Bart damlacığı
| Yıldız oluşumu |
|---|
 |
| Yıldızlararası madde Moleküler bulut Bart damlacığı Karanlık bulutsu Genç yıldız nesnesi Önyıldız T Tauri yıldızı Herbig Ae/Be yıldızları Bulutsu varsayım |
|
Nesne sınıfları |
| Herbig-Haro nesnesi |
|
Teorik Kavramlar |
| İlk kütle işlevi Jeans Kararsızlığı Kelvin-Helmholtz mekanizması |
 Astronomi portalı
|
Bart damlacığı, içerisinde bazen yıldız oluşumunun sürdüğü, yoğun ve karanlık gaz ve toz bulutudur. Bu yuvarlar genelde H II bölgelerinde bulunup, kütleleri 10–50 güneş kütlesi yakınlarındadır. İçeriği özdeciksel hidrojen (H2), karbon oksitleri, helyum ve 1% tozdan oluşur. Bart damlacıkları sıkça çift yıldızların veya çoklu yıldız dizgelerinin (sistemlerinin) oluşumuna neden olur.
İlk olarak 1940'larda gökbilimci Bart Bok tarafından gözlemlenmişlerdir. Çok yoğun gaz ve tozdan oluşan bir yapıya sahip olduklarından optik bölgede tamamen karanlık bir bölge halinde görünürler. Ancak içerisinde onlarcadan yüzlerceye kadar uzanan doğmakta olan yeni önyıldızları barındırırlar. Bu önyıldızlar ancak milimetre-altı ya da radyo bölgede tespit edilip gözlemlenebilirier.
Ayrıca bakınız [değiştir]
 |
Astronomi ile ilgili bu madde bir taslaktır. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkıda bulunabilirsiniz. |
