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
Anakol öncesi yıldız yıldızlararası ortamdaki (Yıldızlararası madde - Interstellar Medium – ISM) maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar.Anakol öncesi yıldızların ışınım enerjisini sağlayan bu büzülme türüne denmektedir. PMS yıldızları genellikle olarak dikkate alınmış ve GCVS de çok sayıda alt gruba bölünmüştür (FU, IN, INA, INB, INT, INYY ve diğerleri). Ancak bu sınıflama tamamen gösterdikleri fotometrik özelliklere göre yapıldığından, oldukça karmaşık (homojen olmayan) bir gruplama ortaya çıkmıştır. Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler (GCVS de IS kodlu) ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan (GCVS de INT kodlu) düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Ori türü değişenler (GCVS de FU kodlu) ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak Orion Değişenleri veya Orion Popülasyonu da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından “Bulutsu değişenleri” olarak da adlandırılmışlardır.
Sınıflandırma
Günümüzde PMS yıldızları için fiziksel anlamı olan sınıflama, kütlelerine göre yapılmaktadır. Buna göre; T Tauri Yıldızları adı verilen düşük kütleli (M ≤ 3M⊙) PMS yıldızlarından oluşan bir grubun yanında, “Herbig Ae/Be Yıldızları” olarak adlandırılan ve kütleleri 4M⊙ ≤ M ≤ 8M⊙ arasında olan ikinci bir grup ortaya çıkmıştır. İki grup arasında keskin bir geçiş yoktur, ancak (Herbig Ae/Be yıldızlarına) oranla T Tauri yıldızları sayıca daha çoktur. Bilinen 1000'i aşkın T Tauri yıldızına karşılık, gözlenmiş Herbig Ae/Be yıldızı sayısı henüz 50'yi geçmemiştir.
Tarihçe ve Gözlemler
T Tauri yıldızları ilk kez Taurus-Auriga Karanlık Bulutsusu'nda, Joy tarafından 1942 yılında gözlenmiştir. Genelde geç tayf türünden yıldızlardır. Tayflarında, Güneş'in tayfında gözlenen kromosferik salma çizgilerine benzer yapılar izlenmektedir. Joy bu yıldızlara, grubun en parlak üyesi olan 'nin ismini vermiştir. T Tauri yıldızlarının fiziksel doğasını ilk kez 1947 yılında Ambartsumian açıklamış ve bu yıldızların henüz anakola erişmemiş oldukça genç yıldızlar olduğunu söylemiştir. T Tauri yıldızları bu fiziksel doğaları gereği karanlık bulutsu komplekslerine yakın bölgelerde gözlenirler. Tayflarında genel süreklilik üzerinde geç tür (G-M) yıldızlara ilişkin soğurma yapıları izlenir. Sürekli ışınımları bazı dalgaboyu aralıklarında normal yıldızlardan beklenenden çok daha şiddetli olabilmekte ve bu bölgelerde soğurma yapılarını örtebilmektedir. T Tauri'lerin tayfını karakterize eden en önemli özelliklerden biri, Güneş tayfında görülen kromosferik salmalara benzer salma çizgileri içermeleridir. Gözlenen en güçlü salma çizgileri hidrojenin Balmer serisi çizgileri ve CaII, FeII gibi metallere ait iyonizasyon çizgileridir. Ayrıca nötral He çizgileri de görülmektedir. Bazı T Tauri yıldızlarının tayfında, çevrelerini saran ince gaz yapıların varlığını işaret eden yasak çizgiler de gözlenmektedir. Salma çizgileri oldukça karmaşık profil yapıları göstermektedir. Bu durum yıldızı çevreleyen maddede rastgele yönlerde kütle hareketleri olduğuna işarettir. Yıldızı çevreleyen maddede bol miktarda "toz" oluşunun doğal sonucu olarak, kızılötesi ve milimetre-altı (sub-millimeter) dalgaboylarında şiddetli "artık ışınım" gözlenmektedir. T Tauri yıldızlarının çok genç cisimler olduğuna en iyi kanıt ise, tayflarında λ6707 Å da gözlenen Li soğurma çizgisinin varlığıdır. Lityum, kozmik bolluk açısından evrende çok az bulunan bir elementtir ve yıldız atmosferlerinde çok hızlı tüketildiğinden, yaşlı yıldızların tayfında kendini gösteremez.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ "The physics of star formation". 30 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Haziran 2021.
 | Astronomi ile ilgili bu madde seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz. |
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
Anakol oncesi yildiz yildizlararasi ortamdaki Yildizlararasi madde Interstellar Medium ISM maddelerden yeni olusmus ve merkezlerinde nukleer tepkimeleri baslatacak sicakliga henuz erismemis yildizlardir Dolayisiyla cekimsel buzulme sonucu sikisan yildiz maddesinin sagladigi enerji ile isinim yapmaktadirlar Anakol oncesi yildizlarin isinim enerjisini saglayan bu buzulme turune denmektedir PMS yildizlari genellikle olarak dikkate alinmis ve GCVS de cok sayida alt gruba bolunmustur FU IN INA INB INT INYY ve digerleri Ancak bu siniflama tamamen gosterdikleri fotometrik ozelliklere gore yapildigindan oldukca karmasik homojen olmayan bir gruplama ortaya cikmistir Fiziksel anlamda birbirinden pek de farkli olmayan bazi yildizlar ayri alt gruplar olusturmuslardir Ornegin RW Aur turu degisenler GCVS de IS kodlu ile T Tauri yildizlari olarak adlandirilan GCVS de INT kodlu dusuk kutleli PMS yildizlari arasinda fiziksel acidan hicbir fark yoktur FU Ori turu degisenler GCVS de FU kodlu ise evrimlerinin ozel bir safhasinda yer alan T Tauri yildizlaridir Bu turden degisenlere bazen genel olarak Orion Degisenleri veya Orion Populasyonu da denmektedir Cunku Orion yildiz olusum bolgesinde bahsedilen tum turlerden yildiz bulabilmek mumkundur Bu yildizlarin cogu halen olustuklari bulutsularin icinde yer aldiklarindan Bulutsu degisenleri olarak da adlandirilmislardir SiniflandirmaGunumuzde PMS yildizlari icin fiziksel anlami olan siniflama kutlelerine gore yapilmaktadir Buna gore T Tauri Yildizlari adi verilen dusuk kutleli M 3M PMS yildizlarindan olusan bir grubun yaninda Herbig Ae Be Yildizlari olarak adlandirilan ve kutleleri 4M M 8M arasinda olan ikinci bir grup ortaya cikmistir Iki grup arasinda keskin bir gecis yoktur ancak Herbig Ae Be yildizlarina oranla T Tauri yildizlari sayica daha coktur Bilinen 1000 i askin T Tauri yildizina karsilik gozlenmis Herbig Ae Be yildizi sayisi henuz 50 yi gecmemistir Tarihce ve GozlemlerT Tauri yildizlari ilk kez Taurus Auriga Karanlik Bulutsusu nda Joy tarafindan 1942 yilinda gozlenmistir Genelde gec tayf turunden yildizlardir Tayflarinda Gunes in tayfinda gozlenen kromosferik salma cizgilerine benzer yapilar izlenmektedir Joy bu yildizlara grubun en parlak uyesi olan nin ismini vermistir T Tauri yildizlarinin fiziksel dogasini ilk kez 1947 yilinda Ambartsumian aciklamis ve bu yildizlarin henuz anakola erismemis oldukca genc yildizlar oldugunu soylemistir T Tauri yildizlari bu fiziksel dogalari geregi karanlik bulutsu komplekslerine yakin bolgelerde gozlenirler Tayflarinda genel sureklilik uzerinde gec tur G M yildizlara iliskin sogurma yapilari izlenir Surekli isinimlari bazi dalgaboyu araliklarinda normal yildizlardan beklenenden cok daha siddetli olabilmekte ve bu bolgelerde sogurma yapilarini ortebilmektedir T Tauri lerin tayfini karakterize eden en onemli ozelliklerden biri Gunes tayfinda gorulen kromosferik salmalara benzer salma cizgileri icermeleridir Gozlenen en guclu salma cizgileri hidrojenin Balmer serisi cizgileri ve CaII FeII gibi metallere ait iyonizasyon cizgileridir Ayrica notral He cizgileri de gorulmektedir Bazi T Tauri yildizlarinin tayfinda cevrelerini saran ince gaz yapilarin varligini isaret eden yasak cizgiler de gozlenmektedir Salma cizgileri oldukca karmasik profil yapilari gostermektedir Bu durum yildizi cevreleyen maddede rastgele yonlerde kutle hareketleri olduguna isarettir Yildizi cevreleyen maddede bol miktarda toz olusunun dogal sonucu olarak kizilotesi ve milimetre alti sub millimeter dalgaboylarinda siddetli artik isinim gozlenmektedir T Tauri yildizlarinin cok genc cisimler olduguna en iyi kanit ise tayflarinda l6707 A da gozlenen Li sogurma cizgisinin varligidir Lityum kozmik bolluk acisindan evrende cok az bulunan bir elementtir ve yildiz atmosferlerinde cok hizli tuketildiginden yasli yildizlarin tayfinda kendini gosteremez Ayrica bakinizOn gezegen diski Onyildiz Yildiz evrimiKaynakca The physics of star formation 30 Mayis 2020 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 4 Haziran 2021 Astronomi ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir Madde icerigini genisleterek Vikipedi ye katki saglayabilirsiniz