Önyıldız: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmemiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Melisgelgec (mesaj | katkılar) türkçeye çevrildi |
|||
1. satır:
{{Yıldız oluşumu}}
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 ==
[[:en:Protostar|https://en.wikipedia.org/wiki/Protostar]]
== Ayrıca bakınız ==
| |||