lerinin ortaya çıkışı hakkında mutlak gerçekleri yansıttığı görüşü hakimdir; daha kitap temelli inançlarda ek olarak evrenin ve dünyanın yaşının da yansıtıldığına inanılır. Bu görüş kiliselerde yaygın olan daha mecazî tanrıbilimsel yorumlarla karşıtlık içindedir. ""Yaratılışçılık"" çoğu zaman eğitim gibi konularda tanrıcı dünya görüşünün baskın çıkması için yürütülen dinî, siyasi veya toplumsal bir girişimi anarken kullanılır.

Dinsel yaratılışçı görüşlere sahip kişiler dinî metinlerle uyuşmayan bilimsel kuramları reddeder. Evrim, insanın evrimi ve ortak ata kuramları bütün Semavi dinlerdeki yaratılış hikâyeleri ile çelişir. Hırıstiyan yaratılışçılar tarafından reddedilen diğer kuramlar, üzerinde bilimsel görüşbirliği olan, Dünya'nın jeolojik tarihi, Mendel genetiği, güneş sisteminin oluşumu ve evrenin kökeni gibi kuramlarıdır.

Ayrıca insanın tarihsel gelişimini inceleyen antropoloji de yaratılışçılık inançlarındaki Adem, Havva, Nuh gibi figürlerin orijinlerini açıklayıcı çalışmalarla, dini metinlerdeki bu figürlerin insan kültürlerinde ortaya çıkış süreçlerine ışık tutmuştur.







Herbig Ae/Be yıldızları

Herbig Ae/Be yıldızları, A ve B tayf türünden yıldızlardır. Hâlâ gaz-toz bulutu içerisinde yer alırlar, ve tayflarında hidrojen ile kalsiyum salınım çizgileri bulunur. 2 ile 8 güneş kütlesine sahiptirler. Hertzsprung-Russell diyagramında bu yıldızlar, ana kolun sağında yer alırlar. Adlarını, onları ilk olarak 1960 yılında diğer yıldızlardan ayıran ABD'li gökbilimci George Herbig'den almıştırlar.




Herbig-Haro cismi

Herbig-Haro Cisimleri, yeni oluşmuş yıldızlar ile ilişkilendirilmiş, küçük sayılabilecek bulutsu benzeri oluşumlardır. Genç yıldızlardan dışa akan gazların yakınlarda bulunan gaz bulutları ile yüzlerce km/s hızla gerçekleşen çarpışmalar ile oluşurlar. Herbig-Haro cisimlerine yıldız oluşumunun sürdüğü bölgelerde sıkça rastlanır.

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 yıldızlarası (yıldızlarası ortam veya ISM) gaz bulutlarına doğru çok hızlı hareket ettiklerinden, oldukça kısa astronomik zaman çizelgeleri üzerinde görülebilirler. Nebulanın parçaları yok olurken diğerleri yıldızlarası ortamın büyük materyali ile çarpıştığı için parladığıdan, Hubble Space Teleskobu rasatları birkaç yıl süresince HH cismilerinin karmaşık oluşumunu ortaya çıkarmıştır.

İlk cismler Sherburne Wesley Burhnam 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 farketitiler.

Lick Rasathanesi’nde 'lik mercekli teleskop ile star T Tauri’yi gözlemlediğinde ilk HH cisimleri 19. asırda Burnham tarafından gözlemlendi ayırıca yanında küçük bir bulutluluk parçasını da not etti. 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 çöküntü ve merkezlerindeki nükleer birleşme boyunca enerji oluşumu arasında 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 spekturum sergilediğini keşfetti. Haro, bu türdeki bütün cisimlerin kızılötesi ışığı olduğunu buldu.

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 Hambardzumyan, 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 ilkel yıldızlar içeribileceğini 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, yıldızlarası 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 spekturumların 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 yıldızlarası ortamın çok yoğun olmadığını işaret ederek çeşitli ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır.

HH cisimlerinin spestroskopik gözlemleri, kaynak yıldızdan 100 m/s'den 100 km/s'ye kadar hızlarla hareket ettiklerini gösterdi. Son yıllarda Hubble Space Teleskopu, bu cisimlerin kaynak yıldızlardan 100 ile 1000 km/s'lik bir hızla hareket etiğini gösterdi. Son yıllarda, Hubble Space teleskopunun 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 anl