Gezegenimsi Bulutsu

Gözlemler

Gezegenimsi bulutsular çok parlak değildir. Hiçbiri teleskop olmadan görülebilecek kadar parlak değildir. İlk keşfedilen Dumbbell nebulasıydı. Astronomlar 1800'lerde ilk spektroskopik deneyler yapılana kadar bu cisimlerin ne olduğunu bilmiyorlardı. William Huggins galaksilere bakmak için bir prizma kullandı. Yıldızlara çok benzediklerini fark etti.

Kedi Gözü nebulasına baktığında, aynı görünmüyordu. Daha önce kimsenin görmediği bir yerde bir emisyon çizgisi gördü. Bu, daha önce hiç kimsenin görmediği bir elemente benzediği anlamına geliyordu. Bilim adamları bunun yeni bir element olabileceğini düşündüler. Ona nebulyum adını vermeye karar verdiler.

Daha sonra fizikçiler, yoğunluğu çok düşük olan gazların başka bir şey gibi görünmesinin mümkün olduğunu gösterdi. Baktıkları gazın nebulyum değil oksijen olduğu ortaya çıktı.

Gezegenimsi bulutsulardaki yıldızlar çok sıcaktır. Yine de çok parlak değillerdir. Bu da çok küçük olmaları gerektiği anlamına gelir. Yıldızların bu kadar küçüldükleri tek zaman ölmekte oldukları zamandır. Bu da bir yıldızın ölümündeki son adımlardan biri oldukları anlamına gelir. Astronomlar tüm gezegenimsi bulutsuların genişlediğini gördüler. Bu, bir yıldızın dış katmanlarının ömrünün sonunda uzaya fırlatılmasından kaynaklandıkları anlamına geliyordu.

NGC 7293, Sarmal Bulutsusu


NGC 2392, Eskimo Bulutsusu

Kökenleri

Sekiz güneş kütlesinden daha ağır yıldızlar süpernovaya dönüşecektir. Daha düşük kütleli yıldızlar gezegenimsi bulutsular oluşturacaktır. Milyarlarca yıllık yıldız evriminden sonra bir yıldızın artık hidrojeni kalmayacaktır. Bu da yıldızın yüzeyini daha soğuk, çekirdeğini ise daha küçük hale getirir. Güneş'in çekirdeği yaklaşık 15 milyon Kelvin derecedir. Hidrojeni bittiğinde, daha küçük olan çekirdek yaklaşık 100 milyon Kelvin dereceye yükselmesine neden olacaktır.

Yıldızın dış katmanları çekirdeğin ısısı nedeniyle çok daha büyük hale gelir ve çok daha soğuk olur. Yıldız bir kırmızı dev haline gelir. Çekirdek daha da küçülür ve ısınır. Sıcaklığı 100 milyon K'ye ulaştığında helyum, karbon ve oksijene dönüşmeye başlar. Bu gerçekleştiğinde, çekirdek küçülmeyi durdurur. Helyum yanması kısa sürede karbon ve oksijenden oluşan bir çekirdek ve onu çevreleyen bir helyum ve bir hidrojen kabuğu oluşturur.

Füzyon reaksiyonlarındaki helyum çok kararlı olmadığından, çekirdek çok hızlı bir şekilde büyümeye ve küçülmeye başlar. Güçlü yıldız rüzgarları, yıldızın dış katmanındaki gaz ve plazmayı dışarı doğru üfler. Bu gazlar yıldızın çekirdeği etrafında bir bulut oluşturur. Giderek daha fazla gaz yıldızdan uzaklaştıkça, daha yüksek ve daha yüksek sıcaklıklarda daha derin ve daha derin katmanlar dışarı gönderilir. Gaz yaklaşık 30.000 kelvin dereceye kadar ısındığında, gaz parlamaya başlar. Bulut artık bir gezegenimsi nebula haline gelmiştir.

Sayılar ve konum

Galaksimizde 200 milyar yıldıza karşılık bu nebulalardan yaklaşık 3.000 tane olduğunu biliyoruz. Bir yıldıza kıyasla çok kısa ömürlü olmaları, yıldızlara kıyasla bu kadar çok olmamalarının nedenidir. Çoğunlukla Samanyolu düzleminde bulunurlar ve Samanyolu'nun merkezine yaklaştıkça sayıları artar.

Şekil

Gezegenimsi bulutsuların sadece yaklaşık yüzde yirmisi küredir (Abell 39 gibi). Geri kalanı çeşitli şekillere sahiptir. Bu şekillerin nedeni anlaşılamamıştır. Bunun nedeni ikincil yıldızların çekim gücü olabilir (örneğin, eğer bu bir ikili yıldız sistemi ise). İkinci bir teori de yıldızın yakınındaki gezegenlerin nebulanın oluşumunu değiştirebileceğidir. Üçüncü bir teori ise manyetik alanların bu şekillere neden olduğudur. [1].

Problemler

Gezegenimsi bulutsuların incelenmesindeki bir sorun, gökbilimcilerin her zaman ne kadar uzakta olduklarını hesaplayamamalarıdır. Yakın olduklarında, gökbilimciler ne kadar uzakta olduklarını tahmin etmek için genişleme paralaksı adı verilen bir şey kullanırlar, ancak bu uzun zaman alır. Eğer yakın değillerse, ne kadar uzakta olduklarını bulmanın henüz iyi bir yolu yoktur.

İlgili sayfalar

• Yıldızlararası ortam
• Nebula
• Yıldız evrimi
• Beyaz cüce