Gezegenimsi bulutsu veya gezegenimsi nebula, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.[4]
Kedi Gözü bulutsusunun (NGC 6543) X-ışını/görünür ışık kullanılarak çekilmiş fotoğrafı.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" 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 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 büyüklüğündeki orta kütleli bir yıldızın hayatının son evresinde meydana gelir. 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.
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. Hangi mekanizmaların şekilde ve özellikte bu kadar büyük bir çeşitlilik yarattığı henüz tam olarak bilinmemektedir ancak çift yıldızların, yıldız rüzgarlarının ve manyetik alanların bunda bir rolü olduğu düşünülmektedir.
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 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, gök bilimciler tarafından bu tür bulutsuları sınıflandırmak için kullanılan terminolojiye yerleşmiştir ve bugün hala gök bilimciler tarafından kullanılmaktadır.[11][12]
Spektrum
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 500,7nm 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, 500,7nm'deki çizginin yeni bir elementin varlığından ziyade bilinen bir maddenin olağandışı koşullardaki davranışından kaynaklandığını önerdi.[9]
Merkezi yıldızlar
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
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]
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 helyumadönüştürerek 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]
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
Aller, Lawrence H.; Hyung, Siek (2003). "Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (invited review)". Kwok, Sun; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph (Ed.). Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe, Proceedings of the 209th Symposium of the International Astronomical Union held at Canberra, Australia, 19-23 November, 2001. Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe. 209. Astronomical Society of the Pacific. s.15. Bibcode:2003IAUS..209...15A.
Allison, Mark (2006), Star clusters and how to observe them, Birkhäuser, ss.56-8, ISBN978-1-84628-190-7
Bowen, I. S. (October 1927), "The Origin of the Chief Nebular Lines", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39 (231), ss.295-7, Bibcode:1927PASP...39..295B, doi:10.1086/123745
Frankowski, Adam; Soker, Noam (November 2009), "Very late thermal pulses influenced by accretion in planetary nebulae", New Astronomy, 14 (8), ss.654-8, arXiv:0903.3364$2, Bibcode:2009NewA...14..654F, doi:10.1016/j.newast.2009.03.006, A planetary nebula (PN) is an expanding ionized circumstellar cloud that was ejected during the asymptotic giant branch (AGB) phase of the stellar progenitor.
Frew, David J.; Parker, Quentin A. (May 2010), "Planetary Nebulae: Observational Properties, Mimics and Diagnostics", Publications of the Astronomical Society of Australia, 27 (2), ss.129-148, arXiv:1002.1525$2, Bibcode:2010PASA...27..129F, doi:10.1071/AS09040
Huggins, W.; Miller, W. A. (1864), "On the Spectra of some of the Nebulae", Philosophical Transactions of the Royal Society of London, cilt154, ss.437-44, Bibcode:1864RSPT..154..437H, doi:10.1098/rstl.1864.0013
Kiss, L. L.; Szabó, Gy. M.; Balog, Z.; Parker, Q. A.; Frew, D. J. (November 2008), "AAOmega radial velocities rule out current membership of the planetary nebula NGC 2438 in the open cluster M46", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 391 (1), ss.399-404, arXiv:0809.0327$2, Bibcode:2008MNRAS.391..399K, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13899.x
Krause, Arthur (1961), Astronomy, Oliver and Boyd, s.187
Kwok, Sun; Su, Kate Y. L. (December 2005), "Discovery of Multiple Coaxial Rings in the Quadrupolar Planetary Nebula NGC 6881", The Astrophysical Journal, 635 (1), ss.L49-52, Bibcode:2005ApJ...635L..49K, doi:10.1086/499332, We report the discovery of multiple two-dimensional rings in the quadrupolar planetary nebula NGC 6881. As many as four pairs of rings are seen in the bipolar lobes, and three rings are seen in the central torus. While the rings in the lobes have the same axis as one pair of the bipolar lobes, the inner rings are aligned with the other pair. The two pairs of bipolar lobes are likely to be carved out by two separate high-velocity outflows from the circumstellar material left over from the asymptotic giant branch (AGB) wind. The two-dimensional rings could be the results of dynamical instabilities or the consequence of a fast outflow interacting with remnants of discrete AGB circumstellar shells.
Kwok, Sun; Koning, Nico; Huang, Hsiu-Hui; Churchwell, Edward (2006), Barlow, M. J.; Méndez, R. H. (Ed.), "Planetary nebulae in the GLIMPSE survey", Proceedings of the International Astronomical Union, Symposium #234, Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond, Cambridge: Cambridge University Press, 2 (S234), ss.445-6, Bibcode:2006IAUS..234..445K, doi:10.1017/S1743921306003668, Planetary nebulae (PNs) have high dust content and radiate strongly in the infrared. For young PNs, the dust component accounts for about one third of the total energy output of the nebulae (Zhang & Kwok 1991). The typical color temperatures of PNs are between 100 and 200 K, and at λ >5 μm, dust begins to dominate over bound-free emission from the ionized component. Although PNs are traditionally discovered through examination of photographic plates or Hα surveys, PNs can also be identified in infrared surveys by searching for red objects with a rising spectrum between 4–10 μm.
Liu, X.-W.; Storey, P. J.; Barlow, M. J.; Danziger, I. J.; Cohen, M.; Bryce, M. (March 2000), "NGC 6153: a super–metal–rich planetary nebula?", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 312 (3), ss.585-628, Bibcode:2000MNRAS.312..585L, doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x
Maciel, W. J.; Costa, R. D. D.; Idiart, T. E. P. (October 2009), "Planetary nebulae and the chemical evolution of the Magellanic Clouds", Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, cilt45, ss.127-37, arXiv:0904.2549$2, Bibcode:2009RMxAA..45..127M, These objects are produced by low and intermediate mass stars, with main sequence masses roughly between 0.8 and 8 M⊙, and present a reasonably large age and metallicity spread.
Majaess, D. J.; Turner, D.; Lane, D. (December 2007), "In Search of Possible Associations between Planetary Nebulae and Open Clusters", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 119 (862), ss.1349-60, arXiv:0710.2900$2, Bibcode:2007PASP..119.1349M, doi:10.1086/524414
Marochnik, L.S.; Shukurov, Anwar; Yastrzhembsky, Igor (1996), "Chapter 19: Chemical abundances", The Milky Way galaxy, Taylor & Francis, ss.6-10, ISBN978-2-88124-931-0
Miszalski, B.; Jones, D.; Rodríguez-Gil, P.; Boffin, H. M. J.; Corradi, R. L. M.; Santander-García, M. (2011), "Discovery of close binary central stars in the planetary nebulae NGC 6326 and NGC 6778", Astronomy and Astrophysics, cilt531, ss.A158, arXiv:1105.5731$2, Bibcode:2011A&A...531A.158M, doi:10.1051/0004-6361/201117084
Moore, S. L. (October 2007), "Observing the Cat's Eye Nebula", Journal of the British Astronomical Association, 117 (5), ss.279-80, Bibcode:2007JBAA..117R.279M
Parker, Quentin A.; Acker, A.; Frew, D. J.; Hartley, M.; Peyaud, A. E. J.; Ochsenbein, F.; Phillipps, S.; Russeil, D.; Beaulieu, S. F.; Cohen, M.; Köppen, J.; Miszalski, B.; Morgan, D. H.; Morris, R. A. H.; Pierce, M. J.; Vaughan, A. E. (November 2006), "The Macquarie/AAO/Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalogue: MASH", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 373 (1), ss.79-94, Bibcode:2006MNRAS.373...79P, doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10950.x
Parker, Quentin A.; Frew, David J.; Miszalski, B.; Kovacevic, Anna V.; Frinchaboy, Peter.; Dobbie, Paul D.; Köppen, J. (May 2011), "PHR 1315–6555: A bipolar planetary nebula in the compact Hyades-age open cluster ESO 96-SC04", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 413 (3), ss.1835-1844, arXiv:1101.3814$2, Bibcode:2011MNRAS.413.1835P, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18259.x
Reed, Darren S.; Balick, Bruce; Hajian, Arsen R.; Klayton, Tracy L.; Giovanardi, Stefano; Casertano, Stefano; Panagia, Nino; Terzian, Yervant (November 1999), "Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543: Parallax Distance and Nebular Evolution", Astronomical Journal, 118 (5), ss.2430-41, arXiv:astro-ph/9907313$2, Bibcode:1999AJ....118.2430R, doi:10.1086/301091
Rees, B.; Zijlstra, A.A. (July 2013), "Alignment of the Angular Momentum Vectors of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 435 (2), ss.975-991, arXiv:1307.5711$2, Bibcode:2013MNRAS.435..975R, doi:10.1093/mnras/stt1300
Planetary Nebulae, SEDS, 9 Eylül 2013, 10 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 10 Kasım 2013
Ortam kategorisi
Q13632
.jpg)
