Herbig-Haro cismi

**Herbig-Haro cisimleri** (**HH**), yeni doğmuş yıldızlarla ilişkilendirilen parlak bulutsu bölgeleridir. Bu yapılar yıldızlardan fırlatılan kısmen iyonize gaz jetlerinin, saniyede birkaç yüz kilometre hızla çevredeki gaz ve toz bulutlarıyla çarpışması sonucu oluşur. Herbig-Haro cisimleri genellikle yıldız oluşum bölgelerinde bulunur ve sıklıkla tek bir yıldızın çevresinde, dönme ekseniyle hizalanmış birden fazla HH cismi görülür. Çoğu HH, kaynağına yaklaşık bir parsek (3,26 ışık yılı) mesafede yer alsa da, bazıları birkaç parsek uzaklıkta gözlemlenmiştir. HH cisimleri yaklaşık birkaç on bin yıl süren geçici fenomenlerdir. Ana yıldızlarından hızla uzaklaşıp yıldızlararası uzaydaki (yıldızlararası ortam veya ISM) gaz bulutlarına doğru hareket ederken, birkaç yıllık zaman ölçeklerinde gözle görülür şekilde değişebilirler. Hubble Uzay Teleskobu gözlemleri HH cisimlerinin birkaç yıl içinde karmaşık bir şekilde evrim geçirdiğini, bulutsunun bazı bölgeleri sönükleşirken diğerlerinin yıldızlararası ortamın yığınlardan oluşmuş yapısı ile çarpışması sonucu parlaklaştığını ortaya koymuştur.

Herbig-Haro cisimleri ilk olarak 19. yüzyılın sonlarında Sherburne Wesley Burnham tarafından gözlemlenmiş, 1940'larda bu cisimlerin ayrı bir salma bulutsusu türü olduğu kabul edilmiştir. İlk kapsamlı çalışmalar, cisimlere adlarını veren George Herbig ve Guillermo Haro tarafından gerçekleştirilmiştir. Herbig ve Haro yıldız oluşumu üzerine bağımsız çalışmalar yaparken, bu cisimlerin yıldız oluşum sürecinin ikincil bir sonucu olduğunu fark etmişlerdi. HH cisimleri görünür dalga boyu fenomenleri olmasına rağmen, birçoğu toz ve gaz nedeniyle bu dalga boylarında görünmezdir ve yalnızca kızılötesi dalga boylarında tespit edilebilir. Bu tür cisimler, yakın kızılötesinde gözlemlendiklerinde moleküler hidrojen emisyon çizgisi cisimleri (MHO'lar) olarak adlandırılırlar.

## Keşif ve gözlem tarihi

İlk HH cismi 19. yüzyılın sonlarında Sherburne Wesley Burnham tarafından gözlemlendi. Burnham, Lick Gözlemevi'nde 36 inçlik (910&nbsp;mm) kırılmalı teleskopla T Tauri yıldızını gözlemlerken, yakınındaki küçük bir bulutsu parçayı fark etti. Bu yapının bir salma bulutsusu olduğu düşünüldü ve daha sonra "Burnham'ın Bulutsusu" olarak adlandırıldı, fakat o dönemde ayrı bir cisim sınıfı olarak tanımlanmadı. T Tauri'nin çok genç bir değişen yıldız olduğu anlaşıldı ve bu yıldız, merkezlerinde nükleer füzyon yoluyla enerji üretimi ile kütleçekimsel çökme arasında hidrostatik dengeye henüz ulaşmamış T Tauri yıldızları olarak bilinen bir sınıfın prototipi oldu.

Burnham'ın keşfinden 50 yıl sonra, neredeyse yıldızı andıran görünüme sahip birkaç benzer bulutsu daha keşfedildi. George Herbig ve Guillermo Haro, 1940'larda Orion Bulutsusu'nda bu tür birçok cismi bağımsız olarak gözlemledi. Herbig, Burnham'ın Bulutsusu üzerinde çalışırken hidrojen, kükürt ve oksijenin belirgin emisyon çizgilerine sahip sıra dışı bir elektromanyetik spektrum sergilediğini buldu. Haro ise bu tür cisimlerin tümünün kızılötesi ışıkta görünmez olduğunu tespit etti.

Bağımsız keşiflerinin ardından Herbig ve Haro, Aralık 1949'da Tucson'da bir astronomi konferansında bir araya geldi. Herbig başlangıçta bu cisimlere pek önem vermemiş ve öncelikle yakınlardaki yıldızlarla ilgilenmişti, fakat Haro'nun bulgularını duyduktan sonra bu cisimler üzerinde daha ayrıntılı çalışmalar yaptı. Sovyet astronom Viktor Ambartsumyan, bu cisimlere "Herbig-Haro cisimleri" (genellikle HH cisimleri olarak kısaltılır) adını verdi. Ambartsumyan bu cisimlerin genç yıldızlar (birkaç yüz bin yıl yaşında) yakınında bulunmalarına dayanarak, bunların T Tauri yıldızlarının oluşumunda erken bir aşamayı temsil edebileceğini öne sürdü.

HH cisimleri üzerine yapılan çalışmalar bunların oldukça iyonize olduğunu gösterdi. İlk teorisyenler bunların derinlerde düşük parlaklığa sahip sıcak yıldızlar içeren yansı bulutsuları olabileceğini düşünmüşlerdi. Bununla birlikte, bulutsularda kızılötesi radyasyonun olmaması içlerinde yıldız olamayacağı anlamına geliyordu, çünkü bu durumda bol miktarda kızılötesi ışık yaymaları gerekirdi. 1975 yılında Amerikalı astronom R. D. Schwartz, T Tauri yıldızlarından gelen rüzgarların karşılaşma anında çevresel ortamda şok dalgaları oluşturduğunu ve bunun sonucunda görünür ışık ürettiğini öne sürdü. HH 46/47'deki ilk önyıldız jetinin keşfiyle birlikte, HH cisimlerinin gerçekten şok kaynaklı yapılar olduğu ve bu şokların önyıldızlardan yayılan koşutlanmış jetler tarafından oluşturulduğu netlik kazandı.

## Oluşum

Yıldızlar, yıldızlararası gaz bulutlarının kütleçekimsel çökmesiyle oluşur. Çöküş sırasında yoğunluk arttıkça, artan opaklık nedeniyle ışınımsal enerji kaybı azalır. Bu durum, bulutun sıcaklığını yükselterek daha fazla çöküşü engeller ve hidrostatik bir denge sağlanır. Gaz, dönen bir disk içinde çekirdeğe doğru akmaya devam eder ve bu sistemin çekirdeğine önyıldız adı verilir. Yığılan malzemenin bir kısmı, yıldızın dönüş ekseni boyunca kısmen iyonize gazdan (plazma) oluşan iki jet halinde dışarı atılır.

Bu koşutlanmış iki kutuplu jetlerin oluşum mekanizması tam olarak anlaşılamamış olsa da, yığılma diski ile yıldız manyetik alanı arasındaki etkileşimin, yıldızdan birkaç astronomik birim uzaklıkta bulunan yığılma malzemesinin bir kısmını disk düzleminden uzaklaştırarak hızlandırdığı düşünülmektedir. Bu mesafelerde dışarı akış dağınıktır ve 10−30° aralığında bir açıyla genişler, fakat kaynağa olan mesafesi onlarca ila yüzlerce astronomik birime ulaştığında genişlemesi kısıtlanır ve giderek daha fazla koşutlanmış hale gelir.

Jetler ayrıca, aksi takdirde yıldızın çok hızlı dönmesine ve parçalanmasına neden olacak olan, malzemenin yıldız üzerine yığılmasından kaynaklanan aşırı açısal momentumu da uzaklaştırır. Bu jetler yıldızlararası ortamla çarpıştığında HH cisimlerini oluşturan küçük ve parlak emisyon bölgeleri ortaya çıkar.

## Özellikler

HH cisimlerinden yayılan elektromanyetik emisyon, ilgili şok dalgalarının yıldızlararası ortamla çarpışması sonucu oluşan ve "terminal çalışma yüzeyleri" olarak adlandırılan bölgelerde meydana gelir. Spektrum süreklidir, fakat nötr ve iyonize türlerin yoğun emisyon çizgilerini de içerir. HH cisimlerinin Doppler kaymalarına yönelik spektroskopik gözlemler saniyede birkaç yüz kilometreye varan hızları işaret etmektedir, fakat bu spektrumlardaki emisyon çizgileri böylesine yüksek hızlı çarpışmalardan beklenenden daha zayıftır. Bu durum, çarpıştıkları maddenin bir kısmının da ışın boyunca daha düşük hızlarla hareket ettiğini düşündürür. Spektroskopik gözlemler ayrıca, HH cisimlerinin kaynak yıldızlardan saniyede birkaç yüz kilometre hızla uzaklaştığını göstermektedir. Son yıllarda Hubble Uzay Teleskobu'nun yüksek optik çözünürlüğü, birkaç yıl arayla yapılan gözlemlerde birçok HH nesnesinin özdevinimini (gökyüzü düzlemindeki hareketini) ortaya çıkarmıştır. Ana yıldızdan uzaklaştıkça HH cisimleri önemli ölçüde evrimleşir ve parlaklıkları birkaç yıllık zaman ölçeklerinde değişiklik gösterir. Bir cismin içindeki bireysel kompakt düğümler ya da yığınlar parlaklaşabilir, solabilir veya tamamen kaybolabilirken, yeni düğümlerin oluştuğu da gözlemlenmiştir. Bu değişimlerin muhtemelen jetlerin devinimi ve ana yıldızların zonklama ve aralıklı patlamalarından kaynaklandığı düşünülmektedir. Daha hızlı jetler daha yavaş hareket eden önceki jetlere yetişerek, gaz akışlarının çarpıştığı ve şok dalgaları ile buna bağlı emisyonlar ürettiği "iç çalışma yüzeyleri" olarak adlandırılan yapıları oluşturur.

Yıldızların tipik HH cisimlerini oluşturmak üzere yıldızlararası ortama fırlattığı toplam kütlenin, yılda 10−8 ile 10−6  arasında olduğu tahmin edilmektedir. Bu değer, yıldızların kendi kütlesine kıyasla çok küçük bir miktardır ancak kaynak yıldızların bir yılda biriktirdiği toplam kütlenin %1–10'una denk gelir. Kütle kaybı, kaynak yıldızın yaşı arttıkça azalma eğilimi gösterir. HH cisimlerinde gözlemlenen sıcaklıklar genellikle 9.000–12.000 K arasındadır ve H II bölgeleri ile gezegenimsi bulutsular gibi diğer iyonize bulutsularla benzerdir. Öte yandan yoğunluklar diğer bulutsulara göre daha yüksektir ve çoğu H II bölgesinde ve gezegenimsi bulutsularda cm3 başına birkaç bin parçacık bulunurken, HH cisimlerinde bu yoğunluk birkaç bin ile birkaç on bin parçacık arasında değişir. Yoğunluk, kaynak yıldız zamanla evrimleştikçe azalır.

HH cisimleri çoğunlukla kütlelerinin yaklaşık %75'ini hidrojen ve %24'ünü helyumun oluşturduğu elementlerden meydana gelir. Kütlenin yaklaşık %1'i ise oksijen, kükürt, azot, demir, kalsiyum ve magnezyum gibi daha ağır kimyasal elementlerden oluşur. Bu elementlerin bollukları ilgili iyonların emisyon çizgilerinden belirlenir ve genellikle kozmik bolluklarına benzerdir. Çevredeki yıldızlararası ortamda bulunan, ancak kaynak malzemesinde bulunmayan metal hidritler gibi birçok kimyasal bileşiğin, şokla tetiklenen kimyasal reaksiyonlarla oluştuğu düşünülmektedir. HH cisimlerindeki gazın yaklaşık %20-30'u kaynak yıldıza yakın bölgelerde iyonlaşmıştır, fakat bu oran mesafe arttıkça azalır. Bu durum, maddenin kutupsal jette iyonlaştığını ve daha sonraki çarpışmalarla iyonlaşmak yerine, yıldızdan uzaklaştıkça yeniden birleştiğini gösterir. Jetin ucunda meydana gelen şoklar, bazı maddeleri yeniden iyonize ederek parlak "başlıkların" (düğümlerin) oluşmasına yol açar.

## Sayılar ve dağılım

HH cisimleri, keşfedildikleri sıraya göre yaklaşık olarak adlandırılır; HH 1/2 tanımlanan ilk cisimlerdir. Şu anda binin üzerinde bireysel cisim bilinmektedir. Bu cisimler her zaman yıldız oluşum bölgelerinde (H II bölgeleri) bulunur ve genellikle büyük gruplar halinde gözlemlenirler. Tipik olarak Bart damlacıklarının (çok genç yıldızlar içeren karanlık bulutsular) yakınında gözlemlenirler ve sıklıkla bu damlacıklardan kaynaklanırlar. Bazı HH cisimleri, tek bir enerji kaynağının yakınında gözlemlenmiş ve ana yıldızın kutup ekseni boyunca bir cisim dizisi oluşturmuştur. Bilinen HH cisimlerinin sayısı son birkaç yıl içinde hızla artmıştır, ancak bu sayı Samanyolu'nda tahmini olarak bulunan 150.000 HH cisminin çok küçük bir kısmını oluşturur ve bunların büyük çoğunluğu çözümlenemeyecek kadar uzaktadır. HH cisimlerinin çoğu ana yıldızlarından yaklaşık bir parsek uzaklıkta yer alır. Bununla birlikte birçok cisim birkaç parsek uzaklıkta görülmektedir.

HH 46/47, Güneş'ten yaklaşık  uzaklıkta bulunur ve gücünü sınıf I önyıldız ikilisinden almaktadır. İki kutuplu jet, çevresindeki ortama saniyede 300 kilometre hızla çarpmakta ve yaklaşık  uzaklıkta iki emisyon düğümü oluşturmaktadır. Jet akışına, jetin kendisi tarafından süpürülen yaklaşık  uzunluğunda bir moleküler gaz çıkışı eşlik eder. Spitzer Uzay Teleskobu tarafından yapılan kızılötesi çalışmalar, moleküler çıkışta su (buz), metanol, metan, karbondioksit (kuru buz) ve çeşitli silikatlar dahil olmak üzere çeşitli kimyasal bileşikleri ortaya çıkarmıştır. Yaklaşık  uzaklıktaki Orion A moleküler bulutunda bulunan HH 34, gücünü sınıf I önyıldızdan alan son derece koşutlanmış iki kutuplu bir jet tarafından üretilmiştir. Jet içindeki madde saniyede yaklaşık 220 kilometre hızla hareket etmektedir. Kaynağın zıt yönlerinde yaklaşık olarak  mesafeyle ayrılmış iki parlak yay şoku bulunmaktadır. Bunları, daha büyük mesafelerde bir dizi sönük şok izler ve tüm kompleksin yaklaşık  uzunluğunda olmasını sağlar. Jet, kaynağın yakınında  uzunluğunda zayıf bir moleküler çıkışla çevrilidir.

## Kaynak yıldızlar

HH jetlerinin yayıldığı yıldızların hepsi çok genç yıldızlardır ve yaşları birkaç on bin ila yaklaşık bir milyon yıl arasında değişir. Bu yıldızların en gençleri hala çevrelerindeki gazlardan madde toplayan önyıldızlardır. Astronomlar bu yıldızları, yayılan kızılötesi radyasyon miktarına göre 0, I, II ve III sınıflarına ayırır. Daha fazla kızılötesi radyasyon, yıldızın çevresinde daha fazla soğuk madde bulunduğu anlamına gelir ve bu da yıldızın hala birleşmekte olduğunu gösterir. Sınıfların numaralandırılması, en gençleri olan sınıf 0 cisimlerinin, sınıf I, II ve III tanımlandıktan sonra keşfedilmesi nedeniyle bu şekilde yapılmıştır.

Sınıf 0 cisimleri yalnızca birkaç bin yıl yaşındadır ve o kadar gençtirler ki henüz merkezlerinde nükleer füzyon reaksiyonları gerçekleşmemektedir. Bunun yerine, yalnızca üzerlerine malzeme düşerken açığa çıkan kütleçekimsel potansiyel enerjiden güç alırlar. Bu cisimlerin çoğu, düşük hızlara sahip (saniyede yüz kilometreden az) moleküler çıkışlar içerir ve bu çıkışlarda zayıf emisyonlar görülür. Sınıf I cisimlerin çekirdeklerinde nükleer füzyon başlamış olmakla birlikte, çevreleyen bulutsudan yüzeylerine hala gaz ve toz düşmektedir. Parlaklıklarının büyük bölümü kütleçekimsel enerjiden kaynaklanır. Bu cisimler genellikle yoğun toz ve gaz bulutlarıyla örtülüdür ve tüm görünür ışıklarını gizlerler. Bu nedenle yalnızca kızılötesi ve radyo dalga boylarında gözlemlenebilirler. Bu sınıfın çıkışları, iyonize türlerin baskın olduğu ve hızların saniyede 400 kilometreye kadar çıkabildiği bir yapı sergiler. Sınıf II cisimler (Klasik T Tauri yıldızları) için gaz ve tozun düşmesi büyük ölçüde sona ermiştir, fakat hala toz ve gaz diskleriyle çevrilidirler ve düşük aydınlatma gücüne sahip zayıf çıkışlar üretirler. Sınıf III cisimler (Zayıf çizgili T Tauri yıldızları), başlangıçtaki yığılma disklerinin yalnızca eser miktarda kalıntılarına sahiptirler.

HH cisimlerini oluşturan yıldızların yaklaşık %80'i, ikili veya çoklu yıldız sistemleridir (birbirleri etrafında dönen iki veya daha fazla yıldız). Bu oran, ana kolda bulunan düşük kütleli yıldızlar için gözlemlenenden çok daha yüksektir. Bu durum, ikili sistemlerin HH cisimlerini oluşturan jetleri üretme olasılığının daha yüksek olduğunu gösterebilir. Kanıtlar, en büyük HH çıkışlarının çoklu yıldız sistemlerinin parçalanması sırasında oluşabileceğini düşündürmektedir. Çoğu yıldızın çoklu yıldız sistemlerinden kaynaklandığı düşünülmektedir, fakat bu sistemlerin önemli bir kısmı yıldızlar ana kola ulaşmadan önce, yakınlardaki yıldızlar ve yoğun gaz bulutları ile olan kütleçekimsel etkileşimler nedeniyle bozulmaktadır.

Bir ön-kahverengi cüce etrafındaki ilk ve şu anda (Mayıs 2017 itibarıyla) tek büyük ölçekli Herbig-Haro cismi, ön-kahverengi cüce Mayrit 1701117'ye bağlı olan HH 1165'tir. HH 1165, 0,8 ışık yılı (0,26 parsek) uzunluğa sahiptir ve sigma Orionis kümesi yakınında bulunmaktadır. Daha önce ön-kahverengi cüceler etrafında yalnızca küçük mini jetler (≤0,03 parsek) bulunmuştu.

## Kızılötesi emsalleri

Çok genç yıldızlarla veya çok büyük kütleli önyıldızlarla ilişkili HH cisimleri, genellikle oluşmakta oldukları gaz ve toz bulutları tarafından görünür ışık dalga boylarında gözden saklanır. Aradaki malzeme optik dalga boylarındaki görsel büyüklüğü onlarca, hatta yüzlerce kat azaltabilir. Bu tür derine gömülü nesneler genellikle sıcak moleküler hidrojen veya ılık karbonmonoksit emisyonu frekanslarında olmak üzere, yalnızca kızılötesi veya radyo dalga boylarında gözlemlenebilir. Son yıllarda kızılötesi görüntülerde düzinelerce "kızılötesi HH cismi" örneği ortaya çıkarılmıştır. Bunların çoğu pruva dalgalarına benzer (bir geminin başında oluşan dalga yayları gibi) bir görünüm sergiler ve bu nedenle genellikle moleküler "yay şokları" olarak adlandırılırlar. Kızılötesi yay şoklarının fiziği HH cisimlerinin fiziğiyle büyük ölçüde aynı şekilde anlaşılabilir çünkü bu cisimler aslında temelde aynıdır, yani önyıldızın zıt kutuplarından çıkan koşutlanmış jetler tarafından oluşturulan süpersonik şoklardır. Sadece jet ve çevreleyen buluttaki koşullar farklıdır ve bu da atomlar ve iyonlardan optik emisyon yerine moleküllerden kızılötesi emisyona yol açar.

2009 yılında bu tür cisimler için "MHO" (Molecular Hydrogen emission-line Object) kısaltması, Uluslararası Astronomi Birliği Working Group on Designations tarafından onaylanmış ve çevrimiçi Gök Cisimleri Adlandırma Referans Sözlüğü'ne (*Reference Dictionary of Nomenclature of Celestial Objects*) eklenmiştir. 2010 itibarıyla MHO kataloğunda yaklaşık 1000 cisim yer almaktadır.

## Ultraviyole Herbig-Haro cisimleri
HH cisimleri ultraviyole spektrumda gözlemlenmiştir.

## Ayrıca bakınız

* Önyıldız
* Ön gezegen diski

## Kaynakça

## Dış bağlantılar

* VizieR'de HH Cisimleri Kataloğu
* HST gözlemlerinden elde edilen HH cisimleri jetlerinin animasyonları