Protoulduz: Redaktələr arasındakı fərq
Silinən məzmun Əlavə edilmiş məzmun
Redaktənin izahı yoxdur |
Redaktənin izahı yoxdur |
||
Sətir 7:
== Ulduzların təkamülündə rolu ==
Ulduz formasiyası nəhəng bir molekulyar buludda başlayır. Bu buludlar əvvəlcə kütləvi çəkisi qüvvələr və ulduzun çökməsi qarşısını alan təzyiq qüvvələri ilə balansdadırlar. Bu qüvvələrin tarazlığı pozulduqda, supernova şok dalğaları səbəbiylə ulduz çökməyə başlayır və tədricən kiçik parçalara bölünür. Bu parçaların ən kiçik hissəsi ulduzun azalması və formalaşmasında müvəffəq olur.<ref>{{cite web|title=Infant Star’s First Steps|url=http://www.eso.org/public/images/potw1545a/|accessdate=10 Noyabr 2015}}</ref>
[[File:Infant Star's First Steps.jpg|thumb|Infant star [[CARMA-7]] and its jets are located approximately 1400 light-years from Earth within the Serpens South star cluster.<ref>{{cite web|title=Infant Star’s First Steps|url=http://www.eso.org/public/images/potw1545a/|accessdate=10 November 2015}}</ref>]]
Buludlar küçülməyə davam edərkən, temperatur yüksəlməyə başlayır. İstilik artımının səbəbi, qravitasiya enerjisinin istilik kinetik enerjisinə çevrilməsidir. Bir hissəcik (molekul və ya atom) mərkəzdə azalma hissəsinə doğru düşdükdə, cazibə enerjisi azalır. Zərərin ümumi enerjisi sabit qalmaqdan ötəri, yerçəkən enerjisində azalma kinetik enerjinin artmasına səbəb olur. Bir qrup hissəciklərin kinetik enerjisi istilik kinetik enerjisi və ya temperaturu. Bulud daha çox azalır, temperatur daha yüksəkdir.▼
▲Buludlar küçülməyə davam edərkən, temperatur yüksəlməyə başlayır. İstilik artımının səbəbi, qravitasiya enerjisinin istilik kinetik enerjisinə çevrilməsidir. Bir hissəcik (molekul və ya atom) mərkəzdə azalma hissəsinə doğru düşdükdə, cazibə enerjisi azalır. Zərərin ümumi enerjisi sabit qalmaqdan ötəri, yerçəkən enerjisində azalma kinetik enerjinin artmasına səbəb olur. Bir qrup hissəciklərin kinetik enerjisi istilik kinetik enerjisi və ya temperaturu. Bulud daha çox azalır, temperatur daha yüksəkdir.<ref>{{Cite journal|title = Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observations and Star Formation|author1=Myers, P. C. |author2=Benson, P. J. |lastauthoramp=yes |date = 1983|journal = Astrophysical Journal |volume=266 |issue= |pages=309|doi = 10.1086/160780|bibcode = 1983ApJ...266..309M }}</ref>
Ön ulduzunun temperaturu (10-20 Kelvin) əksər radiasiya mikrodalğada və ya infraqırmızı dalğa spektri aralığındadır. Ulduzun formalaşmasının bu erkən mərhələsində buludda ani temperaturun yüksəlməsinin qarşısını almaqla radiasiyanın əksəriyyəti qaçır. Pre-ulduz təkamülünün bu mərhələsi də izotermal faz kimi tanınır.▼
▲Ön ulduzunun temperaturu (10-20 Kelvin) əksər radiasiya mikrodalğada və ya infraqırmızı dalğa spektri aralığındadır. Ulduzun formalaşmasının bu erkən mərhələsində buludda ani temperaturun yüksəlməsinin qarşısını almaqla radiasiyanın əksəriyyəti qaçır. Pre-ulduz təkamülünün bu mərhələsi də izotermal faz kimi tanınır.<ref>{{Cite journal|title = Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation|last = Shu, F. H.|date = 1977|journal = Astrophysical Journal |volume=214 |issue= |pages=488|doi = 10.1086/155274|bibcode = 1977ApJ...214..488S }}</ref>
Buludların müqaviləsi kimi, molekulların sıxlığı artdıqca və qəbul edilən radiasiyanın qaçışını daha da çətinləşdirir. Nəticədə qaz radiasiyaya davamlı olur və buludun temperaturu daha da artmağa başlayır. Bu mərhələdə hələ çox qaz olan qaz buludlarına bulut Class 0 grade malikdirlər. Sistem inkişaf etdikcə, ulduzdan daha çox emissiya ətrafdakı qaz və toz buludlarından daha aydın olur. I sinifdə ulduz ətrafdakılarla eyni kütləyə malikdir.▼
[[File:A diamond in the dust.jpg|thumb|[[HBC 1]] is a young [[pre-main-sequence star]].<ref>{{cite web|title=A diamond in the dust|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1607a/|accessdate=16 February 2016}}</ref>]]
▲Buludların müqaviləsi kimi, molekulların sıxlığı artdıqca və qəbul edilən radiasiyanın qaçışını daha da çətinləşdirir. Nəticədə qaz radiasiyaya davamlı olur və buludun temperaturu daha da artmağa başlayır. Bu mərhələdə hələ çox qaz olan qaz buludlarına bulut Class 0 grade malikdirlər. Sistem inkişaf etdikcə, ulduzdan daha çox emissiya ətrafdakı qaz və toz buludlarından daha aydın olur. I sinifdə ulduz ətrafdakılarla eyni kütləyə malikdir.<ref>{{Cite journal|title = B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud|last = Evans, N. J., Lee, J.-E., Rawlings, J. M. C., and Choi, M.|date = 2005|journal = Astrophysical Journal |volume=626 |issue= |pages=919|doi = 10.1086/430295|arxiv = astro-ph/0503459 |bibcode = 2005ApJ...626..919E }}</ref>
Ulduzun təkamülünün növbəti mərhələsi iki günəş kütləsindən daha az kütləli ulduzlara, klassik T Tauri ulduzuna (II sinif) aiddir. Bu mərhələdə temperatur əhəmiyyətli dərəcədə yüksəlir və disk sancardan daha kiçik olur. Ulduzun təkamülünün son mərhələsində temperatur yüksəlir və ətraf mühitə aid olan material ölçüsü daha kiçik olur, III sinif birinci olur. 2 və 8 günəş kütlələri arasında kütlələri olan pre-ulduzlar üçün növbəti mərhələ TTauri ulduzunun əvəzinə Herbig Ae / Be ulduzu olur. 8 günəş kütləsinin üstündən əvvəl ata-baba ulduzları üçün bir pre-ulduz müşahidə edilmir. Çünki ətraf mühitini bir qara buludsuzluğa çevirmədən əvvəl artıq əsas ardıcıllıq mərhələsinə çatmışlar. 2MASS və WISE astronomik araşdırmaları tərəfindən qəbul edilən infraqırmızı ölçülər bir çox ön-ulduz və ulduz çoxluğunun ortaya çıxmasında çox təsirli olmuşdur.
| |||