Moleküler Bulutlar ve Yıldız Oluşum Bölgeleri
Soğuk, yoğun moleküler bulutlar, kütleçekiminin diğer kuvvetleri aşarak gazın yeni yıldızlara ve gezegen sistemlerine çöktüğü yıldızların beşikleridir.
Tanım
Moleküler bulutlar, yıldızlararası ortamın hidrojenin çoğunlukla moleküler halde bulunduğu ve yıldız ışığından korunduğu soğuk, yoğun bölgeleridir; yıldız oluşum bölgeleri ise bu bulutların kendi kütleçekiminin iç desteği aşarak gazın yıldız oluşturmak üzere çöktüğü kısımlarıdır.
Kapsam
Bu konu, dev moleküler bulutların yapısını ve özelliklerini, boyutları, çizgi genişlikleri ve yoğunlukları arasındaki ölçekleme ilişkilerini, kütleçekimi, türbülans ve manyetik alanların çöküşü düzenlemedeki rollerini, kararsızlık için Jeans kriterini ve yoğun çekirdeklerin ön yıldızları (protostars) oluşturduğu sırayı kapsamaktadır.
Temel sorular
- Dev moleküler bulutların fiziksel özellikleri ve yapısı nelerdir?
- Bir bulutun kütleçekimsel olarak kararsız hale gelmesini sağlayan koşullar nelerdir?
- Türbülans ve manyetik alanlar yıldız oluşumunu nasıl düzenler?
- Yoğun bir çekirdek, bir ön yıldız (protostar) oluşturmak üzere nasıl çöker?
Temel kuramlar
- Larson'ın ölçekleme ilişkileri
- Larson, moleküler bulutların boyutlarını, iç hız dağılımlarını ve yoğunluklarını birbirine bağlayan ilişkiler sergilediğini bulmuştur; bu durum, süpersonik türbülansın ve dengeye yakın yapının bulutları yönettiğinin bir kanıtıdır.
- Kütleçekimsel kararsızlık ve çöküş
- Bir bulutun kendi kütleçekimi, Jeans kütlesi gibi kriterlerle belirlenen termal basınç, türbülans ve manyetik alanlardan gelen desteği aştığında, yıldız oluşturmak üzere çöker.
- İçten dışa ön yıldız (protostellar) çöküşü
- Shu ve arkadaşları, yoğun bir çekirdeğin içten dışa doğru nasıl çöktüğünü, bir yığılma diski (accretion disk) ve içeri düşen bir zarf (infalling envelope) ile çevrili merkezi bir ön yıldız (protostar) oluşturduğunu tanımlamışlardır.
Klinik önem
Moleküler bulutlar, tüm yıldız ve gezegen oluşumunun doğrudan gerçekleştiği yerlerdir; bu nedenle, onları anlamak, yıldızlararası ortamı yıldızların, gezegen sistemlerinin kökenine ve galaksilerin kimyasal zenginleşmesine bağlamaktadır.
Tarihçe
Yıldızlararası moleküllerin, özellikle 1970'lerin başında karbon monoksitin tespiti, dev moleküler bulutları yoğun gazın baskın rezervuarı olarak ortaya koymuştur. Larson'ın 1981 ölçekleme ilişkileri ve Shu'nun 1987 çöküş kuramı, bu bulutların nasıl yıldız oluşturduğunu çerçevelemiş, bu tablo daha sonra türbülans ve manyetik destek çalışmalarıyla zenginleştirilmiştir.
Öne çıkan isimler
- Frank Shu
- Richard Larson
- Christopher McKee
- Eve Ostriker
İlgili konular
Temel eserler
- larson1981
- shu1987
- mckee2007
Sıkça sorulan sorular
- Yıldızlar neden moleküler bulutlarda oluşur, başka yerlerde değil?
- Yıldızların kütleçekimi altında çökmesi için çok soğuk, yoğun gaza ihtiyaçları vardır. Moleküler bulutlar, yıldızlararası ortamın en soğuk, en yoğun kısımlarıdır ve bozucu yıldız ışığından korunmaktadır; bu nedenle gazın toplanıp yıldızlara çökebileceği tek yerlerdir.
- Moleküler bulutlar çoğunlukla hidrojen moleküllerinden oluşuyorsa, neden karbon monoksit kullanılarak incelenirler?
- Moleküler hidrojen, bulutların soğuk sıcaklıklarında çok az emisyon yaptığı için doğrudan tespit edilmesi zordur. İz molekül olan karbon monoksit, kolayca radyasyon yayar ve hidrojeni güvenilir bir şekilde izler, bu nedenle moleküler gazı haritalamak için bir vekil (proxy) olarak kullanılmaktadır.