Loading AI tools
Yıldızlararası bulut cisimleri Vikipedi'den, özgür ansiklopediden
Bulutsu (Latince: "bulut", "sis"[1] manasında Nebula, çoğulu: nebulae, nebulæ[2]), iyonize, nötr veya moleküler hidrojen ve kozmik tozdan oluşabilen, yıldızlararası ortamın belirgin bir şekilde ışıldayan kısmıdır. Bulutsular genellikle Kartal Bulutsusu'ndaki "Yaratılış Sütunları" gibi yıldız oluşum bölgeleridir. Bu bölgelerde gaz, toz ve diğer malzemelerin oluşumları bir araya gelerek daha yoğun bölgeler oluşturur ve bu yoğun bölgeler daha fazla madde çekerek sonunda yıldızları oluşturacak kadar yoğun hale gelirler. Geri kalan malzemenin ise gezegenler ve diğer gezegen sistemi nesnelerini oluşturduğu düşünülmektedir.
Bulutsuların pek çoğu devasa boyutlardadır ve bazıları yüzlerce ışık yılı çapındadır. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen bir bulutsu yakından bakıldığında daha büyük görünür, fakat daha parlak değildir.[3] Gökyüzündeki en parlak bulutsu olan ve dolunayın açısal çapının iki katı büyüklüğünde bir alanı kaplayan Orion Bulutsusu, çıplak gözle görülebilmesine rağmen erken dönem astronomlar tarafından fark edilmemiştir.[4] Etrafındaki uzaydan daha yoğun olmalarına rağmen, çoğu bulutsu Dünya'da oluşturulan herhangi bir vakumdan (santimetreküp başına 105 ila 107 molekül) çok daha az yoğundur. Dünya büyüklüğünde bir bulutsu sadece birkaç kilogramlık bir kütleye sahip olurdu. Dünya'daki hava, santimetreküp başına yaklaşık 1019 molekül yoğunluğuna sahiptir, buna karşılık en yoğun bulutsular santimetreküp başına 104 molekül yoğunluğuna sahip olabilir. Birçok bulutsu, içlerindeki sıcak yıldızlar tarafından neden olunan floresans nedeniyle görülebilirken diğerleri o kadar dağılmıştır ki yalnızca uzun pozlamalar ve özel filtrelerle tespit edilebilirler. Bazı bulutsular, T Tauri değişen yıldızları tarafından değişken bir şekilde aydınlatılırlar.
Başlangıçta "bulutsu" ("nebula") terimi, Samanyolu'nun ötesindeki gökadalar da dahil olmak üzere dağınık herhangi bir astronomik cismi tanımlamak için kullanılıyordu. Örneğin Andromeda Gökadası, 20. yüzyılın başlarında Vesto Slipher, Edwin Hubble ve diğerleri tarafından gökadaların gerçek doğasının anlaşılmasından önce Andromeda Bulutsusu olarak (ve sarmal gökadalar genel olarak "sarmal bulutsular" olarak) adlandırılıyordu. Edwin Hubble, çoğu bulutsunun yıldızlarla ilişkili olduğunu ve yıldız ışığıyla aydınlatıldığını keşfetti. Ayrıca bulutsuların ürettikleri ışık tayflarının türüne göre kategorize edilmesine yardımcı oldu.[5]
MS 150 civarında Batlamyus, Almagest'inin VII-VIII. kitaplarında bulutsu gibi görünen beş yıldızı kaydetmişti. Ayrıca Büyük Ayı ve Aslan takımyıldızları arasında herhangi bir yıldızla ilişkilendirilmeyen bir bulutsu bölgesini de belirtmiştir.[6] Bir yıldız kümesinden farklı olarak ilk gerçek bulutsu, Müslüman Farisi astronom Abdurrahman es-Sufî tarafından Sabit Yıldızlar Kitabı'nda (Kitāb-i Ṣuwar al-kawākib, 964) belirtildi.[7] Al-Sufi, Andromeda Gökadası'nın bulunduğu yerde "küçük bir bulut" olduğunu da kaydetti.[8] Ayrıca "bulutsu bir yıldız" olarak Omicron Velorum yıldız kümesini ve Brocchi'nin Kümesi gibi diğer bulutsu nesneleri de katalogladı.[7] Yengeç Bulutsusu'nu oluşturan süpernova SN 1054, 1054 yılında Arap ve Çinli astronomlar tarafından gözlemlenmiştir.[9][10]
1610'da, Nicolas-Claude Fabri de Peiresc teleskop kullanarak Orion Bulutsusu'nu keşfetti. Bu bulutsu ayrıca 1618'de Johann Baptist Cysat tarafından gözlemlendi. Orion Bulutsusu'nun ilk ayrıntılı çalışması bulutsuyu keşfeden ilk kişi olduğuna inanan Christiaan Huygens tarafından 1659 yılında yapıldı.[8]
1715'te Edmond Halley, altı bulutsunun bir listesini yayımladı.[11] Bu sayı yüzyıl boyunca istikrarlı bir şekilde arttı ve Jean-Philippe de Cheseaux 1746 yılında, önceden bilinmeyen sekiz tane de dahil olmak üzere 20 bulutsuyu içeren bir liste derledi. 1751'den 1753'e kadar Nicolas-Louis de Lacaille, çoğu daha önce bilinmeyen 42 bulutsuyu Ümit Burnu'nda katalogladı. Daha sonra Charles Messier, 1781 yılına kadar 103 "bulutsu" (şimdi Messier nesneleri olarak adlandırılan ve artık gökada olduğu bilinen nesneleri içeren) kataloğu derledi. Charles Messier'in asıl amacı kuyruklu yıldızları tespit etmekti ve gözlemlediği nesneler, kuyruklu yıldızlarla karıştırılabilecek nesnelerdi.[12]
Bulutsuların sayısı William Herschel ve kız kardeşi Caroline Herschel'in çabalarıyla büyük ölçüde arttı. Hazırladıkları Catalogue of One Thousand New Nebulae and Clusters of Stars kataloğu 1786 yılında yayımlandı.[13] İkinci katalog 1789'da, üçüncü ve son katalog ise 1802 yılında 510 bulutsu ile yayımlandı. William Herschel çalışmalarının büyük bir kısmında bu bulutsuların sadece çözülememiş yıldız kümeleri olduğuna inanıyordu. Herschel, 1790 yılında bir yıldızın çevresinde bulutsu bir yapı keşfetti ve bunun daha uzak bir kümeden ziyade gerçek bir bulutsu olduğu sonucuna vardı.[12]
1864'ten başlayarak, William Huggins yaklaşık 70 bulutsunun spektrumlarını inceledi. Bunların yaklaşık üçte birinin bir gazın emisyon spektrumuna sahip olduğunu buldu. Geri kalanı ise aralıksız bir spektrum gösteriyordu ve bu nedenle bir yıldız kütlesinden oluştuğu düşünülüyordu.[14][15] 1912 yılında Vesto Slipher, Merope yıldızının çevresindeki bulutsunun spektrumunun, Ülker (Pleiades) açık yıldız kümesinin spektrumlarıyla eşleştiğini gösterdiğinde üçüncü bir kategori eklendi. Böylece bu bulutsunun, yıldız ışığını yansıtarak ışık yaydığı anlaşıldı.[16]
1923'teki Büyük Tartışma'nın ardından birçok "bulutsunun" aslında Samanyolu'ndan uzaktaki gökadalar olduğu anlaşıldı.
Slipher ve Edwin Hubble, birçok farklı bulutsunun spektrumlarını toplamaya devam ettiler ve 29'unun emisyon spektrumu ve 33'ünün aralıksız yıldız ışığı spektrumu gösterdiğini buldular.[15] 1922 yılında Hubble, neredeyse tüm bulutsuların yıldızlarla ilişkili olduğunu ve aydınlatılmalarının yıldız ışığından kaynaklandığını duyurdu. Ayrıca, emisyon spektrumlu bulutsuların neredeyse her zaman B sınıfı veya daha sıcak (tüm O-tipi ana kol yıldızları dahil) yıldızlarla ilişkili olduğunu, aralıksız spektrumlu bulutsuların ise daha soğuk yıldızlarla görünür olduğunu keşfetti.[17] Hem Hubble hem de Henry Norris Russell, daha sıcak yıldızları çevreleyen bulutsuların bir şekilde dönüştürüldüğü sonucuna vardılar.[15]
Farklı türdeki bulutsular için çeşitli oluşum mekanizmaları vardır. Bazı bulutsular yıldızlararası ortamda zaten bulunan gazdan oluşurken diğerleri yıldızlar tarafından üretilir. İlk duruma örnek olarak, daha dağınık olan gazın soğuyup yoğunlaşmasıyla oluşan, yıldızlararası gazın en soğuk ve en yoğun hali olan dev moleküler bulutlar verilebilir. İkinci duruma örnek olarak ise, yıldız evriminin son aşamalarında dış katmanlarını atmasıyla oluşan gezegenimsi bulutsular verilebilir.
Yıldız oluşum bölgeleri, dev moleküler bulutlarla ilişkili bir tür salma (emisyon) bulutsusudur. Bunlar, bir moleküler bulutun kendi ağırlığı altında çöktüğü ve yıldızların oluştuğu yerlerdir. Merkezi bölgede büyük yıldızlar oluşabilir ve bu yıldızların ultraviyole radyasyonu çevresindeki gazı iyonize ederek optik dalga boylarında görünür hale getirir. Büyük yıldızları çevreleyen iyonize hidrojen bölgesi H II bölgesi olarak bilinirken, H II bölgesini çevreleyen nötr hidrojen kabuklarına ise ışıl çözüşüm bölgesi (photodissociation region) denir. Yıldız oluşum bölgelerine örnek olarak Orion Bulutsusu, Rozet Bulutsusu ve Omega Bulutsusu verilebilir. Büyük kütleli yıldızların süpernova patlamaları, yıldız rüzgarları veya büyük kütleli yıldızlardan gelen ultraviyole radyasyon ya da düşük kütleli yıldızlardan gelen çıkışlar şeklindeki yıldız oluşumundan kaynaklanan geri besleme, bulutu bozabilir ve birkaç milyon yıl içinde bulutsuyu yok edebilir.
Diğer bulutsular, büyük kütleli ve kısa ömürlü yıldızların ölüm sancıları olan süpernova patlamaları sonucu oluşur. Süpernova patlamasından atılan malzemeler, patlamanın enerjisi ve çekirdeğinin ürettiği kompakt nesne tarafından iyonize edilir. Bunun en iyi örneklerinden biri, Boğa takımyıldızındaki Yengeç Bulutsusu'dur. Bu süpernova olayı 1054 yılında kaydedilmiş ve SN 1054 olarak adlandırılmıştır. Patlamadan sonra oluşan sıkışık yıldız, Yengeç Bulutsusu'nun merkezinde yer alır ve çekirdeği artık bir nötron yıldızıdır.
Diğer bulutsular ise gezegenimsi bulutsular olarak oluşur. Bu, Güneş gibi düşük kütleli bir yıldızın yaşamındaki son aşamadır. Kütlesi güneş kütlesinin 8-10 katı kadar olan yıldızlar kırmızı devlere dönüşür ve atmosferlerindeki zonklamalar sırasında dış katmanlarını yavaşça kaybederler. Bir yıldız yeterince malzeme kaybettiğinde sıcaklığı artar ve yayılan ultraviyole radyasyon, çevresindeki bulutsuyu iyonize edebilir. Güneş, bir gezegenimsi bulutsu oluşturacak ve çekirdeği beyaz cüce olarak geride kalacaktır.
Bulutsu adı verilen nesneler dört ana gruba ayrılır. Doğaları anlaşılana kadar, gökadalar ("sarmal bulutsular") ve yıldızları çözülemeyecek kadar uzaktaki yıldız kümeleri de bulutsu olarak sınıflandırılıyordu, ancak artık öyle değil.
Bulut benzeri yapıların hepsi bulutsu değildir; Herbig-Haro nesneleri buna bir örnektir.
Bütünleşmiş Değişen Bulutsular (İngilizce: Integrated Flux Nebulae - IFN), nispeten yakın zamanda tanımlanmış gök bilimsel bir fenomendir. Samanyolu düzlemindeki tipik ve iyi bilinen gazlı bulutsuların aksine, bu bulutsular gökada ana gövdesinin ötesine uzanır.
Bu terim, fenomeni "tek bir yıldız tarafından aydınlatılmayan yüksek galaktik enlem bulutsuları" olarak tanımlayan Steve Mandel-Wilson tarafından bulunmuştur. Yıldızlararası ortamın önemli bir bileşeni olan bu bulutsular; toz parçacıkları, hidrojen, karbon monoksit ve diğer öğelerden oluşur.[18] Akademisyenler, Bütünleşmiş Değişen Bulutsular'ı oluşturan tek ana yapıyı sistematik olarak böldü ve katalogladı. Bu çalışmanın sonucu, esas olarak Küçük Ayı, Büyük Ayı ve Zürafa takımyıldızları arasında uzanan yedi ana konsantrasyonu tanımlayan Mandel-Wilson Kataloğu'nda yer almaktadır.
Çoğu bulutsu, iyi tanımlanmış sınırları olmayan ve genişleyen yapıları nedeniyle dağınık bulutsu olarak tanımlanabilir.[19] Dağınık bulutsular; salma bulutsuları, yansıma bulutsuları ve karanlık bulutsular olarak sınıflandırılabilir.
Görünür ışık bulutsuları, uyarılmış veya iyonize gazdan (çoğunlukla iyonize hidrojenden)[20] spektrum çizgisi radyasyonu yayan salma bulutsuları ve yansıttıkları ışık nedeniyle görülebilen yansıma bulutsuları olarak sınıflandırılabilir. Salma bulutsuları genellikle H II bölgeleri olarak adlandırılır ve H II, iyonize hidrojeni ifade eder.
Yansıma bulutsularının kendileri önemli miktarda görünür ışık yaymazlar, fakat yıldızlara yakın oldukları için yıldızlardan gelen ışığı yansıtırlar.[20] Yıldızlar tarafından aydınlatılmayan benzer bulutsular ise görünür radyasyon yaymazlar, fakat arkalarındaki parlak cisimlerden gelen ışığı engelleyen opak bulutlar olarak tespit edilebilirler ve bunlara karanlık bulutsular denir.[20]
Bu bulutsular optik dalga boylarında farklı görünürlük özelliklerine sahip olsalar da, tümü bulutsuların içindeki tozdan gelen kızılötesi emisyonun parlak kaynaklarıdır.[20]
Gezegenimsi bulutsular, orta kütleli yıldızların (0,5 - ~8 güneş kütlesi arasında değişen) yıldız evrimindeki son aşamalarının kalıntılarıdır. Evrimleşmiş geç asimptotik dev kol yıldızları, güçlü yıldız rüzgarları nedeniyle dış katmanlarını dışarıya doğru atarak, yıldız çekirdeğini beyaz cüce şeklinde geride bırakırken gaz kabukları oluşturur.[20] Sıcak beyaz cüceden gelen radyasyon dışarı atılan gazları uyararak, yıldız oluşum bölgelerinde bulunan salma bulutsularına benzer spektrumlara sahip salma bulutsularını üretir.[20] Bunlar H II bölgeleridir, çünkü çoğunlukla hidrojen iyonize haldedir, fakat gezegenimsi bulutsular yıldız oluşum bölgelerinde bulunan bulutsulardan daha yoğun ve daha kompakttır.[20]
Gezegenimsi bulutsu ismi, onları başlangıçta gezegenlerden ayırt edemeyen ve gezegenlerle karıştıran ilk astronomi gözlemcileri tarafından verilmiştir. Güneş'in, oluşumundan yaklaşık 12 milyar yıl sonra bir gezegenimsi bulutsu oluşturacağı tahmin edilmektedir.[21]
Ön gezegenimsi bulutsu, bir yıldızın geç asimptotik dev kol (LAGB) evresi ve sonraki gezegenimsi bulutsu evresi arasındaki kısa ömürlü bir bölümde yer alan gök bilimsel bir nesnedir. Ön gezegenimsi bulutsu, kuvvetli kızılötesi radyasyon yayan bir yansıma bulutsusu türüdür. Bu, orta kütleli yıldızların (1–8 M☉) yaşam döngüsü içindeki son yüksek parlaklık evresinin ikinci aşamasıdır.[22]
Bir süpernova, büyük kütleli bir yıldız ömrünün sonuna geldiğinde meydana gelir. Yıldızın çekirdeğindeki nükleer füzyon durduğunda, yıldız çöker. İçeriye doğru düşen gaz ya geri teper ya da o kadar kuvvetli bir şekilde ısınır ki, çekirdekten dışarıya doğru genişler ve böylece yıldızın patlamasına neden olur.[20] Genişleyen gaz kabuğu, özel bir dağınık bulutsu türü olan süpernova kalıntısını oluşturur.[20] Süpernova kalıntılarından gelen optik ve X-ışını emisyonunun büyük kısmı iyonize gazdan kaynaklansa da, radyo emisyonunun büyük bir kısmı sinkrotron emisyonu olarak adlandırılan bir tür termal olmayan emisyon biçimidir.[20] Bu emisyon, manyetik alanlar içinde salınan yüksek hızlı elektronlardan kaynaklanır.
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
