Bart damlacığı
| Yıldız oluşumu |
|---|
 |
| Nesne sınıfları |
| Yıldızlararası madde Moleküler bulut Bart damlacığı Karanlık bulutsu Genç yıldız cismi Önyıldız T Tauri yıldızı Anakol öncesi yıldız Herbig Ae/Be yıldızları Herbig-Haro cismi |
| Kuramsal kavramlar |
| İlk kütle işlevi Jeans Kararsızlığı Kelvin-Helmholtz mekanizması Bulutsu varsayım Gezegensel göç |
 Astronomi portalı |
|
Bart damlacığı, içerisinde bazen yıldız oluşumunun sürdüğü, yoğun ve karanlık gaz ve toz bulutudur. Bu yuvarlar genelde H II bölgelerinde bulunup, kütleleri 10–50 güneş kütlesi yakınlarındadır. İçeriği özdeciksel hidrojen (H2), karbon oksitleri, helyum ve 1% tozdan oluşur. Bart damlacıkları sıkça çift yıldızların veya çoklu yıldız dizgelerinin (sistemlerinin) oluşumuna neden olur.[1]
İlk olarak 1940'larda gökbilimci Bart Bok tarafından gözlemlenmişlerdir. Çok yoğun gaz ve tozdan oluşan bir yapıya sahip olduklarından optik bölgede tamamen karanlık bir bölge halinde görünürler. Ancak içerisinde onlarcadan yüzlerceye kadar uzanan doğmakta olan yeni önyıldızları barındırırlar. Bu önyıldızlar ancak milimetre-altı ya da radyo bölgede tespit edilip gözlemlenebilirier.
Ayrıca bakınız
- Barnard 68
- Moleküler bulut
- NGC 281
- Thackeray yuvarları
Kaynakça
- ^ Launhardt, R.; Sargent, A. I.; Henning, T.; Zylka, R.; Zinnecker, H. (10–15 Nisan 2000). "Binary and multiple star formation in Bok globules". Birth and Evolution of Binary Stars, Poster Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. Potsdam, Germany: Bo Reipurth and Hans Zinnecker. s. 103. Bibcode:2000IAUS..200P.103L.
 | Astronomi ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz. |
