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
Bu madde, uygun değildir. (Mayıs 2021) |
Herbig-Haro Cisimleri, yeni oluşmuş yıldızlar ile ilişkilendirilmiş, nispeten küçük sayılabilecek bulutsu benzeri oluşumlardır. Genç yıldızlardan dışa akan gazların yakınlarda bulunan gaz bulutları ile yüksek hızla gerçekleşen çarpışmalar ile oluşurlar. Herbig-Haro cisimlerine yıldız oluşumunun sürdüğü bölgelerde sıkça rastlanır.
Herbig–Haro cismi
Herbig-Haro (HH) cisimleri, yeni doğmuş yıldızlarla ilişkilendirilen nebulanın 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) cisimleri yıldız oluşumu bölgelerinde hazırdırlar ve çoğu tek bir yıldızın dönme ekseninde aynı hizada görünürler.
Herbig-Haro cisimleri birkaç bin yıldan fazla olmayan geçici olaylardır. Ana yıldızlarından yıldızlararası (yıldızlararası ortam veya ISM) gaz bulutlarına doğru çok hızlı hareket ettiklerinden, oldukça kısa astronomik zaman çizelgeleri üzerinde görülebilirler. Nebulanın parçaları yok olurken diğerleri yıldızlararası ortamın büyük materyali ile çarpıştığı için parladığından, Hubble Uzay Teleskobu rasatları birkaç yıl süresince Herbig-Haro cisimlerinin karmaşık oluşumunu ortaya çıkarmıştır.
İlk cisimler Sherburne Wesley Burnham tarafından 19. yüzyıl sonlarında gözlemlenmiş ancak 1940'lara kadar belli bir tür emisyon nebulası olarak kabul edilmemiştir. Onları detaylı olarak ilk çalışan astronomlar, daha sonra da adlarıyla adlandırılan, ve idi. Herbig-Haro cisimleri ilk incelediklerinde yıldız oluşumu çalışmalarından bağımsız olarak çalışıyorlardı ve onların yıldız oluşumunun bir ürünü olduğunu fark ettiler.
Keşfi ve gözlemlerin tarihi
Lick Rasathanesi’nde 36 inç (910 mm)'lik kırılmalı teleskop ile T Tauri’yi gözlemlediğinde ilk Herbig-Haro cisimleri 19. asırda Burnham tarafından gözlemlendi ve yanında küçük bir bulutluluk parçasını da not etti. Ancak bu yalnıca bir emilim nebulası 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 kütleçekimsel çökme ve merkezlerindeki nükleer birleşme boyunca enerji oluşumu arasında hidrostatik denge hâline ulaşmamış bir cisimler sınıfının ilk örneğidir.
Burham’ın keşfinden 50 yıl sonra, çok küçük olduğu için görünüşü yıldız gibi olan çeşitli nebulalar keşfedildi. Hem Haro hem de Herbig bu çeşitli nesnelerin 1940 lar boyunca bağımsız gözlemlerini yaptı. Ayrıca Herbig, Burnham’ın nebulasını da gözlemledi ve onun göze çarpan hidrojen, sülfür, oksijen emisyon çizgileriyle olağanüstü bir elektromanyetik spektrum sergilediğini keşfetti. Haro, bu türdeki bütün cisimlerin kızılötesi ışığı olduğunu buldu.
Bağımsız keşiflerini takiben, Herbig-Haro Tucson, Arizona da bir astronomi konferansında karşılaştı. Başlangıçta Herbig, yalnıza etrafındaki yıldızlara odaklanarak keşfettiği cisimlere fazla önem vermedi, ancak Haro’nun bulduklarını duyarak bu nesneler üzerinde detaylı çalışmalar yürüttü. Sovyet astronot Viktor Ambartsumyan, cisimlere yanında bulunan genç yıldızlara (birkaç yüzyıl yaşında) bakarak onların adını verdi ve bu nesnelerin T Tauri yıldızlarının erken dönemlerini temsil edebileceğini söyledi.
Çalışmalar, Herbig-Haro cisimlerinin oldukça iyonize olmuş olduğunu gösterdi ve ilk teoriciler, bu cisimlerin düşük parlaklıklı sıcak yıldızları kapsayabileceğini tahmin etti. Ancak nebuladan kaynaklanan kızılötesi radyasyon eksikliği, bunlar fazla kızılötesi ışınları emeceğinden bu cisimlerin içinde yıldız olamayacağını anlamına gelebilirdi. Daha sonraki çalışmalar, nebulanın önyıldızlar içerebileceğini ileri sürdü, ancak sonunda HH cisimler, 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 Herbig-Haro cisimlerinin jet-like özelliklerini ortaya çıkardı. Bu, Herbig-Haro cisimlerinden çıkan maddenin oldukça koşutlanmış (dar jetlerde yoğunlaşmış) olduğunun anlaşılmasına sebep oldu. Oluşmakta olan bir yıldız varlığının ilk birkaç yüz bin yılında genellikle ek disk tarafından çevrelenir. Üzerlerine gaz düştüğü zaman iç parçaların hızlı rotasyonu, diske dik olan kısmî iyonlaşmış gazların (plazma) dar jetlerin emilimini sağlar. Bu jetler, yıldızlararası ortam ile çarpıştığı zaman Herbig-Haro cisimlerini oluşturan küçük ek ışık emisyonuna sebep olurlar.
Fiziksel özellikleri
Herbig-Haro cisimler şok dalgalarının yıldızlarası ortam ile çarpışması sonucu oluşur ancak hareketleri oldukça karmaşıktır. Bu cisimlerin doppler kaymasının spektroskopik gözlemleri her saniyede yüzlerce kilometre hız gösterir, ancak bu spektrumların emisyonları bu hızlı çarpışmalarda oluşamayacak kadar zayıftır. Bu çarpışmalar bazı materyallerin düşük hızlarda bile olsa ışın boyunca hareket ettiğini gösterir.
Normal HH cisimlerinden elde edilen toplam kütlenin Dünya'nın 1-20 düzeninde olduğu tahmin edilmekte, bu yıldızların kütlesiyle karşılaştırıldığında oldukça küçüktür. Herbig-Haro cisimlerinde gözlemlenen sıcaklık iyonize olmuş H II bölgeleri ve gezegensel nebula gibi iyonize olmuş nebulalara benzer olarak genellikle 8000-12000 K'dir. Her cm³'te birkaç bin ilâ birkaç on bin ton parçacık arası olmak üzere 1000/cm³'ten az olan H II bölgeleri ve gezegensel nebula ile karşılaştırıldıklarında oldukça yoğun olma eğilimindedirler. HH cisimleri çoğunlukla toplam kütlelerinin %75 ile %25 ini oluşturan helyum ve hidrojen içerir. Kütlelerinin %1'den azı yakındaki genç yıldızlarda ölçülene benzer olarak ağır metallerden oluşur.
Kaynak yıldız yakınında yaklaşık %20 ile %30 oranında Herbig-Haro cisimleri iyonize olurlar bu oran uzaklaşan mesafelerde azalır. Bu materyalin kutupsal jette iyonize olduğunu ve daha sonraki çağrışmalarda iyonize olmak yerine yıldızdan uzaklaştıkça yeniden birleştiğini gösterir. Jetin ucundaki şoklar, bazı materyalin yeniden iyonize olmasını sağlar, ancak bu jetlerin ucunda parlak “başlıkların” oluşmasına neden olur.
Sayıları ve dağılımları
400'ün üzerinde Herbig-Haro cismi ya da cisim grupları bilinmektedir. Bunlar Herbig-Haro II bölgelerindeki yıldız teşekkülünde yaygındır ve genellikle geniş gruplar hâlinde bulunurlar. Genellikle Bok küreciklerinin (oldukça genç yıldızları içeren karanlık nebula) yanında bulunurlar ve sıklıkla onlardan kaynaklanırlar. Sıklıkla Herbig-Haro cisimleri, ana yıldızın polar ekseninde bir cisimler zinciri oluşturarak tek bir enerji kaynağı yanında bulunurlar.
Bilinen Herbig-Haro cisimlerinin sayısı son birkaç yılda oldukça arttı, ancak tahmin edilen 150.000 olup bunun büyük çoğunluğuna karar vermek için çok uzaktırlar. Samanyolu Galaksisi'nde hâlâ küçük bir oran olarak düşünülmektedir. Çoğu Herbig-Haro cisimleri ana yıldızlarından 0,5 ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Ancak bazıları yayılmadan önce kaynaklarından uzaklaşmalarına izin vererek bölgelerindeki yıldızlararası ortamın çok yoğun olmadığını işaret ederek çeşitli ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır.
Otomasyon ve çeşitlilik
Herbig-Haro cisimlerinin gözlemleri, kaynak yıldızdan 100 m/s'den 100 km/s'ye kadar hızlarla hareket ettiklerini gösterdi. Son yıllarda Hubble Uzay Teleskobu, bu cisimlerin kaynak yıldızlardan 100 ile 1000 km/s'lik bir hızla hareket etiğini gösterdi. Son yıllarda, Hubble Uzay Teleskobu'nun optik çözünürlüğü çeşitli yıllarda gerçekleştirilen gözlemlerde HH cisimlerinin düzenli hareketini gösterdi. Bu gözlemler, ayrıca genişleme ıraklık açısı metodu aracılığıyla HH cisimlerinin uzaklıklarının tahmin edilmesine de izin verdi.
Kaynak yıldızdan uzaklaştıkça Herbig-Haro cisimleri birkaç yıllık zaman ölçeklerinde parlaklıklarını değiştirerek önemli ölçüde evrimleşirler. Yeni knotlar görünürken bir cisim 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 sebep olur.
Jetlerin kaynak yıldızdan patlamaları sabit akış yerine vuruşlar halinde gerçekleşir. Vuruşlar aynı yönlerde ama farklı hızlarda hareket eden vuruşlar oluşturabilir ve farklı jetler arasındaki etkileşimler “çalışan yüzeyler” adı verilen, gaz akışlarını çarpıştığı ve şok dalgaları oluşturduğu yüzeyleri oluştururlar.
Kaynak yıldızlar
Herbig-Haro cisimlerinin oluşunun ardındaki yıldızlar, en genci çevresindeki gazlardan oluşum aşamasında olmak üzere çok genç yıldızlardır. Astronomlar, bu yıldızların 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 hâlâ birleşme hâlinde olduğunu gösterir. Bu sınıfların ayrımı yapılmaktadır, çünkü 0 sınıf cisimleri (en genç olanlar) I, II, III numaralı sınıflar bulunana kadar keşfedilmemişlerdir.
0 sınıfı cisimleri yalnızca 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 ışınlarını engelleyen ve bunun sonucu olarak da yalnıza kızılötesi ve radyo dalgalarında gözlemlenmelerini sağlayan yoğun gaz ve toz bulutlarıyla sarılmışlardır.
Çalışmalar, Herbig-Haro cisimlerine sebep olan yıldızların yaklaşık %80’inin aslında ikili ya da çoklu sistemlere sahip olduğunu (iki ya da daha fazla yıldız birbirinin yörüngesinde bulunmak üzere), bu da Badidlext'teki düşük kütleli yıldızlardan çok daha fazla bir orana karşılık gelmekte olduğunu göstermiştir. Bu da ikili sistemlerin Herbig-Haro cisimleri oluşturan jetleri oluşturma ihtimallerinin daha yüksek olduğunu gösterebilir ve bulgular en geniş Herbig-Haro sızıntılarının çoklu yıldızlar parçalandığında oluştuğunu göstermektedir. Birçok yıldızın çoklu sistemlerden oluştuğu düşünülmektedir, ancak bunların oldukça büyük bir bölümü yakındaki yıldızlar ve yoğun gaz bulutları ile oluşan yerçekimsel etkileşimler sonucu parçalanırlar.
Kızılötesi eşleri
Herbig-Haro cisimler çok genç yıldızlarla ilişkilendirilmişlerdir. Büyük kütleli önyıldızlar, oluştukları gaz ve toz bulutu nedeniyle optik dalga boylarında görünmezler. Bu çevreleyen natal materyal yüzlerce optik dalga boylarında görsel azalma büyüklükleri üretebilir. Bu kadar derin gömülü cisimler yalnızca kızılötesi ya da radyo dalgalarında gözlemlenebilir, genellikle de sıcak moleküler hidrojen ya da ılık karbon monoksit emilimlerinde bulunurlar.
Son yıllarda, kızılötesi resimler çok sayıda “kızılötesi Herbig-Haro nesneleri” örneklerini ortaya çıkardı. Çoğu burun dalgaları gibi görünür (gemilerin burunlarının ucunda bulunan dalgalar gibi) ve genellikle moleküler “burun dalgaları” olarak bilinirler. Herbig-Haro cisimleri gibi bu süpersonik dalgalar, önyıldızın farklı kutuplarından gelen paralelleşmiş jetler tarafından kontrol edilir. Çevredeki yoğun gazı sürekli bir materyal akımı oluşturmak için ki bu olarak adlandırılır süpürürler. Kızılötesi burun şok dalgaları, saniyede kilometrelerce hıza ulaşabilir ve binlerde derece kelvin sıcaklığına ulaşabilirler. Hızın oldukça yüksek olduğu genç önyıldızlara benzedikleri için kızılötesi uç ışınlar genellikle optik kuzenlerinden çok saha güçlü jetlere benzetilirler.
Kızılötesi şokların fiziği, Herbig-Haro cisimlerinin anlaşıldığına çok benzer bir şekilde anlaşılabilir, çünkü bu cisimler temelde aynıdır: optik atom ya da dalgalar yerine yalnızca jetteki şartlar 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 1000 den fazla nesneyi kapsamaktadır.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ . Encyclopedia Britannica (İngilizce). 7 Eylül 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mart 2021.
- ^ . astronomy.swin.edu.au. 8 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mart 2021.
- ^ "Herbig Haro 32: Jets of Material Ejected From a Young Star". HubbleSite.org (İngilizce). Erişim tarihi: 11 Mart 2021.
- ^ Burnham, S. W. (1890). "Note on Hind's Variable Nebula in Taurus". (İngilizce). 51 (2): 94-95. Bibcode:1890MNRAS..51...94B. doi:10.1093/mnras/51.2.94.
- ^ Reipurth, B.; Bertout, C., (Ed.) (1997). "50 Years of Herbig–Haro Research. From discovery to HST". Herbig–Haro Flows and the Birth of Stars. IAU Symposium No. 182 (İngilizce). Dordrecht: . ss. 3-18. Bibcode:1997IAUS..182....3R.
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
Bu madde Vikipedi bicem el kitabina uygun degildir Maddeyi Vikipedi standartlarina uygun bicimde duzenleyerek Vikipedi ye katkida bulunabilirsiniz Gerekli duzenleme yapilmadan bu sablon kaldirilmamalidir Mayis 2021 Herbig Haro Cisimleri yeni olusmus yildizlar ile iliskilendirilmis nispeten kucuk sayilabilecek bulutsu benzeri olusumlardir Genc yildizlardan disa akan gazlarin yakinlarda bulunan gaz bulutlari ile yuksek hizla gerceklesen carpismalar ile olusurlar Herbig Haro cisimlerine yildiz olusumunun surdugu bolgelerde sikca rastlanir Hubble Uzay Teleskobundan elde edilen gorunumu ile Herbig Haro cismi HH47 Herbig Haro cismiHerbig Haro HH cisimleri yeni dogmus yildizlarla iliskilendirilen nebulanin kucuk parcalaridir ve dar gaz jetleri her bir saniyede yaklasik birkac yuz kilometre hizinda olan gaz ve toz bulutlariyla carpisan yildizlar tarafindan atildiginda olusurlar Herbig Haro HH cisimleri yildiz olusumu bolgelerinde hazirdirlar ve cogu tek bir yildizin donme ekseninde ayni hizada gorunurler Herbig Haro cisimleri birkac bin yildan fazla olmayan gecici olaylardir Ana yildizlarindan yildizlararasi yildizlararasi ortam veya ISM gaz bulutlarina dogru cok hizli hareket ettiklerinden oldukca kisa astronomik zaman cizelgeleri uzerinde gorulebilirler Nebulanin parcalari yok olurken digerleri yildizlararasi ortamin buyuk materyali ile carpistigi icin parladigindan Hubble Uzay Teleskobu rasatlari birkac yil suresince Herbig Haro cisimlerinin karmasik olusumunu ortaya cikarmistir Ilk cisimler Sherburne Wesley Burnham tarafindan 19 yuzyil sonlarinda gozlemlenmis ancak 1940 lara kadar belli bir tur emisyon nebulasi olarak kabul edilmemistir Onlari detayli olarak ilk calisan astronomlar daha sonra da adlariyla adlandirilan ve idi Herbig Haro cisimleri ilk incelediklerinde yildiz olusumu calismalarindan bagimsiz olarak calisiyorlardi ve onlarin yildiz olusumunun bir urunu oldugunu fark ettiler Kesfi ve gozlemlerin tarihiLick Rasathanesi nde 36 inc 910 mm lik kirilmali teleskop ile T Tauri yi gozlemlediginde ilk Herbig Haro cisimleri 19 asirda Burnham tarafindan gozlemlendi ve yaninda kucuk bir bulutluluk parcasini da not etti Ancak bu yalnica bir emilim nebulasi olarak kategorize edildi ve daha sonra Burnham in Nebulasi olarak bilinmeye baslandi ve ayri bir tur nesne olarak kabul edilmedi Ancak T Tauri cok genc ve gozlemlenebilen bir yildiz olarak bulundu ve T Tauri yildizi olarak bilinen kutlecekimsel cokme ve merkezlerindeki nukleer birlesme boyunca enerji olusumu arasinda hidrostatik denge haline ulasmamis bir cisimler sinifinin ilk ornegidir Burham in kesfinden 50 yil sonra cok kucuk oldugu icin gorunusu yildiz gibi olan cesitli nebulalar kesfedildi Hem Haro hem de Herbig bu cesitli nesnelerin 1940 lar boyunca bagimsiz gozlemlerini yapti Ayrica Herbig Burnham in nebulasini da gozlemledi ve onun goze carpan hidrojen sulfur oksijen emisyon cizgileriyle olaganustu bir elektromanyetik spektrum sergiledigini kesfetti Haro bu turdeki butun cisimlerin kizilotesi isigi oldugunu buldu Bagimsiz kesiflerini takiben Herbig Haro Tucson Arizona da bir astronomi konferansinda karsilasti Baslangicta Herbig yalniza etrafindaki yildizlara odaklanarak kesfettigi cisimlere fazla onem vermedi ancak Haro nun bulduklarini duyarak bu nesneler uzerinde detayli calismalar yuruttu Sovyet astronot Viktor Ambartsumyan cisimlere yaninda bulunan genc yildizlara birkac yuzyil yasinda bakarak onlarin adini verdi ve bu nesnelerin T Tauri yildizlarinin erken donemlerini temsil edebilecegini soyledi Calismalar Herbig Haro cisimlerinin oldukca iyonize olmus oldugunu gosterdi ve ilk teoriciler bu cisimlerin dusuk parlaklikli sicak yildizlari kapsayabilecegini tahmin etti Ancak nebuladan kaynaklanan kizilotesi radyasyon eksikligi bunlar fazla kizilotesi isinlari emeceginden bu cisimlerin icinde yildiz olamayacagini anlamina gelebilirdi Daha sonraki calismalar nebulanin onyildizlar icerebilecegini ileri surdu ancak sonunda HH cisimler ISM ile supersonik hizlarla carpisarak gozle gorulebilir isik olusturan sok dalgalarina sebep olan yakindaki genc yildizlardan cikan materyaller olarak kabul edildi 1980 lerin basinda gozlemler ilk defa Herbig Haro cisimlerinin jet like ozelliklerini ortaya cikardi Bu Herbig Haro cisimlerinden cikan maddenin oldukca kosutlanmis dar jetlerde yogunlasmis oldugunun anlasilmasina sebep oldu Olusmakta olan bir yildiz varliginin ilk birkac yuz bin yilinda genellikle ek disk tarafindan cevrelenir Uzerlerine gaz dustugu zaman ic parcalarin hizli rotasyonu diske dik olan kismi iyonlasmis gazlarin plazma dar jetlerin emilimini saglar Bu jetler yildizlararasi ortam ile carpistigi zaman Herbig Haro cisimlerini olusturan kucuk ek isik emisyonuna sebep olurlar Fiziksel ozellikleriHH1 ve HH2 Herbig Haro cisimler sok dalgalarinin yildizlarasi ortam ile carpismasi sonucu olusur ancak hareketleri oldukca karmasiktir Bu cisimlerin doppler kaymasinin spektroskopik gozlemleri her saniyede yuzlerce kilometre hiz gosterir ancak bu spektrumlarin emisyonlari bu hizli carpismalarda olusamayacak kadar zayiftir Bu carpismalar bazi materyallerin dusuk hizlarda bile olsa isin boyunca hareket ettigini gosterir Normal HH cisimlerinden elde edilen toplam kutlenin Dunya nin 1 20 duzeninde oldugu tahmin edilmekte bu yildizlarin kutlesiyle karsilastirildiginda oldukca kucuktur Herbig Haro cisimlerinde gozlemlenen sicaklik iyonize olmus H II bolgeleri ve gezegensel nebula gibi iyonize olmus nebulalara benzer olarak genellikle 8000 12000 K dir Her cm te birkac bin ila birkac on bin ton parcacik arasi olmak uzere 1000 cm ten az olan H II bolgeleri ve gezegensel nebula ile karsilastirildiklarinda oldukca yogun olma egilimindedirler HH cisimleri cogunlukla toplam kutlelerinin 75 ile 25 ini olusturan helyum ve hidrojen icerir Kutlelerinin 1 den azi yakindaki genc yildizlarda olculene benzer olarak agir metallerden olusur Kaynak yildiz yakininda yaklasik 20 ile 30 oraninda Herbig Haro cisimleri iyonize olurlar bu oran uzaklasan mesafelerde azalir Bu materyalin kutupsal jette iyonize oldugunu ve daha sonraki cagrismalarda iyonize olmak yerine yildizdan uzaklastikca yeniden birlestigini gosterir Jetin ucundaki soklar bazi materyalin yeniden iyonize olmasini saglar ancak bu jetlerin ucunda parlak basliklarin olusmasina neden olur Sayilari ve dagilimlari400 un uzerinde Herbig Haro cismi ya da cisim gruplari bilinmektedir Bunlar Herbig Haro II bolgelerindeki yildiz tesekkulunde yaygindir ve genellikle genis gruplar halinde bulunurlar Genellikle Bok kureciklerinin oldukca genc yildizlari iceren karanlik nebula yaninda bulunurlar ve siklikla onlardan kaynaklanirlar Siklikla Herbig Haro cisimleri ana yildizin polar ekseninde bir cisimler zinciri olusturarak tek bir enerji kaynagi yaninda bulunurlar Bilinen Herbig Haro cisimlerinin sayisi son birkac yilda oldukca artti ancak tahmin edilen 150 000 olup bunun buyuk cogunluguna karar vermek icin cok uzaktirlar Samanyolu Galaksisi nde hala kucuk bir oran olarak dusunulmektedir Cogu Herbig Haro cisimleri ana yildizlarindan 0 5 isik yili uzaklikta bulunmaktadir Ancak bazilari yayilmadan once kaynaklarindan uzaklasmalarina izin vererek bolgelerindeki yildizlararasi ortamin cok yogun olmadigini isaret ederek cesitli isik yili uzaklikta bulunmaktadir Otomasyon ve cesitlilikHerbig Haro cisimlerinin gozlemleri kaynak yildizdan 100 m s den 100 km s ye kadar hizlarla hareket ettiklerini gosterdi Son yillarda Hubble Uzay Teleskobu bu cisimlerin kaynak yildizlardan 100 ile 1000 km s lik bir hizla hareket etigini gosterdi Son yillarda Hubble Uzay Teleskobu nun optik cozunurlugu cesitli yillarda gerceklestirilen gozlemlerde HH cisimlerinin duzenli hareketini gosterdi Bu gozlemler ayrica genisleme iraklik acisi metodu araciligiyla HH cisimlerinin uzakliklarinin tahmin edilmesine de izin verdi Kaynak yildizdan uzaklastikca Herbig Haro cisimleri birkac yillik zaman olceklerinde parlakliklarini degistirerek onemli olcude evrimlesirler Yeni knotlar gorunurken bir cisim icindeki bireysel knotlar parlayabilir solabilir ya da tamamen yok olabilir ISM deki degisiklerden kaynaklanan etkilesimlerin yani sira jetler arasindaki farkli hizlarda hareket eden etkilesimler de varyasyonlara sebep olur Jetlerin kaynak yildizdan patlamalari sabit akis yerine vuruslar halinde gerceklesir Vuruslar ayni yonlerde ama farkli hizlarda hareket eden vuruslar olusturabilir ve farkli jetler arasindaki etkilesimler calisan yuzeyler adi verilen gaz akislarini carpistigi ve sok dalgalari olusturdugu yuzeyleri olustururlar Kaynak yildizlarHerbig Haro cisimlerinin olusunun ardindaki yildizlar en genci cevresindeki gazlardan olusum asamasinda olmak uzere cok genc yildizlardir Astronomlar bu yildizlarin yaydigi kizilotesi isin miktarina gore 0 I II ve III olmak uzere siniflara ayirirlar Daha fazla kizilotesi radyasyon cevreleyen yildizda daha fazla soguyan materyal anlamina gelmektedir Bu da onun hala birlesme halinde oldugunu gosterir Bu siniflarin ayrimi yapilmaktadir cunku 0 sinif cisimleri en genc olanlar I II III numarali siniflar bulunana kadar kesfedilmemislerdir 0 sinifi cisimleri yalnizca birkac binyil yasindadir ve bu nedenle merkezlerinde nukleer birlesmeye maruz kalmayacak kadar gectirler Bunun yerine yalnizca materyaller onlarin uzerine duserken aciga cikan yercekimsel potansiyel enerjiyle beslenirler Nukleer birlesme Sinif I nesnelerinin merkezlerinde baslar ancak toz ve gaz cevre nebulalardan yuzeylerine dusmeye devam eder Tum gorulebilir isinlarini engelleyen ve bunun sonucu olarak da yalniza kizilotesi ve radyo dalgalarinda gozlemlenmelerini saglayan yogun gaz ve toz bulutlariyla sarilmislardir Calismalar Herbig Haro cisimlerine sebep olan yildizlarin yaklasik 80 inin aslinda ikili ya da coklu sistemlere sahip oldugunu iki ya da daha fazla yildiz birbirinin yorungesinde bulunmak uzere bu da Badidlext teki dusuk kutleli yildizlardan cok daha fazla bir orana karsilik gelmekte oldugunu gostermistir Bu da ikili sistemlerin Herbig Haro cisimleri olusturan jetleri olusturma ihtimallerinin daha yuksek oldugunu gosterebilir ve bulgular en genis Herbig Haro sizintilarinin coklu yildizlar parcalandiginda olustugunu gostermektedir Bircok yildizin coklu sistemlerden olustugu dusunulmektedir ancak bunlarin oldukca buyuk bir bolumu yakindaki yildizlar ve yogun gaz bulutlari ile olusan yercekimsel etkilesimler sonucu parcalanirlar Kizilotesi esleriHerbig Haro cisimler cok genc yildizlarla iliskilendirilmislerdir Buyuk kutleli onyildizlar olustuklari gaz ve toz bulutu nedeniyle optik dalga boylarinda gorunmezler Bu cevreleyen natal materyal yuzlerce optik dalga boylarinda gorsel azalma buyuklukleri uretebilir Bu kadar derin gomulu cisimler yalnizca kizilotesi ya da radyo dalgalarinda gozlemlenebilir genellikle de sicak molekuler hidrojen ya da ilik karbon monoksit emilimlerinde bulunurlar Son yillarda kizilotesi resimler cok sayida kizilotesi Herbig Haro nesneleri orneklerini ortaya cikardi Cogu burun dalgalari gibi gorunur gemilerin burunlarinin ucunda bulunan dalgalar gibi ve genellikle molekuler burun dalgalari olarak bilinirler Herbig Haro cisimleri gibi bu supersonik dalgalar onyildizin farkli kutuplarindan gelen paralellesmis jetler tarafindan kontrol edilir Cevredeki yogun gazi surekli bir materyal akimi olusturmak icin ki bu olarak adlandirilir supururler Kizilotesi burun sok dalgalari saniyede kilometrelerce hiza ulasabilir ve binlerde derece kelvin sicakligina ulasabilirler Hizin oldukca yuksek oldugu genc onyildizlara benzedikleri icin kizilotesi uc isinlar genellikle optik kuzenlerinden cok saha guclu jetlere benzetilirler Kizilotesi soklarin fizigi Herbig Haro cisimlerinin anlasildigina cok benzer bir sekilde anlasilabilir cunku bu cisimler temelde aynidir optik atom ya da dalgalar yerine yalnizca jetteki sartlar ve cevredeki farkli olan bulut molekullerden kizilotesi isinlarin emilimine neden olurlar 2009 yilinda Molecular Hydrogen emission line Object icin kullanilan MHO kisaltmasi The International Astronomical Union Working Group on Designations tarafindan onaylandi ve onlarin cevrimici Reference Dictionary of Nomenclature of Celestial Objects sozlugune girdi MHO katalogu 1000 den fazla nesneyi kapsamaktadir Ayrica bakinizOn gezegen diskiKaynakca Encyclopedia Britannica Ingilizce 7 Eylul 2019 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 11 Mart 2021 astronomy swin edu au 8 Agustos 2017 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 11 Mart 2021 Herbig Haro 32 Jets of Material Ejected From a Young Star HubbleSite org Ingilizce Erisim tarihi 11 Mart 2021 Burnham S W 1890 Note on Hind s Variable Nebula in Taurus Ingilizce 51 2 94 95 Bibcode 1890MNRAS 51 94B doi 10 1093 mnras 51 2 94 Reipurth B Bertout C Ed 1997 50 Years of Herbig Haro Research From discovery to HST Herbig Haro Flows and the Birth of Stars IAU Symposium No 182 Ingilizce Dordrecht ss 3 18 Bibcode 1997IAUS 182 3R