Anakol öncesi yıldız

Anakol öncesi yıldız yıldızlararası ortamdaki (Yıldızlararası madde - Interstellar Medium – ISM) maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar.^[1] Anakol öncesi yıldızların ışınım enerjisini sağlayan bu büzülme türüne Kelvin-Helmholtz büzülmesi denmektedir. PMS yıldızları genellikle püsküren değişenler olarak dikkate alınmış ve GCVS de çok sayıda alt gruba bölünmüştür (FU, IN, INA, INB, INT, INYY ve diğerleri). Ancak bu sınıflama tamamen gösterdikleri fotometrik özelliklere göre yapıldığından, oldukça karmaşık (homojen olmayan) bir gruplama ortaya çıkmıştır. Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler (GCVS de IS kodlu) ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan (GCVS de INT kodlu) düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Ori türü değişenler (GCVS de FU kodlu) ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak Orion Değişenleri veya Orion Popülasyonu da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından “Bulutsu değişenleri” olarak da adlandırılmışlardır.

Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Günümüzde PMS yıldızları için fiziksel anlamı olan sınıflama, kütlelerine göre yapılmaktadır. Buna göre; T Tauri Yıldızları adı verilen düşük kütleli (M ≤ 3M_⊙) PMS yıldızlarından oluşan bir grubun yanında, “Herbig Ae/Be Yıldızları” olarak adlandırılan ve kütleleri 4M_⊙ ≤ M ≤ 8M_⊙ arasında olan ikinci bir grup ortaya çıkmıştır. İki grup arasında keskin bir geçiş yoktur, ancak Herbig Ae/Be yıldızlarına oranla T Tauri yıldızları sayıca daha çoktur. Bilinen 1000'i aşkın T Tauri yıldızına karşılık, gözlenmiş Herbig Ae/Be yıldızı sayısı henüz 50'yi geçmemiştir.

Tarihçe ve Gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

T Tauri yıldızları ilk kez Taurus-Auriga Karanlık Bulutsusu'nda, Joy tarafından 1942 yılında gözlenmiştir. Genelde geç tayf türünden yıldızlardır. Tayflarında, Güneş'in tayfında gözlenen kromosferik salma çizgilerine benzer yapılar izlenmektedir. Joy bu yıldızlara, grubun en parlak üyesi olan T Tauri'nin ismini vermiştir. T Tauri yıldızlarının fiziksel doğasını ilk kez 1947 yılında Ambartsumian açıklamış ve bu yıldızların henüz anakola erişmemiş oldukça genç yıldızlar olduğunu söylemiştir. T Tauri yıldızları bu fiziksel doğaları gereği karanlık bulutsu komplekslerine yakın bölgelerde gözlenirler. Tayflarında genel süreklilik üzerinde geç tür (G-M) yıldızlara ilişkin soğurma yapıları izlenir. Sürekli ışınımları bazı dalgaboyu aralıklarında normal yıldızlardan beklenenden çok daha şiddetli olabilmekte ve bu bölgelerde soğurma yapılarını örtebilmektedir. T Tauri'lerin tayfını karakterize eden en önemli özelliklerden biri, Güneş tayfında görülen kromosferik salmalara benzer salma çizgileri içermeleridir. Gözlenen en güçlü salma çizgileri hidrojenin Balmer serisi çizgileri ve CaII, FeII gibi metallere ait iyonizasyon çizgileridir. Ayrıca nötral He çizgileri de görülmektedir. Bazı T Tauri yıldızlarının tayfında, çevrelerini saran ince gaz yapıların varlığını işaret eden yasak çizgiler de gözlenmektedir. Salma çizgileri oldukça karmaşık profil yapıları göstermektedir. Bu durum yıldızı çevreleyen maddede rastgele yönlerde kütle hareketleri olduğuna işarettir. Yıldızı çevreleyen maddede bol miktarda "toz" oluşunun doğal sonucu olarak, kızılötesi ve milimetre-altı (sub-millimeter) dalgaboylarında şiddetli "artık ışınım" gözlenmektedir. T Tauri yıldızlarının çok genç cisimler olduğuna en iyi kanıt ise, tayflarında λ6707 Å da gözlenen Li soğurma çizgisinin varlığıdır. Lityum, kozmik bolluk açısından evrende çok az bulunan bir elementtir ve yıldız atmosferlerinde çok hızlı tüketildiğinden, yaşlı yıldızların tayfında kendini gösteremez.