Herbig-Haro nesnesi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
Hubble Uzay Teleskobundan elde edilen görünümü ile Herbig-Haro nesnesi HH47.

Herbig-Haro Cisimleri, yeni oluşmuş yıldızlar ile ilişkilendirilmiş, küçük sayılabilecek bulutsu benzeri oluşumlardır. Genç yıldızlardan dışa akan gazların yakınlarda bulunan gaz bulutları ile yüzlerce km/sn hızla gerçekleşen çarpışmalar ile oluşurlar. Herbig-Haro cisimlerine yıldız oluşumunun sürdüğü bölgelerde sıkça rastlanır.


Herbig–Haro Nesnesi[değiştir | kaynağı değiştir]

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  birkaç 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.

Keşfi ve Gözlemlerin Tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

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 nükleer birleşme boyunca enerji oluşumu arasında MediaWiki:Badtitletext  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[değiştir | kaynağı değiştir]

HH nesneler şok dalgalarının yıdızlarası ortam ile çarpışması sonucu oluşur ancak hareketleri oldukça karmaşıktır. Bu nesnelerin doppler 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 cm3 de birkaç bin ile  bir kaç on bin ton parçacık arası olmak üzere 1000/ cm3 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[değiştir | kaynağı değiştir]

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.

Özdevinim ve çeşitlilik[değiştir | kaynağı değiştir]

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.

Kaynak yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

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 MediaWiki:Badtitletextdeki  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. Birçok yıldızın çoklu sistemlereden oluştuğu düşünülmektedir ancak bunların oldukça büyük bir bölümü yakındaki yıldızlar ve yoğun gaz bulutları ile oluşan yerçekimsel etkileşimler sonucu parçalanırlar.

Kızılötesi eşleri[değiştir | kaynağı değiştir]

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. [1]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ [1]Herbig-Haro object