26 Nisan 2019 Cuma

Nebula (Bulutsu) Nedir?

nebula (bulutsu) nedir

20. yüzyıla kadar gökbilimciler bulutsu terimini, Dünya'dan gözlemlenen parlayan, bulut benzeri herhangi bir nesneyi tanımlamak için kullandılar. Günün teleskopları bu nesneler hakkında çok az ayrıntı ortaya çıkardı, ancak gökbilimciler bu bulutsuların farklı şekillerde olduğunu bilecek kadar görebiliyorlardı. Bazılarına spiral bulutsu adı verildi; diğerleri ise eliptik bulutsu olarak adlandırıldı. Sonra, 1920'lerde, Amerikalı gökbilimci Edwin Powell Hubble, gününün en güçlü teleskopunu kullanarak, belirsiz olduğuna inanılan birçok nesnenin aslında galaksiler olduğunu keşfetti. Andromeda bulutsusunun aslında sarmal bir galaksi olduğunu gözlemledi.

Kozmik Hiyerarşide Bulutsular

Gökbilimciler evreni bir dizi "iç içe" seviyelerde düzenleyerek anlamlandırırlar. Başlı başına muazzam nesneler olan Bulutsular, bu hiyerarşinin ortasında bir seviye işgal eder. Bu dizilim: Üstküme en üst seviyeyi oluşturur, bunu kümeler, galaksiler , bulutsular, yıldız sistemleri, yıldızlar, gezegenler ve aylar izler.

Son olarak, ölçeğimizde gösterilmesi zor olan kozmik hiyerarşi düzeyinde, gezegenlerimiz ve aylarımız vardır - sadece bulutsulara kıyasla lekeler. Asteroitler, kuyruklu yıldızlar ve meteoroidler küçük aylardan büyük kayalara kadar değişen boyutlarda daha küçüktür.

Bulutsu Türleri

Gökbilimciler genellikle bulutsuyu iki geniş kategoride sınıflandırır - aydınlık ve karanlık. Parlak bulutsular yakacak yıldızlara yeterince parlarlar, buna rağmen bu parlamayı üretme yöntemi iki faktöre bağlıdır. Birincisi bir bulutsunun yıldıza olan yakınlığı ve ikincisi de yıldızın sıcaklığıdır. Bir bulutsu sıcak bir yıldıza çok yakın olduğunda, büyük miktarda ultraviyole ışınımını emebilir. Bu, gazı yaklaşık 9.726 °C'ye ısıtır. Bu gibi aşırı sıcaklıklarda, hidrojen gazı uyarılır ve floresan ışığıyla parlar. Gökbilimciler bu nebula tipine emisyon nebula olarak değinmektedir. Orion'daki Büyük Bulutsusu (M42) klasik emisyon bulutsusudur.

Bazen bir bulutsu, bir yıldızdan daha uzaktadır veya yıldız o kadar sıcak değildir. Bu durumda, bulutsu bulutun tozu, mum ışığını yansıtan kararmış gümüş gibi, ışığı yansıtır. Yansıma bulutsularının çoğu mavimsi bir renk alır, çünkü parçacıklar tercihen mavi ışığı saçar. Ancak birkaçı, onları aydınlatan yıldızın ışığını güçlü bir şekilde yansıtır. Toros'taki Pleiades yıldız kümesi birkaç yansıtıcı bulutsu içermektedir.

Karanlık bulutsular aydınlatılacak yıldızlara yeterince yakın değildir. Yalnızca daha parlak bir şey görüldüğü zaman görünürler - örneğin bir yıldız kümesi - bir fon sağladığında. Bazen karanlık bulutsular, parlak bulutsulardaki çizgiler, sokaklar veya küreler şeklinde görünür. Trifid Bulutsusu, karanlık toz sokakları ile üç bölgeye bölünmüş gibi görünen parlak, kırmızı renkli bir bulutsudur. Orion'daki Atbaşı Bulutsusu, aynı zamanda Samanyolu'nu uzunluğu boyunca ikiye bölen büyük karanlık grup olduğu gibi karanlık bir bulutsudur .

Aydınlık veya karanlık olarak sınıflandırılmasının yanı sıra, bulutsular da ad alırlar. Fransız bir gökbilimci olan Charles Messier, 18. yüzyılda yıldız olmayan nesneleri kategorilemeye başladı. İsimler kullanmak yerine sayıları kullandı. Listede yer aldığı ilk nesne Torosta yer alan Yengeç Bulutsusu, Messier-1 veya M-1'i belirledi. Ring Bulutsusu M-57'yi tayin etti. Andromeda Gökadası, kaydettiği 31. nesne, M-31 oldu. 19. yüzyılda amatör astronomlar, neredeyse tüm Messier objelerine, neye benzediklerini temel alarak ortak isimler verdiler. Dumbbell Bulutsusu, Atbaşı Bulutsusu ve Baykuş Bulutsusu gibi isimler astronomik sözlüğe böyle girmiştir. Orion Bulutsusu gibi bazı bulutsular, bir parçası gibi göründükleri takımyıldızının ismini almıştır.

Yukarıda tarif edilen sınıflandırma şeması faydalı olsa da, bir bulutsunun sürekli ve değişmez olduğunu ve sonsuza dek var olduğunu gösterir. Durum bu değil. Çeşitli aydınlık ve karanlık bulutsular aslında yıldızların evriminde farklı aşamaları temsil etmektedir. Bulutsunun yıldız oluşumunun beşiği olarak nasıl davrandığını anlamak için bu evrimsel süreci inceleyelim.

Karanlık Bulutsular: Tohumlar Ekilir

Bulutsuların düşük yoğunluklu bulutlar olduğunu zaten biliyoruz. Ayrıca sezgisel olarak yıldızların çok yoğun nesneler olduğunu da biliyoruz. Eğer bir bulutsu yıldızların doğum yeri gibi davranacaksa, yapı taşı malzemeleri - toz parçacıkları,nhidrojen ve helyum gazı - birlikte çekilmeli ve nispeten küçük bir “top” maddesi içine sıkıştırılmalıdır. Görünüşe göre, bu yoğunlaşma süreci karanlık bulutsu boyunca çeşitli bölgelerde gerçekleşir ( yansıma bulutsuları , aynı zamanda yakındaki yıldızların ışığını yansıtan karanlık bulutsulardan başka bir şey değildir ).

Yerçekimi yoğunlaşmayı sağlayan kuvvettir. Bir toz ve gaz topu yerçekimi altında büzülürken çekmeye başlar ve çekirdeği daha hızlı ve daha hızlı çökmeye başlar. Bu çekirdeğin ısınmasına ve dönmesine neden olur. Bu aşamada, yoğunlaştırılmış malzemeye protostar denir. Bir nebula, her biri ayrı bir yıldız sistemi olmak üzere tasarlanmış birçok protostar içerebilir.

Bazı protostarların güneşimizden daha az kütlesi vardır. O kadar küçükler ki, yıldızlar kadar tipik olan termonükleer reaksiyonları başlatamazlar. Yine de, bu nesneler loş bir şekilde parlayabilir, çünkü yerçekimi kuvveti, işlemdeki enerjiyi serbest bırakan çekmeye devam etmelerine neden olur. Gökbilimciler bu cisimleri kahverengi cüceleri küçük boyutlarını ve göreceli olarak önemsiz güç çıkışlarını tanımlamanın bir yolu olarak etiketlerler.

Diğer protostarlar daha büyüktür, kendi güneşimizden birçok kez daha büyüktür. Bu büyük protostarlar büzülmeye devam eder, ancak tek başına daralma yoluyla ısı üretmek yerine, hidrojeni termonükleer füzyon olarak bilinen bir işlemde helyuma dönüştürmeye başlarlar. Bu noktada, protostar fazı biter ve gerçek bir yıldız oluşmaya başlar.

Emisyon Bulutsusu: Bir Yıldız Doğuyor

Bir protostar, kendi termonükleer reaksiyonları ile ateşlenen, kendi kendine yayılan bir nesne olduğunda, gerçek bir yıldız haline gelir. Yeterince büyükse, bir yıldız bulutsu malzemeyi iyonlaştırabilir ve çevresinde floresan bir alan yaratabilir. Parlayan karanlık bulutsu, bir emisyon bulutsu haline gelir.

Tek bir emisyon bulutsu sayısız yenidoğan yıldızla doldurulabilir. Bunun iyi bir örneği, aktif yıldız oluşum alanı olan Unicorn Monoceros'taki Koni Bulutsusu'dur. Koni Bulutsusu, birçoğu hala bulutta ve tozda püskürtüldüğü için, parlaklıkta büyük ölçüde değişkenlik gösteren birçok yepyeni yıldızı kucaklayan devasa bir hidrojen gazı bulutunun bir parçasıdır. Koni Bulutsusu ile ilişkilendirilen en parlak yıldız S Monocerotos'tur.

Yıldız İmha Sahnesi Olarak Bulutsular

Yıldız doğumuyla değil yıldız ölümüyle ilişkili iki tür parlak bulutsu türü vardır. Bunlardan ilki gezegenimsi bulutsulardır, çünkü bunlar gezegenlere benzeyen yuvarlak nesnelerdir. Gezegenimsi bir bulutsusu, orta büyüklükteki bir yıldızın yaşam döngüsünün son aşamalarından biri olan kırmızı dev bir yıldızın ayrık dış atmosferidir. Gezegenimsi bulutsu şu şekilde ortaya çıkıyor:

  • Yaşlanan bir yıldız, helyum yakmaya başlar.
  • Dış katmanlarında hidrojeni yakmaya devam eder ve olduğu gibi dev bir boyuta şişer.
  • Yüzey soğur ve kızarır.
  • Dev yıldız kararsız hale gelir ve dış katmanlarını çıkarır.
  • Çıkartılan bu malzeme sıcak, mavimsi beyaz bir göbeği çevreleyen gezegenimsi bir bulutsu oluşturur.
  • Çekirdekten gelen ısı, bulutsuyu parlatır.

Bir yıldız yeterince büyükse, kırmızı bir dev olarak değil, bir süpernova olarak ölür. Bir süpernova, bir yıldız patlar ve malzemesinin çoğunu uzaya fırlattığında oluşur. Bir süpernova ikili veya iki yıldızlı bir sistem içerdiğinde, Tip 1 süpernova olarak bilinir. Bir süpernova yalnız bir yıldızı içerdiğinde, 2. Tip bir süpernova olarak bilinir.

Tip 1 süpernovalarda, ikili sistemdeki bir yıldız, neredeyse tüm hidrojeni tüketen ölmekte olan bir yıldız olan beyaz bir cücedir. Beyaz cüce, eşlik eden yıldızının dış katmanlarından malzeme çeker. Bu malzeme cücenin dış bölgelerinde yanmakta ve çekirdeğinin aşırı sıcaklıklara ısınmasına neden olmaktadır. Beyaz cüce kaçak bir reaksiyonda tüketilince patlar ve kalıntılarını geniş bir bulutta (bulutsu) dışarıda bırakır. Ortalama olarak, bir Tip 1 süpernova her 140 yılda bir galakside ortaya çıkar.

Tip 2 süpernovaları daha sık görülür, galakside her 91 yılda bir. Tip 2 süpernovada, tek bir yıldız ani bir çöküş yaşar. Böyle bir yıldızın çekirdeği yoğun bir şekilde yoğunlaşır - sıkıca paketlenmiş bir nötron topu. Yıldızın malzemesinin geri kalanı kendi ağırlığının altına düştüğünde, çekirdeğe muhteşem bir patlamada tekrar dışarı "sıçrayacak" bir kuvvetle vurur. Bu patlama, Dünya'dan kolayca gözlemlenebilen gözle görülür bir bulutsu oluşturur.

En iyi çalışılan Tip 2 süpernovası, AD 1054'te Çinli ve Arap gökbilimciler tarafından keşfedilen Yengeç Bulutsusu'dur. "Yıldız" birkaç hafta boyunca daha parlak hale geldi ve Temmuz ayına kadar gündüzleri bile 23 gün gözlendi. İki yıl boyunca çıplak gözle görülebildi. Büyük Macellan Bulutu'ndaki süpernova SN1987A, 1987'de patlayan başka bir Tip 2 süpernova'dır. Bulutsusu, Güneş'in etrafındaki Dünya'nın yörüngesinin çapına - 300 milyon kilometre - - sadece 10 saatte genişledi.

Kaynak