Önyıldız

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

Önyıldız ya da protostar, yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir.

Oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Önyıldız, yıldız evrimi sürecindeki erken evredir. Bu oluşum, güneş kütleli yıldız için yaklaşık 10,000,000 yıl sürer. Süreç, moleküler bir bulutun kendiliğinden yerçekimi kuvveti altında çöktüğü zaman başlar. Artan yıldız kütlesinin radyasyon enerjisine dönüşümünü gösteren süper sonik güneş rüzgarı biçimi olan T Tauri rüzgarı, önyıldızın oluşacağını gösterir.

Yıldız evriminde rolü[değiştir | kaynağı değiştir]

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 önyıldızı oluşturur.

Bulutlar büzüşmeye devam ettikçe sıcaklık yükselmeye başlar. Sıcaklık artışının sebebi kütle çekimsel enerjinin ısı kinetik enerjisine dönüşmesindendir. Bir parçacık (molekül ya da atom) merkezdeki büzülen parçaya doğru düştükçe, kütle çekimsel enerjisi düşer. Parçacığın toplam enerjisi sabit kalmak zorunda olduğundan, kütle çekimsel 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.

Ön yıldız sıcaklığındaki (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. Önyıldız evriminin bu aşaması izotermal faz olarak da bilinir.

Bulutlar büzüldükçe, moleküllerin yoğunlukları artar ve emilmiş radyasyonun kaçışını daha da zorlaştırır. Bunun sonucunda, 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 toz bulutlarından ziyade önyıldızdan 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 önyıldızdan küçük olur. Önyıldız evriminin son aşamasında ise, sıcaklık yükselir ve çevreyi saran materyal büyüklük sırasında küçülür, III Sınıf Önyıldız olur. 2 ile 8 güneş kütlesi arasındaki kütleye sahip önyıldızlar için, sıradaki aşamada TTauri yıldızı yerine Herbig Ae/Be yıldızı olur. 8 güneş kütlesi üstündeki ön anasekans yıldızları için ise bir önyıldız gözlemlenmemiştir. Çünkü çevrelerini bir kara nebulaya dönüştürmeden önce çoktan ana sekans evresine ulaşmışlardır. 2MASS ve WISE astronomik araştırmaları tarafından alınmış kızılötesi ölçümler, birçok önyıldızın ve onların bulunduğu yıldız kümelerinin ortaya çıkmasında oldukça etkili olmuştur.

Galeri[değiştir | kaynağı değiştir]

Önyıldız V1647 Orionis ve onun X-ray emisyonu ile ilgili video (2004).
Önyıldız patlıyor - HOPS 383 (2015).
Bart damlacığının içindeki bir önyıldız (Sanatçının resmi).
IRS2 yıldızının çevresindeki RCW 38 yıldız kümesi, iki yıldız ve önyıldızlardan oluşan sistem.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

https://en.wikipedia.org/wiki/Protostar

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]