Cavan ulduzlar

Cavan ulduzlar dedikdə ulduz təkammülünün başlanğıc mərhələsində olan ulduzlar başa düşülür. Bu sinfə iki qrup obyektlər daxildir: protoulduz və ilkin baş ardıcıllıq ulduzları.

Astronomlar , çox qədim bir elliptik qalaktikanın ətrafında yerləşən bir sıra cavan ulduz topası aşkar etdilər - bu kəşf qədim qalaktikaların yalnız qədim ulduzlardan ibarət olması fikrini təkzib etdi. Araşdırma qrupu, Habbl Kosmos Teleskopu və ESO Çox Böyük Teleskop'u istifadə edərək, NGC 4365 qalaktikasının seria halında görünüşlərini aldılar, aparılan bu müşahidələr nəticəsində məlum oldu ki, bu qalaktikanın əksər ulduzlarının yaşı12 milyard və daha böyükdür, bu baxmayaraq bu qalaktikada bir-neçə milyard yaşa malik ulduzlarda var. Bu qalaktikanın belə bir gənc və yaşlı ulduz komleksinə malik olmasının səbəbi hələdə naməlumdur.^[1]

NASA / ESA Habbl Kosmos Teleskopu və ESO Çox Böyük Teleskop'tan (VLT) əldə edilən məlumatları birləşdirən bir qrup avropalı və amerikalı astronomlar, böyük bir kəşf etdi. Köhnə bir eliptik qalaktikada çox sayda 'gənc' ulduz təsbit etdilər.

İlk dəfə, qalaktikada bu qədər köhnə olan bir neçə ulduz meydana gəlmə dövrünü müəyyənləşdirmək mümkün olmuşdur. Eliptik qalaktikaların hər zaman bir ulduz meydana gəlmə dövründən keçdiyi və daha sonra ulduz meydana gəlməsindən məhrum olduğu düşünülmüşdür. Bununla birlikdə, ən yaxşı və ən böyük teleskoplardan kosmosda və yerdə bir araya gətirilməsi, artıq gözlə görülemədən daha çox olduğunu açıqca göstərmişdir.[1]

Ulduzun formalaşması kosmik maddənin protoulduz diskinin və ya örtüyünün altında cəmləşməsi nəticəsində baş verir. Diskdəki material protoulduzun səthindəkinə nisbətən soyuq olduğundan infraqırmızı emissiya yaradan işıq daha böyük dalğa uzunluqlarına yayılır. Diskdəkii maddə tükəndiyindən infraqırmızı artım azalır. Beləliklə cavan ulduzlar əsasən orta-infraqırmızı şüalanmasın spektral enerji paylanmasına əsasən Lada(1987) tərəfindən yaradılan bir sxem üzrə təsnif edilir. O, α-spektral indeksinə əsaslanan 3 sinif təklif etmişdir (I, II, III).^[2]

${\displaystyle {\boldsymbol {\alpha }}={\operatorname {d} \!\log(\lambda F_{\lambda }) \over \operatorname {d} \!\log(\lambda )}}$

Burada λ-dalğa uzunluğu, F_λ -axın sürətidir.