Yıldızlar, moleküler bulutlar olarak bilinen nispeten yoğun yıldızlararası gaz ve toz konsantrasyonlarının içinde oluşur. Bu bölgeler aşırı derecede soğuktur (sıcaklık yaklaşık 10 ila 20K, mutlak sıfırın hemen üzerinde). Bu sıcaklıklarda gazlar moleküler hale gelir, yani atomlar birbirine bağlanır. CO ve H2, yıldızlararası gaz bulutlarındaki en yaygın moleküllerdir. Derin soğuk ayrıca gazın yüksek yoğunluklarda kümelenmesine neden olur. Yoğunluk belli bir noktaya ulaştığında yıldızlar oluşur.
Bölgeler yoğun olduğu için görünür ışığa karşı opaktırlar ve karanlık bulutsu olarak bilinirler. Optik ışıkla parlamadıkları için onları araştırmak için IR ve radyo teleskoplarını kullanmalıyız.
Yıldız oluşumu, bulut çekirdeğinin daha yoğun kısımları kendi ağırlıkları/yerçekimi altında çöktüğünde başlar. Bu çekirdekler tipik olarak gaz ve toz şeklinde yaklaşık 104 güneş kütlesine sahiptir. Çekirdekler dış buluttan daha yoğundur, bu nedenle önce çökerler. Çekirdekler çöktükçe, büyüklük olarak 0.1 parsek ve kütle olarak 10 ila 50 güneş kütlesi civarında kümeler halinde parçalanırlar. Bu kümeler daha sonra ön yıldızlara dönüşür ve tüm süreç yaklaşık 10 milyon yıl sürer.
Bu kadar uzun sürüyorsa ve karanlık bulutlarda gizleniyorsa bunun olduğunu nasıl bilebiliriz? Bu bulut çekirdeklerinin çoğu, çökmekte olan ön yıldızlardan gelen enerjinin kanıtı olan IR kaynaklarına sahiptir (potansiyel enerji kinetik enerjiye dönüştürülmüştür). Ayrıca, genç yıldızları bulduğumuz yerde (aşağıya bakınız), onları gaz bulutları, arta kalan karanlık moleküler bulut ile çevrili buluyoruz. Ve aynı bulut çekirdeğinden oluşan kümeler, yıldız grupları halinde meydana gelirler.
Önyıldızlar (Protostar):
Bir küme bulut çekirdeğinin diğer bölümlerinden koptuğunda, kendine özgü yerçekimi ve kimliği vardır ve biz ona önyıldız deriz. Protostar oluşurken, gevşek gaz merkezine düşer. İçeri giren gaz, ısı şeklinde kinetik enerji yayar ve önyıldızın merkezindeki sıcaklık ve basınç yükselir. Sıcaklığı binlerce dereceye yaklaştıkça bir IR(kızılötesi) kaynağı haline gelir.
Orion Bulutsusu’ndaki Hubble Uzay Teleskobu tarafından birkaç aday önyıldız bulundu.
İlk çöküş sırasında yığın radyasyona karşı şeffaftır ve çöküş oldukça hızlı ilerler. Küme daha yoğun hale geldikçe opak hale gelir. Kaçan IR radyasyonu tutulur ve merkezdeki sıcaklık ve basınç artmaya başlar. Bir noktada, basınç çekirdeğe daha fazla gaz girmesini durdurur ve nesne bir önyıldız olarak kararlı hale gelir.
Protostar, ilk başta, nihai kütlesinin sadece %1’ine sahiptir. Ancak, düşen malzeme biriktiği için yıldızın zarfı büyümeye devam ediyor. Birkaç milyon yıl sonra, çekirdeğinde termonükleer füzyon başlar, ardından yeni kütlenin içeri girmesini durduran güçlü bir yıldız rüzgarı üretilir. İlk yıldız, kütlesi sabit olduğundan ve gelecekteki evrimi şimdi ayarlandığından genç bir yıldız olarak kabul ediliyor.
T-Tauri Yıldızları:
Bir önyıldız hidrojen yakan bir yıldız haline geldiğinde, genellikle dönme ekseni boyunca güçlü bir yıldız rüzgarı oluşur. Bu nedenle, birçok genç yıldız, yıldızın kutuplarından dışarı doğru bir gaz akışı olan iki kutuplu bir çıkışa sahiptir. Bu, radyo teleskoplarıyla kolayca görülebilen bir özelliktir. Bir yıldızın yaşamındaki bu erken evreye T-Boğa evresi denir.
Bu çöküşün bir sonucu, genç T Tauri yıldızlarının genellikle büyük, opak, çevresel disklerle çevrili olmasıdır. Bu diskler yavaş yavaş yıldız yüzeyine toplanır ve böylece hem diskten (kızılötesi dalga boyları) hem de malzemenin yıldıza düştüğü konumdan (optik ve morötesi dalga boylarında) enerji yayar. Her nasılsa, yıldıza eklenen malzemenin bir kısmı, yüksek oranda paralelleştirilmiş bir yıldız jetinde disk düzlemine dik olarak fırlatılır. Çevresel disk, muhtemelen gezegenler oluşmaya başladığında, sonunda dağılır.
Genç yıldızların yüzeylerinde güneş lekelerine benzeyen ancak yıldızın yüzey alanının çok daha büyük bir bölümünü kaplayan karanlık noktalar da vardır.
T-Tauri evresi, bir yıldızın sahip olduğu zamandır:
- Güçlü yüzey aktivitesi (parlamalar, patlamalar)
- Güçlü yıldız rüzgarları
- Değişken ve düzensiz ışık eğrileri
T-Boğa evresindeki bir yıldız, ana dizi yıldızı olarak yerleşmeden önce kütlesinin %50’sini kaybedebilir, bu nedenle onlara ana dizi öncesi yıldızlar diyoruz. İK diyagramındaki konumları aşağıda gösterilmiştir:
Oklar, T-Tauri yıldızlarının ana diziye nasıl evrimleşeceğini gösteriyor. Hayatlarına biraz soğuk yıldızlar olarak başlarlar, sonra ısınırlar ve ilk kütlelerine bağlı olarak daha mavi ve biraz daha sönük hale gelirler. Çok büyük kütleli genç yıldızlar o kadar hızlı doğarlar ki ana dizide o kadar kısa bir T-Boğa evresi ile görünürler ki asla gözlemlenmezler.
T-Tauri yıldızları her zaman doğdukları gaz bulutlarında gömülü olarak bulunurlar. Bir örnek, Orion Bulutsusu’ndaki Yamuk yıldız kümesidir.
Genç yıldızların evrimi, bir moleküler bulut çekirdeğinin derinliklerindeki bir ön yıldız kümesinden, sıcak yüzeyi ve yıldız rüzgarları çevredeki gazı bir HII bölgesi oluşturmak üzere ısıtan bir T-Tauri yıldız kümesine kadardır (HII, H-iki olarak telaffuz edilir, anlamına gelir). iyonize hidrojen). Daha sonra küme patlar, gaz havaya uçar ve yıldızlar aşağıda gösterildiği gibi gelişir.
Genellikle galaksilerde, diğer genç yıldızların yanında genç yıldız kümeleri buluruz. Bu fenomene süpernova kaynaklı yıldız oluşumu denir. Önce çok büyük yıldızlar oluşur ve patlayarak süpernovaya dönüşür. Bu, şok dalgalarını moleküler buluta dönüştürerek yakındaki gazın sıkışmasına ve daha fazla yıldız oluşturmasına neden olur.
Bu, bir tür yıldız tutarlılığının (genç yıldızlar diğer genç yıldızların yanında bulunur) oluşmasını sağlar ve galaksilerde gördüğümüz fırıldak desenlerinden sorumludur.
Kaynak: abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec13.html
