Gezegenimsi bulutsu

Gezegenimsi bulutsu veya Gezegenimsi nebula, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.

"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 de solmakta olan bir gezegene benziyor" diyerek tarif etti. Günümüzde farklı bir şekilde tanımlansa da bu eski terim hala kullanılmaktadır.

Tüm gezegenimsi bulutsular, yaklaşık 1-8 güneş kütlesi büyüklüğünde olan orta kütleli bir yıldızın hayatının son evresinde oluşur. Güneş'in yaşam döngüsünün sonunda bir gezegenimsi bulutsu oluşturması bekleniyor. 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. 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. Bu kadar çok çeşitli şekil ve özellik üreten mekanizmalar henüz tam olarak anlaşılamamıştır ancak çift yıldızlar, yıldız rüzgarları ve manyetik alanlar buna sebep olabilir.

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. 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 de solmakta olan bir gezegene benziyor" dedi.

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. Darquier'in kendisinden önce belirttiği gibi, Herschel diskin bir gezegene benzediğini ancak gezegen olamayacak kadar sönük olduğunu fark etti.

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.

29 Ağustos 1864'te Huggins, Kedi Gözü bulutsusunu gözlemlediğinde bir gezegenimsi bulutsunun tayfını analiz eden ilk kişi oldu. 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. Bunların en parlağı, bilinen herhangi bir elementin soğurma çizgisine denk gelmeyen 500,7 nm dalga boyundaydı.

İlk başta, çizginin nebulium adlı bilinmeyen bir elementten kaynaklanabileceği varsayıldı. Benzer bir varsayım, 1868'de Güneş'in spektrumunun analizi yoluyla helyumun keşfedilmesini sağlamıştı. Helyum, Güneş'in spektrumunda tespit edildikten kısa bir süre sonra Dünya'da izole edilmişken, "nebulyum" böyle değildi. 20. yüzyılın başlarında Henry Norris Russell, 500,7 nm'deki çizginin yeni bir elementin varlığından ziyade bilinen bir maddenin olağandışı koşullardaki davranışından kaynaklandığını önerdi.

Gezegenimsi bulutsuların merkezindeki yıldızlar çok sıcaktır. 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.

20. yüzyılın sonlarına doğru, teknolojik gelişmeler sayesinde gezegenimsi bulutsular hakkında daha fazla veri elde edildi. 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. 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.

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. Gezegenimsi bulutsuları oluşturan yıldızlar, ömürlerinin çoğunu, yaklaşık 15 milyon K derece sıcaklığındaki çekirdeklerinde hidrojen kaynaklarını helyuma dönüştürerek geçirir. Ortaya çıkan bu enerji, yıldızın ezici kütleçekim kuvvetini dengeleyen, çekirdekten dışa doğru hareket eden bir basınç yaratır. 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. 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. Bu aşamada yıldız, toplam kütlesinin %50-70'ini yıldız rüzgarıyla kaybedebilir.

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.