Nebula veya bulutsu, çok renkli kozmik toz bulutları ve yıldızların hem beşiği, hem de mezarıdır.
Nebulalar, yeni yıldızların doğumu için üreme alanı olarak hizmet eden, uzayda bulunan devasa toz ve gaz bulutlarıdır. Bazı Nebulalar, bir yıldızın ölümü sonucunda oluşmaktadır. Bazı yıldızlar ise, yaşam döngülerini tamamladıktan sonra süpernova şeklinde patlamaktadır. Bu patlama sonucunda ise, uzaya devasa toz ve gaz bulutları fırlatılmaktadır. Diğer Nebulalar ise, gazlar ve kozmik toz parçacıkları da dahil olmak üzere yıldızlararası maddeleri bir araya getirip, yerçekiminin etkisi altında kümeler oluşturarak yoğunluğu artan alanlar oluşturduğunda oluşmaktadır.
Kozmik Nebulaların derinliklerindeki türbülans sonucunda “düğümler” adı verilen yüksek yoğunluklu bölgeler oluşmaktadır. Düğümler yeterli kütleye sahip olduğunda, yerçekimi kuvvetinin etkisi altında gaz ve toz çökebilmektedir. Düğüm koptuğunda ise, yerçekimi basıncı merkezdeki malzemenin ısınmasına neden olarak bir önyıldız oluşturmaktadır. Bir ön yıldızın çekirdeği füzyonu başlatmak için yeterince ısındığında bir yıldız doğurmaktadır.
Bununla birlikte, çöken buluttaki malzemenin tamamı yıldızın bir parçası haline gelmemektedir. Kalan toz, gezegenlere veya asteroitler gibi daha küçük nesnelere dönüşebilmektedir. Hubblesite’a göre, yıldız oluşumunun 3 boyutlu bilgisayar modelleri, çöken gaz ve tozun tipik olarak iki veya daha fazla ayrı kümeye ayrıldığını göstermektedir. Araştırmacılar, Samanyolu’ndaki yıldızların çoğunun bu yüzden çiftler veya gruplar halinde olduğunu öne sürmektedir.
En parlak Nebulalardan bir tanesi, bizden yaklaşık 1345 ışık yılı uzaklıkta bulunan Orion Nebulası’dır. Aynı zamanda Dünya’ya en yakın yıldız oluşum bölgesi olarak da bilinmektedir.
Ancak Orion en yakın Nebula değildir. Dünya’ya en yakın olanı, 1800’lerin başında Carl Ludwig Harding tarafından görülen Spiral Nebula, Helix’dir. Yaklaşık 655 ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Ancak ölü bir yıldızın kalıntılarından oluşmaktadır ve yeni nesneler doğuramamaktadır.
Nebula nasıl oluşmaktadır?
İlk bakışta uzay boş gibi görünse de, gerçekte yıldızlar arası ortam (ISM) olarak adlandırılan oldukça fazla miktarda gaz ve toz parçacığı içermektedir. Bu ortamın çoğu çeşitli gazlardan oluşmaktadır. Tahmini olarak, yaklaşık %75 hidrojen ve yaklaşık %25 helyumdan oluşmaktadır. Yıldızlararası ortam hem nötr atomları, hem de molekülleri ve iyonlardan oluşmaktadır. Ayrıca elektronlar gibi yüklü parçacıkları da içermektedir. Tipik olarak, bu parçacıklar, santimetre küp başına yaklaşık 1 atomluk bir ortalama yoğunluğa sahip ve oldukça dağınıktır. Karşılaştırma için, deniz seviyesinde, Dünya’nın atmosferi santimetre küp başına yaklaşık 25 x 1018 molekül içermektedir.
Bu çok düşük bir yoğunluk olmasına rağmen, toplam madde miktarı, geniş yıldızlararası boşluklarda önemli boyutlara ulaşabilmektedir. Zamanla, yerçekimi bu maddenin daha büyük kümeler halinde birleşmeye başlamasına neden olabilmektedir. Yüksek yoğunluklu alanlarda, yerçekimi basıncı, gaz halindeki malzemenin füzyonu başlatmak için yeterince ısınmasına neden olabilmektedir. Bu durum gerçekleştiğinde, yeni yıldızların oluşum süreci başlamaktadır.
Bununla birlikte yerçekimi çekimi, bulutsuların oluşmasının tek yolu değildir. Yeterince büyük ve ölmekte olan bir yıldız bir süpernovaya (bir yıldızın yaşam döngüsünün sonunu işaret eden astronomik bir olay) patladığında, patlamadan çıkan malzeme, şok dalgası tarafından kaldırılan diğer yıldızlararası maddelerle birlikte bir tür bulutsu oluşturabilmektedir. Bu oluşuma ise süpernova kalıntısı denmektedir. Bu tür bulutsular her zaman görünür değildir. Ancak çevreleyen yıldızlararası ortamla etkileşimleri nedeniyle güçlü X-ışını ve radyo dalgaları yayabilmektedir. Artık Nebulalar, tipik olarak birkaç yüz bin yıl sonra ve sonunda yıldızlararası ortama dağılmaktadır.
Düşük kütleli bir yıldızın (bir ila sekiz güneş kütlesi veya kütleye sahip) ölümünden sonra oluşan başka bir nebula tipine de, nebula denmektedir.
Bu tip Nebulaların gezegenlerle hiçbir ilgisi olmadığı için “gezegensel” kelimesi biraz yanıltıcıdır. Aksine, XIX yüzyıl astronomu William Herschel onlara bu ismi vermiştir. Çünkü teleskopla bakıldığında yeni nesneler gaz devlerine benzemekteydi.
Yaşam döngüsünün sonunda bir yıldız dış kabuğunu değiştirmektedir. Dış katmandan gelen malzeme ise, ölmekte olan yıldızın etrafına dağılmaktadır. Bu durum ise, bir gezegenimsi Nebulanın oluşumuna yol açmaktadır. Yıldızın genişleyen çekirdeği tarafından yayılan radyasyon, patlamanın ürettiği artıkları ve gazları iyonize etmektedir. Bu zamanda, termal enerji hala çekirdekte depolandığında, o yıldıza beyaz cüce denmektedir. Gezegenimsi bir Nebulanın çekirdeği soğudukça siyah bir cüceye dönüşmektedir.
Cüce yıldızların (Medusa Nebulası gibi) ve süpernova kalıntı bulutsularının (Yengeç Nebulası gibi) ölümünden kaynaklanan gezegenimsi bulutsular yeni yıldızlara yol açamamaktadır. Ancak Kuğu Nebulası veya Avcı Nebulası gibi yıldızlararası moleküler Nebulalar, bir tür yıldız eğitim bölgesi görevi görmektedir. Nebulaların çoğu devasa ve ışık yılı genişliğindedir. Ancak Dünya’nın ağırlığı 5,972 x 1024 kg gibi çok düşük yoğunluklara sahiptir. Dünya boyutunda bir Nebula ise yalnızca birkaç kilogram ağırlığındadır.
Nebula türleri
Süpernova kalıntılarına ve gezegenimsi Nebulalara ek olarak, başka üç Nebula türü daha vardır. Çoğu dağınık bulutsu olarak sınıflandırılmaktadırlar. Bu da onların iyi tanımlanmış sınırları olmadığı anlamına gelmektedir. Dağınık olanlar, görünür ışıkla davranışlarına göre iki kategoriye ayrılmaktadır. Bu kategorilere “emisyon Nebulaları” ve “yansıma Nebulalaları” denmektedir. Bunlara ek olarak, karanlık bulutsular da vardır.
Salma Nebulası
Salma Nebulaları, optik aralıkta ışık yayan iyonize gaz bulutlarından oluşmaktadır. Çok farklı yoğunlukları vardır. Genellikle kütleleri 100 ila 10000 güneş kütlesi arasındadır.
Yüksek oranda nötr hidrojen atomuna sahip bir yıldızlararası gaz bulutu, sıcak O-tipi yıldızlar (tipik olarak 25.000-50.000 K civarında yüzey sıcaklıklarına sahip mavi-beyaz yıldızlar) tarafından iyonize edildiğinde meydana gelebilmektedir. Aynı zamanda çok sayıda yüksek enerjili foton yaymaktalar. Bu fotonlar, nötr hidrojen atomlarını, uyarılmış bir durumda nötr hidrojen oluşturmak için yeniden birleşen hidrojen çekirdeklerine ve elektronlara ayırmaktadır. Ayrıca bu nötr hidrojen atomları daha düşük bir enerji durumuna geri döndüğünde, spektrumun kırmızı kısmında dalga boyuna sahip fotonlar yaymaktadır. Bu durumda ise, Salma Nebulalarına karakteristik kırmızı renklerini vermektedir.
Salma Nebulaları, esas olarak iyonize hidrojenden oluştukları için genellikle HII bölgeleri olarak adlandırılmaktadır. Gökbilimciler iyonize hidrojen için HII ve nötr hidrojen için HI terimini kullanmaktadır.
Yansıma Nebulası
Bu tür Nebulalar, bir yıldızdan gelen ışık saçıldığında veya yakındaki bir toz bulutundan yansıdığında oluşmaktadır. En parlak yansıma Nebulaları, B tipi yıldızlar tarafından aydınlatılmaktadır. Çok parlaktırlar, ancak sıcaklıkları genellikle 25.000 Kelvin’in altındadır. Bu nedenle, Yansıma Nebulalarını oluşturan O-tipi yıldızlardan biraz daha soğuktur.
Bir buluttaki toz parçacıklarının boyutu mavi ışığın dalga boyuna benzer olduğundan, en çok saçılan budur. Sonuç olarak, bu bulutsular genellikle mavimsi bir renk tonuna sahiptir.
Karanlık Nebula
Karanlık Nebulalar çok yüksek konsantrasyonda kozmik toz içermektedir. Bu nedenle görünür ışığı emerler ve uzayda karanlık bir nokta gibi görünürler. En çok, salma bulutsusu gibi daha parlak bir bölgenin karşısında veya çok sayıda yıldızın bulunduğu bir bölgede bulunduklarında görünmektedir. Dikkate değer örnekler, güney yarımkürede görülebilen Kömür Çuvalı Bulutsusu ve Atbaşı Bulutsusu’dur.
Karanlık bulutsular çok soğuktur. Ortalama sıcaklıkları 10 ila 100 derece Kelvin arasındadır. Böyle düşük sıcaklıklar hidrojen oluşumunu desteklemektedir. Bu nedenle genellikle aktif yıldız oluşum bölgeleridir.
Dev moleküler bulutsular, bir milyondan fazla güneş kütlesi içeren ve 650 ışık yılı üzerinde ölçüm yapan en büyük bulutsulardır. En küçük bulutsu olan Bok kürecikleri, 3 ışık yılından daha küçük boyuttadır. Ayrıca 2000 güneş kütlesinden fazla olmayan bir kütleye sahiptir.
Bulutsular hakkında ilginç gerçekler
1786’da astronom Frederick William Herschel, Kedi Gözü Bulutsusu’nun (NGC 6543) karmaşık yapısını keşfetmiştir. Bu toz bulutu, üç ışık yılı boyunca çevreleyen bir hale gelene kadar, çok sayıda düğüm benzeri yapılar, kabarcıklar, eşmerkezli halkalar ve halkalar içermektedir. Bilim adamları tarafından görülen ilk gezegenimsi bulutsuydu. Ancak günümüze kadar gökbilimciler yapısını tam olarak anlayamamışlardır.
XX yüzyıla kadar ayrı bir terim olarak “galaksi” kavramı yoktu. Gökbilimciler, bulutsu ve galaksileri aynı şey olarak kabul etmişlerdir. Bu nedenle ilk keşfedilen galaksi, Andromeda’dır. Ayrıca eskiden Andromeda Bulutsusu olarak adlandırılıyordu. Ancak, bir galaksi ve bir bulutsu tamamen farklı şeylerdir. İkisi arasındaki temel fark, bulutsunun yıldızlararası ortamdan kaynaklanmasıdır. Esas olarak helyum ve hidrojenden oluşması ve bulutsuların boyutlarının tipik olarak birkaç ila yüzlerce ışık yılı arasında değişmesidir. Oysa bir galaksi çok daha büyüktür. Yüzlerce ila binlerce ışık yılı arasında ve toz, yıldız, bulutsu ve güneş sistemlerinden oluşmaktadır.
Tarantula adı verilen en büyük Nebula, en geniş noktasında 1.800 ışık yılı boyunca uzanmaktadır. Ayrıca gezegenimizden yaklaşık 170000 ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır. Büyük Macellan Bulutunda bulunan bir salma bulutsudur. Tarantula’nın 800000’e kadar yıldız içerdiğine inanılmaktadır. Günümüzde bilinen en aktif yıldız fidanlığı olarak kabul edilmektedir.
Gökadamızdaki en sıcak yıldızlar, yaklaşık 250000°C sıcaklığa ulaşabilmektedir. Akrep takımyıldızında, Dünya’dan yaklaşık 4000 ışık yılı uzaklıkta bulunan kelebek kanatlı bir toz bulutu olan Kelebek Bulutsusunda (NGC 6302) bulunmaktadır.
1995’te Hubble Uzay Teleskobu, Yaratılış Sütunları adlı bir görüntü yakalamıştır. Görüntü, Kartal Bulutsusunun (NGC 6611) merkezinde yükselen kozmik toz ve gaz spirallerini göstermektedir. “Sütunlar”, bulutsunun yıldız oluşumunun aktif olduğu ve yeni doğan yıldızların bulanık spirallerinin arkasına gizlendiği bir bölgesindeki toz ve gaz bulutlarıdır. Daha sonraki bir NASA çalışması, bulutsunun içindeki bir süpernovanın sütunları yok ettiğini iddia etmiştir. Ancak yeni kanıtlar sütunların hala var olduğunu ve yavaşça çözünmeden önce önümüzdeki birkaç yüz bin yıl boyunca devam edeceklerini göstermektedir.
