, nispeten küçük sayılabilecek bulutsu benzeri oluşumlardır.[1] 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.[2]

Herbig–Haro cismi

Herbig-Haro (HH) cisimleri, yeni doğmuş yıldızlarla ilişkilendirilen nebulanın küçük parçalarıdır ve dar gaz jetleri her bir saniyede yaklaşık birkaç yüz kilometre hızında olan gaz ve toz bulutlarıyla çarpışan yıldızlar tarafından atıldığında oluşurlar. Herbig-Haro (HH) cisimleri yıldız oluşumu bölgelerinde hazırdırlar ve çoğu tek bir yıldızın dönme ekseninde aynı hizada görünürler.

Herbig-Haro cisimleri birkaç bin yıldan fazla olmayan geçici olaylardır. Ana yıldızlarından yıldızlararası (yıldızlararası ortam veya ISM) gaz bulutlarına doğru çok hızlı hareket ettiklerinden, oldukça kısa astronomik zaman çizelgeleri üzerinde görülebilirler. Nebulanın parçaları yok olurken diğerleri yıldızlararası ortamın büyük materyali ile çarpıştığı için parladığından, Hubble Uzay Teleskobu rasatları birkaç yıl süresince Herbig-Haro cisimlerinin karmaşık oluşumunu ortaya çıkarmıştır.[3]

İlk cisimler Sherburne Wesley Burnham tarafından 19. yüzyıl sonlarında gözlemlenmiş ancak 1940'lara kadar belli bir tür emisyon nebulası olarak kabul edilmemiştir. Onları detaylı olarak ilk çalışan astronomlar, daha sonra da adlarıyla adlandırılan, George Herbig ve Guillermo Haro idi. Herbig-Haro cisimleri ilk incelediklerinde yıldız oluşumu çalışmalarından bağımsız olarak çalışıyorlardı ve onların yıldız oluşumunun bir ürünü olduğunu fark ettiler.

Keşfi ve gözlemlerin tarihi

Lick Rasathanesi’nde 36 inç (910 mm)'lik kırılmalı teleskop ile T Tauri’yi gözlemlediğinde ilk Herbig-Haro cisimleri 19. asırda Burnham tarafından gözlemlendi ve yanında küçük bir bulutluluk parçasını da not etti.[4] Ancak bu yalnıca bir emilim nebulası olarak kategorize edildi ve daha sonra "Burnham’ın Nebulası" olarak bilinmeye başlandı ve ayrı bir tür nesne olarak kabul edilmedi. Ancak T Tauri çok genç ve gözlemlenebilen bir yıldız olarak bulundu ve T Tauri yıldızı olarak bilinen kütleçekimsel çökme ve merkezlerindeki nükleer birleşme boyunca enerji oluşumu arasında hidrostatik denge hâline ulaşmamış bir cisimler sınıfının ilk örneğidir.

Burham'ın keşfinden 50 yıl sonra, çok küçük olduğu için görünüşü yıldız gibi olan çeşitli nebulalar keşfedildi. Hem Haro hem de Herbig bu çeşitli nesnelerin 1940 lar boyunca bağımsız gözlemlerini yaptı. Ayrıca Herbig, Burnham'ın nebulasını da gözlemledi ve onun göze çarpan hidrojen, sülfür, oksijen emisyon çizgileriyle olağanüstü bir elektromanyetik spektrum sergilediğini keşfetti. Haro, bu türdeki bütün cisimlerin kızılötesi ışığı olduğunu buldu.[5]

Bağımsız keşiflerini takiben, Herbig-Haro Tucson, Arizona da bir astronomi konferansında karşılaştı. Başlangıçta Herbig, yalnıza etrafındaki yıldızlara odaklanarak keşfettiği cisimlere fazla önem vermedi, ancak Haro'nun bulduklarını duyarak bu nesneler üzerinde detaylı çalışmalar yürüttü. Sovyet astronot Viktor Ambartsumyan, cisimlere yanında bulunan genç yıldızlara (birkaç yüzyıl yaşında) bakarak onların adını verdi ve bu nesnelerin T Tauri yıldızlarının erken dönemlerini temsil edebileceğini söyledi.

Çalışmalar, Herbig-Haro cisimlerinin oldukça iyonize olmuş olduğunu gösterdi ve ilk teoriciler, bu cisimlerin düşük parlaklıklı sıcak yıldızları kapsayabileceğini tahmin etti. Ancak nebuladan kaynaklanan kızılötesi radyasyon eksikliği, bunlar fazla kızılötesi ışınları emeceğinden bu cisimlerin içinde yıldız olamayacağını anlamına gelebilirdi. Daha sonraki çalışmalar, nebulanın önyıldızlar içerebileceğini ileri sürdü, ancak sonunda HH cisimler, ISM ile süpersonik hızlarla çarpışarak gözle görülebilir ışık oluşturan şok dalgalarına sebep olan yakındaki genç yıldızlardan çıkan materyaller olarak kabul edildi.

1980'lerin başında, gözlemler ilk defa Herbig-Haro cisimlerinin jet-like özelliklerini ortaya çıkardı. Bu, Herbig-Haro cisimlerinden çıkan maddenin oldukça koşutlanmış (dar jetlerde yoğunlaşmış) olduğunun anlaşılmasına sebep oldu. Oluşmakta olan bir yıldız varlığının ilk birkaç yüz bin yılında genellikle ek disk tarafından çevrelenir. Üzerlerine gaz düştüğü zaman iç parçaların hızlı rotasyonu, diske dik olan kısmî iyonlaşmış gazların (plazma) dar jetlerin emilimini sağlar. Bu jetler, yıldızlararası ortam ile çarpıştığı zaman Herbig-Haro cisimlerini oluşturan küçük ek ışık emisyonuna sebep olurlar.

Fiziksel özellikleri

HH1 ve HH2

Herbig-Haro cisimler şok dalgalarının yıldızlarası ortam ile çarpışması sonucu oluşur ancak hareketleri oldukça karmaşıktır. Bu cisimlerin doppler kaymasının spektroskopik gözlemleri her saniyede yüzlerce kilometre hız gösterir, ancak bu spektrumların emisyonları bu hızlı çarpışmalarda oluşamayacak kadar zayıftır. Bu çarpışmalar bazı materyallerin düşük hızlarda bile olsa ışın boyunca hareket ettiğini gösterir.

Normal HH cisimlerinden elde edilen toplam kütlenin Dünya'nın 1-20 düzeninde olduğu tahmin edilmekte, bu yıldızların kütlesiyle karşılaştırıldığında oldukça küçüktür. Herbig-Haro cisimlerinde gözlemlenen sıcaklık iyonize olmuş H II bölgeleri ve gezegensel nebula gibi iyonize olmuş nebulalara benzer olarak genellikle 8000-12000 K'dir. Her cm³'te birkaç bin ilâ birkaç on bin ton parçacık arası olmak üzere 1000/cm³'ten az olan H II bölgeleri ve gezegensel nebula ile karşılaştırıldıklarında oldukça yoğun olma eğilimindedirler. HH cisimleri çoğunlukla toplam kütlelerinin %75 ile %25 ini oluşturan helyum ve hidrojen içerir. Kütlelerinin %1'den azı yakındaki genç yıldızlarda ölçülene benzer olarak ağır metallerden oluşur.

Kaynak yıldız yakınında yaklaşık %20 ile %30 oranında Herbig-Haro cisimleri iyonize olurlar bu oran uzaklaşan mesafelerde azalır. Bu materyalin kutupsal jette iyonize olduğunu ve daha sonraki çağrışmalarda iyonize olmak yerine yıldızdan uzaklaştıkça yeniden birleştiğini gösterir. Jetin ucundaki şoklar, bazı materyalin yeniden iyonize olmasını sağlar, ancak bu jetlerin ucunda parlak “başlıkların” oluşmasına neden olur.

Sayıları ve dağılımları

400'ün üzerinde Herbig-Haro cismi ya da cisim grupları bilinmektedir. Bunlar Herbig-Haro II bölgelerindeki yıldız teşekkülünde yaygındır ve genellikle geniş gruplar hâlinde bulunurlar. Genellikle Bok küreciklerinin (oldukça genç yıldızları içeren karanlık nebula) yanında bulunurlar ve sıklıkla onlardan kaynaklanırlar. Sıklıkla Herbig-Haro cisimleri, ana yıldızın polar ekseninde bir cisimler zinciri oluşturarak tek bir enerji kaynağı yanında bulunurlar.

Bilinen Herbig-Haro cisimlerinin sayısı son birkaç yılda oldukça arttı, ancak tahmin edilen 150.000 olup bunun büyük çoğunluğuna karar vermek için çok uzaktırlar. Samanyolu Galaksisi'nde hâlâ küçük bir oran olarak düşünülmektedir. Çoğu Herbig-Haro cisimleri ana yıldızlarından 0,5 ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Ancak bazıları yayılmadan önce kaynaklarından uzaklaşmalarına izin vererek bölgelerindeki yıldızlararası ortamın çok yoğun olmadığını işaret ederek çeşitli ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır.

Otomasyon ve çeşitlilik

Herbig-Haro cisimlerinin spektroskopik gözlemleri, kaynak yıldızdan 100 m/s'den 100 km/s'ye kadar hızlarla hareket ettiklerini gösterdi. Son yıllarda Hubble Uzay Teleskobu, bu cisimlerin kaynak yıldızlardan 100 ile 1000 km/s'lik bir hızla hareket etiğini gösterdi. Son yıllarda, Hubble Uzay Teleskobu'nun optik çözünürlüğü çeşitli yıllarda gerçekleştirilen gözlemlerde HH cisimlerinin düzenli hareketini gösterdi. Bu gözlemler, ayrıca genişleme ıraklık açısı metodu aracılığıyla HH cisimlerinin uzaklıklarının tahmin edilmesine de izin verdi.

Kaynak yıldızdan uzaklaştıkça Herbig-Haro cisimleri birkaç yıllık zaman ölçeklerinde parlaklıklarını değiştirerek önemli ölçüde evrimleşirler. Yeni knotlar görünürken bir cisim içindeki bireysel knotlar parlayabilir, solabilir ya da tamamen yok olabilir. ISM'deki değişiklerden kaynaklanan etkileşimlerin yanı sıra jetler arasındaki farklı hızlarda hareket eden etkileşimler de varyasyonlara sebep olur.

Jetlerin kaynak yıldızdan patlamaları sabit akış yerine vuruşlar halinde gerçekleşir. Vuruşlar aynı yönlerde ama farklı hızlarda hareket eden vuruşlar oluşturabilir ve farklı jetler arasındaki etkileşimler “çalışan yüzeyler” adı verilen, gaz akışlarını çarpıştığı ve şok dalgaları oluşturduğu yüzeyleri oluştururlar.

Kaynak yıldızlar

Herbig-Haro cisimlerinin oluşunun ardındaki yıldızlar, en genci çevresindeki gazlardan oluşum aşamasında olmak üzere çok genç yıldızlardır. Astronomlar, bu yıldızların yaydığı kızılötesi ışın miktarına göre 0, I, II ve III olmak üzere sınıflara ayırırlar. Daha fazla kızılötesi radyasyon, çevreleyen yıldızda daha fazla soğuyan materyal anlamına gelmektedir. Bu da onun hâlâ birleşme hâlinde olduğunu gösterir. Bu sınıfların ayrımı yapılmaktadır, çünkü 0 sınıf cisimleri (en genç olanlar) I, II, III numaralı sınıflar bulunana kadar keşfedilmemişlerdir.

0 sınıfı cisimleri yalnızca birkaç binyıl yaşındadır ve bu nedenle merkezlerinde nükleer birleşmeye maruz kalmayacak kadar geçtirler. Bunun yerine, yalnızca materyaller onların üzerine düşerken açığa çıkan yerçekimsel potansiyel enerjiyle beslenirler. Nükleer birleşme Sınıf I nesnelerinin merkezlerinde başlar, ancak toz ve gaz çevre nebulalardan yüzeylerine düşmeye devam eder. Tüm görülebilir ışınlarını engelleyen ve bunun sonucu olarak da yalnıza kızılötesi ve radyo dalgalarında gözlemlenmelerini sağlayan yoğun gaz ve toz bulutlarıyla sarılmışlardır.

Çalışmalar, Herbig-Haro cisimlerine sebep olan yıldızların yaklaşık %80'inin aslında ikili ya da çoklu sistemlere sahip olduğunu (iki ya da daha fazla yıldız birbirinin yörüngesinde bulunmak üzere), bu da Badidlext'teki düşük kütleli yıldızlardan çok daha fazla bir orana karşılık gelmekte olduğunu göstermiştir. Bu da ikili sistemlerin Herbig-Haro cisimleri oluşturan jetleri oluşturma ihtimallerinin daha yüksek olduğunu gösterebilir ve bulgular en geniş Herbig-Haro sızıntılarının çoklu yıldızlar parçalandığında oluştuğunu göstermektedir. Birçok yıldızın çoklu sistemlerden oluştuğu düşünülmektedir, ancak bunların oldukça büyük bir bölümü yakındaki yıldızlar ve yoğun gaz bulutları ile oluşan yerçekimsel etkileşimler sonucu parçalanırlar.

Kızılötesi eşleri

Herbig-Haro cisimler çok genç yıldızlarla ilişkilendirilmişlerdir. Büyük kütleli önyıldızlar, oluştukları gaz ve toz bulutu nedeniyle optik dalga boylarında görünmezler. Bu çevreleyen natal materyal yüzlerce optik dalga boylarında görsel azalma büyüklükleri üretebilir. Bu kadar derin gömülü cisimler yalnızca kızılötesi ya da radyo dalgalarında gözlemlenebilir, genellikle de sıcak moleküler hidrojen ya da ılık karbon monoksit emilimlerinde bulunurlar.

Son yıllarda, kızılötesi resimler çok sayıda “kızılötesi Herbig-Haro nesneleri” örneklerini ortaya çıkardı. Çoğu burun dalgaları gibi görünür (gemilerin burunlarının ucunda bulunan dalgalar gibi) ve genellikle moleküler “burun dalgaları” olarak bilinirler. Herbig-Haro cisimleri gibi bu süpersonik dalgalar, önyıldızın farklı kutuplarından gelen paralelleşmiş jetler tarafından kontrol edilir. Çevredeki yoğun gazı sürekli bir materyal akımı oluşturmak için ki bu çift taraflı sızıntı olarak adlandırılır süpürürler. Kızılötesi burun şok dalgaları, saniyede kilometrelerce hıza ulaşabilir ve binlerde derece kelvin sıcaklığına ulaşabilirler. Hızın oldukça yüksek olduğu genç önyıldızlara benzedikleri için kızılötesi uç ışınlar genellikle optik kuzenlerinden çok saha güçlü jetlere benzetilirler.

Kızılötesi şokların fiziği, Herbig-Haro cisimlerinin anlaşıldığına çok benzer bir şekilde anlaşılabilir, çünkü bu cisimler temelde aynıdır: optik atom ya da dalgalar yerine yalnızca jetteki şartlar ve çevredeki farklı olan bulut moleküllerden kızılötesi ışınların emilimine neden olurlar.

2009 yılında Molecular Hydrogen emission-line Object için kullanılan MHO kısaltması The International Astronomical Union Working Group on Designations tarafından onaylandı ve onların çevrimiçi Reference Dictionary of Nomenclature of Celestial Objects sözlüğüne girdi. MHO kataloğu 1000 den fazla nesneyi kapsamaktadır.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ "Herbig-Haro object | astronomy". Encyclopedia Britannica (İngilizce). 7 Eylül 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mart 2021. 
  2. ^ "Herbig-Haro Object | COSMOS". astronomy.swin.edu.au. 8 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mart 2021. 
  3. ^ "Herbig Haro 32: Jets of Material Ejected From a Young Star". HubbleSite.org (İngilizce). Erişim tarihi: 11 Mart 2021. 
  4. ^ Burnham, S. W. (1890). "Note on Hind's Variable Nebula in Taurus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 51 (2): 94-95. Bibcode:1890MNRAS..51...94B. doi:10.1093/mnras/51.2.94. 
  5. ^ Reipurth, B.; Bertout, C., (Ed.) (1997). "50 Years of Herbig–Haro Research. From discovery to HST". Herbig–Haro Flows and the Birth of Stars. IAU Symposium No. 182 (İngilizce). Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. ss. 3-18. Bibcode:1997IAUS..182....3R. 

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Karanlık madde</span> evrenin %23 kadarını oluşturan gizemli bir madde türü

Karanlık madde, astrofizikte, elektromanyetik dalgalarla etkileşime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisi ile belirlenebilen varsayımsal maddelere denir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gök adaların döngüsel hızlarından, gök adaların diğer gök adalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütleçekimsel mercekleme özelliğinden ve gök adaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. İncelemeler, gök adalarda, gök ada gruplarında ve Evren'de, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir. Karanlık maddelerin bileşenleri tamamen bilinmemekle birlikte, WIMP'ler, aksiyonlar, sıradan ve ağır nötrinolar, gezegenler ve sönmüş yıldızlarla birlikte verilen isim MACHO'lar ile ışıma yapmayan gaz bulutlarından oluşur.

<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">T Tauri yıldızı</span> Genç değişken yıldızlar sınıfı

T Tauri yıldızları, on milyon yıldan genç olan bir değişken yıldızlar sınıfıdır. Genelde moleküler bulutların yakınlarında bulunup, değişken ışıksallıkları ve güçlü renkyuvarı çizgileri ile tanınırlar.

<span class="mw-page-title-main">Kedi Gözü bulutsusu</span> Ejderha takımyıldızı yönünde bulunan gezegenimsi bulutsu

Kedi Gözü bulutsusu, Ejderha takımyıldızı yönünde bulunan bir gezegenimsi bulutsu. Yapısal açıdan, bilinen en karmaşık bulutsulardandır; Hubble Uzay teleskobu ile düğümler, püskürtmeler ve yaysal yapılar gözlemlenmiştir. Merkezinde, 1000 yıl önce dış zarfını kaybederek bulutsuyu üretmiş olan parlak ve sıcak bir yıldız vardır.

<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.

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.

<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.

<span class="mw-page-title-main">NGC 7129</span>

NGC 7129 açık yıldız kümesi, yıldız-oluşum bölgesindeki bir yansıma bulutsusudur. 2004 yılında yapılan çalışmalarda, en küçüğü 1 milyon yaşında olan 130'un üzerinde çok genç yıldızlar gözlenmiştir. Bizim Güneşimiz de büyük bir ihtimalle bundan yaklaşık beş milyar yıl önce benzer bir yıldız doğumevi içerisinde meydana gelmiştir.

<span class="mw-page-title-main">NGC 2261</span>

NGC 2261, Tekboynuz takımyıldızı yönünde bulunan bir değişen bulutsu. William Herschel tarafından 1783 yılında keşfedilmiştir.

<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">Kozmik toz</span>

Kozmik toz, uzayda var olan bir tozdur. Çoğu kozmik toz parçacığı, mikrometeoroitlerde olduğu gibi birkaç molekül ile 0,1 mm (100 µm) arasında ölçülür. Daha büyük parçacıklara ise meteoroit denir. Uzaydaki tüm tozun küçük bir kısmı yıldızların bıraktığı yoğunlaşmış maddeler gibi daha büyük ateşe dayanıklı mineraller içerir. Buna yıldız tozu denir. Yerel yıldızlararası ortam olan Yerel Kabarcığın toz yoğunluğu ortalama 10-6 x toz parçacığı/m³ 'tür ve her toz parçacığı yaklaşık 10–17 kg'lık bir kütleye sahiptir.

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

Astronomide Yıldızlar arası ortam (ISM), bir galaksideki yıldız sistemleri arasında var olan maddedir. Bu madde iyonik, atomik ve moleküler formda gaz, toz ve kozmik ışınlar içerir. Yıldızlararası uzayı doldurur ve galaksiler arası uzaya iyi bir şekilde uyum sağlar. Aynı hacmi kaplayan elektromanyetik radyasyon şeklindeki enerji de yıldızlararası radyasyon alanıdır.

Sönme, gözlemci ve astronomik obje arasında ortaya çıkan gaz ve tozun oluşturduğu elektromanyetik radyasyonun serpintisini ve emilimini (absorbasyonunu) anlatmak için kullanılır. Yıldızlararası sönümleme Robert Julius Trumpler tarafından 1930 yılında tanındı. Ancak, etkileri Friedrich Georg Wilhelm von Struve'nin tarafından 1847 yılında belirtilmiştir. Ve bu yıldızların renkleri üzerindeki etkisi, onu galaktik tozun genel varlığı ile irtibatlamamış bazı kişilerce gözlemlenmiştir. Samanyolu'nun düzlemine yakın uzanan yıldızlar dünyanın birkaç bin parseki içinde olup V bandındaki tükenme kiloparsec başına 1,8 büyüklüğündedir.

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

Radyo galaksisi ve yakınları, radyo yüksek sesle kuazarlar ve blazarlar, aktif galaksi türleridirlerdir ki, bunlar 10 MHz ile 100 GHz ve 1039 W arasında aydınlanma veren radyo dalgalarıdır. Radyo emisyonu sinkrotron işleminden kaynaklanmaktadır. Radyo emisyonunda gözlemlenen yapı relativistik ışımanın etkilerince modifiye edilmiş ikiz jetler ile dış ortam arasındaki etkileşim ile belirlenir. Ev sahibi galaksiler neredeyse sadece büyük eliptik galaksilerdirler. Radyo yüksek aktif galaksiler ilginçliği sadece kendileri açısından olmayıp, uzun mesafelerden tespit edilebildiklerinden dolayı ayrıca da gözlemsel kozmoloji açısından bir değer teşkil etmektedirler. Son zamanlarda, özellikle galaksi grupları ve kümelerindeki galaksilerarası ortamda bulunan bu cisimlerin etkileri üzerine oldukça fazla çalışmalar yapılmaktadır.

<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">Milimetre-altı astronomi</span>

Milimetre-altı astronomi, elektromanyetik spektrumdaki milimetre-altı dalga boyunda çalışmaların yapıldığı gözlemsel astonominin bir dalıdır. Gök bilimciler kızılötesi ve mikrodalga bandı arasındaki milimetre-altı dalgaboyunda, genellikle birkaç yüz mikrometre ve mikrodalga arasında çalışırlar. Milimetre-altı astronomide halen yaygın olarak dalga boyuna mikron ya da eski ismiyle mikrometre denmektedir.

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

Açık yıldız kümeleri, birkaç bin yıldızdan oluşan bir yıldız grubudur. Açık yıldız kümesini oluşturan yıldızlar aynı dev moleküler buluttan oluşmuşlardır ve yaklaşık olarak aynı yaştadırlar. Açık yıldız kümesi galaktik küme olarak da bilinir. Samanyolu Galaksisi'nde 1100'den fazla açık yıldız kümesi keşfedilmiştir ve daha fazla olduğu düşünülmektedir. Açık yıldız kümeleri karşılıklı yerçekimi etkisiyle birbirlerine gevşek bir biçimde bağlıdırlar. Açık yıldız kümeleri diğer kümelerle ve gaz bulutlarıyla yakın temaslarda bulunarak bozulmuş hale gelirler. Bu bozulmalar hem galaksinin ana bölümüne doğru yer değiştirmelere hem de küme elemanlarının yakın temasların içine doğru kaybıyla sonuçlanır.

<span class="mw-page-title-main">Yıldızlararası bulut</span> Uzayda gaz, plazma ve toz birikimi

Yıldızlararası bulut, Samanyolu ve diğer gökadalardaki gaz, plazma ve tozun birikimi olarak tanımlanır. Başka bir deyişle yıldızlararası bulut, bir gökadada yıldız sistemleri arasındaki boşlukta var olan madde ve radyasyon olan yıldızlararası ortamın ortalamadan daha yoğun bir bölgesidir. Belirli bir bulutun yoğunluğuna, boyutuna ve sıcaklığına bağlı olarak, hidrojeni nötr olabilir ve bir H I bölgesi oluşturur; iyonize olabilir veya plazma haline gelerek bir H II bölgesi oluşturabilir veya moleküler olabilir. Bunlara basitçe moleküler bulutlar veya bazen yoğun bulutlar denir. Nötr ve iyonize olmuş bulutlar bazen dağınık bulutlar (diffuse) olarak da adlandırılır. Bir yıldızlararası bulut, yaşamının sonlarına doğru bir kırmızı devin gaz ve toz parçacıkları tarafından oluşturulur.

<span class="mw-page-title-main">HH 24-26</span> moleküler bulut ve yıldız oluşum bölgesi

HH 24-26, Herbig-Haro cisimleri olan HH 24, HH 25 ve HH 26'yı içeren bir moleküler bulut ve yıldız oluşum bölgesidir. Bu bölge, gökyüzünde bilinen en yüksek yoğunlukta astrofiziksel jetlere sahiptir. Moleküler bulut, Avcı takımyıldızındaki Orion B moleküler bulutunun bir parçası olan yaklaşık 1400 ışık yılı uzaklıktaki L1630 karanlık bulutsusunda yer alır.