Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Önyıldız ya da protostar, yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir. Önyıldız, yıldız evrimi sürecindeki en erken evredir. Bu oluşum, Güneş kütleli yıldız için yaklaşık 10 milyon yıl sürer. Süreç, moleküler bir bulutun kendiliğinden kütleçekimi kuvveti altında çöktüğü zaman başlar. Artan yıldız kütlesinin radyasyon enerjisine dönüşümünü gösteren süpersonik güneş rüzgarı biçimi olan T Tauri rüzgarı, önyıldızın oluşacağını gösterir.
Tarihçe
Önyıldızların modern tasviri ilk olarak 1966'da tarafından önerildi. İlk modellerde önyıldızların boyutu fazlasıyla abartılmıştı. Daha sonra yapılan sayısal hesaplamalar konuyu açıklığa kavuşturdu ve önyıldızların aynı kütleye sahip anakol yıldızlarından yalnızca biraz daha büyük olduğunu gösterdi. Bu temel teorik sonuç, en büyük anakol öncesi yıldızların da mütevazı boyutta olduğunu tespit eden gözlemlerle doğrulanmıştır.
Önyıldızların evrimi
Yıldız oluşumu, yoğun çekirdekler adı verilen nispeten küçük moleküler bulutlarda başlar. Bu bulutlar başlangıçta yıldızın çökmesi için çalışan kütle-çekim kuvvetleri ve yıldızın çökmesini engelleyen hem gaz basıncı, hem de arasında dengededir. Yoğun çekirdek, etrafındaki daha büyük buluttan kütle topladıkça, kütleçekim kuvveti basıncı alt eder ve çökme başlar. Başlangıçta sadece gaz basıncı ile desteklenen idealize edilmiş bir küresel bulutun teorik modellemesi, çökme sürecinin içeriden dışarıya doğru yayıldığını göstermektedir. Henüz yıldız içermeyen yoğun çekirdeklerin spektroskopik gözlemleri, büzülmenin gerçekten meydana geldiğini göstermektedir. Ancak şimdiye kadar, çöküş bölgesinin tahmin edilen dışa yayılımı gözlemlenemedi.
Yoğun çekirdeğin merkezine doğru çöken gaz önce düşük kütleli bir önyıldız ve daha sonra nesnenin yörüngesinde dönen bir ön gezegen diski oluşturur. Çöküş devam ettikçe artan miktarda gaz, yıldızdan ziyade diski etkiler ve bu da açısal momentumun korunmasının bir sonucudur. Diskteki malzemenin önyıldızın içine doğru nasıl yaylar çizdiği, büyük bir teorik çabaya rağmen henüz anlaşılmamıştır. Bu problem, astrofizikçilerin çoğunda rol oynayan yığılma diski teorisinin büyük bir sorununu göstermektedir.
Ayrıntılardan bağımsız olarak, bir önyıldızın dış yüzeyi en azından kısmen diskin iç kenarından düşen şoklanmış gazdan oluşur. Bu nedenle yüzey, bir anakol öncesi veya anakol yıldızının nispeten sakin olan fotosferinden çok farklıdır. Önyıldızlar derin iç kısımlarında sıradan bir yıldızdan daha düşük bir sıcaklığa sahiplerdir. Merkezindeki (hidrojen-1) henüz kendisiyle kaynaşmamıştır. Bununla birlikte teori, hidrojen izotop döteryumunun hidrojen-1 ile birleşerek helyum-3'ü oluşturduğunu öngörmektedir. Bu füzyon reaksiyonundan gelen ısı önyıldızı şişirme eğilimindedir ve böylece gözlemlenen en genç anakol öncesi yıldızların boyutunun belirlenmesine yardımcı olur.
Sıradan yıldızlarda üretilen enerji, merkezlerinde meydana gelen nükleer füzyondan oluşur. Önyıldızlar da enerji üretir ancak bu, kendi yüzeyi ve çevresindeki diskin yüzeyindeki şoklarda serbest kalan radyasyondan meydana gelir. Bu şekilde oluşan radyasyon, yoğun çekirdeği çevreleyen yıldızlararası tozu geçmelidir. Toz, çarpan tüm fotonları emer ve onları daha uzun dalga boylarında yeniden yayar. Sonuç olarak bir önyıldız optik dalga boylarında tespit edilemez ve daha fazla evrimleşmiş anakol öncesi yıldızların aksine, Hertzsprung-Russell diyagramına yerleştirilemez.
Bir önyıldızdan yayılan mevcut radyasyonun kızılötesi ve milimetre sistemlerinde olduğu tahmin edilmektedir. Bu tür uzun dalga boyu radyasyonunun nokta benzeri kaynakları, genellikle moleküler bulutlar tarafından gizlenen bölgelerde görülür. Geleneksel olarak sınıf 0 veya Sınıf I kaynakları olarak etiketlenenlerin önyıldızlar olduğuna inanılmaktadır. Ancak, bu tanımlama için hala kesin bir kanıt bulunmamaktadır.
Gözlemlenen genç yıldız sınıfları
| Sınıf | en yüksek emisyon | süre (Yıl) |
|---|---|---|
| 0 | milimetre altı | 104 |
| I | uzak kızılötesi | 105 |
| II | yakın kızılötesi | 106 |
| III | görünür | 107 |
Galeri
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN .
- ^ Hayashi, C. (1966). "The Evolution of Protostars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Cilt 4. ss. 171-192. Bibcode:1966ARA&A...4..171H. doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131.
- ^ Larson, R. B. (1969). "Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (3). ss. 271-295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271.
- ^ Winkler, K.-H. A.; Newman, M. J. (1980). "Formation of Solar-Type Stars in Spherical Symmetry: I. The Key Role of the Accretion Shock". Astrophysical Journal. Cilt 236. s. 201. Bibcode:1980ApJ...236..201W. doi:10.1086/157734.
- ^ Stahler, S. W., Shu, F. H. ve Ekibi, R. E. (1980). "The Evolution of Protostars: I. Global Formulation and Results". Astrophysical Journal. Cilt 241. s. 637. Bibcode:1980ApJ...241..637S. doi:10.1086/158377.
- ^ Myers, P. C.; Benson, P. J. (1983). "Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observation and Star Formation". Astrophysical Journal. Cilt 266. s. 309. Bibcode:1983ApJ...266..309M. doi:10.1086/160780.
- ^ Shu, F. H. (1977). "Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation". Astrophysical Journal. Cilt 214. s. 488. Bibcode:1977ApJ...214..488S. doi:10.1086/155274.
- ^ Evans, N. J., Lee, J.-E., Rawlings, J. M. C., and Choi, M. (2005). "B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud". Astrophysical Journal. 626 (2). ss. 919-932. arXiv:astro-ph/0503459 $2. Bibcode:2005ApJ...626..919E. doi:10.1086/430295.
- ^ Stahler, S. W. (1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". Astrophysical Journal. Cilt 332. s. 804. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
- ^ Adams, F. C., Lada, C. J., and Shu, F. H. (1987). "The Spectral Evolution of Young Stellar Objects". Astrophysical Journal. Cilt 312. s. 788. Bibcode:1987ApJ...312..788A. doi:10.1086/164924. hdl:2060/19870005633.
- ^ Andre, P, Ward-Thompson, D. and Barsony, M. (1993). "Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps". Astrophysical Journal. Cilt 406. s. 122. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425.
- ^ (PDF). www.solar-system-school.de. 24 Eylül 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Onyildiz ya da protostar yildizlar arasi ortamda dev bir molekuler bulutun gazlarinin daralmasiyla meydana gelen buyuk bir kutledir Onyildiz yildiz evrimi surecindeki en erken evredir Bu olusum Gunes kutleli yildiz icin yaklasik 10 milyon yil surer Surec molekuler bir bulutun kendiliginden kutlecekimi kuvveti altinda coktugu zaman baslar Artan yildiz kutlesinin radyasyon enerjisine donusumunu gosteren supersonik gunes ruzgari bicimi olan T Tauri ruzgari onyildizin olusacagini gosterir TarihceOnyildizlarin modern tasviri ilk olarak 1966 da tarafindan onerildi Ilk modellerde onyildizlarin boyutu fazlasiyla abartilmisti Daha sonra yapilan sayisal hesaplamalar konuyu acikliga kavusturdu ve onyildizlarin ayni kutleye sahip anakol yildizlarindan yalnizca biraz daha buyuk oldugunu gosterdi Bu temel teorik sonuc en buyuk anakol oncesi yildizlarin da mutevazi boyutta oldugunu tespit eden gozlemlerle dogrulanmistir Onyildizlarin evrimiYildiz olusumu yogun cekirdekler adi verilen nispeten kucuk molekuler bulutlarda baslar Bu bulutlar baslangicta yildizin cokmesi icin calisan kutle cekim kuvvetleri ve yildizin cokmesini engelleyen hem gaz basinci hem de arasinda dengededir Yogun cekirdek etrafindaki daha buyuk buluttan kutle topladikca kutlecekim kuvveti basinci alt eder ve cokme baslar Baslangicta sadece gaz basinci ile desteklenen idealize edilmis bir kuresel bulutun teorik modellemesi cokme surecinin iceriden disariya dogru yayildigini gostermektedir Henuz yildiz icermeyen yogun cekirdeklerin spektroskopik gozlemleri buzulmenin gercekten meydana geldigini gostermektedir Ancak simdiye kadar cokus bolgesinin tahmin edilen disa yayilimi gozlemlenemedi Yogun cekirdegin merkezine dogru coken gaz once dusuk kutleli bir onyildiz ve daha sonra nesnenin yorungesinde donen bir on gezegen diski olusturur Cokus devam ettikce artan miktarda gaz yildizdan ziyade diski etkiler ve bu da acisal momentumun korunmasinin bir sonucudur Diskteki malzemenin onyildizin icine dogru nasil yaylar cizdigi buyuk bir teorik cabaya ragmen henuz anlasilmamistir Bu problem astrofizikcilerin cogunda rol oynayan yigilma diski teorisinin buyuk bir sorununu gostermektedir Ayrintilardan bagimsiz olarak bir onyildizin dis yuzeyi en azindan kismen diskin ic kenarindan dusen soklanmis gazdan olusur Bu nedenle yuzey bir anakol oncesi veya anakol yildizinin nispeten sakin olan fotosferinden cok farklidir Onyildizlar derin ic kisimlarinda siradan bir yildizdan daha dusuk bir sicakliga sahiplerdir Merkezindeki hidrojen 1 henuz kendisiyle kaynasmamistir Bununla birlikte teori hidrojen izotop doteryumunun hidrojen 1 ile birleserek helyum 3 u olusturdugunu ongormektedir Bu fuzyon reaksiyonundan gelen isi onyildizi sisirme egilimindedir ve boylece gozlemlenen en genc anakol oncesi yildizlarin boyutunun belirlenmesine yardimci olur Siradan yildizlarda uretilen enerji merkezlerinde meydana gelen nukleer fuzyondan olusur Onyildizlar da enerji uretir ancak bu kendi yuzeyi ve cevresindeki diskin yuzeyindeki soklarda serbest kalan radyasyondan meydana gelir Bu sekilde olusan radyasyon yogun cekirdegi cevreleyen yildizlararasi tozu gecmelidir Toz carpan tum fotonlari emer ve onlari daha uzun dalga boylarinda yeniden yayar Sonuc olarak bir onyildiz optik dalga boylarinda tespit edilemez ve daha fazla evrimlesmis anakol oncesi yildizlarin aksine Hertzsprung Russell diyagramina yerlestirilemez Bir onyildizdan yayilan mevcut radyasyonun kizilotesi ve milimetre sistemlerinde oldugu tahmin edilmektedir Bu tur uzun dalga boyu radyasyonunun nokta benzeri kaynaklari genellikle molekuler bulutlar tarafindan gizlenen bolgelerde gorulur Geleneksel olarak sinif 0 veya Sinif I kaynaklari olarak etiketlenenlerin onyildizlar olduguna inanilmaktadir Ancak bu tanimlama icin hala kesin bir kanit bulunmamaktadir Gozlemlenen genc yildiz siniflariSinif en yuksek emisyon sure Yil 0 milimetre alti 104I uzak kizilotesi 105II yakin kizilotesi 106III gorunur 107Galeri source source source source source source source Onyildiz V1647 Orionis ve onun X ray emisyonu ile ilgili video 2004 Onyildiz patliyor HOPS 383 2015 Bart damlaciginin icindeki bir onyildiz Sanatcinin resmi IRS2 yildizinin cevresindeki RCW 38 yildiz kumesi iki yildiz ve onyildizlardan olusan sistem Ayrica bakinizHerbig Haro nesnesi NGC 7538 On gezegen diskiKaynakca Stahler S W Palla F 2004 The Formation of Stars Weinheim Wiley VCH ISBN 3 527 40559 3 Hayashi C 1966 The Evolution of Protostars Annual Review of Astronomy and Astrophysics Cilt 4 ss 171 192 Bibcode 1966ARA amp A 4 171H doi 10 1146 annurev aa 04 090166 001131 Larson R B 1969 Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145 3 ss 271 295 Bibcode 1969MNRAS 145 271L doi 10 1093 mnras 145 3 271 Winkler K H A Newman M J 1980 Formation of Solar Type Stars in Spherical Symmetry I The Key Role of the Accretion Shock Astrophysical Journal Cilt 236 s 201 Bibcode 1980ApJ 236 201W doi 10 1086 157734 Stahler S W Shu F H ve Ekibi R E 1980 The Evolution of Protostars I Global Formulation and Results Astrophysical Journal Cilt 241 s 637 Bibcode 1980ApJ 241 637S doi 10 1086 158377 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Myers P C Benson P J 1983 Dense Cores in Dark Clouds II NH3 Observation and Star Formation Astrophysical Journal Cilt 266 s 309 Bibcode 1983ApJ 266 309M doi 10 1086 160780 Shu F H 1977 Self Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation Astrophysical Journal Cilt 214 s 488 Bibcode 1977ApJ 214 488S doi 10 1086 155274 Evans N J Lee J E Rawlings J M C and Choi M 2005 B335 A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud Astrophysical Journal 626 2 ss 919 932 arXiv astro ph 0503459 2 Bibcode 2005ApJ 626 919E doi 10 1086 430295 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Stahler S W 1988 Deuterium and the Stellar Birthline Astrophysical Journal Cilt 332 s 804 Bibcode 1988ApJ 332 804S doi 10 1086 166694 Adams F C Lada C J and Shu F H 1987 The Spectral Evolution of Young Stellar Objects Astrophysical Journal Cilt 312 s 788 Bibcode 1987ApJ 312 788A doi 10 1086 164924 hdl 2060 19870005633 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Andre P Ward Thompson D and Barsony M 1993 Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps Astrophysical Journal Cilt 406 s 122 Bibcode 1993ApJ 406 122A doi 10 1086 172425 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link PDF www solar system school de 24 Eylul 2015 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi