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 maddedeki bilgilerin için ek kaynaklar gerekli. (Kasım 2020) () |
T Tauri yıldızları, on milyon yıldan genç olan bir değişken yıldızlar sınıfıdır. Genelde moleküler bulutların yakınlarında bulunup, değişken ışıksallıkları ve güçlü renkyuvarı çizgileri ile tanınırlar.
T Tauri yıldızlarının yüzey sıcaklıkları, aynı kütleye sahip anakol yıldızlarınınkine benzer, ancak yarıçapları daha büyük olduğundan, daha parlaktırlar. Merkez sıcaklıkları proton-proton zincirleme tepkimesi için çok düşüktür. Onun yerine, ana diziye doğru olan kasılım sonucunda ortaya çıkan kütle çekimsel erke ile beslenmektedirler.
Gözlem
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 dalga boyu 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) dalga boylarında 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.
T Tauri yıldızları yukarıda bahsedildiği gibi, temel olarak güçlü salma çizgileri ve kızılötede gösterdikleri şiddetli artık ışınım ile karakterize edilmektedirler. Ancak astronomide x-ışın görüntüleme teleskoplarının kullanılmaya başlaması ile T Tauri yıldızlarının ilginç bir grubunun daha var olduğu görülmüştür. Bu grubun salma çizgileri oldukça zayıf ve kızılöte artık ışınımları yok denecek kadar azdır. T Tauri türü olduklarına dair tek kanıt tayflarında görünen şiddetli Li soğurmasıdır. X-ışınları dalga boylarında gösterdikleri kuvvetli koronal salmalar sayesinde keşfedilen bu yıldızlara "Zayıf çizgili T Tauri yıldızları" denmektedir. Işınım özellikleri gereği bu yıldızlar çevrelerini saran maddeyi önemli ölçüde kaybetmiş, ancak "klasik" T Tauri yıldızlarında olduğu gibi ışınım enerjilerini halen çekimsel büzülme ile sağlayan yıldızlardır. ROSAT x-ışın uydusu ile yapılan gözlemler, zayıf çizgili T Tauri'lerin, klasik T Tauri'lerden sayıca daha fazla olduğunu ortaya koymuştur.
Özellikler
Astronomide gelişen teknoloji ile artan ayırma gücü T Tauri yıldızlarını saran çevresel maddenin genellikle kalın bir "yığılma diski" formunda olduğunu göstermiştir. Soldaki resimde Orion yıldız oluşum bölgesinin HST ile alınan yüksek ayırma güçlü görüntülerinde İlkel gezegen oluşum diski veya "Proplitler" olarak adlandırılan bu yapılar açıkça görülebilmektedir. Adından da anlaşılacağı gibi bu diskler evrimleşme sonucu yıldız etrafındaki gezegenleri oluşturacak hammaddedir. T Tauri yıldızlarının göstermekte olduğu karakteristik özelliklerin büyük bir kısmının kaynağı bu disk yapılarıdır. Örneğin FU Orionis türü yıldızlarda görülen patlamalar, çevrelerindeki yığılma disklerinde oluşan kararsızlıklardan kaynaklanmaktadır. Genellikle P Cygni profili gösteren salma çizgilerinin analizi sonucunda, T Tauri yıldızlarının birkaç 100 km/sn mertebesinde yıldız rüzgârlarına sahip oldukları anlaşılmıştır. Buna bağlı olarak hesaplanan kütle kayıp hızları 10-8 – 10-7 M/yıl düzeyindedir. Ayrıca, birçok T Tauri yıldızında, yıldız yüzeyine doğru düşen maddenin de varlığını gösteren ters P Cygni profilleri izlenmektedir. T Tauri yıldız rüzgârlarının çevredeki yıldızlararası ortam ile etkileşmesi sonucu Herbig-Haro nesnesi adı verilen olgular ortaya çıkmaktadır. Bu olgular yüksek hızlı "jet" benzeri yapılar ve "çift kutuplu moleküler fışkırmalar (bipolar outflows)" olarak kendilerini göstermektedirler.
T Tauri yıldızlarını karakterize eden diğer önemli özellikleri, çok çeşitli türde karmaşık fotometrik değişimler göstermeleridir. Özellikle farklı dalga boylarında farklı ışık değişimi karakterine bürünmeleri en karakteristik özelliklerindendir. Değişimler tüm dalga boyu aralıklarında genelde düzensiz yapıda olup, zaman ölçekleri dakika mertebesinden yüzyıllara varana kadar çeşitlilik göstermektedir. Değişimlerin ışık genlikleri 5 kadire kadar ulaşabilmekte, FU Ori ve EX Ori gibi uç örneklerde daha da büyük olabilmektedir. Bu derece çeşitlilik göstermesi nedeniyle, değişimlere ilişkin önerilen mekanizmaların hâlen yerine oturmamış olması doğaldır. Olası mekanizmalar, yıldız lekeleri, yığılma disklerinde kararsızlık, manyetik kökenli flare aktivitesi veya çift yıldız bileşeni olarak çevresel madde tarafından örtme/örtülme olaylarıdır. T Tauri yıldızlarında izlenen fotometrik değişimler genelde 5 ayrı grupta incelenmektedir:
- 1. Tür Düzensiz değişimler: Büyük genlikli ve uzun zaman ölçekli ışık değişimleridir. Genellikle tayflarında çok güçlü salma çizgileri ve ters P Cygni profili gösteren T Tauri yıldızlarının gösterdiği fotometrik değişimlerdir. Örnek: DR Tau.
- 2. Tür Düzensiz değişimler: Küçük veya orta genlikli (Δm ≤ 1-2 kadir) ve kısa zaman ölçeklerinde (dakika-saat) izlenen ışık değişimleridir. Güneş benzeri flare etkinliğinden kaynaklandığı düşünülmektedir. Örnek: SU Aur.
- FU Ori benzeri patlamalar: Kendisini, birkaç hafta içerisinde 6 kadir kadar ani parlaklık artışı ve bunu takip eden birkaç yıl veya on yıl arası sürede yavaş bir parklaklık azalması olarak gösteren değişimlerdir. Örnek: Fu Ori, V1057 Cyg.
- EX Lup benzeri patlamalar: Birkaç hafta içerisinde 5 kadir kadar ani parlaklık artışı ve yine birkaç hafta içerisinde bir parlaklık azalması olarak görünen değişimlerdir. Örnek: EX Lup.
- Yarı-dönemli değişimler: 1-10 gün zaman ölçekli ve yıldızın kendi ekseni etrafında dönüşü ile ortaya çıkan değişimlerdir. Yıldız yüzeyindeki Güneş benzeri lekelerden kaynaklandığı düşünülmektedir. Ancak lekelerin yüzeyde kapladıkları alanlar Güneş'tekinden daha büyük olmalıdır. Oluşan ışınım değişim genlikleri birkaç 0.01 kadir mertebesindedir. Örnek: SY Cha, RY Lup, V410 Tau.
Herbig tarafından 1960 yılında genel özellikleri ortaya konan (Herbig Ae/Be yıldızlarının), T Tauri yıldızları ile önemli ölçüde benzer yanları vardır. Görsel ve moröte bölge tayflarında izlenen salma çizgileri, kuvvetli kütle atımlarını işaret eden P Cyg profiline sahip yapılar, kızılöte ve milimetre-altı dalga boylarında izlenen ve çevrelerinde önemli ölçüde tozdan oluşma çevresel maddenin varlığına işaret eden şiddetli artık ışınımlar gözlenen ortak özelliklerdir. Ayrıca uzaydaki konumları açısından da T Tauri yıldızları ile benzerlik göstermektedirler ve genel olarak karanlık bulutsu bölgelerinde yer almaktadırlar. Herbig Ae/Be yıldızlarını T Tauri'lerden ayıran tek fark kütlelerinin ve buna bağlı olarak ışınım güçlerinin daha büyük olmasıdır. Fotometrik açıdan en dikkat çekici özellikleri, A0 tayf türünden daha geç olanlarının 3-4 kadir mertebesinde tamamen düzensiz ışık değişimi göstermeleridir. A0 tayf türünden daha erken olanlarında değişim genliği birkaç 0.1 kadir değerini geçmemektedir. Işık değişim mekanizmaları hakkında çok net bilgi bulunmasa da T Tauri yıldızlarının mekanizmaları ile aynı olduğu tahmin edilmektedir. Örnek olarak R Mon ve R CrA gösterilebilir.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- , Frederick M. Walter, Stony Brook University, Nisan 2004
- An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy11 Temmuz 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi, David Barrado y Navascues, 2003
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 maddedeki bilgilerin dogrulanabilmesi icin ek kaynaklar gerekli Lutfen guvenilir kaynaklar ekleyerek maddenin gelistirilmesine yardimci olun Kaynaksiz icerik itiraz konusu olabilir ve kaldirilabilir Kaynak ara T Tauri yildizi haber gazete kitap akademik JSTOR Kasim 2020 Bu sablonun nasil ve ne zaman kaldirilmasi gerektigini ogrenin T Tauri yildizlari on milyon yildan genc olan bir degisken yildizlar sinifidir Genelde molekuler bulutlarin yakinlarinda bulunup degisken isiksalliklari ve guclu renkyuvari cizgileri ile taninirlar T Tauri yildizi betimlemesi T Tauri yildizlarinin yuzey sicakliklari ayni kutleye sahip anakol yildizlarininkine benzer ancak yaricaplari daha buyuk oldugundan daha parlaktirlar Merkez sicakliklari proton proton zincirleme tepkimesi icin cok dusuktur Onun yerine ana diziye dogru olan kasilim sonucunda ortaya cikan kutle cekimsel erke ile beslenmektedirler GozlemT 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 dalga boyu 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 dalga boylarinda 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 T Tauri yildizlari yukarida bahsedildigi gibi temel olarak guclu salma cizgileri ve kizilotede gosterdikleri siddetli artik isinim ile karakterize edilmektedirler Ancak astronomide x isin goruntuleme teleskoplarinin kullanilmaya baslamasi ile T Tauri yildizlarinin ilginc bir grubunun daha var oldugu gorulmustur Bu grubun salma cizgileri oldukca zayif ve kizilote artik isinimlari yok denecek kadar azdir T Tauri turu olduklarina dair tek kanit tayflarinda gorunen siddetli Li sogurmasidir X isinlari dalga boylarinda gosterdikleri kuvvetli koronal salmalar sayesinde kesfedilen bu yildizlara Zayif cizgili T Tauri yildizlari denmektedir Isinim ozellikleri geregi bu yildizlar cevrelerini saran maddeyi onemli olcude kaybetmis ancak klasik T Tauri yildizlarinda oldugu gibi isinim enerjilerini halen cekimsel buzulme ile saglayan yildizlardir ROSAT x isin uydusu ile yapilan gozlemler zayif cizgili T Tauri lerin klasik T Tauri lerden sayica daha fazla oldugunu ortaya koymustur OzelliklerOrion Bulutsusu nda Ilkel gezegen olusum diski Astronomide gelisen teknoloji ile artan ayirma gucu T Tauri yildizlarini saran cevresel maddenin genellikle kalin bir yigilma diski formunda oldugunu gostermistir Soldaki resimde Orion yildiz olusum bolgesinin HST ile alinan yuksek ayirma guclu goruntulerinde Ilkel gezegen olusum diski veya Proplitler olarak adlandirilan bu yapilar acikca gorulebilmektedir Adindan da anlasilacagi gibi bu diskler evrimlesme sonucu yildiz etrafindaki gezegenleri olusturacak hammaddedir T Tauri yildizlarinin gostermekte oldugu karakteristik ozelliklerin buyuk bir kisminin kaynagi bu disk yapilaridir Ornegin FU Orionis turu yildizlarda gorulen patlamalar cevrelerindeki yigilma disklerinde olusan kararsizliklardan kaynaklanmaktadir Genellikle P Cygni profili gosteren salma cizgilerinin analizi sonucunda T Tauri yildizlarinin birkac 100 km sn mertebesinde yildiz ruzgarlarina sahip olduklari anlasilmistir Buna bagli olarak hesaplanan kutle kayip hizlari 10 8 10 7 M yil duzeyindedir Ayrica bircok T Tauri yildizinda yildiz yuzeyine dogru dusen maddenin de varligini gosteren ters P Cygni profilleri izlenmektedir T Tauri yildiz ruzgarlarinin cevredeki yildizlararasi ortam ile etkilesmesi sonucu Herbig Haro nesnesi adi verilen olgular ortaya cikmaktadir Bu olgular yuksek hizli jet benzeri yapilar ve cift kutuplu molekuler fiskirmalar bipolar outflows olarak kendilerini gostermektedirler T Tauri yildizlarini karakterize eden diger onemli ozellikleri cok cesitli turde karmasik fotometrik degisimler gostermeleridir Ozellikle farkli dalga boylarinda farkli isik degisimi karakterine burunmeleri en karakteristik ozelliklerindendir Degisimler tum dalga boyu araliklarinda genelde duzensiz yapida olup zaman olcekleri dakika mertebesinden yuzyillara varana kadar cesitlilik gostermektedir Degisimlerin isik genlikleri 5 kadire kadar ulasabilmekte FU Ori ve EX Ori gibi uc orneklerde daha da buyuk olabilmektedir Bu derece cesitlilik gostermesi nedeniyle degisimlere iliskin onerilen mekanizmalarin halen yerine oturmamis olmasi dogaldir Olasi mekanizmalar yildiz lekeleri yigilma disklerinde kararsizlik manyetik kokenli flare aktivitesi veya cift yildiz bileseni olarak cevresel madde tarafindan ortme ortulme olaylaridir T Tauri yildizlarinda izlenen fotometrik degisimler genelde 5 ayri grupta incelenmektedir 1 Tur Duzensiz degisimler Buyuk genlikli ve uzun zaman olcekli isik degisimleridir Genellikle tayflarinda cok guclu salma cizgileri ve ters P Cygni profili gosteren T Tauri yildizlarinin gosterdigi fotometrik degisimlerdir Ornek DR Tau 2 Tur Duzensiz degisimler Kucuk veya orta genlikli Dm 1 2 kadir ve kisa zaman olceklerinde dakika saat izlenen isik degisimleridir Gunes benzeri flare etkinliginden kaynaklandigi dusunulmektedir Ornek SU Aur FU Ori benzeri patlamalar Kendisini birkac hafta icerisinde 6 kadir kadar ani parlaklik artisi ve bunu takip eden birkac yil veya on yil arasi surede yavas bir parklaklik azalmasi olarak gosteren degisimlerdir Ornek Fu Ori V1057 Cyg EX Lup benzeri patlamalar Birkac hafta icerisinde 5 kadir kadar ani parlaklik artisi ve yine birkac hafta icerisinde bir parlaklik azalmasi olarak gorunen degisimlerdir Ornek EX Lup Yari donemli degisimler 1 10 gun zaman olcekli ve yildizin kendi ekseni etrafinda donusu ile ortaya cikan degisimlerdir Yildiz yuzeyindeki Gunes benzeri lekelerden kaynaklandigi dusunulmektedir Ancak lekelerin yuzeyde kapladiklari alanlar Gunes tekinden daha buyuk olmalidir Olusan isinim degisim genlikleri birkac 0 01 kadir mertebesindedir Ornek SY Cha RY Lup V410 Tau Herbig tarafindan 1960 yilinda genel ozellikleri ortaya konan Herbig Ae Be yildizlarinin T Tauri yildizlari ile onemli olcude benzer yanlari vardir Gorsel ve morote bolge tayflarinda izlenen salma cizgileri kuvvetli kutle atimlarini isaret eden P Cyg profiline sahip yapilar kizilote ve milimetre alti dalga boylarinda izlenen ve cevrelerinde onemli olcude tozdan olusma cevresel maddenin varligina isaret eden siddetli artik isinimlar gozlenen ortak ozelliklerdir Ayrica uzaydaki konumlari acisindan da T Tauri yildizlari ile benzerlik gostermektedirler ve genel olarak karanlik bulutsu bolgelerinde yer almaktadirlar Herbig Ae Be yildizlarini T Tauri lerden ayiran tek fark kutlelerinin ve buna bagli olarak isinim guclerinin daha buyuk olmasidir Fotometrik acidan en dikkat cekici ozellikleri A0 tayf turunden daha gec olanlarinin 3 4 kadir mertebesinde tamamen duzensiz isik degisimi gostermeleridir A0 tayf turunden daha erken olanlarinda degisim genligi birkac 0 1 kadir degerini gecmemektedir Isik degisim mekanizmalari hakkinda cok net bilgi bulunmasa da T Tauri yildizlarinin mekanizmalari ile ayni oldugu tahmin edilmektedir Ornek olarak R Mon ve R CrA gosterilebilir Ayrica bakinizOrion degiseni Hayashi cizgileriKaynakca Appenzeller I R Mundt 1989 T Tauri stars The Astronomy and Astrophysics Review Ingilizce 1 3 4 291 Bibcode 1989A amp ARv 1 291A doi 10 1007 BF00873081 Frederick M Walter Stony Brook University Nisan 2004 An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low resolution optical spectroscopy11 Temmuz 2012 tarihinde Archive is sitesinde arsivlendi David Barrado y Navascues 2003