Kedi Gözü bulutsusu

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Koordinat:Sky map 17s 58d 33,423sn; +66º 37' 59,52″

Kedi Gözü Bulutsusu
NGC6543.jpg
Gözlem verisi
Dönem J2000
Takımyıldız Ejderha
Bahar açısı (α) 17s 58d 33.423sn[1]
Yükselim (δ) +66° 37′ 59.52″[1]
Türü Salma
Açısal boyut  (V) Çekirdek: 20″
Görünür parlaklık  (V) 9.8B[1]
İyonize kaynağı
Adı HD 164963[2]
Sınıfı
Pd[2]
Görünür parlaklık  (V) ≈ 20[2]
Fiziksel özellikler
Uzaklık 3.3 ± 0.9 k Iy
(1.0 ± 0.3 k pc)
Mutlak büyüklük  (V) -0.2+0.8−0.6B[3]
Yarıçap Çekirdek: 0.2 Iy[4]
Tarihçe
Kaşif İngiltereAlmanya William Herschel
Keşif yılı 1784
Dikkate değer özellikler
Karmaşık yapı
Katalog başlıkları
NGC 6543 • 2MASSX J17583335+6637591
yıldız:
HD 164963 • BD +66 1066 • TYC 4212-508-1
Ayrıca bakınız:
Gezegenimsi bulutsular
Liste

Kedi Gözü bulutsusu (NGC 6543), Ejderha takımyıldızı yönünde bulunan bir gezegenimsi bulutsu. Yapısal açıdan, bilinen en karmaşık bulutsulardandır; Hubble Uzay teleskobu ile düğümler, püskürtmeler ve yaysal yapılar gözlemlenmiştir. Merkezinde, 1000 yıl önce dış zarfını kaybederek bulutsuyu üretmiş olan parlak ve sıcak bir yıldız vardır.

Frederick William Herschel tarafından 15 Şubat 1786 tarihinde keşfedilmiştir. 1864 yılında İngiliz amatör gökbilimci William Huggins tarafından tayf incelemesi yapılan ilk gezegenimsi bulutsu olmuştur.

Modern çalışmalar birkaç gizemi ortaya çıkarmıştır. Yapısının karmaşıklığına merkezdeki ikili yıldızın sebep olduğu düşünülmektedir, ancak şimdiye kadar merkezi yıldızın arkadaşı olan ikinci bir yıldıza dair herhangi bir kanıt bulunamamıştır. Ayrıca, iki farklı yöntemle yapılan kimyasal zenginlik ölçümlerinde çok büyük çelişkiler ortaya çıkmıştır. Hubble Uzay Teleskobu gözlemleri, bulutsu etrafında, çok uzun zaman önce yıldız tarafından ortaya çıkarılmış olan bir dizi zayıf halkalar saptamıştır. Bu mekanizma da tam olarak anlaşılamamıştır.

Genel bilgiler[değiştir | kaynağı değiştir]

NGC 6543, iyi incelenmiş bir gezegenimsi bulutsudur. -8,1 büyüklüğüyle görece olarak parlak olan bulutsunun yüzey parlaklığı da yüksektir.[5] Bahar açısı 17s 58d 33.4sn ve yükselim koordinatı +66°37'59″ dir.[6] Yüksek sapma açısı, tarihsel olarak en büyük teleskopların yerleştirildiği kuzey yarımküreden kolayca görülebilir olduğunu göstermektedir.[5] NGC 6543 neredeyse Kuzey Tutulum Kutubu yönünde bulunmaktadır.

Parlak iç bulutsu oldukça küçük, iç elips büyük ekseni 16.1 yay-saniyedir. Yıldızının kırmızı dev aşamasında çıkardığı maddeden oluşan geniş bir haleye sahiptir ve yoğunlaşmaların arasındaki mesafe 24.7 yay-saniyedir[7]. Bu hale yaklaşık olarak 300 yay-saniye (5 yay-dakika) çap üzerinde uzanır.[6]

Gözlemler, bulutsunun ana gövdesindeki yoğunluğu 5,000 parçacık/cm³ ve sıcaklığı da 7,000–9,000 K[8] olarak göstermektedir. Dış hale, 15,000 K ile biraz daha yüksek sıcaklığa ve daha düşük bir yoğunluğa sahiptir.[9]

NGC 6543'ün merkezi yıldızı, yaklaşık 80,000 K sıcaklığa sahip olan O7 + [WR] türü bir yıldızdır.[8] Bu yıldız, Güneş'ten 10,000 kez daha parlak ve yarıçapı 0.65 kat güneş değeridir. Tayf incelemeleri, hızlı bir yıldız rüzgarıyla her yıl 3.2×10−7 güneş kütlesi (saniyede 20 trilyon ton) kütle kaybettiğini göstermektedir.[8] Bu rüzgarın hızı 1900 km/sn'dir. Merkezi yıldız şu anda bir güneş kütlesi'nin biraz üzerinde bir kütleye sahiptir fakat hesaplamalar başlangıçta bunun 5 güneş kütlesi olduğunu göstermektedir.[10]

1994 yılında Hubble ilk defa NGC 6543'ün şaşırtıcı şekilde karmaşık yapısını, eşmerkezli gaz kabuklarını, yüksek hızlı gaz fışkırmalarını ve olağandışı şok kaynaklı gaz düğümlerini göstermiştir.

Gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

Bulutsu, onu gezegenimsi bir diske benzeten William Herschel tarafından 15 Şubat 1786 tarihinde keşfedilmiştir. Kedi Gözü, bir tayf ölçerle gözlenen ilk gezegenimsi bulutsudur. Bu gözlem öncü spektroskopist William Huggins tarafından 29 Ağustos 1864 tarihinde yapıldı.[11] Huggins gözlemlerinde bulutsu tayfının sürekliliği olmayan birkaç parlak çizgiden oluştuğunu saptadı. Bu keşif, gezegenimsi bulutsuların aşırı derecede seyreltilmiş gazlardan oluştuğunun ilk belirtisiydi.[5]

Kızılötesi gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

Uzak kızılötesi dalgaboylarındaki (60 μm) NGC 6543 gözlemleri, düşük sıcaklıkta yıldızlararası toz varlığını ortaya koymuştur. Tozun, ata yıldızın yaşamının son aşamalarında oluştuğuna inanılmaktadır. Merkezi yıldızdaki ışığı içine doğru çeker ve kızılötesi dalgaboylarında tekrar yayar. Kızılötesi toz emisyon tayfı, toz sıcaklığını 85 K, tozun kütlesini ise 6.4 × 10−4 güneş kütlesi olarak gösterir.[12]

Kızılötesi emisyon ayrıca iyonize olmayan moleküler hidrojen (H2) ve argon madde varlığını ortaya çıkarır. pek çok gezegenimsi bulutsu moleküler emisyonunda, yıldızdan daha uzak mesafelerde iyonize olmayan madde daha fazladır. Fakat NGC 6543'te moleküler hidrojen emisyonu, dış halenin iç kenarında parlak olarak görünür. Bu durum, farklı hızlarda çarpışan fışkırma hareketinin yol açtığı şok dalgalarının, H2'yi uyarması sonucu oluşmuş olabilir. Kedi Gözü'nün kızılötesi (dalgaboyu 2–8 μm) ışıktaki genel görünümü, görünür ışıktaki görünüşünü andırır.[13]

Optik ve morötesi gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

NGC 6543, morötesi ve optik dalga boylarında geniş bir şekilde gözlenmiştir. Bu dalga boylarındaki spektroskopik gözlemler bolluk kararlılığı[14] ve bu görüntüler de bulutsunun karmaşık yapısını[15] ortaya çıkarmak için kullanılmıştır.

Hubble Uzay Teleskobu görüntüsü üzerinde üretilen sahte renkler, yüksek ve düşük iyonizasyon bölgelerini vurgulamaktadır. Işık emisyonunu filtre ederek; 656.3 nm tek iyonize hidrojen, 658.4 nm tek iyonize nitrojen ve 500.7 nm çift iyonize oksijen olarak üç görüntü alınmıştır. Gerçek renkleri kırmızı ve yeşil olmasına rağmen; kırmızı, yeşil ve mavi kanallar ayrı ayrı birleştirildi. Bu görüntü, bulutsu kenarında daha az iyonize olan maddeyi iki kapak şeklinde ortaya koymaktadır.[16]

X-ışını gözlemleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Bulutsunun X-ışını görüntüsü.

Chandra X-ışını Gözlemevi tarafından yapılan X-ışını dalga boylarındaki son gözlemler, 1.7 × 106 K sıcaklığı ile NGC 6543 içinde son derece sıcak gazın varlığını ortaya koymuştur.[17] Konunun üstündeki fotoğraf, Chandra röntgen görüntüsüyle Hubble uzay teleskobu optik görüntüsünün birleşimidir. Önceden çıkarılmış malzemeyle hızlı yıldız rüzgarının şiddetli etkileşimi sonucu çok sıcak gazın ortaya çıktığı düşünülmektedir. Bu etkileşim sonucu bulutsunun iç kabarcığı oyulmuştur.[15]

Chandra gözlemleri ayrıca, merkezi yıldızın konumunda bir nokta kaynağın varlığını göstermiştir. Bu kaynak, tayfın sık bölümünde 0.5–1.0 keV'e kadar uzanır. Yaklaşık 100,000 K fotosferik sıcaklığıyla yıldız, kuvvetli X-ışını yaymaz ve bundan dolayı durumu biraz gizemlidir. Bu durum, ikili yıldız sistemi içinde yüksek sıcaklıkta bir yığılma diski varlığını akla getirmektedir.[18]

Uzaklık[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegenimsi bulutsularla ilgili çalışmalarda uzun süredir sorun, genelde mesafelerinin iyi bilinememesidir. Genel varsayımlar pek çok metodla yapılan mesafe ölçümlerine dayanmaktadır.[19]

Son yıllarda Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler, mesafe ölçümlerinde yeni bir metod olarak kabul edilmiştir. Bütün gezegenimsi bulutsular genişlemektedir ve birkaç yıla yayılan yüksek açılı çözünürlükteki gözlemler, gökyüzü düzleminde bulutsunun büyümesini gösterecektir. Bu büyüme genellikle çok küçüktür, yılda sadece birkaç miliyay-saniye veya daha az olur. Spektroskopik gözlemler, Doppler etkisi ile birlikte bulutsunun genişleme hızını ortaya çıkarabilir. Ardından, bilinen genişleme hızı ile açısal genişleme karşılaştırılarak, bulutsu için mesafe hesaplanabilir.[19]

Birkaç yıllık Hubble Uzay Teleskobu gözlemleri, NGC 6543'ün mesafesini hesaplamada kullanılmıştır. Genişleme hızı, görüş hattı boyunca 16.4 km/sn bulunurken, açısal genişlemesi her yıl yaklaşık olarak 10 miliyay-saniyedir. Bu iki sonuç birleştirildiğinde bulutsunun Dünya'dan uzaklığı yaklaşık olarak 1001 ± 269 parsek (3×1019 m) veya 3300 ışık yılıdır.[20]

Yaşı[değiştir | kaynağı değiştir]

Bulutsunun açısal genişlemesi aynı zamanda yaşını hesaplamada da kullanılabilir. Yılda sabit bir hızla 10 miliyay-saniye genişliyorsa, 1000 ± 260 yıl sonra açısal genişleme 20 yay-saniye olacaktır. Bu, yaş için bir üst sınır olabilir. Çıkarılan malzeme yıldızlararası maddeye ek olarak, yıldızın erken zamanlarında çıkarılan malzemeyle karşılaştırıldığında daha yavaş olacaktır.[20]

Bileşimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Fotoğraf, iç çekirdeği kuşatan eşmerkezli halkaları göstermektedir. Ayrıca, merkezdeki olası ikili yıldız sisteminden gelen fışkırmaların sebep olduğu çizgisel yapılar da görünmektedir.

Pek çok gökbilimsel nesnede olduğu gibi NGC 6543'ün bileşimi, küçük niceliklerde ağır elementlerle beraber çokça hidrojen ve helyuma dayanır. Tam bileşim, spektroskopik çalışmalarla tespit edilebilecektir. Element zenginliği genellikle, en bol öğe olan hidrojene göreli olarak ifade edilir.[9]

Farklı çalışmalar element zenginliği için değerleri daha değişik bulur. Bu çoğunlukla böyledir çünkü teleskoplara bağlanan spektrograflar, gözlenen nesnelerden bütün ışığı toplayamaz, bunun yerine bir kesik veya küçük bir açıklıktan ışığı toplar. Bu yüzden farklı gözlemler, bulutsunun farklı kısımlarını modelleyebilir.

Yine de NGC 6543 ile ilgili sonuçlar geniş bir şekilde hidrojene göreli olarak şu şekilde kabul edilir; helyum zenginliği 0.12, karbon ve nitrojen zenginliği 3×10−4 ve oksijen zenginliği 7×10−4.[14]

Kinematik ve morfoloji[değiştir | kaynağı değiştir]

Kedi Gözü Bulutsusu, morfolojik ve yapısal olarak çok karmaşık bir bulutsudur ayrıca mekanizması tam olarak anlaşılabilmiş değildir.[15] Bulutsunun merkezi parlak kısmı iç ince uzun kabarcığı (iç elips) sıcak gaz ile doludur. Yapışık bir çift halindeki küremsi kabarcıklar, orta kısım boyunca uzanır. İkinci büyük elips, yine orta kısımda sıcak gaz kabarcığına dik şekilde yer alır.[7]

Bulutsunun parlak bölümünün yapısı, oluşumu sırasında öncelikle hızlı bir yıldız rüzgarının etkisiyle merkezi yıldızdan çıkan maddeden oluşmuştur. Bu etkileşim, yukarıda da açıklanan X-ışınları emisyonuna neden olur. Yıldız rüzgârı, 1900 km/sn gibi yüksek hızla esmektedir, bulutsunun iç kabarcığı oyulmuş ve iki ucundaki balonu patlatmış gibi görünmektedir.[15]

Ayrıca, bulutsunun merkezi yıldızının ikili yıldız olduğu şüphesi bulunmaktadır. İki bileşen arasındaki kütle transferiyle oluşmuş olan yığılma diskinin varlığı, önceden çıkarılan malzemeyle birbirini etkileyerek kutupsal fışkırmaların yükselmesine neden olabilir. Zamanla kutupsal fışkırmaların yönü, devinim yüzünden değişecektir.[21]

Bulutsunun parlak iç kısmının dışında eşmerkezli halkalar dizisinin varlığı, yıldız Hertzsprung-Russell diyagramının AGB bölgesindeyken gezegenimsi bulutsunun oluşumundan önce çıkartıldığını düşündürmektedir. Bu halkalar çok eşit aralıklardadır, bu yüzden biçimlerinden sorumlu olan mekanizma tarafından, düzenli aralıklarda ve benzer hızlarda çıkartıldıklarını akla getirmektedir.[6] Halkaların toplam kütlesi, 0.1 güneş kütlesidir.[22] Halkaları oluşturan titreşimler, muhtemelen 15,000 yıl önce başladı ve parlak merkezi bölüm oluşumunun başladığı zaman, 1,000 yıl önce durdu.[23]

Dışarıdaki büyük zayıf hale, yıldızıdan çok daha uzak mesafelere ulaşır ve yine ana bulutsunun oluşumundan önce gerçekleşmiştir. Halenin kütlesi yaklaşık olarak 0.26–0.92 güneş kütlesidir.[22]

Mevcut sorular[değiştir | kaynağı değiştir]

Hubble Uzay Teleskobu tarafından 1994 yılında elde edilen fotoğraf

Yoğun çalışmalara rağmen Kedi Gözü Bulutsusu birçok gizeme sahiptir. İç bulutsuyu çevreleyen eş merkezli halkalar, birkaç yüz ile birkaç bin yıl arasında çıkarılmış gibir ve izah edilmesi zor bir zaman aralığıdır. Küçük yüzey titreşimlerinin on yıllar aralığında meydana geldiği düşünülürken, gezegenimsi bulutsuların biçimine sebep olan termik titreşimlerin ise onbinlerce yıl aralığında olduğuna inanılır. Kedi Gözü Bulutsusu'nun etrafındaki eşmerkezli halkaları oluşturan mekanizmanın hangi zaman aralığında oluştuğu henüz bilinmemektedir.[23]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b c SIMBAD 2006
  2. ^ a b c VizieR
  3. ^ 9.8B mutlak parlaklık - 5 * (log10(1.0 ± 0.3 kpc uzaklık) - 1) = -0.2+0.8−0.6B mutlak parlaklık
  4. ^ uzaklık × sin(açısal çap / 2 ) = 0.2 Iy. yarıçap
  5. ^ a b c Moore 2007
  6. ^ a b c Balick, Wilson & Hajian 2001, p. 354
  7. ^ a b Reed et al. 1999, p. 2433
  8. ^ a b c Wesson & Liu 2004, pp. 1026, 1028
  9. ^ a b Wesson & Liu 2004, p. 1029
  10. ^ Bianchi, Cerrato & Grewing 1986
  11. ^ kwok 2000, p. 1
  12. ^ Klaas et al. 2006, p. 523
  13. ^ Hora et al. 2004, p. 299
  14. ^ a b Wesson & Liu 2004, pp. 1026–1027, 1040–1041
  15. ^ a b c d Balick & Preston 1987, pp. 958, 961–963
  16. ^ Wesson & Liu 2004, pp. 1027–1031
  17. ^ Chu et al. 2001
  18. ^ Guerrero et al. 2001
  19. ^ a b Reed et al. 1999, p. 2430
  20. ^ a b Reed et al. 1999, pp. 2433–2438
  21. ^ Miranda & Solf 1992
  22. ^ a b Balick, Wilson & Hajian 2001, p. 358
  23. ^ a b Balick, Wilson & Hajian 2001, pp. 359–360

Atıf kaynaklar[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]