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 |
|
|
Bir protostar,yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir.
Önyıldızıl faz yıldız oluşum sürecinde ki erken evredir. Bir güneş kütleli yıldız için, [1] bir molekül bulutunun artan yoğunlukta bir iç kısım ile başlar.Bir güneş kütleli yıldız için yaklaşık 10,000,000 yıl sürer.[1] bir molekül bulutunun artan yoğunlukta bir iç kısım ile başlar ve sonradan ana sekant yıldızı haline gelecek olan ön-ana-sekant yıldızı(ya bir T Tauri yıldızı,eğer iki güneş kütlesinin altında ise, ya da Herbig Ae/Be yıldızı,eğer ,iki ile sekiz güneş kütlesi aralığında ise) oluşumu ile biter.Bunun haber vericisi bir artan yıldız kütlesininin radyasyon enerjisine dönüşümünü gösteren süper sonik güneş rüzgarı biçimi olan T Tauri rüzgarıdır.
Tarihi
Önyıldız varlığı ilk olarak Sovyet-Ermeni bilim adamı Viktor Ambartsumian tarafından öne sürülmüştür. [2]Ambartsumian’ın sözde “sürekli emisyon” araştırması T Tauri tipli genç yıldız spektrumlarında ve onların ilişkili komşu yıldızlarında gözlendi.Yıldızların birer birer küçük kütlelerin yoğunlaşmasıyla oluşmasını öne süren klasik hipotezlerin aksine yeni hipotezler,kütleli star-oluşum organlarının,”önyıldız”ların varlığını öne sürüyor.Ön yıldızın dağılma süreci, yıldız ilişkilerinin birçok üyesinin oluşumundan sorumludur.
=== Yıldız Evriminde Rolü ===
Main article: Star formation
Yıldız oluşumu devasa bir moleküler bulutta başlar.Bu bulutlar başlangıçta yıldızın çökmesi için çalışan kütle-çekim kuvvetleri ve ,yıldızın çökmesini engelleyen basınç kuvvetleri ile dengededir.Bu kuvvetlerin dengesi bozulduğunda,tıpkı süpernova şok dalgalarının sebep olduğu gibi,yıldız çökmeye başlar ve gittikçe daha küçük parçalara parçalanır.Bu parçalardan en küçüğü büzülmeye başar ve ön yıldızı oluşturur.
Bulutlar büzüşmeye devam ettikçe sıcaklık yükselmeye başlar.Sıcaklık artışının sebebi nükleer reaksiyonlar değildir ancak kütleçekimsel enerjinin ısı kinetik enerjisine dönüşmesindendir.Bir parçacık (molekül ya da atom) merkezde ki büzülen parçaya doğru düştükçe,kütle çekimsel enerjisi düşer.Parçacığın toplam enerjisi sabit kalmak zorunda olduğundan,kütleçekimsel enerjinin düşüşü,kinetik enerjinin artışına sebep olur.Bir parçacık grubunun kinetik enerjisi,ısı kinetik enerjisi ya da sıcaklıktır.Ne kadar bulut büzüşürse,sıcaklık o kadar artar.
Moleküller arasında ki çarpışmalarla genellikle bozulurken radyasyon emebilen uyarılmış hale geçerlerr.Ön yıldız sıcaklığında ki (10-20 Kelvin)çoğu radyasyon,mikrodalga ya da infra-red dalga spektrum aralığındadır.Yıldız oluşumunun bu erken aşamasında,radyasyonun çoğu,bulutta ani bir sıcaklık artışını önleyerek kaçar.Ön yıldız evriminin bu aşaması izotermal faz olarak da bilinir.
Bulutlar büzüldükçe,molekullerin yogunlukları artar ve emilmiş radyasyonun kaçışını daha da zorlaştırır.Etkisinde, gaz radyasyon geçirmez hale gelir ve bulutun sıcaklığı daha hızlı olarak artmaya başlar.Bu aşamada hala oldukça fazla gaza sahip olan gaz bulutları “0 Sınıf önyıldızı” olarak adlandırılır.Sistem geliştikçe, çevresindeki gaz ve tozarından ziyade önyılzdan daha fazla ve daha fazla emisyon gelmeye başlar.I Sınıf aşamasında,önyıldız çevresini saranlarla aynı kütleye sahip olur.
Önyıldızın evriminin iki güneş kütlesinden az kütleli yıldızlar için olan sıradaki aşaması, klasik T Tauri yıldızı (II Sınıf Önyıldız)dır.Bu fazda,sıcaklık büyük ölçüde yükselir ve disk büyük ölçüde önyıldazdan küçük olur.Önyıldız evriminin son aşamasında ise,sıcaklık yükselir ve çevreyi saran materyal büyüklük sırasında küçülür,III Sınıf Önyıldız olur.[3]2 ile 8 güneş kütlesi arasındaki kütlede önyıldızlar için, sıradaki aşamada T Tauri yıldızı yerine Herbig Ae/Be yıldızı olur.8 güneş kütlesi üstündeki ön ana sekans yıldızları gözlemlenmemiştir çünkü çevrelerini bir kara nebulaya uçurmadan önce çoktan ana sekans evresine ulaşmışlardır.2MASS ve WISE astronomik araştırmaları tarafından alınmış kızılötesi ölçümler,birçok önyıldızın ve onların bulundugu yıldız kümelerinin ortaya çıkmasında oldukça etkili olmuştur[4][5]
referanslar
https://en.wikipedia.org/wiki/Protostar