Önyıldız
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 değiştir
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 değiştir
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 değiştir
| Sınıf | en yüksek emisyon | süre (Yıl) |
|---|---|---|
| 0 | milimetre altı | 104 |
| I | uzak kızılötesi | 105 |
| II | yakın kızılötesi | 106 |
| III | görünür | 107[12] |
Galeri değiştir
Ayrıca bakınız değiştir
Kaynakça değiştir
- ^ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ Stahler, S. W. (1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". Astrophysical Journal. Cilt 332. s. 804. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ "IMPRS" (PDF). www.solar-system-school.de. 24 Eylül 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi.