Önyıldızlar ve Yığılma
Önyıldız, çökmekte olan bir bulutun merkezindeki sıcak, büyüyen çekirdektir; hidrojen füzyonunu başlatmak üzere ana dizi öncesi bir yol boyunca büzülmeden önce kütlesinin çoğunu yığılma yoluyla kazanmaktadır.
Tanım
Önyıldız, ana diziye yerleşmeden ve kararlı hidrojen yanmasını başlatmadan önce, çevresindeki zarf ve diskten yığılma yoluyla kütlesinin çoğunu hala kazanmakta olan, oluşum halindeki bir yıldızdır.
Kapsam
Bu konu, hidrostati̇k bir çekirdeğin oluşumundan ana yığılma evresine kadar olan önyıldız evresini, genç yıldız nesnelerinin kızılötesi spektral enerji dağılımlarına göre gözlemsel sınıflandırmasını, gömülü önyıldızlara güç veren yığılma parlaklığını ve Hayashi ve Henyey yolları boyunca gerçekleşen ana dizi öncesi büzülmeyi kapsamaktadır.
Temel sorular
- Bir önyıldız nasıl oluşur ve büyür?
- Genç bir önyıldız parlaklığını nereden alır?
- Genç yıldız nesneleri nasıl sınıflandırılır?
- Ana dizi öncesi bir yıldız, ana diziye ulaşmak için hangi yolu izler?
Anahtar kavramlar
- önyıldız çekirdeği
- yığılma parlaklığı
- genç yıldız nesnesi sınıfları
- T Tauri yıldızı
- Hayashi yolu
- Henyey yolu
- döteryum yanması
Temel kuramlar
- Yığılma kaynaklı önyıldız büyümesi
- Çökmekte olan bir çekirdek küçük bir hidrostati̇k önyıldız oluşturduktan sonra, nesne içeri düşen malzemeyi yığarak büyümektedir; gazın önyıldıza çarpmasıyla açığa çıkan kütleçekimsel enerji, derine gömülü genç yıldızların çıktısına hakim olan yığılma parlaklığını sağlamaktadır.
- Ana dizi öncesi büzülme
- Yığılma sona erdiğinde, ana dizi öncesi yıldız büzülmekte ve tamamen konvektifken neredeyse dikey bir Hayashi yolu boyunca alçalmaktadır; daha sonra radyatif bir çekirdek geliştikçe Henyey yolu boyunca ilerlemekte, ta ki merkezi sıcaklıklar ana dizide hidrojeni ateşlemek için yeterince yükselene kadar bu durum devam etmektedir.
Mekanizmalar
İçeri doğru düşen bulut malzemesi, merkezi bir hidrostati̇k çekirdek üzerinde birikmekte, çevredeki tozu ısıtan ve kızılötesi ışınım yayan yığılma parlaklığı olarak kütleçekimsel enerji açığa çıkarmaktadır. Yığılma azaldıkça, yavaş kütleçekimsel büzülme ve kısa süreli döteryum yanmasıyla desteklenen ortaya çıkmış ana dizi öncesi yıldız, hidrojen füzyonu başlayana kadar büzülmekte ve ısınmaktadır.
Klinik önem
Önyıldız ve ana dizi öncesi evreler, yıldızların nihai kütlelerini, gezegen oluşturan disklerin var olduğu zaman ölçeklerini ve yıldız oluşum bölgelerindeki en genç yıldızları tanımlamak ve tarihlendirmek için kullanılan kızılötesi fazlalıklar ve yığılma aktivitesi dahil olmak üzere gözlemlenebilir belirtileri belirlemektedir.
Tarihçe
Hayashi, 1961'de tamamen konvektif olarak büzülen yıldızların neredeyse dikey yolları izlediğini göstermiştir; Henyey yolu ise daha sonraki radyatif evreyi tanımlamıştır ve önyıldız büyümesinin standart yığılma modeli, 1980'lerde genç yıldız nesnelerinin gözlemleriyle geliştirilmiş ve sentezlenmiştir.
Öne çıkan isimler
- Chushiro Hayashi
- Frank Shu
- Louis Henyey
- Steven Stahler
İlgili konular
Temel eserler
- shu1987
- hayashi1961
Sıkça sorulan sorular
- Önyıldızları doğrudan görmek neden bu kadar zordur?
- Genç önyıldızlar, görünür ve ultraviyole ışıklarını emip kızılötesi olarak yeniden yayan tozlu, çökmekte olan zarfların derinliklerine gömülüdür; bu nedenle, çevredeki tozu geçebilen kızılötesi ve milimetre dalga boylarında incelenmektedirler.
- Bir önyıldız zaten gerçek bir yıldız mıdır?
- Tam olarak değil: bir önyıldız, çekirdeğindeki sürekli hidrojen füzyonu yerine kütleçekimsel büzülme ve yığılma enerjisiyle desteklenmektedir; ancak içinde hidrojeni kararlı bir şekilde füzyonlayacak kadar sıcak olduğunda gerçek bir ana dizi yıldızı haline gelmektedir.