Gezegenimsi bulutsu

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezegenimsi bulutsu
Özellikler
TürüSalma bulutsusu
Kütle aralığı0,1M-1M[1]
Boyut aralığı~1 ly[1]
Yoğunluk100 ila 10.000 cm3 / parçacık[1]
Dış bağlantılar
inline Ortam kategorisi
inline Q13632
Ek bilgiler
Keşif1764, Charles Messier[2]
Kedi Gözü bulutsusunun (NGC 6543) X-ışını/görünür ışık kullanılarak çekilmiş fotoğrafı.
Two cameras aboard Webb Telescope captured the latest image of this planetary nebula, cataloged as NGC 3132, and known informally as the Southern Ring Nebula. It is approximately 2,500 light-years away.
Webb Teleskobu, üzerindeki iki kamerayı kullanarak Güneyin Halka bulutsusu olarak da bilinen NGC 3132'nin fotoğrafını çekmiş. Yaklaşık 2.500 ışıkyılı uzaklıkta yer alıyor.
Merkezinde bulunan bir çift yıldız tarafından aydınlatılan NGC 6326'dan parlak gaz demetleri fışkırıyor.[3]

Gezegenimsi bulutsu veya Gezegenimsi nebula, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.[4]

"Gezegenimsi bulutsu" terimi, gezegenlerle ilgisiz oldukları için yanlış bir adlandırmadır. Terimin kökeni, ilkel teleskoplarla gözlem yapan astronomların bu nebulaları yuvarlak şekillerinden dolayı gezegenlere benzetmesine dayanır. Bu terim ilk kez, İngiliz astronom William Herschel tarafından 1780'li yıllarda kullanılmış olsa da Ocak 1779 gibi daha erken bir tarihte, Fransız astronom Antoine Darquier de Pellepoix, yaptığı gözlemler sonucunda Halka bulutsusunu "çok sönük ama mükemmel bir şekilde ana hatlarıyla; Jüpiter kadar büyük ve de solmakta olan bir gezegene benziyor" diyerek tarif etti.[5][6][7] Günümüzde farklı bir şekilde tanımlansa da bu eski terim hala kullanılmaktadır.

Tüm gezegenimsi bulutsular, yaklaşık 1-8 güneş kütlesi büyüklüğünde olan orta kütleli bir yıldızın hayatının son evresinde oluşur. Güneş'in yaşam döngüsünün sonunda bir gezegenimsi bulutsu oluşturması bekleniyor.[8] Yıldız evriminin oldukça uzun süren aşamaları göz önünde bulundurulduğunda gezegenimsi bulutsular, belki birkaç on bin yıl yaşayan kısa ömürlü fenomenlerdir. Kırmızı devin atmosferinin tamamı dağıldıktan sonra ortaya çıkan, sıcak ve parlak gezegenimsi bulutsu çekirdeğinden yayılan ultraviyole ışınlar, uzaya doğru saçılan maddeyi iyonlaştırır.[4] Emilen ultraviyole ışık daha sonra çekirdeğin etrafındaki gazın parlamasına sebep olur.

Gezegenimsi bulutsular, elementleri yaratıldıkları yıldızlardan yıldızlararası ortama yayarak Samanyolu'nun kimyasal evriminde muhtemelen çok önemli bir rol oynar.

1990'lardan başlayarak, Hubble Uzay Teleskobu görüntüleri, birçok gezegenimsi bulutsunun son derece karmaşık ve çeşitli morfolojilere sahip olduğunu ortaya çıkardı. Yaklaşık beşte biri kabaca küreseldir, ancak çoğunluğu küresel simetrik değildir. Bu kadar çok çeşitli şekil ve özellik üreten mekanizmalar henüz tam olarak anlaşılamamıştır ancak çift yıldızlar, yıldız rüzgarları ve manyetik alanlar buna sebep olabilir.

Gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

Spherical shell of colored area against background stars. Intricate cometary-like knots radiate inwards from the edge to about a third of the way to the center. The center half contains brighter spherical shells that overlap each other and have rough edges. Lone central star is visible in the middle. No background stars are visible.
NGC 2392, Eskimo bulutsusu

Keşfi[değiştir | kaynağı değiştir]

Keşfedilen ilk gezegenimsi bulutsu (henüz böyle adlandırılmasa da), Vulpecula takımyıldızındaki Halter Bulutsusu idi. 12 Temmuz 1764'te Charles Messier tarafından gözlemlendi ve onu bulutsu nesneler kataloğuna M27 olarak kaydetti.[9] Düşük çözünürlüklü teleskoplarla yapılan ilk gözlemlerde, M27 ve daha sonra keşfedilen gezegenimsi bulutsular, Uranüs gibi dev gezegenlere benziyordu. Ocak 1779 gibi daha erken bir tarihte, Fransız astronom Antoine Darquier de Pellepoix, yaptığı gözlemler sonucunda Halka bulutsusu için "çok sönük ama mükemmel bir şekilde ana hatlarıyla; Jüpiter kadar büyük ve de solmakta olan bir gezegene benziyor" dedi.[5][6][7]

Bu nesnelerin doğası belirsizliğini koruyordu. 1782'de Uranüs'ün kaşifi William Herschel, Satürn bulutsusunu (NGC 7009) keşfetti ve onun için "Tuhaf bir bulutsu ya da başka ne denir bilmiyorum" dedi. Daha sonra bu nesneleri "yıldız benzeri" gezegenler olarak tanımladı.[10] Darquier'in kendisinden önce belirttiği gibi, Herschel diskin bir gezegene benzediğini ancak gezegen olamayacak kadar sönük olduğunu fark etti.

"Gezegenimsi bulutsu" terimi, gökbilimciler tarafından bu tür bulutsuları sınıflandırmak için kullanılan terminolojiye yerleşmiştir ve bugün hala gökbilimciler tarafından kullanılmaktadır.[11][12]

Spektrum[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegenimsi bulutsuların doğası, 19. yüzyılın ortalarında ilk spektroskopik gözlemler yapılana kadar bilinmiyordu. Işığı kırmak için bir prizma kullanan William Huggins, astronomik nesnelerin optik spektrumlarını inceleyen ilk astronomlardan biriydi.[13]

29 Ağustos 1864'te Huggins, Kedi Gözü bulutsusunu gözlemlediğinde bir gezegenimsi bulutsunun tayfını analiz eden ilk kişi oldu.[9] Yıldızlarla ilgili gözlemleri, spektrumlarının üst üste bindirilmiş birçok koyu çizgi ile sürekli bir radyasyondan oluştuğunu göstermişti. Andromeda bulutsusu (artık bir galaksi olduğu biliniyor) gibi pek çok bulutsu nesnenin oldukça benzer spektrumlara sahip olduğunu buldu. Ancak Huggins, Kedi Gözü bulutsusuna baktığında çok farklı bir spektrumla karşılaştı. Kedi Gözü Bulutsusu ve diğer benzer nesneler, üst üste bindirilmiş soğurma çizgileriyle güçlü bir süreklilik yerine, bir dizi emisyon çizgisi gösterdi.[13] Bunların en parlağı, bilinen herhangi bir elementin soğurma çizgisine denk gelmeyen 500,7 nm dalga boyundaydı.[14]

İlk başta, çizginin nebulium adlı bilinmeyen bir elementten kaynaklanabileceği varsayıldı. Benzer bir varsayım, 1868'de Güneş'in spektrumunun analizi yoluyla helyumun keşfedilmesini sağlamıştı.[9] Helyum, Güneş'in spektrumunda tespit edildikten kısa bir süre sonra Dünya'da izole edilmişken, "nebulyum" böyle değildi. 20. yüzyılın başlarında Henry Norris Russell, 500,7 nm'deki çizginin yeni bir elementin varlığından ziyade bilinen bir maddenin olağandışı koşullardaki davranışından kaynaklandığını önerdi.[9]

Merkezi yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegenimsi bulutsuların merkezindeki yıldızlar çok sıcaktır.[4] Bir yıldız ancak nükleer yakıtının çoğunu tükettiğinde çökerek küçülür. Gezegenimsi bulutsular, yıldız evriminin son aşaması olarak görülür. Spektroskopik gözlemler, tüm gezegenimsi bulutsuların genişlediğini göstermektedir. Bu genişleme, gezegenimsi bulutsuların, ölen bir yıldızın dış katmanlarının uzaya saçılmasıyla oluştuğu fikrini doğurdu.[9]

Modern gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

20. yüzyılın sonlarına doğru, teknolojik gelişmeler sayesinde gezegenimsi bulutsular hakkında daha fazla veri elde edildi.[15] Uzay teleskopları, astronomların, Dünya atmosferinin engellediği dalgaboylarındaki ışığı incelemelerini sağladı. Gezegenimsi bulutsulardan gelen kızılötesi ve ultraviyole ışınların incelenmesi, bulutsuların sıcaklıklarının, yoğunluklarının ve içeriğinin çok daha doğru belirlenmesini sağladı.[16][17] Yük bağlaşımlı aygıt teknolojisiyle, çok daha sönük spektral çizgilerin öncekilere göre çok daha doğru bir şekilde ölçüldü. Yerden bakıldığında birçok bulutsu basit ve düzenli yapılara sahip gibi görünse de Hubble Uzay Teleskobu gibi çok yüksek optik çözünürlüğe sahip uzay teleskopları son derece karmaşık yapıları ortaya çıkardı.[18][19]

Morgan-Keenan spektral sınıflandırma şemasına göre, gezegenimsi bulutsular Tip-P olarak sınıflandırılır, ancak bu gösterim pratikte nadiren kullanılır.[20]

Oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

8 güneş kütlesinden (M) büyük yıldızlar süpernova patlamalarıyla son bulurken gezegenimsi bulutsular görünüşe bakılırsa yalnızca 0,8 M ila 8.0 M arasındaki orta ve az kütleli yıldızların yaşamlarının sonunda oluşuyor.[21] Gezegenimsi bulutsuları oluşturan yıldızlar, ömürlerinin çoğunu, yaklaşık 15 milyon K derece sıcaklığındaki çekirdeklerinde hidrojen kaynaklarını helyuma dönüştürerek geçirir. Ortaya çıkan bu enerji, yıldızın ezici kütleçekim kuvvetini dengeleyen, çekirdekten dışa doğru hareket eden bir basınç yaratır.[22] Bu denge durumu, kütleye bağlı olarak on milyonlarca ila milyarlarca yıl sürebilen anakol evresi olarak bilinir.

Çekirdekteki hidrojen kaynağı azalmaya başladığında, kütleçekimi çekirdeği sıkıştırmaya başlar ve sıcaklığın yaklaşık 100 milyon K dereceye yükselmesine neden olur.[22] Bu tür yüksek çekirdek sıcaklıkları, yıldızın daha soğuk dış katmanlarının çok daha büyük kırmızı dev yıldızlar oluşturmak üzere genişlemesine neden olur. Bu son evrede, yayılan enerji, daha geniş bir yüzey alanına dağılarak ortalama yüzey sıcaklığının azalmasına ve yıldızın parlaklığının dramatik bir şekilde artmasına neden olur, Yıldız evriminde, parlaklıkta bu tür artışlar yaşayan yıldızlar, asimptotik dev kol yıldızları olarak bilinir.[22] Bu aşamada yıldız, toplam kütlesinin %50-70'ini yıldız rüzgarıyla kaybedebilir.[23]

Yaklaşık 3 M büyüklüğündeki asimptotik dev dal yıldızlarının çekirdekleri sıkışmaya devam eder. Sıcaklıklar yaklaşık 100 milyon K dereceye ulaştığında, helyum çekirdekleri karbona ve oksijene kaynaşır, böylece yıldız yeniden enerji yaymaya devam eder ve çekirdeğin sıkışması geçici olarak durdurur. Bu yeni helyum yakma aşaması (helyum çekirdeklerinin füzyonu), inert karbon ve oksijenden oluşan ve büyüyen bir iç çekirdek oluşturur. Bunun üstünde, hidrojen-kaynaştırıcı bir katmanın çevrelediği ince bir helyum-kaynaştırıcı katman bulunur. Ancak bu yeni evre sadece 20.000 yıl kadar sürer ve bu da yıldızın tüm ömrüne kıyasla çok kısa bir süredir.

Atmosferin yıldızlararası uzaya tahliyesi hız kesmeden devam eder ancak açığa çıkan çekirdeğin dış yüzeyi yaklaşık 30.000 K dereceyi aşan sıcaklıklara ulaştığında, tahliye olan atmosferi iyonize etmeye yetecek miktarda ultraviyole foton vardır ve bu da gazın gezegenimsi bir bulutsu gibi parlamasına neden olur.[22]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b c Osterbrock, Donald E.; Ferland, G. J. (2005), Ferland, G. J. (Ed.), Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, University Science Books, ISBN 978-1-891389-34-4 
  2. ^ "Messier 27 (The Dumbbell Nebula)". nasa.gov. 19 Ekim 2017. 10 Nisan 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Temmuz 2023. 
  3. ^ Miszalski et al. 2011
  4. ^ a b c Frankowski & Soker 2009
  5. ^ a b Observations astronomiques, faites à Toulouse (Astronomical observations, made in Toulouse). Avignon: J. Aubert; (and Paris: Laporte, etc.). 1777. 
  6. ^ a b Olson (June 2017). "Who Discovered the Ring Nebula?". Sky & Telescope. ss. 32-37. 
  7. ^ a b Wolfgang Steinicke. "Antoine Darquier de Pellepoix". 25 Ocak 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2018. 
  8. ^ Daley, Jason (8 Mayıs 2018). "The Sun Will Produce a Beautiful Planetary Nebula When It Dies". Smithsonian Magazine (İngilizce). 8 Mayıs 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mart 2020. 
  9. ^ a b c d e Kwok 2000
  10. ^ Zijlstra, A. (2015). "Planetary nebulae in 2014: A review of research" (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 51: 221-230. arXiv:1506.05508 $2. 9 Ekim 2022 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  11. ^ SEDS 2013
  12. ^ Hubblesite.org 1997
  13. ^ a b Moore 2007
  14. ^ Huggins & Miller 1864
  15. ^ Kwok 2005
  16. ^ Hora et al. 2004
  17. ^ Kwok et al. 2006
  18. ^ Reed et al. 1999
  19. ^ Aller & Hyung 2003
  20. ^ Krause 1961
  21. ^ Maciel, Costa & Idiart 2009
  22. ^ a b c d Harpaz 1994
  23. ^ Wood (2004). "Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of Their Origin". The Astrophysical Journal. 604 (2): 800. doi:10.1086/382123. 

Atıf yapılmış kaynaklar[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]