Herbig-Haro cismi: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmemiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
k Seçkin içerik şablonları kaldırılarak ilgili tanımlar Vikiveri'ye aktarıldı |
|||
3. satır:
[[Dosya:HST HH47 image.jpg|thumb|left|150px|[[Hubble Uzay Teleskobu]]ndan elde edilen görünümü ile Herbig-Haro nesnesi HH47.]]
'''Herbig-Haro Cisimleri''', yeni oluşmuş yıldızlar ile ilişkilendirilmiş, küçük sayılabilecek bulutsu benzeri oluşumlardır. Genç [[yıldız]]lardan dışa akan [[gaz]]ların yakınlarda bulunan gaz bulutları ile yüzlerce km/sn hızla gerçekleşen çarpışmalar ile oluşurlar. Herbig-Haro cisimlerine yıldız oluşumunun sürdüğü bölgelerde sıkça rastlanır. '''<nowiki>{{Çevrilmiş sayfa}}</nowiki> '''
Herbig–Haro Nesnesi
Herbig-Haro
(HH) nesneler, yeni doğmuş yıldızlarla
ilişkilendirilen bulutluluğun 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) nesneler
yıldız oluşumu bölgelerinde hazıdırlar ve çoğu tek bir yıldızın dönme ekseninde
aynı hizada görünürler.
HH nesneleri birkaç bin yıldan fazla olmayan geçici
olaylardır. Ana yıldızlarından yıldızlarası (yıldızlarası ortam veya ISM) gaz
bultlarına doğru çok hızlı hareket ettiklerinden, oldukça kısa astronomik zaman
çizelgeleri üzerinde görülebilirler.
Nebulanın parçaları yok olurken diğerleri yıldızlarası ortamın büyük
materyali ile çarpıştığı için parladığıdan, Hubble Space Teleskobu
gözlemleri bir kaç yıl süresince HH
nesnlerininin complex oluşumunu ortaya çıkarmıştır.
İlk nesneler Sherburne Wesley Burhnam tarafından 19 yy
sonlarında gözlemlenmiş ancak 1940 lara kadar belli bir tür emisyon nebulası
olarak kabul edilmemiştir. Onları detaylı olarak ilk çalışan gökbilimciler,
daha sonra da adlarıyla adlandırılan, George Herbig and Guillermo Haro idi. Herbig ve Haro
nesneleri ilk incelediklerinde yıldız oluşumu çalışmalarından bağımsız olarak
çalışıyorlardı ve onların yıldız oluşumu işleminin ürünü olduğunu farketitiler.
Discovery and history
of observations/ Keşfi ve Gözlemlerin Tarihi
Lick
Gözlemevi’nde 36 inchlik mercekli teleskop ile star T Tauri’yi gözlemlediğinde,
ilk HH nesnesi 19. Yüzyılda Burnham tarafından gözlemlendi ayırıca yanında
küçük bir bulutluluk parçasını da not etti. Ancak bu yalnıca bir emilim nebulaı
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 yerçekimsel çöküntü ve
merkezlerindeki nükleeer birleşme boyunca enerji oluşumu arasında hidrostatik
denge haline ulaşmamış bir nesneler sınıfının
ilk örneğidir.
Burham’ın keşfinden 50 yıl sonra, çok küçük
olduğu için görünüşü yıldız gibi olan çeşitli nebulalr keşfedildi. Hem Haro hem
de Herbig bu çeşitli nesnelerin 1940 lar boyunca bağımsız gözlemlerini yaptı. Ayrıca Herbig,
Burnham’ın nebulasını da gözlemledi ve
onun gözeçarpan hidrojen, sülfür, oksijen emisyon çizgileriyle olağanüstü bir
elektromanyetik spekturum sergilediğini keşfetti. Haro bu türdeki bütün nesnelerin
kızılötesi ışık olduğunu buldu.
Bağımsız
keşiflerini takiben, Herbig ve Haro tucson arizona da bir astronomy
konferansında karşılaştı. Başlangıçta Herbig, yalnıza etrafındaki yıldızlara
odaklanarak keşfettiği nesnelere fazla önem vermedi ancak Haro’nun bulduklarını
duyarak bu nesneler üzerinde detaylı çalışmalar yürüttü. Sovyet astronot Viktor
Hambardzumyan nesnelere yanında bulunan
genç yıldızlara (bir kaç yüzyıl yaşında) bakarak onların adını verdi ve bu nesnelerin T Tauri
yıldızlarının erken dönemlerini temsil edebileceğini söyledi.
Çalışmalar
HH nesnelerinin oldukça iyonize olmuş olduğunu gösterdi ve ilk teoriciler bu
nesnlerin düşük parlaklıklı sıcak yızları kapsayabileceğini tahmin etti. Ancak,
nebuladan kaynaklanan kızılötesi radyasyon eksikliği, bunlar fazla kızılötesi
ışınları emeceğinden bu nesnelerin içinde yıldız olamayacağını anlamına
gelebilirdi. Daha sonraki çalışmalar, nebulanın ilkel yıldızlar içeribileceğini
önerdi ancak sonunda HH nesneler, 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 HH nesnelerinin
jet-like özelliklerini ortaya çıkardı. Bu, HH nesnelerinden çıkan materyalin
oldukça koşutlanmış( dar jetlerde yoğunlaşmış)
olduğunun anlaşılmasına sebep oldu. Oluşmakta olan bir yıldız varlığının
ilk bir kaç yüzbin yılında genellikle ek disk tafaından çevrelenir. Üzerlerine
gaz düştüğü zaman,iç parçaların hızlı rotasyonu diske dik olan kısmi iyonlaşmış
gazların ( plazma) dar jetlerin emilimini sağlar. Bu jetler yıldızlarası ortam
ile çarpıştığı zaman, HH nesnelerini oluşturan küçük ek ışık emisyonuna sebep
olurlar.
== Fiziksel Özellikleri ==
HH nesneler şok dalgalarının yıdızlarası ortam ile
çarpışması sonucu oluşur ancak hareketleri oldukça karmaşıktır. Bu nesnelerin
doopler kaymasının spektroscobik gözlemleri her saniyede yüzlerce kilometre hız
gösterir ancak bu spekturumların emisyonları bu hızlı çarpışmalarda
oluşamayacak kadar zayıftır. Bu çarpışmalar bazı materyallerin düşük hızlarda
bile olsa ışın boyunca hareket ettiğini
gösterir.
Normal HH nesnlerinden
elde edilen toplam kütlenin Dünyanın 1-20 düzeninde olduğu tahmin eilmektedir
bu yıldızların kütlesiyle karşılaştırıldığında oldukça küçüktür. HH
nesnelerinde gözlemlenen sıcaklık iyonize olmuş H II bölgeleri ve gezegensel
nebula gibi iyonize olmuş nebulalara benzer olarak genellikle 8000-12000 K
dir. Her cm<sup>3</sup> de birkaç bin
ile bir kaç on bin ton parçacık arası
olmak üzere 1000/ cm<sup>3</sup> den az olan
olan H II bölgeleri ve gezegensel nebula ile karşılaştırıldıkalrında
oldukça yoğun olma eğilimindedirler. HH nesneleri çoğunlukla toğlam
kütlelerinin %75 ile %25 ini oluşturan helyum ve hidrojen içerir. Kütlelerinin
%1 den azı yakındaki genç yıldızlarda ölçülene benzer olarak ağır metalleredne
oluşur.
Kaynak yıldız yakınında yaklaşık %20 ile %30 oranında HH
nesneleri iyonize olurlar ancak bu oran uzaklaşan mesafelerde azalır. Bu
materyalin kutupsal jette iyonize olduğunu ve daha sonraki çarğışmalarda
iyonize olmak yerine yıldızdan uzaklaştıkça yeniden birleştiğini gösterir.Jetin
ucundaki şoklar bazı metaryalin yeniden iyonize olmasını sağlar ancak bu
jetlerin ucunda parlak “başlıkların” oluşmasına neden olur.
== Sayıları ve Dağılımları ==
400 ün üzerinde HH nesnesi
ya da nesne grupları bilinmektedir. Bunlar HH II bölgelerindeki yıldız
oluşumunda yaygındır ve genellikle geniş gruplar halinde bulunurlar. Genellikle
Bok küreciklerinin (oldukça genç yıldızları içeren karanlık nebula) yanında bulunurlar ve sıklıkla onlardan
kaynaklanırlar. Sıklıkla, HH nesneleri ana yıldızın polar ekseninde bir
nesneler zinciri oluşturarak tek bir
enerji kaynağı yanında bulunurlar.
Bilinen
HH nesnelerinin sayısı son bir kaç yılda oldukça arttı ancak tahmin edilen
150000 ,ki bunun büyük çoğunluğu karar vermek için çok uzaktır, Samayolu
Galaksisinde hala küçük bir oran olarak düşünülmektedir. Çoğu HH nesneleri ana
yıldızlarından 0.5 ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Ancak bazıları yayılmadan
önce kaynaklarından uzaklaşmalarına izin vererek bölgelerindeki yıldızlarası
ortamın çok yoğun olmadığını işaret ederek çeşitli ışık yılı uzaklıkta
bulunmaktadır.
Proper motions and
variability/ Özdevinim ve Çeşitlilik
HH
nesnelerinin Spestroskopik gözlemleri kaynak yıldızdan 100 den 100 km ye kadar
hızlarla hareket ettiklerini gösterdi. Son yıllarda, Hubble Space Teleskopu bu
nesnelerin kaynak yıldızlardan 100 ile 1000 km lik bir hızla hareket etiğini
gösterdi. Son yıllarda, Hubble Space teleskopunun optik çözünürlüğü çeşitli
yıllarda gerçekleştirilen gözlemlerde HH nesnelerinin düzenli hareketini
gösterdi. Bu gözlemler ayrıca genişleme ıraklık açısı methodu aracılığıyla HH
nesnelerinin uzaklıklarının tahmin edilmesine de izin verdi.
Kaynak
yıldızdan uzaklaştıkça, HH nesneleri birkaç yıllık zaman ölçeklerinde parlaklıklarını değiştirerek önemli ölçüde evrimleşirler. Yeni knotlar
görünürken, bir nesne 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
neden olur.
Jetlerin
kaynak yıldızdan patlamaları sabit akış yerine vuruşlar halinde gerçekleşir.
Vuruşlar aynı yönlerde ama farklı hızlarda hareket eden vuruşlar oluşturabilir
ve farlı jetler arasındaki etkileşimler “çalışan yüzeyler” adı verilen, gaz
akışlarını çarpıştığı ve şok dalgaları oluşturduğu yüzeyleri oluştururlar.
Source stars/ Kaynak
Yıldızlar
HH
nesnelerinin oluşunun ardındaki yıldızlar, en genci çevresindeki gazlardan
oluşum aşamasında olmak üzere, çok genç yıldızlardır. Astronotlar bu yıldızları
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 hala birleşme halinde
olduğunu gösterir. Bu sınıfların ayrımı yapılmaktadır çünkü 0 sınıf nesneleri (
en genç olanlar) I, II, III numaralı sınıflar bulunana kadar
keşfedilmemişlerdir.
0 Sınıf
nesneleri yalnıza 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
ışınlarınıengelelyen ve bunun sonucu olarak da yalnıza kızılötesi ve radyo dalgalarında
gözlemlenmelerini sağlayan, yoğun gaz ve toz bulutlarıyla sarılmışlardır.
Çalışmalar,
HH nesnelerine sebep olan yıldızların
yaklaşık %80’i aslında ikili ya da çoklu sistemlere sahiptirler ( iki ya da
daha fazla yıldız birbirinin yörüngesinde bulunmak üzere) ki bu da ana
dizilimdeki düşük kütleli yıldızlardan
çok daha fazla bir orana karşılık gelmektedir. Bu da ikili sistemlerin HH
nesneleri oluşturan jetleri oluşturma ihtimallerinin daha yüksek olduğunu gösterebilir
ve bulgular en geniş HH sızıntılarının çoklu yıldızlar parçalandığında
oluştuğunu göstermektedir. Bir çok yıldızın çoklu sistemlereden oluştuğu
düşünülmektedir ancak bunların oldukça büyük bir bölümü yakındaki yıldızlar ve
yoğun gaz bulutları ile oluşan yerçekimsel etkileşimler sonucu parçalanırlar.
Infrared counterparts
(MHOs) / Kızılötesi Eşleri
HH nesneler çok genç
yıldızlarla ilişkilendirilmişlerdir ya da büyük kütleleli ilkel yıldızlar
oluştukları gaz ve toz bulutu nedeniyle optik dalgaboylarında görünmezler. Bu
çevreleyen natal materyal yüzlerce optik dalgaboylarında görsel azalma
büyüklükleri üretebilir. Bu kadar derin gömülü nesneler yalnızca kızılötesi ya
da radyo dalgalarında gözlemlenebilir, genellkle de sıcak moleküler hidrojen ya
da ılık karbonmonoksit emilimlerinde bulunurlar.
Son yıllarda, kızılötesi
resimler çok sayıda “kızılötesi HH nesneleri” örneklerini ortaya çıkardı. Çoğu
burun dalgaları gibi görünür ( gemilerin burunlarının ucunda bulunan dalgalar
gibi) ve genellikle moleküler “burun dalgaları” olarak bilinirler. HH nesneleri
gibi, bu süpersonik dalgalar ilkel yıldızın farklı kutuplarından gelen
koşutlanmış 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 ilkel yıldızlara benzedikleri
için kızılötesi uç ışınlar genellikle optik kuzenlerinden çok saha güçlü
jetlere benzetilirler.
Kızılötesi şokların
fiziği, HH nesnelerinin anlaşıldığına çok benzer bir şekilde anlaşaılabilir,
çünkü bu nesneler temelde aynıdır: optik atom ya da dalgalar yerine yalnızca
jetteki koşullar 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 (aşağıdaki linke bakınız) 1000 den fazla nnesneyi
kapsamaktadır. <ref>[https://en.wikipedia.org/wiki/Herbig%E2%80%93Haro_object][[yıldız|Herbig-Haro object]]</ref>
== Ayrıca bakınız ==
* [[Önyıldız]]
| |||