# M4-18
Minkowski 4-18 (M 4-18), kuzey takımyıldızı Zürafa'da yer alan bir gezegenimsi bulutsu veya ön gezegenimsi bulutsudur. Mesafe tahminleri yayınlarda 1 ila 7 kpc arasında geniş bir aralıkta değişir, fakat 2022 tarihli bir yayın mesafeyi olarak vermektedir. Bulutsunun yaklaşık 3.100 yaşında, oldukça genç olduğu düşünülmektedir. Dikkat çekici bir şekilde bulutsunun merkezi yıldızı [WC11] tayf tipinde çok soğuk, geç tip bir Wolf-Rayet yıldızıdır.


## Tanımlama.
 - YÖNLENDİRME 
 - YÖNLENDİRME 
 - YÖNLENDİRME 
 - YÖNLENDİRME 
 - YÖNLENDİRME 
 - YÖNLENDİRME 
 - YÖNLENDİRME 
Bu nesne 1959 yılında Alman-Amerikalı gökbilimci Rudolph Minkowski tarafından keşfedilmiştir. Bulutsu, merkezinden itibaren yaklaşık mesafeye kadar uzanır. Daha 1974 yılında, merkezi yıldızın soğuk karbonlu (WC tipi) Wolf-Rayet yıldızlarından biri olduğu biliniyordu. Bulutsu 0,08 M☉ kütleye ve elektron sıcaklığına sahiptir ve bu sıcaklık, plazma içindeki elektronların ortalama kinetik enerjisidir.
Merkezi yıldız, Güneş kütlesinin sadece %62'sine sahiptir ancak Güneş'in 2,4 katı büyüklüğündedir. De Marco & Crowther'a göre yıldız, fotosferinden etkin sıcaklıkta Güneş'in ışıma gücünün 5.250 katı kadar enerji yayar. Acker ve arkadaşları (2002) gibi bazı diğer kaynaklar ise yaklaşık 25.000 K gibi daha düşük bir sıcaklık bulmaktadır.


### Değişkenlik.
1996 yılında M 4-18'in merkezi yıldızının, M2-54 ve NGC 2392 adlı diğer iki nesneyle birlikte düşük genlikli bir değişen olduğu ve 12 Aralık 1995 gecesi yapılan 7 saatlik gözlem periyodunda 0,03 mag parlaklaştığı bildirilmiştir.


### Kızıllaşma.
Yıldız, EB−V = #YÖNLENDİRME düzeyinde önemli ölçüde kızıllaşma gösterir. Morötesi bölgedeki kızıllaşma anormal kabul edilir, çünkü farklı yöntemler EB−V için çok farklı sonuçlar vermektedir. Bu durum muhtemelen tespit edilmemiş bir yıldız çevresi toz kabuğundan kaynaklanmaktadır. Kızılötesi kızıllaşma profili, tek tip boyuttaki amorf karbon tanecikleri ile açıklanabilir.


### Spektrum ve kimyasal bolluklar.
Merkezi yıldız C+, C2+ ve C3+ iyonlarının (spektroskopik gösterimde C II, C III ve C IV) geniş emisyon çizgilerini sergiler ve bunlardan C+ çizgileri en güçlüsüdür. Bu da yıldızın karbon zengin Wolf-Rayet doğası ve görece düşük etkin sıcaklığı ile tutarlıdır. Karbon çizgileri bulutsunun emisyon çizgilerinin, yani nötr hidrojenin (H I) ve tekil iyonlaşmış azot ([N II]) ile kükürtün ([S II]) köşeli parantezlerle belirtilen yasaklı çizgilerinin üzerine biner. [O III] (O2+; dalga boyu 4959–5007 Å) yasaklı çizgisi, Campbell'in Hidrojen Yıldızı'na (HD 184738) benzer şekilde alışılmadık derecede zayıftır. HD 184738 ile karşılaştırıldığında M 4-18, C IV, O IV (O3+) ve N V (N4+) çizgilerinin daha zayıf olduğunu gösterir ve bu da bu bulutsudaki atomların daha az uyarılmış durumda olduğunu ima eder.
1980 tarihli bir makale bulutsunun azot ve oksijen açısından eksik olduğunu ileri sürmüş, fakat 1995'teki bir çalışma karbon, azot ve neon bolluklarının Güneş'inkine benzer olduğunu ve oksijen içeriğinin ise Güneş'inkinin iki katı olduğunu bulmuştur. Buna karşılık bulutsu kükürt bakımından çok fakirdir ve Güneş'teki miktarın sadece %10'u kadar kükürt içerir. Bildirilen bu oksijen zenginleşmesi şüphelidir çünkü 2022'de yayınlanan bir makale Güneş'ten biraz daha düşük bir oksijen bolluğunu ortaya koymuştur. Aynı çalışmada aşırı ksenon bolluğu da bildirilmiştir.
1984'te, merkezi yıldızdan dışarıya doğru yayılan ve yaklaşık 300 km/s hıza ulaşan yıldız rüzgarlarının kanıtı olan zayıf P Cygni emisyon özellikleri doğrulanmıştır.
2003 yılında kızılötesi spektroskopisi kullanılarak polisiklik aromatik hidrokarbonlar (PAH'lar) tespit edilmiştir. Bu tespit, 2008 tarihli bir yayında da bağımsız olarak doğrulanmıştır.