Herbig-Haro cismi

Herbig-Haro (HH) cisimleri, yeni doğmuş yıldızlarla ilişkilendirilen nebulanın küçük parçalarıdır ve dar gaz jetleri her bir saniyede yaklaşık birkaç yüz kilometre hızında olan gaz ve toz bulutlarıyla çarpışan yıldızlar tarafından atıldığında oluşurlar. Herbig-Haro (HH) cisimleri yıldız oluşumu bölgelerinde hazıdırlar ve çoğu tek bir yıldızın dönme ekseninde aynı hizada görünürler.

HH cisimleri birkaç bin yıldan fazla olmayan geçici olaylardır. Ana yıldızlarından yıldızlararası (yıldızlararası ortam veya ISM) gaz bulutlarına doğru çok hızlı hareket ettiklerinden, oldukça kısa astronomik zaman çizelgeleri üzerinde görülebilirler. Nebulanın parçaları yok olurken diğerleri yıldızlararası ortamın büyük materyali ile çarpıştığı için parladığıdan, Hubble Uzay Teleskobu rasatları birkaç yıl süresince HH cismilerinin karmaşık oluşumunu ortaya çıkarmıştır.

İlk cismler Sherburne Wesley Burnham tarafından 19. asır sonlarında gözlemlenmiş ancak 1940'lara kadar belli bir tür emisyon nebulası olarak kabul edilmemiştir. Onları detaylı olarak ilk çalışan astronomlar, daha sonra da adlarıyla adlandırılan, George Herbig and Guillermo Haro idi. Herbig ve Haro cisimleri ilk incelediklerinde yıldız oluşumu çalışmalarından bağımsız olarak çalışıyorlardı ve onların yıldız oluşumu işleminin ürünü olduğunu fark ettiler.

Lick Rasathanesi’nde 36 inç (910 mm)'lik kırılmalı teleskop ile star T Tauri’yi gözlemlediğinde ilk HH cisimleri 19. asırda Burnham tarafından gözlemlendi ve yanında küçük bir bulutluluk parçasını da not etti.[1] Ancak bu yalnıca bir emilim nebulası olarak kategorize edildi ve daha sonra Burnham’ın Nebulası olarak bilinmeye başlandı ve ayrı bir tür nesne olarak kabul edilmedi. Ancak T Tauri çok genç ve gözlemlenebilen bir yıldız olarak bulundu, ve T Tauri yıldızı olarak bilinen kütleçekimsel çökme ve merkezlerindeki nükleer birleşme boyunca enerji oluşumu arasında hidrostatik denge hâline ulaşmamış bir cisimler sınıfının ilk örneğidir.

Burham’ın keşfinden 50 yıl sonra, çok küçük olduğu için görünüşü yıldız gibi olan çeşitli nebulalr keşfedildi. Hem Haro hem de Herbig bu çeşitli nesnelerin 1940 lar boyunca  bağımsız gözlemlerini yaptı. Ayrıca Herbig, Burnham’ın nebulasını da gözlemledi ve onun göze çarpan hidrojen, sülfür, oksijen emisyon çizgileriyle olağanüstü bir elektromanyetik spektrum sergilediğini keşfetti. Haro, bu türdeki bütün cisimlerin kızılötesi ışığı olduğunu buldu.[2]

Bağımsız keşiflerini takiben, Herbig ve Haro Tucson, Arizona da bir astronomi konferansında karşılaştı. Başlangıçta Herbig, yalnıza etrafındaki yıldızlara odaklanarak keşfettiği cisimlere fazla önem vermedi, ancak Haro’nun bulduklarını duyarak bu nesneler üzerinde detaylı çalışmalar yürüttü. Sovyet astronot Viktor Ambartsumyan, cisimlere yanında bulunan genç yıldızlara (birkaç yüzyıl yaşında) bakarak onların adını verdi ve bu nesnelerin T Tauri yıldızlarının erken dönemlerini temsil edebileceğini söyledi.

Çalışmalar, HH cisimlerinin oldukça iyonize olmuş olduğunu gösterdi ve ilk teoriciler, bu cisimlerin düşük parlaklıklı sıcak yıldızları kapsayabileceğini tahmin etti. Ancak nebuladan kaynaklanan kızılötesi radyasyon eksikliği, bunlar fazla kızılötesi ışınları emeceğinden bu cisimlerin içinde yıldız olamayacağını anlamına gelebilirdi. Daha sonraki çalışmalar, nebulanın önyıldızlar içerebileceğini ileri sürdü, ancak sonunda HH cisimler, ISM ile süpersonik hızlarla çarpışarak gözle görülebilir ışık oluşturan şok dalgalarına sebep olan yakındaki genç yıldızlardan çıkan materyaller olarak kabul edildi.

1980'lerin başında, gözlemler ilk defa HH cisimlerinin jet-like özelliklerini ortaya çıkardı. Bu, HH cisimlerinden çıkan maddenin oldukça koşutlanmış (dar jetlerde yoğunlaşmış) olduğunun anlaşılmasına sebep oldu. Oluşmakta olan bir yıldız varlığının ilk birkaç yüzbin yılında genellikle ek disk tarafından çevrelenir. Üzerlerine gaz düştüğü zaman iç parçaların hızlı rotasyonu, diske dik olan kısmî iyonlaşmış gazların (plazma) dar jetlerin emilimini sağlar. Bu jetler, yıldızlararası ortam ile çarpıştığı zaman HH cisimlerini oluşturan küçük ek ışık emisyonuna sebep olurlar.

HH cisimler şok dalgalarının yıdızlarası ortam ile çarpışması sonucu oluşur ancak hareketleri oldukça karmaşıktır. Bu cisimlerin doppler kaymasının spektroskopik gözlemleri her saniyede yüzlerce kilometre hız gösterir, ancak bu spektrumların emisyonları bu hızlı çarpışmalarda oluşamayacak kadar zayıftır. Bu çarpışmalar bâzı materyallerin düşük hızlarda bile olsa ışın boyunca hareket ettiğini gösterir.

Normal HH cisimlerinden elde edilen toplam kütlenin Dünyanın 1-20 düzeninde olduğu tahmin edilmekte, bu yıldızların kütlesiyle karşılaştırıldığında oldukça küçüktür. HH cisimlerinde gözlemlenen sıcaklık iyonize olmuş H II bölgeleri ve gezegensel nebula gibi iyonize olmuş nebulalara benzer olarak genellikle 8000-12000 K'dir. Her cm³'te birkaç bin ilâ birkaç on bin ton parçacık arası olmak üzere 1000/cm³'ten az olan H II bölgeleri ve gezegensel nebula ile karşılaştırıldıklarında oldukça yoğun olma eğilimindedirler. HH cisimleri çoğunlukla toplam kütlelerinin %75 ile %25 ini oluşturan helyum ve hidrojen içerir. Kütlelerinin %1'den azı yakındaki genç yıldızlarda ölçülene benzer olarak ağır metallerden oluşur.

Kaynak yıldız yakınında yaklaşık %20 ile %30 oranında HH cisimleri iyonize olurlar bu oran uzaklaşan mesafelerde azalır. Bu materyalin kutupsal jette iyonize olduğunu ve daha sonraki çarğışmalarda iyonize olmak yerine yıldızdan uzaklaştıkça yeniden birleştiğini gösterir. Jetin ucundaki şoklar, bâzı metaryalin yeniden iyonize olmasını sağlar, ancak bu jetlerin ucunda parlak “başlıkların” oluşmasına neden olur.

400'ün üzerinde HH cismi ya da cisim grupları bilinmektedir. Bunlar HH II bölgelerindeki yıldız teşekkülünde yaygındır ve genellikle geniş gruplar hâlinde bulunurlar. Genellikle Bok küreciklerinin (oldukça genç yıldızları içeren karanlık nebula) yanında bulunurlar ve sıklıkla onlardan kaynaklanırlar. Sıklıkla HH cisimleri, ana yıldızın polar ekseninde bir cisimler zinciri oluşturarak tek bir enerji kaynağı yanında bulunurlar.

Bilinen HH cisimlerinin sayısı son birkaç yılda oldukça arttı, ancak tahmin edilen 150.000 olup bunun büyük çoğunluğuna karar vermek için çok uzaktırlar. Samanyolu Galaksisi'nde hâlâ küçük bir oran olarak düşünülmektedir. Çoğu HH cisimleri ana yıldızlarından 0,5 ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Ancak bazıları yayılmadan önce kaynaklarından uzaklaşmalarına izin vererek bölgelerindeki yıldızlararası ortamın çok yoğun olmadığını işaret ederek çeşitli ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır.

HH cisimlerinin spektroskopik gözlemleri, kaynak yıldızdan 100 m/s'den 100 km/s'ye kadar hızlarla hareket ettiklerini gösterdi. Son yıllarda Hubble Uzay Teleskobu, bu cisimlerin kaynak yıldızlardan 100 ile 1000 km/s'lik bir hızla hareket etiğini gösterdi. Son yıllarda, Hubble Uzay Teleskobu'nun optik çözünürlüğü çeşitli yıllarda gerçekleştirilen gözlemlerde HH cisimlerinin düzenli hareketini gösterdi. Bu gözlemler, ayrıca genişleme ıraklık açısı methodu aracılığıyla HH cisimlerinin uzaklıklarının tahmin edilmesine de izin verdi.

Kaynak yıldızdan uzaklaştıkça HH cisimleri birkaç yıllık zaman ölçeklerinde parlaklıklarını değiştirerek önemli ölçüde evrimleşirler. Yeni knotlar görünürken bir cisim içindeki bireysel knotlar parlayabilir, solabilir ya da tamamen yok olabilir. ISM'deki değişiklerden kaynaklanan etkileşimlerin yanı sıra jetler arasındaki farklı hızlarda hareket eden etkileşimler de varyasyonlara sebep olur.

Jetlerin kaynak yıldızdan patlamaları sabit akış yerine vuruşlar halinde gerçekleşir. Vuruşlar aynı yönlerde ama farklı hızlarda hareket eden vuruşlar oluşturabilir ve farklı jetler arasındaki etkileşimler “çalışan yüzeyler” adı verilen, gaz akışlarını çarpıştığı ve şok dalgaları oluşturduğu yüzeyleri oluştururlar.

HH cisimlerinin oluşunun ardındaki yıldızlar, en genci çevresindeki gazlardan oluşum aşamasında olmak üzere çok genç yıldızlardır. Astronomlar, bu yıldızların yaydığı kızılötesi ışın miktarına göre 0, I, II ve III olmak üzere sınıflara ayırırlar. Daha fazla kızılötesi radyasyon, çevreleyen yıldızda daha fazla soğuyan materyal anlamına gelmektedir. Bu da onun hâlâ birleşme hâlinde olduğunu gösterir. Bu sınıfların ayrımı yapılmaktadır, çünkü 0 sınıf cisimleri (en genç olanlar) I, II, III numaralı sınıflar bulunana kadar keşfedilmemişlerdir.

0 sınıfı cisimleri yalnızca birkaç binyıl yaşındadır ve bu nedenle merkezlerinde nükleer birleşmeye maruz kalmayacak kadar geçtirler. Bunun yerine, yalnızca materyaller onların üzerine düşerken açığa çıkan yerçekimsel potansiyel enerjiyle beslenirler. Nükleer birleşme Sınıf I nesnelerinin merkezlerinde başlar, ancak toz ve gaz çevre nebulalardan yüzeylerine düşmeye devam eder. Tüm görülebilir ışınlarını engelelyen ve bunun sonucu olarak da yalnıza kızılötesi ve radyo dalgalarında gözlemlenmelerini sağlayan yoğun gaz ve toz bulutlarıyla sarılmışlardır.

Çalışmalar, HH cisimlerine sebep olan yıldızların yaklaşık %80’inin aslında ikili ya da çoklu sistemlere sahip olduğunu (iki ya da daha fazla yıldız birbirinin yörüngesinde bulunmak üzere), bu da MediaWiki:Badtitletext'deki düşük kütleli yıldızlardan çok daha fazla bir orana karşılık gelmekte olduğunu göstermiştir. Bu da ikili sistemlerin HH cisimleri oluşturan jetleri oluşturma ihtimallerinin daha yüksek olduğunu gösterebilir ve bulgular en geniş HH sızıntılarının çoklu yıldızlar parçalandığında oluştuğunu göstermektedir. Birçok yıldızın çoklu sistemlereden oluştuğu düşünülmektedir, ancak bunların oldukça büyük bir bölümü yakındaki yıldızlar ve yoğun gaz bulutları ile oluşan yerçekimsel etkileşimler sonucu parçalanırlar.

HH cisimler çok genç yıldızlarla ilişkilendirilmişlerdir. Büyük kütleli önyıldızlar, oluştukları gaz ve toz bulutu nedeniyle optik dalgaboylarında görünmezler. Bu çevreleyen natal materyal yüzlerce optik dalgaboylarında görsel azalma büyüklükleri üretebilir. Bu kadar derin gömülü cisimler yalnızca kızılötesi ya da radyo dalgalarında gözlemlenebilir, genellikle de sıcak moleküler hidrojen ya da ılık karbonmonoksit emilimlerinde bulunurlar. 

Son yıllarda, kızılötesi resimler çok sayıda “kızılötesi HH nesneleri” örneklerini ortaya çıkardı. Çoğu burun dalgaları gibi görünür (gemilerin burunlarının ucunda bulunan dalgalar gibi) ve genellikle moleküler “burun dalgaları” olarak bilinirler. HH cisimleri gibi bu süpersonik dalgalar, önyıldızın farklı kutuplarından gelen paralelleşmiş jetler tarafından kontrol edilir. Çevredeki yoğun gazı sürekli bir materyal akımı oluşturmak için ki bu Çift taraflı sızıntı olarak adlandırılır süpürürler. Kızılötesi burun şok dalgaları, saniyede kilometrelerce hıza ulaşabilir ve binlerde derece kelvin sıcaklığına ulaşabilirler. Hızın oldukça yüksek olduğu genç önyıldızlara benzedikleri için kızılötesi uç ışınlar genellikle optik kuzenlerinden çok saha güçlü jetlere benzetilirler.

Kızılötesi şokların fiziği, HH cisimlerinin anlaşıldığına çok benzer bir şekilde anlaşılabilir, çünkü bu cisimler temelde aynıdır: optik atom ya da dalgalar yerine yalnızca jetteki şartlar ve çevredeki farklı olan bulut moleküllerden kızılötesi ışınların emilimine neden olurlar.

2009 yılında Molecular Hydrogen emission-line Object için kullanılan MHO kısaltması The International Astronomical Union Working Group on Designations tarafından onaylandı ve onların çevrimiçi Reference Dictionary of Nomenclature of Celestial Objects sözlüğüne girdi. MHO kataloğu (aşağıdaki linke bakınız) 1000 den fazla nnesneyi kapsamaktadır.

• Ön gezegen diski