XVIII. Ulusal Astronomi ve Uzay Bilimleri Kongresi VII. Ulusal Astronomi ve Uzay Bilimleri Öğrenci kongresi 27 Ağustos – 1 Eylül 2012 Malatya MİLİMETRE/MİLİMETRE-ALTI GÖZLEMLERİ İLE YILDIZ OLUŞUMU Umut A. YILDIZ 1 , Ewine F. van DISHOECK 1,2 , Lars E. KRISTENSEN 1,3 1 Leiden University, Leiden Observatory, Niels Bohrweg 2, 2333CA, Leiden Hollanda (eposta: yildiz@strw.leidenuniv.nl) 2 Max Planck Institut für Extraterrestrische Physik, Giessenbachstrasse 1, 85748 Garching, Almanya 3 Harvard University, Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, USA Özet: Henüz yeni oluşmakta olan ilkel yıldızların (protostars) çevresinde bulunan çok miktardaki soğuk gaz ve toz parçacıkları, gelen ışınımın soğurulmasına neden olur. Bu nedenle küçük kütleli (~1M ⊙ ) ilkel yıldızları optik veya kırmızı-ötesi dalgaboylarında tespit etmek imkansızdır. Ancak, bu tür soğuk cisimleri daha uzun dalga boylarında yani milimetre veya milimetre-altı (mm-/altı) dalgaboylarında gözlemek ancak son birkaç on yıldır gelişmekte olan teknoloji ile mümkün olmuştur. Mm-/altı bölgede yapılan molekül tayf gözlemleri bu bölgelerdeki yoğun gaz moleküllerinin varlığını ve bolluğunu tespit etmemize yardımcı olur. Bununla beraber, ilkel yıldız çevresinde bulunan zarfın yıldız üzerine hareketi ile ilgili kinematik bilgilerin yanı sıra, bu sırada meydana gelen ilkel yıldız fışkırmalarını gözlemlememizi sağlar. Örneğin, CO molekülü yıldızlararası ortamda H 2 ’den sonra en yüksek bolluğa sahip molekül olarak bilinir. Basit yapısıyla ve izotopologlarıyla birlikte ( 13 CO, C 18 O, C 17 O) rotasyonel geçişlerinin de kolayca uyarılması sonucu mm--/altı bölgelerde gözlemlenip bu tür soğuk bölgeler hakkında geniş bilgi verir. H 2 molekülü sıcaklıkları binlerce Kelvin derecede bulunan şoklanmış gazı ölçerken, CO ilkel yıldızlardaki moleküler fışkırmalar neticesiyle süpürülen, sıcaklığı çok daha az olan gazı (~10K) incelememize olanak sağlar. Mm-/altı molekül tayf gözlemleri böylelikle evrendeki soğuk ve karanlık bölgelerin araştırılmasında en önemli araç olarak öne çıkmaktadır. 1. Giriş, Yıldız Oluşumu: Yıldızlar arasında bulunan bölgeye yıldızlararası ortam (Interstellar Medium - ISM) adı verilir. Bu ortamda bulunan maddenin yaklaşık %99’u gaz halindedir. Bunlar genellikle %70 Hidrojen (H yada H 2 ), %28 Helyum (He) ve kalan %2 de Oksijen (O), Karbon (C) veya Azot (N) gibi diğer ağır elementlerden meydana gelir. Yıldızların doğumunu, yaşamını ve ölümünü belirleyen iki kuvvetten birincisi maddeyi merkeze doğru çökmeye zorlayan kütleçekim kuvveti ve diğeri de yıldızlararası maddeyi dışarı doğru itmeye zorlayan basınç kuvvetidir. Yıldız oluşumunun ilk safhalarında, yıldızın çökebilmesi için kütleçekiminin basınçtan daha baskın olması gerekir. Böyle olduğunda madde yoğun merkeze doğru akmaya başlar. İdeal gaz yasasına göre düşük basınca sahip bölgeler olabildiğince soğuk bölgelerdir. Yıldızlararası ortamda yıldız oluşumunu başlatacak denli yoğunluğa ve çok düşük sıcaklığa sahip bölgelere karanlık molekül bulutlar (dark molecular clouds) adı verilir. Bu tür bulutların en basiti Bok bulutlarıdır ve buralarda sıcaklıklar ~10 K, yoğunluklar ~10 3 -10 4 cm -3 olup, kütleleri de 10 M ⊙ ile 100 M ⊙ arasında değişim gösterebilir. Bok bulutları birkaç parsek büyüklüğünde olabilirken, karanlık molekül bulutlar da birkaç on parsek genişliğinde olabilir. Bu tür bölgeler yıldız oluşumu için en uygun bölgelerdir.