Gezegenimsi bulutsu. Uzay bulutsuları

Karbon, nitrojen, oksijen ve kalsiyum gibi).

Son yıllarda Hubble Uzay Teleskobu'nun elde ettiği görüntüler yardımıyla birçok gezegenimsi bulutsunun oldukça karmaşık ve benzersiz bir yapıya sahip olduğunu öğrenmek mümkün oldu. Bunların yaklaşık beşte biri dairesel olmasına rağmen çoğunluğunun herhangi bir küresel simetrisi yoktur. Bu kadar çeşitli formların oluşmasını mümkün kılan mekanizmalar bugüne kadar tam olarak anlaşılamamıştır. Bunda yıldız rüzgarı ile ikili yıldızların, manyetik alanın ve yıldızlararası ortamın etkileşiminin büyük rol oynayabileceğine inanılıyor.

Araştırmanın tarihi

Gezegenimsi bulutsular çoğunlukla soluk nesnelerdir ve genellikle çıplak gözle görülemezler. Keşfedilen ilk gezegenimsi bulutsu, Vulpecula takımyıldızındaki Halter Bulutsusu'ydu: Kuyruklu yıldızları arayan Charles Messier, 1764'te bulutsu kataloğunu (gökyüzünü gözlemlerken kuyruklu yıldızlara benzeyen sabit nesneler) derlerken, onu M27 numarası altında katalogladı. 1784 yılında Uranüs'ün kaşifi William Herschel, kataloğunu derlerken bunları ayrı bir bulutsu sınıfı olarak tanımladı ( sınıf IV bulutsular) ve Uranüs diskine olan benzerliklerinden dolayı onlara "gezegenimsi bulutsu" terimini önerdiler.

Gezegenimsi bulutsuların alışılmadık doğası, 19. yüzyılın ortalarında gözlemlerde spektroskopinin kullanılmaya başlanmasıyla keşfedildi. William Huggins, alışılmadıklıkları ile öne çıkan nesneler olan gezegenimsi bulutsuların spektrumlarını elde eden ilk gökbilimci oldu:

Bu dikkat çekici nesnelerin en gizemlilerinden bazıları, teleskopla bakıldığında yuvarlak veya hafif oval diskler gibi görünen nesnelerdir. ...Yeşilimsi mavi renkleri de dikkat çekicidir; tek yıldızlar için son derece nadirdir. Ayrıca bu nebulalarda merkezi yoğunlaşma belirtisi de bulunmuyor. Bu özelliklerine göre gezegenimsi bulutsular, Güneş ve sabit yıldızların özelliklerinden tamamen farklı özelliklere sahip nesneler olarak öne çıkıyor. Bu nedenlerden ve parlaklıklarından dolayı bu bulutsuları spektroskopik inceleme için en uygun bulutsular olarak seçtim.

Diğer bir sorun da gezegenimsi bulutsuların kimyasal bileşimiydi: Huggins, standart spektrumlarla karşılaştırıldığında nitrojen ve hidrojen çizgilerini tanımlamayı başardı, ancak 500,7 nm dalga boyuna sahip çizgilerin en parlak olanı o zamanlar bilinen spektrumda gözlemlenmedi. kimyasal elementler. Bu çizginin bilinmeyen bir unsura karşılık geldiği varsayıldı. 1868'de Güneş'in spektral analizi sırasında helyumun keşfedilmesine yol açan fikre benzetilerek önceden nebulyum adı verildi.

Yeni bir elementin keşfine ilişkin varsayımlar bulutsu doğrulanmadı. 20. yüzyılın başında Henry Russell, 500,7 nm'deki çizginin yeni bir elemente değil, bilinmeyen koşullar altındaki eski bir elemente karşılık geldiğini öne sürdü.

Termonükleer reaksiyonların yeniden başlaması çekirdeğin daha fazla sıkıştırılmasını önler. Yanan helyum kısa sürede karbon ve oksijenden oluşan ve yanan helyumdan oluşan bir kabukla çevrelenen atıl bir çekirdek oluşturur. Helyum içeren termonükleer reaksiyonlar sıcaklığa çok duyarlıdır. Reaksiyon hızı T40 ile orantılıdır; yani sıcaklıktaki yalnızca %2'lik bir artış, reaksiyon hızının iki katına çıkmasına yol açacaktır. Bu, yıldızı son derece kararsız hale getirir: Sıcaklıktaki küçük bir artış reaksiyon hızında hızlı bir artışa neden olur, enerji salınımı artar ve bu da sıcaklığın artmasına neden olur. Yanan helyumun üst katmanları hızla genişlemeye başlar, sıcaklık düşer ve reaksiyon yavaşlar. Bütün bunlar, bazen yıldızın atmosferinin önemli bir bölümünü uzaya fırlatacak kadar güçlü olan güçlü titreşimlere neden olabilir.

Fırlatılan gaz, yıldızın açıkta kalan çekirdeğinin etrafında genişleyen bir kabuk oluşturur. Atmosferin giderek daha fazla kısmı yıldızdan sıyrıldıkça, daha derin ve daha derin, daha yüksek sıcaklıktaki katmanlar ortaya çıkıyor. Açıkta kalan yüzey (yıldızın fotosferi) 30.000 K sıcaklığa ulaştığında, yayılan ultraviyole fotonların enerjisi, fırlatılan malzemedeki atomları iyonize etmeye yeterli hale gelir ve bu da onun parlamasına neden olur. Böylece bulut gezegenimsi bir bulutsu haline gelir.

Ömür

Gezegenimsi bulutsunun maddesi, merkezi yıldızdan saniyede birkaç on kilometre hızla uçup gidiyor. Aynı zamanda madde dışarı aktıkça merkezdeki yıldız soğuyarak kalan enerjiyi yayar; Termonükleer reaksiyonlar durur çünkü yıldız artık karbon ve oksijeni kaynaştırmak için gereken sıcaklığı koruyacak yeterli kütleye sahip değildir. Sonunda yıldız o kadar soğuyacak ki artık dışarıdaki gaz kabuğunu iyonize etmeye yetecek kadar ultraviyole ışık yayamayacak. Yıldız beyaz bir cüceye dönüşür ve gaz bulutu yeniden birleşerek görünmez hale gelir. Tipik bir gezegenimsi bulutsu için oluşumdan yeniden birleşmeye kadar geçen süre 10.000 yıldır.

Galaktik Geri Dönüşümcüler

Gezegenimsi bulutsular galaksilerin evriminde önemli bir rol oynar. İlk Evren esas olarak hidrojen ve helyumdan oluşuyordu. tip II yıldızlar. Ancak zamanla termonükleer füzyonun bir sonucu olarak yıldızlarda daha ağır elementler oluştu. Dolayısıyla gezegenimsi bulutsuların maddesi yüksek oranda karbon, nitrojen ve oksijen içerir ve genişleyip yıldızlararası uzaya girdikçe onu genellikle gökbilimciler tarafından metal olarak adlandırılan bu ağır elementlerle zenginleştirir.

Yıldızlararası maddeden oluşan sonraki nesil yıldızlar, başlangıçta daha fazla miktarda ağır element içerecektir. Yıldızların bileşimindeki payları önemsiz kalsa da varlıkları yaşam döngüsünü önemli ölçüde değiştiriyor tip I yıldızlar(Bkz. Yıldız Nüfusu).

Özellikler

Fiziksel özellikler

Tipik bir gezegenimsi bulutsu ortalama bir ışıkyılı genişliğe sahiptir ve cm³ başına yaklaşık 1000 parçacık yoğunluğuna sahip oldukça seyreltilmiş gazdan oluşur; bu, örneğin Dünya atmosferinin yoğunluğuyla karşılaştırıldığında ihmal edilebilir, ancak yaklaşık 10-100 parçacıktır. Dünya'nın yörüngesinin Güneş'ten uzaklığına bağlı olarak gezegenler arası uzayın yoğunluğundan kat kat daha fazladır. Genç gezegenimsi bulutsular en yüksek yoğunluğa sahiptir ve bazen cm³ başına 106 parçacığa ulaşır. Bulutsular yaşlandıkça genişlemeleri yoğunluklarının azalmasına neden olur.

Merkezi yıldızdan gelen radyasyon, gazları 10.000 derecelik sıcaklıklara kadar ısıtır. Paradoksal olarak, bir gazın sıcaklığı genellikle merkezdeki yıldızdan uzaklaştıkça artar. Bunun nedeni, bir fotonun enerjisi ne kadar fazlaysa emilme ihtimalinin de o kadar düşük olmasıdır. Dolayısıyla bulutsunun iç bölgelerinde düşük enerjili fotonlar emilirken, dış bölgelerde kalan yüksek enerjili fotonlar ise sıcaklıklarının artmasına neden olur.

Bulutsular ikiye ayrılabilir madde bakımından fakir Ve radyasyon zayıf. Bu terminolojiye göre ilk durumda bulutsu, yıldızın yaydığı morötesi fotonların tamamını absorbe edecek kadar maddeye sahip değildir. Bu nedenle görünür bulutsu tamamen iyonize edilmiştir. İkinci durumda, merkezi yıldız, çevredeki tüm gazı iyonize etmeye yetecek kadar ultraviyole foton yaymaz ve iyonizasyon cephesi nötr yıldızlararası uzaya geçer.

Gezegenimsi bir bulutsudaki gazın çoğu iyonize olduğundan (yani plazma), manyetik alanların yapısı üzerinde önemli bir etkisi vardır ve plazmanın filamentasyonu ve kararsızlığı gibi olaylara neden olur.

Miktar ve dağıtım

Bugün 200 milyar yıldızdan oluşan galaksimizde 1.500 gezegenimsi bulutsu bilinmektedir. Sayılarının az olmasının sebebi yıldızlara göre kısa ömürleridir. Temel olarak hepsi Samanyolu düzleminde yer alır ve çoğunlukla galaksinin merkezine yakın yerlerde yoğunlaşırlar ve pratik olarak yıldız kümelerinde gözlenmezler.

Astronomik araştırmalarda fotoğraf filmi yerine CCD matrislerinin kullanılması, bilinen gezegenimsi bulutsuların listesini önemli ölçüde genişletti.

Yapı

Çoğu gezegenimsi bulutsu simetriktir ve görünüş olarak neredeyse küreseldir, ancak bu onların çok karmaşık şekillere sahip olmalarını engellemez. Gezegenimsi bulutsuların yaklaşık %10'u pratik olarak iki kutupludur ve yalnızca küçük bir kısmı asimetriktir. Dikdörtgen bir gezegenimsi bulutsu bile bilinmektedir. Bu şekil çeşitliliğinin nedenleri tam olarak anlaşılamamıştır ancak ikili sistemlerdeki yıldızlar arasındaki çekimsel etkileşimlerin büyük rol oynayabileceğine inanılmaktadır. Başka bir versiyona göre, mevcut gezegenler, bir bulutsunun oluşumu sırasında maddenin tekdüze yayılmasını bozar. Ocak 2005'te Amerikalı gökbilimciler, iki gezegenimsi bulutsunun merkezi yıldızlarının etrafındaki manyetik alanların ilk tespitini duyurdular ve ardından bu bulutsuların şeklinin yaratılmasından kısmen veya tamamen kendilerinin sorumlu olduğunu öne sürdüler. Manyetik alanların gezegenimsi bulutsulardaki önemli rolü 1960'larda Grigor Gurzadyan tarafından tahmin edilmişti. Bipolar şeklin, oluşan beyaz cücenin yüzeyindeki helyum tabakasındaki patlama cephesinin yayılmasından kaynaklanan şok dalgalarının etkileşiminden kaynaklanabileceğine dair bir varsayım da vardır (örneğin, Kedi Gözü, Kum Saati bulutsusu, görüş hattı boyunca genişleme oranının hesaplanmasını mümkün kılacak. Açısal genişlemenin elde edilen genişleme oranıyla karşılaştırılması, bulutsuya olan mesafenin hesaplanmasını mümkün kılacaktır.

Bu kadar çeşitli bulutsu şekillerinin varlığı hararetli bir tartışma konusudur. Bunun, yıldızdan farklı hızlarda uzaklaşan madde arasındaki etkileşimlerden kaynaklanabileceğine yaygın olarak inanılıyor. Bazı gökbilimciler, gezegenimsi bulutsuların en azından en karmaşık şekillerinden ikili yıldız sistemlerinin sorumlu olduğuna inanıyor. Son araştırmalar, birçok gezegenimsi bulutsuda güçlü manyetik alanların varlığını doğruladı; bu, daha önce de birkaç kez öne sürülmüştü. İyonize gazla manyetik etkileşimler de bazılarının şeklinin belirlenmesinde rol oynayabilir.

Şu anda bulutsudaki metalleri tespit etmek için farklı spektral çizgi türlerine dayalı iki farklı yöntem bulunmaktadır. Bazen bu iki yöntem tamamen farklı sonuçlar verir. Bazı gökbilimciler bunu gezegenimsi bulutsudaki zayıf sıcaklık dalgalanmalarının varlığıyla açıklama eğilimindeler. Diğerleri ise gözlemlerdeki farklılıkların sıcaklık etkileriyle açıklanamayacak kadar dramatik olduğuna inanıyor. Çok az miktarda hidrojen içeren soğuk kümelerin varlığını varsayıyorlar. Ancak, onların görüşüne göre, varlığı metal miktarı tahminindeki farklılığı açıklayabilecek kümeler hiçbir zaman gözlemlenmedi.

Gezegenimsi bulutsuların fiziği. - M.: Nauka, 1982.

NGC 6543, Kedi Gözü Bulutsusu - iç bölge, sahte renkli görüntü (kırmızı - Ha; mavi - nötr oksijen, 630 nm; yeşil - iyonize nitrojen, 658,4 nm)

Gezegenimsi bulutsu, iyonize bir gaz kabuğu ve merkezi bir bulutsudan oluşan astronomik bir nesnedir. Gezegenimsi bulutsular, evrimlerinin son aşamasında dış katmanların (kabukların) ve kütlesi 1,4 güneşe kadar olan süperdevlerin dökülmesiyle oluşur. Gezegenimsi bir bulutsu, hızlı hareket eden (astronomik standartlara göre) bir olgudur ve yalnızca birkaç onbinlerce yıl sürer; ata yıldızın ömrü birkaç milyar yıldır. Şu anda yaklaşık 1.500 gezegenimsi bulutsu bilinmektedir.

Gezegenimsi bulutsuların oluşum süreci, işaret fişekleriyle birlikte, kimyasal evrimde önemli bir rol oynar ve ağır elementler bakımından zenginleştirilmiş yıldızlararası uzaya malzeme fırlatır - yıldız nükleosentezinin ürünleri (astronomide, ürünler hariç tüm elementler ağır kabul edilir). birincil nükleosentez - hidrojen ve helyum, örneğin karbon, nitrojen, oksijen ve kalsiyum).

Son yıllarda elde edilen görüntüler yardımıyla birçok gezegenimsi bulutsunun oldukça karmaşık ve benzersiz bir yapıya sahip olduğunu öğrenmek mümkün oldu. Bunların yaklaşık beşte biri dairesel olmasına rağmen çoğunluğunun herhangi bir küresel simetrisi yoktur. Bu kadar çeşitli formların oluşmasını mümkün kılan mekanizmalar bugüne kadar tam olarak anlaşılamamıştır. Bunda hem yıldızlararası ortamın hem de yıldızlararası ortamın etkileşiminin büyük rol oynayabileceğine inanılıyor.

Araştırmanın tarihi

Sahte renklerde Halter Bulutsusu

Gezegenimsi bulutsular çoğunlukla soluk nesnelerdir ve genellikle çıplak gözle görülemezler. Keşfedilen ilk gezegenimsi bulutsu, Vulpecula takımyıldızındaki Halter Bulutsusu'ydu: 1764'te bulutsu kataloğunu (gökyüzünü gözlemlerken kuyruklu yıldızlara benzeyen sabit nesneler) derlerken arayan Charles Messier, onu katalogda şu numara altında listeledi: M27. 1784 yılında kaşif William Herschel kataloğunu derlerken bunları ayrı bir bulutsu sınıfı olarak tanımladı ( sınıf IV bulutsular) ve Uranüs diskine olan benzerliklerinden dolayı onlara "gezegenimsi bulutsu" terimini önerdiler.

Gezegenimsi bulutsuların alışılmadık doğası, 19. yüzyılın ortalarında gözlemlerde spektroskopinin kullanılmaya başlanmasıyla keşfedildi. William Huggins, alışılmadıklıkları ile öne çıkan nesneler olan gezegenimsi bulutsuların spektrumlarını elde eden ilk gökbilimci oldu:

Bu dikkat çekici nesnelerin en gizemlilerinden bazıları, teleskopik olarak bakıldığında yuvarlak veya hafif oval diskler gibi görünen nesnelerdir. ...Yeşilimsi mavi renkleri de dikkat çekicidir; tek yıldızlar için son derece nadirdir. Ayrıca bu nebulalarda merkezi yoğunlaşma belirtisi de bulunmuyor. Bu özelliklerine göre gezegenimsi bulutsular, sabit yıldızların özelliklerinden tamamen farklı özelliklere sahip nesneler olarak öne çıkıyor. Bu nedenlerden ve ayrıca parlaklıklarından dolayı bu bulutsuları spektroskopik inceleme için en uygun bulutsular olarak seçtim.

Huggins, NGC 6543 (Kedi Gözü), M27 (Dumbbell), M57 (Lyra Halka Bulutsusu) ve diğer bazı bulutsuların spektrumlarını incelediğinde, spektrumlarının yıldızların spektrumlarından son derece farklı olduğu ortaya çıktı: tüm yıldız spektrumları O zamana kadar elde edilenler soğurma spektrumlarıydı (çok sayıda koyu çizgiye sahip sürekli spektrum), gezegenimsi bulutsuların spektrumları ise az sayıda emisyon çizgisine sahip emisyon spektrumları olarak ortaya çıktı; bu da onların doğasının, evrenin doğasından temel olarak farklı olduğunu gösteriyordu. yıldızlar:

Hiç şüphe yok ki 37 H IV (NGC 3242), Struve 6 (NGC 6572), 73 H IV (NGC 6826), 1 H IV (NGC 7009), 57 M, 18 H. IV (NGC 7662) ve 27 M, sabit yıldızları ve Güneşimizi de içeren aynı türden yıldız kümeleri olarak kabul edilemez.<…>bu nesnelerin özel ve farklı bir yapısı var<…>büyük ihtimalle bu nesneleri muazzam parlak gaz veya buhar kütleleri olarak görmeliyiz.

Diğer bir sorun da gezegenimsi bulutsuların kimyasal bileşimiydi: Huggins, standart spektrumlarla karşılaştırıldığında nitrojen ve hidrojen çizgilerini tanımlayabildi, ancak 500,7 nm dalga boyuna sahip çizgilerin en parlakı o zamanın spektrumlarında gözlemlenmedi. bilinen kimyasal elementler Bu çizginin bilinmeyen bir unsura karşılık geldiği varsayıldı. 1868'de Güneş'in spektral analizi sırasında helyumun keşfedilmesine yol açan fikre benzetilerek önceden nebulyum adı verildi.

Yeni bir elementin keşfine ilişkin varsayımlar bulutsu doğrulanmadı. 20. yüzyılın başında Henry Russell, 500,7 nm'deki çizginin yeni bir elemente değil, bilinmeyen koşullar altındaki eski bir elemente karşılık geldiğini öne sürdü.

20. yüzyılın 20'li yıllarında, çok seyrekleştirilmiş gazlarda atomların ve iyonların, parçacık çarpışmaları nedeniyle daha yüksek yoğunluklarda yeterince uzun süre var olamayacak olan uyarılmış yarı kararlı durumlara dönüşebileceği gösterilmiştir. 1927'de Bowen, 500,7 nm nebulyum hattının, çift iyonize bir oksijen atomunun (OIII) yarı kararlı durumdan temel duruma geçişinden kaynaklandığını tanımladı. Yalnızca son derece düşük yoğunluklarda gözlemlenen bu tür spektral çizgilere denir. yasaklı çizgiler. Böylece spektroskopik gözlemler, bulutsuların gaz yoğunluğunun üst sınırını tahmin etmeyi mümkün kıldı. Aynı zamanda, yarık spektrometrelerle elde edilen gezegenimsi bulutsuların spektrumları, farklı hızlarda hareket eden bulutsunun yayan bölgelerinin Doppler kaymaları nedeniyle çizgilerin "kırıklığını" ve bölünmesini gösterdi; bu da gezegenimsi bulutsuların genişleme hızını tahmin etmeyi mümkün kıldı. 20-40 km/sn.

Gezegenimsi bulutsuların yapısı, bileşimi ve radyasyon mekanizması hakkında oldukça ayrıntılı bir anlayışa rağmen, bunların kökenleri sorusu 20. yüzyılın 50'li yıllarının ortalarına kadar açık kaldı, ta ki I. S. Shklovsky, gezegenimsi bulutsuların parametrelerini tahmin edersek şunu fark edene kadar: Genişlemeye başladıkları anda ortaya çıkan parametreler kırmızı devlerin özellikleriyle, çekirdeklerinin özellikleri ise sıcak beyaz cücelerin özellikleriyle örtüşüyor. Şu anda, gezegenimsi bulutsuların kökenine ilişkin bu teori, çok sayıda gözlem ve hesaplamayla doğrulanmaktadır.

20. yüzyılın sonuna gelindiğinde teknolojideki gelişmeler gezegenimsi bulutsuların daha detaylı incelenmesini mümkün kıldı. Uzay teleskopları, daha önce yüzeyden gözlemlemenin mümkün olmadığı, görünür aralığın ötesindeki spektrumların incelenmesini mümkün kıldı. Kızılötesi ve morötesi dalga boylarındaki gözlemler, gezegenimsi bulutsuların sıcaklığı, yoğunluğu ve kimyasal bileşimi hakkında yeni ve çok daha doğru tahminler sağladı. CCD teknolojisinin kullanılması, önemli ölçüde daha az belirgin spektral çizgilerin analiz edilmesini mümkün kıldı. Hubble Uzay Teleskobu'nun kullanılması, daha önce basit ve homojen olduğu düşünülen gezegenimsi bulutsuların son derece karmaşık yapısını ortaya çıkardı.

Menşei

Simetrik bir gezegenimsi bulutsunun yapısı. Sıcak beyaz cücenin hızlı yıldız rüzgarı (mavi oklar) - yıldızın çekirdeği (merkezde), fırlatılan kabukla çarpışıyor - kırmızı devin yavaş yıldız rüzgarı (kırmızı oklar), yoğun bir kabuk (mavi) oluşturur ), çekirdekten gelen ultraviyole radyasyonun etkisi altında parlıyor.

Gezegenimsi bulutsular birçok yıldız için evrimin son aşamasını temsil eder. Güneşimiz orta büyüklükte bir yıldızdır ve kütle olarak onu aşan çok az sayıda yıldız vardır. Kütlesi Güneş'ten birkaç kat daha büyük olan yıldızlar, varlıklarının son aşamasında süpernovaya dönüşürler. Evrimsel yollarının sonundaki orta ve düşük kütleli yıldızlar, gezegenimsi bulutsular oluşturur.

Kütlesi Güneş'ten birkaç kat daha az olan tipik bir yıldız, çekirdeğindeki hidrojenden helyumun termonükleer füzyonunun reaksiyonları sayesinde ömrünün büyük bir bölümünde parlar ("termonükleer füzyon" terimi yerine genellikle "yanma" terimi kullanılır), bu durumda hidrojenin yanması). Bu reaksiyonlarda açığa çıkan enerji, yıldızın kendi yerçekimi altında çökmesini önleyerek onu kararlı hale getirir.

Birkaç milyar yıl sonra hidrojen arzı biter ve yıldızın dış katmanlarını tutmaya yetecek kadar enerji kalmaz. Çekirdek küçülmeye ve ısınmaya başlar. Şu anda Güneş'in çekirdeğinin sıcaklığı yaklaşık 15 milyon K'dır, ancak hidrojen kaynağı tükendikten sonra çekirdeğin sıkıştırılması sıcaklığın 100 milyon K'ya yükselmesine neden olacaktır. Aynı zamanda dış katmanlar soğuyarak önemli ölçüde artar. çok yüksek sıcaklıktaki çekirdekler nedeniyle boyuttadır. Yıldız kırmızı bir deve dönüşüyor. Bu aşamada çekirdek büzülmeye ve ısınmaya devam ediyor; Sıcaklık 100 milyon K'ye ulaştığında helyumdan karbon ve oksijen sentezi süreci başlar.

Termonükleer reaksiyonların yeniden başlaması, çekirdeğin daha fazla sıkıştırılmasının durmasını sağlar. Yanan helyum çok geçmeden, yanan bir helyum kabuğuyla çevrelenmiş, atıl bir karbon ve oksijen çekirdeği oluşturur. Helyum içeren termonükleer reaksiyonlar sıcaklığa çok duyarlıdır. Reaksiyon hızı T40 ile orantılıdır; yani sıcaklıktaki yalnızca %2'lik bir artış, reaksiyon hızının iki katına çıkmasına yol açacaktır. Bu, yıldızı son derece kararsız hale getirir: Sıcaklıktaki küçük bir artış reaksiyon hızında hızlı bir artışa neden olur, enerji salınımı artar ve bu da sıcaklığın artmasına neden olur. Yanan helyumun üst katmanları hızla genişlemeye başlar, sıcaklık düşer ve reaksiyon yavaşlar. Bütün bunlar, bazen yıldızın atmosferinin önemli bir bölümünü uzaya fırlatacak kadar güçlü olan güçlü titreşimlere neden olabilir.

Fırlatılan gaz, yıldızın açıkta kalan çekirdeğinin etrafında genişleyen bir kabuk oluşturur. Atmosferin giderek daha fazla kısmı yıldızdan sıyrıldıkça, daha derin ve daha derin, daha yüksek sıcaklıktaki katmanlar ortaya çıkıyor. Açıkta kalan yüzey (yıldızın fotosferi) 30.000 K sıcaklığa ulaştığında, yayılan ultraviyole fotonların enerjisi, fırlatılan malzemedeki atomları iyonize etmeye yeterli hale gelir ve bu da onun parlamasına neden olur. Böylece bulut gezegenimsi bir bulutsu haline gelir.

Ömür

Düzensiz diske sahip bir yıldızdan gezegenimsi bulutsu oluşumunun bilgisayar simülasyonu; başlangıçtaki küçük bir asimetrinin nasıl karmaşık yapıya sahip bir nesneye yol açabileceğini gösteriyor.

Gezegenimsi bulutsunun maddesi, merkezi yıldızdan saniyede birkaç on kilometre hızla uçup gidiyor. Aynı zamanda madde dışarı aktıkça merkezdeki yıldız soğuyarak kalan enerjiyi yayar; Termonükleer reaksiyonlar durur çünkü yıldız artık karbon ve oksijeni kaynaştırmak için gereken sıcaklığı koruyacak yeterli kütleye sahip değildir. Sonunda yıldız o kadar soğuyacak ki artık dışarıdaki gaz kabuğunu iyonize etmeye yetecek kadar ultraviyole ışık yayamayacak. Yıldız beyaz bir cüceye dönüşür ve gaz bulutu yeniden birleşerek görünmez hale gelir. Tipik bir gezegenimsi bulutsu için oluşumdan yeniden birleşmeye kadar geçen süre 10.000 yıldır.

Galaktik Geri Dönüşümcüler

Gezegenimsi bulutsular galaksilerin evriminde önemli bir rol oynar. İlki esas olarak hidrojen ve helyumdan oluşuyordu, ancak zamanla termonükleer füzyonun bir sonucu olarak yıldızlarda daha ağır elementler oluştu. Dolayısıyla gezegenimsi bulutsuların maddesi yüksek oranda karbon, nitrojen ve oksijen içerir ve genişleyip yıldızlararası uzaya girdikçe onu genellikle gökbilimciler tarafından metal olarak adlandırılan bu ağır elementlerle zenginleştirir.

Yıldızlararası maddeden oluşan sonraki nesil yıldızlar, başlangıçta daha fazla miktarda ağır element içerecektir; Her ne kadar yıldızların bileşimindeki varlıkları önemsiz kalsa da, onların evrimini önemli ölçüde etkiliyorlar. Evrenin oluşumundan kısa bir süre sonra oluşan yıldızlar nispeten az miktarda metal içerir; bunlar şöyle sınıflandırılır: tip II yıldızlar. Ağır elementlerce zenginleştirilmiş yıldızlar tip I yıldızlar.

Özellikler

Fiziksel özellikler

Tipik bir gezegenimsi bulutsu, ortalama bir boyuta sahiptir ve cm³ başına yaklaşık 1000 parçacık yoğunluğuna sahip oldukça seyreltilmiş gazdan oluşur; bu, örneğin Dünya atmosferinin yoğunluğuyla karşılaştırıldığında ihmal edilebilir, ancak yaklaşık 10-100 kat daha fazladır. Dünya'nın Güneş'ten yörüngesel mesafesindeki gezegenler arası uzayın yoğunluğu. Genç gezegenimsi bulutsular en yüksek yoğunluğa sahiptir ve bazen cm³ başına 106 parçacığa ulaşır. Bulutsular yaşlandıkça genişlemeleri yoğunluklarının azalmasına neden olur.

Merkezi yıldızdan gelen radyasyon, gazları 10.000 K civarındaki sıcaklıklara kadar ısıtır. Paradoksal olarak, gazın sıcaklığı, merkezi yıldızdan uzaklaştıkça sıklıkla artar. Bunun nedeni, bir fotonun enerjisi ne kadar fazlaysa emilme ihtimalinin de o kadar düşük olmasıdır. Dolayısıyla bulutsunun iç bölgelerinde düşük enerjili fotonlar emilirken, dış bölgelerde kalan yüksek enerjili fotonlar ise sıcaklıklarının artmasına neden olur.

Bulutsular ikiye ayrılabilir madde bakımından fakir Ve radyasyon zayıf. Bu terminolojiye göre ilk durumda bulutsu, yıldızın yaydığı morötesi fotonların tamamını absorbe edecek kadar maddeye sahip değildir. Bu nedenle görünür bulutsu tamamen iyonize edilmiştir. İkinci durumda, merkezi yıldız, çevredeki tüm gazı iyonize etmeye yetecek kadar ultraviyole foton yaymaz ve iyonizasyon cephesi nötr yıldızlararası uzaya geçer.

Gezegenimsi bir bulutsudaki gazın çoğu iyonize olduğundan (yani plazma), manyetik alanların yapısı üzerinde önemli bir etkisi vardır ve plazmanın filamentasyonu ve kararsızlığı gibi olaylara neden olur.

Miktar ve dağıtım

Bugün 200 milyar yıldızdan oluşan Galaksimizde bilinen 1.500 gezegenimsi bulutsu bulunmaktadır. Sayılarının az olmasının sebebi yıldızlara göre kısa ömürleridir. Temel olarak hepsi bir düzlemde yer alır ve çoğunlukla galaksinin merkezi yakınında yoğunlaşırlar ve pratik olarak .

Astronomik araştırmalarda fotoğraf filmi yerine CCD matrislerinin kullanılması, bilinen gezegenimsi bulutsuların listesini önemli ölçüde genişletti.

Yapı

Çoğu gezegenimsi bulutsu simetriktir ve görünüş olarak neredeyse küreseldir, ancak bu onların çok karmaşık şekillere sahip olmalarını engellemez. Gezegenimsi bulutsuların yaklaşık %10'u pratik olarak iki kutupludur ve yalnızca küçük bir kısmı asimetriktir. Dikdörtgen bir gezegenimsi bulutsu bile bilinmektedir. Bu şekil çeşitliliğinin nedenleri tam olarak anlaşılamamıştır ancak ikili sistemlerdeki yıldızlar arasındaki çekimsel etkileşimlerin büyük rol oynayabileceğine inanılmaktadır. Başka bir versiyona göre, mevcut gezegenler, bir bulutsunun oluşumu sırasında maddenin tekdüze yayılmasını bozar. Ocak 2005'te Amerikalı gökbilimciler, iki gezegenimsi bulutsunun merkezi yıldızlarının etrafındaki manyetik alanların ilk tespitini duyurdular ve ardından bu bulutsuların şeklinin yaratılmasından kısmen veya tamamen kendilerinin sorumlu olduğunu öne sürdüler. Manyetik alanların gezegenimsi bulutsulardaki önemli rolü 1960'larda Grigor Gurzadyan tarafından tahmin edilmişti. Bipolar formun, oluşan beyaz cücenin yüzeyindeki helyum tabakasındaki patlama cephesinin yayılmasından kaynaklanan şok dalgalarının etkileşiminden kaynaklanabileceği varsayımı da vardır (örneğin, Kedi Gözü, Kum Saati, Karınca bulutsularında). ).

Gezegenimsi bulutsuların incelenmesinde güncel konular

Gezegenimsi bulutsuları incelemenin zorluklarından biri, onların mesafesini doğru bir şekilde belirlemektir. Yakındaki bazı gezegenimsi bulutsular için, ölçülen genişleme paralaksını kullanarak bizden uzaklıklarını hesaplamak mümkündür: birkaç yıl önce alınan yüksek çözünürlüklü görüntüler, bulutsunun görüş hattına dik olarak genişlediğini gösterir ve Doppler kaymasının spektroskopik analizi genişlemeye izin verecektir. görüş hattı boyunca hesaplanacak oran. Açısal genişlemeyi ortaya çıkan genişleme oranıyla karşılaştırmak, bulutsuya olan mesafeyi hesaplamayı mümkün kılacaktır.

Bu kadar çeşitli bulutsu şekillerinin varlığı hararetli bir tartışma konusudur. Bunun, yıldızdan farklı hızlarda uzaklaşan madde arasındaki etkileşimlerden kaynaklanabileceğine yaygın olarak inanılıyor. Bazı gökbilimciler, gezegenimsi bulutsuların en azından en karmaşık şekillerinden ikili yıldız sistemlerinin sorumlu olduğuna inanıyor. Son araştırmalar, birçok gezegenimsi bulutsuda güçlü manyetik alanların varlığını doğruladı; bu, daha önce de birkaç kez öne sürülmüştü. İyonize gazla manyetik etkileşimler de bazılarının şeklinin belirlenmesinde rol oynayabilir.

Şu anda bulutsudaki metalleri tespit etmek için farklı spektral çizgi türlerine dayalı iki farklı yöntem bulunmaktadır. Bazen bu iki yöntem tamamen farklı sonuçlar verir. Bazı gökbilimciler bunu gezegenimsi bulutsudaki zayıf sıcaklık dalgalanmalarının varlığıyla açıklama eğilimindeler. Diğerleri ise gözlemlerdeki farklılıkların sıcaklık etkileriyle açıklanamayacak kadar dramatik olduğuna inanıyor. Çok az miktarda hidrojen içeren soğuk kümelerin varlığını varsayıyorlar. Ancak, onların görüşüne göre, varlığı metal miktarı tahminindeki farklılığı açıklayabilecek kümeler hiçbir zaman gözlemlenmedi.

Çoğunun şekli küresel simetriye sahip değildir. Bu kadar çeşitli formların oluşmasını mümkün kılan mekanizmalar bugüne kadar tam olarak anlaşılamamıştır. Bunda yıldız rüzgarı ile ikili yıldızların, manyetik alanın ve yıldızlararası ortamın etkileşiminin büyük rol oynayabileceğine inanılıyor.

Araştırmanın tarihi

Sahte renklerde Halter Bulutsusu

Gezegenimsi bulutsular çoğunlukla soluk nesnelerdir ve genellikle çıplak gözle görülemezler. Keşfedilen ilk gezegenimsi bulutsu, Vulpecula takımyıldızındaki Halter Bulutsusu'ydu: Kuyruklu yıldızları arayan Charles Messier, 1764'te bulutsu kataloğunu (gökyüzünü gözlemlerken kuyruklu yıldızlara benzeyen sabit nesneler) derlerken, onu M27 numarası altında katalogladı. 1784 yılında, Uranüs'ün kaşifi William Herschel, kataloğunu derlerken, onları ayrı bir bulutsu sınıfı (sınıf IV bulutsular) olarak tanımladı ve Uranüs diskine olan benzerliklerinden dolayı onlara "gezegenimsi bulutsu" terimini önerdi.

Gezegenimsi bulutsuların alışılmadık doğası, 19. yüzyılın ortalarında gözlemlerde spektroskopinin kullanılmaya başlanmasıyla keşfedildi. William Huggins, alışılmadıklıkları ile öne çıkan nesneler olan gezegenimsi bulutsuların spektrumlarını elde eden ilk gökbilimci oldu:

"Bu olağanüstü nesnelerin en gizemlilerinden bazıları, teleskopik olarak bakıldığında yuvarlak veya hafif oval diskler gibi görünenlerdir. … Yeşilimsi mavi renkleri de dikkat çekicidir; tek yıldızlar için son derece nadirdir. Ayrıca bu nebulalarda merkezi yoğunlaşma belirtisi de bulunmuyor. Bu özelliklerine göre gezegenimsi bulutsular, Güneş ve sabit yıldızların özelliklerinden tamamen farklı özelliklere sahip nesneler olarak öne çıkıyor. Bu nedenlerden ve parlaklıklarından dolayı bu bulutsuları spektroskopik çalışma için en uygun bulutsular olarak seçtim."

Diğer bir sorun da gezegenimsi bulutsuların kimyasal bileşimiydi: Huggins, standart spektrumlarla karşılaştırıldığında nitrojen ve hidrojen çizgilerini tanımlamayı başardı, ancak 500,7 nm dalga boyuna sahip çizgilerin en parlak olanı o zamanlar bilinen spektrumda gözlemlenmedi. kimyasal elementler. Bu çizginin bilinmeyen bir öğeye karşılık geldiği öne sürüldü. 1868'de Güneş'in spektral analizi sırasında helyumun keşfedilmesine yol açan fikre benzetilerek önceden nebulyum adı verildi.

Yeni bir elementin keşfine ilişkin varsayımlar bulutsu doğrulanmadı. 20. yüzyılın başında Henry Russell, 500,7 nm'deki çizginin yeni bir elemente değil, bilinmeyen koşullar altındaki eski bir elemente karşılık geldiğini öne sürdü.

Termonükleer reaksiyonların yeniden başlaması, çekirdeğin daha fazla sıkıştırılmasının durmasını sağlar. Yanan helyum kısa sürede karbon ve oksijenden oluşan ve yanan helyumdan oluşan bir kabukla çevrelenen atıl bir çekirdek oluşturur. Helyum içeren termonükleer reaksiyonlar sıcaklığa çok duyarlıdır. Reaksiyon hızı T40 ile orantılıdır; yani sıcaklıktaki yalnızca %2'lik bir artış, reaksiyon hızının iki katına çıkmasına yol açacaktır. Bu, yıldızı son derece kararsız hale getirir: Sıcaklıktaki küçük bir artış reaksiyon hızında hızlı bir artışa neden olur, enerji salınımı artar ve bu da sıcaklığın artmasına neden olur. Yanan helyumun üst katmanları hızla genişlemeye başlar, sıcaklık düşer ve reaksiyon yavaşlar. Bütün bunlar, bazen yıldızın atmosferinin önemli bir bölümünü uzaya fırlatacak kadar güçlü olan güçlü titreşimlere neden olabilir.

Fırlatılan gaz, yıldızın açıkta kalan çekirdeğinin etrafında genişleyen bir kabuk oluşturur. Atmosferin giderek daha fazla kısmı yıldızdan sıyrıldıkça, daha derin ve daha derin, daha yüksek sıcaklıktaki katmanlar ortaya çıkıyor. Açıkta kalan yüzey (yıldızın fotosferi) 30.000 K sıcaklığa ulaştığında, yayılan ultraviyole fotonların enerjisi, fırlatılan malzemedeki atomları iyonize etmeye yeterli hale gelir ve bu da onun parlamasına neden olur. Böylece bulut gezegenimsi bir bulutsu haline gelir.

Ömür

Gezegenimsi bulutsunun maddesi, merkezi yıldızdan saniyede birkaç on kilometre hızla uçup gidiyor. Aynı zamanda madde dışarı aktıkça merkezdeki yıldız soğuyarak kalan enerjiyi yayar; Termonükleer reaksiyonlar durur çünkü yıldız artık karbon ve oksijeni kaynaştırmak için gereken sıcaklığı koruyacak yeterli kütleye sahip değildir. Sonunda yıldız o kadar soğuyacak ki artık dışarıdaki gaz kabuğunu iyonize etmeye yetecek kadar ultraviyole ışık yayamayacak. Yıldız beyaz bir cüceye dönüşür ve gaz bulutu yeniden birleşerek görünmez hale gelir. Tipik bir gezegenimsi bulutsu için oluşumdan yeniden birleşmeye kadar geçen süre 10.000 yıldır.

Galaktik Geri Dönüşümcüler

Gezegenimsi bulutsular galaksilerin evriminde önemli bir rol oynar. İlk Evren öncelikle hidrojen ve helyumdan oluşuyordu, ancak zamanla nükleer füzyon yıldızlarda daha ağır elementler üretti. Dolayısıyla gezegenimsi bulutsuların maddesi yüksek oranda karbon, nitrojen ve oksijen içerir ve genişleyip yıldızlararası uzaya girdikçe onu genellikle gökbilimciler tarafından metal olarak adlandırılan bu ağır elementlerle zenginleştirir.

Yıldızlararası maddeden oluşan sonraki nesil yıldızlar, başlangıçta daha fazla miktarda ağır element içerecektir; Her ne kadar yıldızların bileşimindeki varlıkları önemsiz kalsa da, onların evrimini önemli ölçüde etkiliyorlar. Evrenin oluşumundan kısa bir süre sonra oluşan yıldızlar nispeten az miktarda metal içerir; bunlar şöyle sınıflandırılır: tip II yıldızlar. Ağır elementlerce zenginleştirilmiş yıldızlar tip I yıldızlar(Bkz. Yıldız Nüfusu).

Özellikler

Fiziksel özellikler

Tipik bir gezegenimsi bulutsu ortalama bir ışıkyılı genişliğe sahiptir ve cm³ başına yaklaşık 1000 parçacık yoğunluğuna sahip oldukça seyreltilmiş gazdan oluşur; bu, örneğin Dünya atmosferinin yoğunluğuyla karşılaştırıldığında ihmal edilebilir, ancak yaklaşık 10-100 parçacıktır. Dünya'nın yörüngesinin Güneş'ten uzaklığına bağlı olarak gezegenler arası uzayın yoğunluğundan kat kat daha fazladır. Genç gezegenimsi bulutsular en yüksek yoğunluğa sahiptir ve bazen cm³ başına 106 parçacığa ulaşır. Bulutsular yaşlandıkça genişlemeleri yoğunluklarının azalmasına neden olur.

Merkezi yıldızdan gelen radyasyon, gazları 10.000 derecelik sıcaklıklara kadar ısıtır. Paradoksal olarak, bir gazın sıcaklığı genellikle merkezdeki yıldızdan uzaklaştıkça artar. Bunun nedeni, bir fotonun enerjisi ne kadar fazlaysa emilme ihtimalinin de o kadar düşük olmasıdır. Dolayısıyla bulutsunun iç bölgelerinde düşük enerjili fotonlar emilirken, dış bölgelerde kalan yüksek enerjili fotonlar ise sıcaklıklarının artmasına neden olur.

Bulutsular ikiye ayrılabilir madde bakımından fakir Ve radyasyon zayıf. Bu terminolojiye göre ilk durumda bulutsu, yıldızın yaydığı morötesi fotonların tamamını absorbe edecek kadar maddeye sahip değildir. Bu nedenle görünür bulutsu tamamen iyonize edilmiştir. İkinci durumda, merkezi yıldız, çevredeki tüm gazı iyonize etmeye yetecek kadar ultraviyole foton yaymaz ve iyonizasyon cephesi nötr yıldızlararası uzaya geçer.

Gezegenimsi bir bulutsudaki gazın çoğu iyonize olduğundan (yani plazma), manyetik alanların yapısı üzerinde önemli bir etkisi vardır ve plazmanın filamentasyonu ve kararsızlığı gibi olaylara neden olur.

Miktar ve dağıtım

Bugün 200 milyar yıldızdan oluşan galaksimizde 1.500 gezegenimsi bulutsu bilinmektedir. Sayılarının az olmasının sebebi yıldızlara göre kısa ömürleridir. Temel olarak hepsi Samanyolu düzleminde yer alır ve çoğunlukla galaksinin merkezine yakın yerlerde yoğunlaşırlar ve pratik olarak yıldız kümelerinde gözlenmezler.

Astronomik araştırmalarda fotoğraf filmi yerine CCD matrislerinin kullanılması, bilinen gezegenimsi bulutsuların listesini önemli ölçüde genişletti.

Yapı

İki kutuplu gezegenimsi bulutsu

Çoğu gezegenimsi bulutsu simetriktir ve görünüş olarak neredeyse küreseldir, ancak bu onların çok karmaşık şekillere sahip olmalarını engellemez. Gezegenimsi bulutsuların yaklaşık %10'u pratik olarak iki kutupludur ve yalnızca küçük bir kısmı asimetriktir. Dikdörtgen bir gezegenimsi bulutsu bile bilinmektedir. Bu şekil çeşitliliğinin nedenleri tam olarak anlaşılamamıştır ancak ikili sistemlerdeki yıldızlar arasındaki çekimsel etkileşimlerin büyük rol oynayabileceğine inanılmaktadır. Başka bir versiyona göre, mevcut gezegenler, bir bulutsunun oluşumu sırasında maddenin tekdüze yayılmasını bozar. Ocak 2005'te Amerikalı gökbilimciler, iki gezegenimsi bulutsunun merkezi yıldızlarının etrafındaki manyetik alanların ilk tespitini duyurdular ve ardından bu bulutsuların şeklinin yaratılmasından kısmen veya tamamen kendilerinin sorumlu olduğunu öne sürdüler. Gezegenimsi bulutsulardaki manyetik alanların önemli rolü 1960'larda Grigor Gurzadyan tarafından tahmin edilmişti (örneğin bkz. G. A. Gurzadyan, 1993 ve oradaki referanslar). Bipolar formun, oluşan beyaz cücenin yüzeyindeki helyum tabakasındaki patlama cephesinin yayılmasından kaynaklanan şok dalgalarının etkileşiminden kaynaklanabileceği varsayımı da vardır (örneğin, Kedi Gözü, Kum Saati, Karınca bulutsularında). ).

Gezegenimsi bulutsuların incelenmesinde güncel konular

Gezegenimsi bulutsuları incelemenin zorluklarından biri, onların mesafesini doğru bir şekilde belirlemektir. Yakındaki bazı gezegenimsi bulutsular için, ölçülen genişleme paralaksını kullanarak bizden uzaklıklarını hesaplamak mümkündür: birkaç yıl önce alınan yüksek çözünürlüklü görüntüler, bulutsunun görüş hattına dik olarak genişlediğini gösterir ve Doppler kaymasının spektroskopik analizi genişlemeye izin verecektir. görüş hattı boyunca hesaplanacak oran. Açısal genişlemeyi ortaya çıkan genişleme oranıyla karşılaştırmak, bulutsuya olan mesafeyi hesaplamayı mümkün kılacaktır.

Bu kadar çeşitli bulutsu şekillerinin varlığı hararetli bir tartışma konusudur. Bunun, yıldızdan farklı hızlarda uzaklaşan madde arasındaki etkileşimlerden kaynaklanabileceğine yaygın olarak inanılıyor. Bazı gökbilimciler, gezegenimsi bulutsuların en azından en karmaşık şekillerinden ikili yıldız sistemlerinin sorumlu olduğuna inanıyor. Son araştırmalar, birçok gezegenimsi bulutsuda güçlü manyetik alanların varlığını doğruladı; bu, daha önce de birkaç kez öne sürülmüştü. İyonize gazla manyetik etkileşimler de bazılarının şeklinin belirlenmesinde rol oynayabilir.

Şu anda bulutsudaki metalleri tespit etmek için farklı spektral çizgi türlerine dayalı iki farklı yöntem bulunmaktadır. Bazen bu iki yöntem tamamen farklı sonuçlar verir. Bazı gökbilimciler bunu gezegenimsi bulutsudaki zayıf sıcaklık dalgalanmalarının varlığıyla açıklama eğilimindeler. Diğerleri ise gözlemlerdeki farklılıkların sıcaklık etkileriyle açıklanamayacak kadar dramatik olduğuna inanıyor. Çok az miktarda hidrojen içeren soğuk kümelerin varlığını varsayıyorlar. Ancak, onların görüşüne göre, varlığı metal miktarı tahminindeki farklılığı açıklayabilecek kümeler hiçbir zaman gözlemlenmedi.

Ayrıca bakınız

• Gezegenimsi bulutsuların listesi

Yıldızlararası ortam
Bileşenler	Yıldızlararası gaz · Yıldızlararası toz · Kozmik ışınlar · Manyetik alan
Bulutsular	Yaygın (açık) bulutsu Karanlık bulutsu Salma bulutsusu Yansıma bulutsusu Süpernova kalıntısı Gezegenimsi bulutsu· Protoplanet nebula
Yıldız oluşturan bölgeler	Moleküler bulut Kürecik Bölgesi H II
Yıldız çevresi oluşumları	Yığılma diski Öngezegen diski Kutupsal jet akışı Herbig-Haro nesnesi
Radyasyon

Gökyüzünü bir teleskopla gözlemlerken bazen yuvarlak hatları olan ilginç bulutsulara rastlayabilirsiniz. Bunlar gezegenimsi bulutsulardır; Güneş gibi yıldızların varlığının son aşamasına karşılık gelen nesnelerdir. Aslında bunların her biri, yıldızın dış katmanı olan, kendi dengesini kaybettikten sonra yıldızın fırlattığı küresel bir gaz kabuğudur. Bu kabuklar daha sonra büyür, genişler ve giderek zayıflar. Bu tür bulutsuları gözlemlemek kolay değil: çoğu düşük yüzey parlaklığına ve küçük açısal boyuta sahip. Diğer bulutsularda olduğu gibi gözlem için karanlık, aysız geceler gereklidir. Çok nadiren, bir gezegenimsi bulutsunun tanımlanmasına, merkezinde bulunan ve ona kökenini veren küçük bir yıldız yardımcı olabilir.

Halka Bulutsusu

Gökyüzünde görülebilen tüm gezegenimsi bulutsular arasında astronomi meraklıları arasında en ünlüsü kesinlikle Halka Bulutsusu adını da taşıyan M57 Bulutsusu'dur. Yaz takımyıldızı Lyra'da, Dünya'dan yaklaşık 2300 ışıkyılı uzaklıkta bulunur.

Bu bulutsu, 1779 yılında Fransız gökbilimci Antoine Darquier de Pellepoix tarafından keşfedildi. Bunu, yaklaşık Jüpiter büyüklüğünde, ancak hafif bir parıltıya sahip ve kaybolan bir gezegene benzeyen mükemmel bir disk olarak tanımladı. Daha sonra 1785 yılında İngiliz gökbilimci William Herschel bunu "göksel bir dönüm noktası" olarak tanımladı. Bu bulutsunun bir yıldız halkası olduğunu düşünüyordu.

Bir delik ile

Teleskopunuzda M57 küçük, yuvarlak, bulutsu bir nokta olarak görünecek. Örneğin 80x büyütme sağlayan 12,5 mm'lik Plössl göz merceği aracılığıyla orta büyütmede görüntülemek mantıklıdır. İlk bakışta yuvarlak hatları fark edeceksiniz. Birkaç dakikalık adaptasyondan sonra hava açık ve sakinse ve Ay'dan gelen bir müdahale yoksa bazı detayları seçebileceksiniz. Büyütmeyi artırarak, özellikle "dağınık görüşle", yani bakışınızı "deliğin" kendisine değil çevresine odakladığınızda, merkezi "deliği" bile ayırt edebileceksiniz.

Merkezi yıldız

Bu bulutsu, bugün beyaz cüceye dönüşen merkezindeki yıldızdan doğmuştur. Bu yıldızın yüzey sıcaklığı 100.000 dereceyi aşıyor. Büyüklüğü 14,7'dir ve teleskopunuz tarafından erişilemez hale gelir. 1800 yılında Alman filozof ve gökbilimci Friedrich von Hahn tarafından keşfedildi.

Bulutsu yaklaşık 20-30 km/s hızla genişliyor ve bu nedenle görünür boyutu her yüzyılda yaklaşık 1 yay saniyesi kadar artıyor.

Bulutsu oluşumu

İlk gezegenimsi bulutsular keşfedildikten sonra, onların yuvarlak hatları gökbilimcileri bu gök cisimlerinin gezegenlere benzer bir şeyle, büyük olasılıkla gaz devleriyle veya yeni ortaya çıkan bir gezegen sistemiyle ilişkili olduğuna inanmaya yöneltti. Bu nedenle yakın zamanda Uranüs gezegenini keşfeden İngiliz gökbilimci William Herschel, bu tür cisimler için "gezegenimsi bulutsu" terimini önerdi. Bunların gerçek doğası ancak 19. yüzyılın ortalarında spektroskopi (gök cisiminden gelen ışığın ana renklerine “bölünmesini” sağlayan bir teknik) sayesinde belirlendi. Sonra önümüzde özel bir tür bulutsu olduğu anlaşıldı.

Ölen Yıldız

Tüm gezegenimsi bulutsular, varlıklarının son aşamalarındaki yıldızlardan kaynaklanır. Daha önce de belirttiğimiz gibi, Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilir bir kütleye sahip bir yıldız, doğumundan sonra, hidrojen çekirdeklerini eriterek helyum çekirdeklerine yol açtığı uzun bir stabilite aşamasından geçer. Yıldızın orta kısmında bulunan hidrojen tükendiğinde bu kısım ısınır ve 100 milyon derecelik bir sıcaklığa ulaşır. Sonuç olarak, dış katmanlar genişler ve sonra soğur: yıldız kırmızı bir deve dönüşür. Bu noktada stabilitesini kaybeder ve dış katmanları dışarı atılabilir. Beyaz cücenin etrafında, yıldızdan geriye kalanların etrafında küresel bir kabuk oluşturanlar onlardır.

Eklenti

Yıldızı çevreleyen kabuk saniyede birkaç on kilometre hızla genişler ve karakteristik küresel şekle sahip bir gezegenimsi bulutsu oluşturur. Ancak gezegenimsi bulutsular oldukça hızlı bir sonla karşı karşıyadır: uzayda genişledikçe daha nadir hale gelirler ve sonuç olarak gökkubbede ayırt edilemez hale gelirler. Bu, yaklaşık 25.000 yıl sürer; bu, herhangi bir yıldızın yaşamında çok kısa bir dönemdir.

Teleskop aracılığıyla gezegenimsi bulutsular

Gezegenimsi bulutsuları gözlemlerken, Orion Bulutsusu gibi dağınık bulutsuları gözlemlerken karşılaşılan zorluklardan biraz farklı zorluklar ortaya çıkar. Gezegenimsi bulutsuların büyük açısal boyutları yoktur. Helis Bulutsusu haricinde, gökyüzünde küçük ve yoğun olarak görünürler. Bu nedenle yıldızlardan ayırt edilmeleri zor olabilir.

Helis Bulutsusu

Teleskopunuzla M57'ye ek olarak bir düzine kadar başka gezegenimsi bulutsuları da gözlemleyebilirsiniz. Bunlardan ilki, Kova takımyıldızından gelen Helis Bulutsusu olacak. Etkileyici bir boyuta ulaşıyor - yaklaşık 13 dakikalık yay (bu, yaklaşık 3 ışıkyılı gerçek boyuta karşılık geliyor).

Bu bulutsunun aynı zamanda Güneş Sistemine en yakın olanlardan biri olması da tesadüf değildir. 7,6 büyüklüğüne rağmen büyüklüğü nedeniyle parıltısını gece gökyüzünde çok geniş bir alana yayar. Teleskopla bakıldığında bu bulutsu yeşilimsi görünür. Oldukça zayıf bir şekilde görülüyor. Hubble Uzay Teleskobu, onun içinde, ölmekte olan yıldızın dış kabuğunu uzaya fırlattığı anda oluşmuş binlerce gaz topu gördü.

Satürn Bulutsusu

Aynı burç takımyıldızı Kova'da, Satürn Bulutsusu olarak bilinen NCG 7009 bulutsusu gözlem açısından ilgi çekicidir. William Herschel bunu 1782'de keşfetti. Bu bulutsuyu gözlemlemenin asıl zorluğu, 2 yay dakikasından daha küçük olan boyutudur.

Bununla birlikte, 50x büyütmede bunun bir yıldız olmadığını anlayabilirsiniz ve 100-150x büyütmede karakteristik uzun bir şekli ayırt edebilirsiniz. Bulutsu, halkalı gezegenin adıyla örtüşen adını bu şekil nedeniyle almıştır.

Gözlem için kolayca erişilebilen bir diğer bulutsu ise Vulpecula takımyıldızındaki M27'dir. Aynı zamanda "Dumbbell Bulutsusu" olarak da adlandırılır. Görünür çapı yaklaşık 8 yay dakikası ve toplam büyüklüğü 7,4'tür. Gökbilimcilere göre bu bulutsu 3000-4000 yıl önce oluştu. Yüksek büyütmede onun uzatılmış halini görebilirsiniz
adını aldığı form.

En azından gezegenimsi bulutsu M76'ya Küçük Halter adını veren Anglo-Sakson gökbilimcilere göre, M27'nin daha küçük bir versiyonu da var. 1780 yılında Mechain tarafından keşfedildi, ancak gezegenimsi bulutsulara ait olduğu ancak 1918'de tanındı. M76'nın merkezindeki 16,6 büyüklüğündeki yıldız teleskopunuz için çok sönük.

Hayalet ve Baykuş

Gözlemlenmesi çok daha zor olan, aynı zamanda Jüpiter'in Hayaleti adını da taşıyan NGC3242 Bulutsusu'dur. Bu, bir teleskopta çapının Jüpiter'in çapıyla karşılaştırılabilir olmasıyla açıklanmaktadır. 40x büyütmede 25 mm'lik bir Plössl göz merceği ile onu çok fazla zorlanmadan görebilirsiniz ve 100'ün üzerinde bir büyütmede yuvarlak şeklini bile fark edebilirsiniz.

Messier kataloğunda yer alan dördüncü bulutsu olan Nebula M97'nin de komik bir ismi var. Büyük Ayı takımyıldızında bulunur. İrlandalı gökbilimci William Warsons, 1848'de ona Baykuş adını verdi çünkü içindeki iki koyu nokta bir baykuşun gözlerine benziyordu.

100'ün biraz üzerinde bir büyütmede, nebulanın yalnızca yuvarlak şeklini değil, aynı zamanda içindeki iki karanlık alanı da ayırt edebileceksiniz. M97'nin yaklaşık 8.000 yaşında olduğuna inanılıyor.

Kartopu

Gökyüzünde Andromeda takımyıldızında yer alan NGl 7662 Bulutsusu'nu veya Mavi Kar'ı ayırt etmek oldukça zordur. Aslında ismine rağmen teleskopla bakıldığında kırmızımsı bir renk tonuna sahiptir.

100'ün üzerinde bir büyütmede, ortasındaki "deliği" de görebilirsiniz. Bu bulutsuyu görüntülemenin avantajı, sonbaharın sonlarında gökyüzümüzde çok yükseklere çıkan bir takımyıldızda yer almasıdır.

Beyaz cüceler

William Herschel tarafından 1790 yılında Toros takımyıldızında keşfedilen gezegenimsi bulutsu NGC 1514'ün gözlemlenmesi çok zordur çünkü hafifçe parlıyor ve göksel arka planda zar zor görülebiliyor. Merkezindeki beyaz cüceyi tespit etmek çok daha kolaydır; büyüklüğü 9,4 NGC 1514, Ülker'in yaklaşık 8 derece kuzeydoğusunda bulunabilir. Teleskopunuzla görülebilen bir beyaz cüceye sahip bir başka gezegenimsi bulutsu, Kuğu takımyıldızında bulunan NGC6826'dır. Bu küçük ve soluk bir bulutsudur: Teleskopta bulanık bir yıldız gibi görünecektir ve yalnızca büyütmeyi maksimuma çıkardığınızda dairesel kabuğunu görebileceksiniz. Ancak gökyüzü çok karanlıksa merkezinde 10,4 büyüklüğünde bir yıldız görebilirsiniz.

Aynı şey İkizler takımyıldızındaki Eskimo Bulutsusu olarak da bilinen NGC2392 gezegenimsi bulutsusu için de söylenebilir. Küçük, soluk mavimsi bulutsunun içinde 10,5 büyüklüğünde bir beyaz cüce görülebilecek.

Hubble tarafından görülen gezegenimsi bulutsular

Ne yazık ki pek çok gezegenimsi bulutsu amatör bir teleskopla gözlemlenemiyor. Her ne kadar sık ​​sık muhteşem, çok gösterişli nesnelerden bahsediyor olsak da, bazıları gökyüzünün en güzellerindendir. Hubble Uzay Teleskobu bu nebulalardan bazılarını fotoğraflayarak onların parlak renklerini ve ilginç şekillerini takdir etmemizi sağladı.

Her ne kadar teleskopunuzla onları gözlemleyemeseniz de, en muhteşem ve ilginç gezegenimsi bulutsulardan bahsetmeye değer.

Kedi Gözü

Draco takımyıldızındaki Kedi Gözü Bulutsusu'ndan (NGC 6543) başlayabilirsiniz. 1864 yılında William Hoggins, ışığını bir spektroskopla inceledi (gezegenimsi bulutsu daha sonra ilk kez böyle bir analize tabi tutuldu). Her ne kadar 1786 yılında keşfedilmiş olsa da, Hubble teleskopu eşmerkezli gaz kabukları, akıntılar ve nodüllerden oluşan karmaşık ve hassas yapısını ancak yakın zamanda ortaya çıkardı. Gökbilimciler, merkezdeki yıldızın yaklaşık her 1500 yılda bir yeni bir kabuk yaydığı sonucuna vardı. Yaklaşık 10 yıl arayla çekilen görüntüler nebulanın genişlediğini gösteriyordu.

NGC 6369 Bulutsusu, Yılancı takımyıldızında, 2000 ila 5000 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Çapı yaklaşık 1 ışıkyılı olan mavi-yeşil halkası, yıldızın ultraviyole ışığının gazı iyonlaştırdığı, yani elektronları atomlarından sıyırdığı bölgenin kenarını işaret ediyor. Bulutsunun dış kısmı daha belirgin bir kırmızı renk tonuna sahiptir çünkü iyonizasyon süreci yıldızdan daha uzak mesafelerde daha az yoğundur. Bulut yaklaşık 20 km/s hızla genişliyor. Bu nedenle yıldızlararası uzaya dağılacak ve yaklaşık 10.000 yıl sonra yok olacak.

Uzaydaki bulutsular, güzellikleriyle dikkat çeken Evrenin harikalarından biridir. Sadece görsel çekicilikleri nedeniyle değerli değiller. Bulutsuların incelenmesi, bilim adamlarının uzayın ve nesnelerinin işleyiş yasalarını açıklığa kavuşturmasına, Evrenin gelişimi ve yıldızların yaşam döngüsüne ilişkin teorileri doğrulamasına yardımcı olur. Bugün bu nesneler hakkında çok şey biliyoruz ama her şeyi bilmiyoruz.

Gaz ve toz karışımı

Geçen yüzyılın ortalarına kadar oldukça uzun bir süre, bulutsuların bizden oldukça uzakta olduğu düşünülüyordu. 1860 yılında spektroskopun kullanılması, çoğunun gaz ve tozdan oluştuğunu tespit etmeyi mümkün kıldı. İngiliz gökbilimci W. Heggins, bulutsulardan gelen ışığın sıradan yıldızlardan gelen radyasyondan farklı olduğunu keşfetti. İlkinin spektrumu, aralarına koyu renkli çizgiler serpiştirilmiş parlak renkli çizgiler içerirken, ikinci durumda bu tür çizgiler gözlenmez.

Daha ileri araştırmalar, Samanyolu ve diğer galaksilerin bulutsularının esas olarak sıcak bir gaz ve toz karışımından oluştuğunu ortaya çıkardı. Benzer soğuk oluşumlara sıklıkla rastlanmaktadır. Bu tür yıldızlararası gaz bulutları da bulutsulara aittir.

sınıflandırma

Bulutsuyu oluşturan elementlerin özelliklerine bağlı olarak çeşitli türler ayırt edilir. Hepsi uzayın genişliğinde çok sayıda temsil ediliyor ve gökbilimciler için aynı derecede ilgi çekici. Bir nedenden dolayı ışık yayan bulutsulara genellikle dağınık veya hafif denir. Ana parametre açısından onlara zıt olanlar doğal olarak karanlık olarak tanımlanır. Yaygın bulutsular üç tiptedir:

yansıtıcı;

emisyon;

süpernova kalıntıları.

Emisyon bulutsuları ise yeni yıldız oluşumu bölgelerine (H II) ve gezegenimsi bulutsulara bölünür. Bu türlerin tümü, onları benzersiz ve yakından incelenmeye değer kılan belirli özelliklerle karakterize edilir.

Yıldız Oluşum Bölgeleri

Tüm emisyon bulutsuları çeşitli şekillerde parlak gaz bulutlarıdır. Ana elementleri hidrojendir. Bulutsunun merkezinde bulunan yıldızın etkisi altında iyonize olur ve bulutun daha ağır bileşenlerinin atomlarıyla çarpışır. Bu işlemlerin sonucu karakteristik pembemsi bir parıltıdır.

Kartal Bulutsusu veya M16, bu tür nesnelerin muhteşem bir örneğidir. Burası pek çok genç ve büyük sıcak yıldızın bulunduğu bir yıldız oluşum bölgesidir. Kartal Bulutsusu, uzayın iyi bilinen bir bölgesi olan Yaratılış Sütunları'na ev sahipliği yapmaktadır. Yıldız rüzgarının etkisi altında oluşan bu gaz yığınları bir yıldız oluşum bölgesidir. Buradaki yıldızların oluşumu, gaz ve toz sütunlarının yerçekiminin etkisi altında sıkışmasından kaynaklanmaktadır.

Bilim insanları yakın zamanda Yaratılış Sütunlarına ancak bin yıl daha hayran kalabileceğimizi öğrendi. Sonra ortadan kaybolacaklar. Aslında Sütunların yok oluşu yaklaşık 6.000 yıl önce bir süpernova patlaması nedeniyle meydana geldi. Ancak uzayın bu bölgesinden gelen ışığın bize ulaşması yaklaşık yedi bin yıl sürüyor, dolayısıyla gökbilimcilerin hesapladığı olay bizim için yalnızca gelecek meselesidir.

Gezegenimsi bulutsular

Bir sonraki parlak gaz ve toz bulutu türünün adı W. Herschel tarafından tanıtıldı. Gezegenimsi bulutsu, bir yıldızın yaşamının son aşamasıdır. Armatür tarafından dökülen kabuklar karakteristik bir desen oluşturur. Bulutsu, küçük bir teleskopla bakıldığında genellikle bir gezegeni çevreleyen diske benzer. Bugüne kadar bu türden binden fazla nesne bilinmektedir.

Gezegenimsi bulutsular, dönüşüm sürecinin bir parçasıdır. Oluşumun merkezinde, spektrumu O sınıfı armatürlere benzeyen sıcak bir yıldız vardır. Sıcaklığı 125.000 K'ye ulaşır. Gezegenimsi bulutsular genellikle nispeten küçük bir boyuta sahiptir - 0,05 parsek. Çoğu galaksimizin merkezinde bulunur.

Yıldızın fırlattığı gaz kabuğunun kütlesi küçüktür. Güneş'in onda biri kadardır. Gaz ve toz karışımı bulutsunun merkezinden saniyede 20 km'ye ulaşan bir hızla uzaklaşıyor. Kabuk yaklaşık 35 bin yıl boyunca varlığını sürdürür ve daha sonra çok nadir hale gelir ve ayırt edilemez hale gelir.

Özellikler

Bir gezegenimsi bulutsu farklı şekillere sahip olabilir. Temel olarak öyle ya da böyle topa yakındır. Bulutsular yuvarlak, halka şeklinde, dambıl şeklinde ve düzensiz şekillidir. Bu tür kozmik nesnelerin spektrumları, parlak gazdan ve merkezi yıldızdan gelen emisyon çizgilerinin yanı sıra bazen yıldızın spektrumundan soğurma çizgilerini de içerir.

Gezegenimsi bulutsu muazzam miktarda enerji yayar. Merkezi yıldızınkinden önemli ölçüde daha büyüktür. Formasyonun çekirdeği, yüksek sıcaklığı nedeniyle ultraviyole ışınlar yayar. Gaz atomlarını iyonize ederler. Parçacıklar ısınır ve ultraviyole ışık yerine görünür ışınlar yaymaya başlarlar. Spektrumları, oluşumu bir bütün olarak karakterize eden emisyon çizgilerini içerir.

Kedi Gözü Bulutsusu

Doğa, beklenmedik ve güzel formlar yaratmada ustadır. Benzerliğinden dolayı Kedi Gözü Bulutsusu (NGC 6543) olarak adlandırılan gezegenimsi bulutsu bu açıdan dikkate değerdir. 1786'da keşfedildi ve bilim adamları tarafından parlayan bir gaz bulutu olarak tanımlanan ilk bulut oldu. Kedi Gözü Bulutsusu içerisinde yer alır ve oldukça ilginç karmaşık bir yapıya sahiptir.

Yaklaşık 100 yıl önce kuruldu. Daha sonra merkezdeki yıldız kabuklarını döktü ve nesnenin deseninin karakteristik özelliği olan eşmerkezli gaz ve toz çizgileri oluştu. Bugüne kadar bulutsunun en etkileyici merkezi yapısının oluşum mekanizması belirsizliğini koruyor. Böyle bir modelin görünümü, bulutsunun çekirdeğindeki çift yıldızın konumuyla iyi bir şekilde açıklanmaktadır. Ancak henüz bu durumu destekleyecek bir bilgi bulunmuyor.

NGC 6543'ün halesinin sıcaklığı yaklaşık 15.000 K'dir. Bulutsunun çekirdeği 80.000 K'ye kadar ısıtılır. Üstelik merkezdeki yıldız Güneş'ten birkaç bin kat daha parlaktır.

Devasa patlama

Devasa yıldızlar genellikle yaşam döngülerini etkileyici "özel efektlerle" sonlandırırlar. Çok güçlü patlamalar yıldızın tüm dış kabuklarını kaybetmesine neden olur. Merkezden 10.000 km/s'yi aşan bir hızla uzaklaşıyorlar. Hareketli bir maddenin statik bir maddeyle çarpışması, gazın sıcaklığında güçlü bir artışa neden olur. Sonuç olarak parçacıkları parlamaya başlar. Çoğu zaman süpernova kalıntıları, mantıklı görünen küresel oluşumlar değil, çok farklı şekillerdeki bulutsulardır. Bunun nedeni, yüksek hızda atılan maddenin düzensiz bir şekilde pıhtı ve birikim oluşturmasıdır.

Bin yıl öncesinden bir iz

Belki de en ünlü süpernova kalıntısı Yengeç Bulutsusu'dur. Onu doğuran yıldız neredeyse bin yıl önce, 1054 yılında patladı. Kesin tarih, gökyüzündeki parıltısının iyi anlatıldığı Çin kroniklerinden belirlendi.

Yengeç Bulutsusu'nun karakteristik deseni, bir süpernova tarafından püskürtülen ve yıldızlararası maddeyle henüz tamamen karışmamış gazdan oluşur. Nesne bizden 3300 ışıkyılı uzaklıkta bulunuyor ve 120 km/s hızla sürekli genişliyor.

Merkezde Yengeç Bulutsusu, sürekli polarize radyasyon kaynağı olan elektron akışları yayan bir nötron yıldızı olan bir süpernova kalıntısı içerir.

Yansıma bulutsuları

Bu uzay nesnelerinin bir diğer türü ise kendi başına ışık yayamayan soğuk gaz ve toz karışımından oluşur. Yansıma bulutsuları yakındaki nesneler nedeniyle parlıyor. Bunlar yıldızlar veya benzeri dağınık oluşumlar olabilir. Dağınık ışığın spektrumu kaynaklarınkiyle aynı kalır ancak gözlemci için mavi ışık hakimdir.

Bu türden çok ilginç bir bulutsu Merope yıldızıyla ilişkilidir. Ülker kümesindeki yıldız, birkaç milyon yıldır geçmekte olan bir moleküler bulutu yok ediyor. Yıldızın etkisi sonucunda nebulanın parçacıkları belli bir sırayla dizilir ve ona doğru çekilir. Bir süre sonra (kesin süre bilinmiyor) Merope bulutu tamamen yok edebilir.

Kara at

Yaygın oluşumlar genellikle bir soğurma bulutsusu ile tezat oluşturur. Galakside onlardan çok var. Bunlar, yıldızların yanı sıra arkalarında bulunan emisyon ve yansıma bulutsularının ışığını emen çok yoğun toz ve gaz bulutlarıdır. Bu soğuk uzay oluşumları öncelikle hidrojen atomlarından oluşsa da daha ağır elementler de içeriyor.

Bu türün muhteşem bir temsilcisi, Orion takımyıldızında bulunan It Bulutsusu'dur. Bulutsunun at kafasına çok benzeyen karakteristik şekli, yıldız rüzgarı ve radyasyonun etkisiyle oluşmuştur. Arka planın parlak bir emisyon oluşumu olması nedeniyle nesne açıkça görülebilmektedir. Aynı zamanda Atbaşı Bulutsusu, neredeyse görünmez olan geniş, emici toz ve gaz bulutunun yalnızca küçük bir parçasıdır.

Hubble teleskopu sayesinde, gezegensel olanlar da dahil olmak üzere bulutsular, bugün çok sayıda insana tanıdık geliyor. Uzayda bulundukları alanların fotografik görüntüleri son derece etkileyicidir ve kimseyi kayıtsız bırakmaz.