Bulutsu

, nebula olarak da bilinir, yıldızlararası uzayda yer alan ve seyrek (düşük yoğunluklu) gaz, toz ya da gaz ve toz karışımından oluşan bulut. Önceleri, Güneş sisteminin dışında bulunan ve teleskopta örneğin bir yıldızınki gibi noktasal bir görüntü vermeyen dağınık görünümlü her tür gökcismine bulutsu denirdi. Daha sonraları, bunların, birbirleriyle ilişkisi olmayan iki tür nesneyi, çok büyük sayıda yıldızdan ve gaz bulutlarından oluşan gökadalar (galaksiler) ile bir gökadada yer alan daha ufak kütleli gaz-toz yığınlarını içerdiği anlaşılmıştır. Günümüzde yalnızca bu ikinci türden nesneler bulutsu (ya da gökada bulutsusu) olarak adlandırılmaktadır. Bir gökadanın kütlesinin tümüne yakın bölümünü yıldızlar oluşturur; gökadada yer alan bulutsuların toplam kütlesi ise gökada kütlesinin pek küçük bir bölümüdür.

Bulut Cinsleri

Bulutsular görünümlerine göre iki ana türe ayrılırlar:

• 1) Karanlık bulutsular, 2) parlak bulutsular.

Karanlık bulutsular

Temel olarak toz parçacıklarından oluşurlar ve gökyüzünde geniş, düzensiz biçimli karanlık bölgeler olarak görünürler. Bulutsuyu oluşturan parçacıklar elektromagnetik ışınımın görünür ışığa karşılık düşen dalgaboylarında olanlarını soğururlar ya da başka yönlere doğru saçılıma uğratırlar; bulutsunun arkasında kalan yıldızların ışığı da Yer’e ancak sönükleşmiş olarak ulaşır ya da hiç ulaşmaz. 20. yüzyılın başlarına değin karanlık bulutsuların uzayda yıldız içermeyen “delikler” ya da tüneller olduğu sanılıyordu. Astronom E. E. Barnard ile Max Wolf’un fotoğrafa dayalı olarak yürüttükleri araştırmalar, bunların yıldız ışıklarını örten kara bulutlar olduğunu kanıtladı (“bulut” sözcüğü, madde yoğunluğunun çevreye göre daha yüksek olduğu bölge anlamında kullanılmaktadır). Karanlık bulutsular, bulundukları bölgede yeterli morötesi ışıma için nötr (iyonlaşmamış) ve soğuk durumdadır. Bulutsuyu oluşturan parçacıkların çapları genellikle birkaç mikrondur (10‘6 m) ve bunlar birbirlerinden 90 m kadar uzaklıkta bulunurlar. Bu parçacıkların önemli bir bölümü (is ya da kurum gibi) karbondan oluşur; ayrıca silikatlar, silisyum karbür ve başka maddeler de vardır; parçacıkların üzerinde az miktarda buz da bulunur.

Parlak bulutsular

Solgun ışık veren aydınlık yüzeyler olarak görünürler. Bunların yaydıkları ışık ya kendi ışınımları sonucudur ya da yakınlarındaki yıldızların ışığının yansımasıdır. Parlak bulutsular kökenlerine ve görünümlerine göre dört türe ayrılırlar: Yayınımlı bulutsular, yansımalı bulutsular, gezegence bulutsular ve süpernova kalıntıları. Bunlardan ilk ikisi (ve karanlık bulutsular) aslında fiziksel yapı bakımından birbirlerinin aynıdır, bulundukları koşullara göre değişik görünümler alırlar ve farklı biçimde adlandırılırlar.

Yayınımlı bulutsular

Çok yoğun ve sıcak O tipi bir yıldızın yakınında ya da biraz daha soğuk olan B tipi bir yıldızın çok yakınında bulunan gaz bulutlarıdır. Sıcaklığı Güneş sıcaklığının 5-10 katı olan böyle bir yıldız, buluttaki gazı (hidrojen) iyonlaştırmaya yetecek düzeyde morötesi ışınım sağlar. Iyonlaşan hidrojen de (H II bölgesi) görünür ışık yayar. Bu nedenle yayınık bulutsuların bu türüne salmalı bulutsu adı da verilir. Bulutsunun ışınım tayfındaki çizgilerin incelenmesiyle, bulutsuyu oluşturan elementlere, ışınımın nedenleri ve koşullarına, bulutsunun sıcaklık ve yoğunluğuna ilişkin bilgiler elde edilebilir. Bu araştırmalar, yayınımlı bulutsuların sıcaklıklarının 6.000 -K (0 K=-273°C) arasında olduğunu göstermiştir. Yayınımlı bulutsuların yoğunlukları çoğunlukla yaklaşık 10 atom/cm3’tür; boyutları çok değişik olabilir, en büyüklerinin genişliği 200 ışık yılı, en sık rastlanılan genişliği ise 30 ışık yılı kadardır; toplam gaz kütleleri Güneş kütlesinin 100 bin katı kadardır.

Gökyüzünde çıplak gözle (ama soluk olarak ve yıldızmış gibi) görülebilen tek bulutsu olan Orion Bulutsusu’nun merkezinde yoğunluğun 10.000 atom/cm3 olduğu belirlenmiştir. Öteki tanınmış salmak bulutsular arasında Kuğu (Cygnus) takımyıldızındaki Kuzey Amerika Bulutsusu (NGC 7000) ve Yay (Sagittarius) takımyıldızındaki Lagün Bulutsusu (M 8, NGC 6523) bulunmaktadır. Bulutsudaki gazı iyonlaştırmaya yetecek kadar morötesi ışınım salamayan az sıcak yıldızların yakınındaki gaz bulutlan ise nötr (iyonlaşmamış, H I bölgesi) kalırlar ve ışımazlar. Buna karşılık, bu tür bulutsulardaki toz parçacıkları yıldızın ışığını saçılım yoluyla Yer’e yansıtabilirler ve bulutsu Yer’den aydınlık olarak görünür. Bu tür bulutsulara yansımalı bulutsu denir. Bilinen ilk yansımalı bulutsu, Boğa (Taurus) takımyıldızında bulunan Ülker (Pleiades) yıldız kümesindeki parlak bulutsudan gelen ışığın tayfının, yakınındaki yıldızların tayfının tıpkısı olduğu gözlenerek ortaya çıkarılmıştır (1912). Bu türden bulutsular hemen daima B2 tipindeki (sıcaklığı yaklaşık K) ya da daha soğuk yıldızlarınyakınındaki bulutsulardır (daha sıcak yıldızlar salmalı bulutsu oluştururlar).

Gezegence bulutsular

Küçük teleskoplarla bakıldığında gezegenmiş gibi göründükleri için bu adla anılırlar. Yayınımlı ve karanlık bulutsular, iç bölgelerinde yoğunlaşma yoluyla yeni yıldızların oluştuğu gaz bulutlarıdır; buna karşılık gezegence bulutsular ise, evrimlerinin ileri dönemlerindeki yıldızların salgıladığı gazdan oluşan bulutsulardır. Gezegence bulutsuların çoğunun merkezinde yüzey sıcaklığı 50.000 K’nin üstünde olan çok sıcak bir yıldız bulunur. Yıldızın salgıladığı gaz, yıldızın morötesi ışınımıyla iyonlaşmış durumdadır ve ışık yayar. Gezegence bulutsular, yayınımlı bulutsulara göre çok daha küçüktürler; genişlikleri 1 ışık yılı, bulutsuyu oluşturan gazın kütlesi de Güneş kütlesinin 0,3’ü kadardır. Yoğunlukları da yüksektir (1.000 - 10.000 atom/cm3). Dış sınırları genellikle belirgin ve keskindir; sıcaklıkları 7.000-17.000 K arasındadır. Bulutsuyu oluşturan gaz, merkezdeki yıldızdan saatte 24-56 km hızla uzaklaşır, uzaklaşma hızı merkezden uzaklık arttıkça büyür ve gaz, sonunda, yıldızlararası gaza karışır. Bu nedenle 10 bin yıldan daha yaşlı gezegence bulutsuların gözlenmesi çok zordur.

Samanyolu Gökadası’nda gezegence bulutsu belirlenmiş ve kataloglanmıştır. Bu türden daha pek çok bulutsunun var olduğuna inanılmaktadır. Kütleleri Güneş kütlesi ile Güneş kütlesinin 4 katı arasındaki bütün yıldızların evrimlerinin ileri dönemlerinde gezegence bulutsular oluşturdukları ve Samanyolu’nda bu tür bulutsuların oluşum sıklığının yılda 1 bulutsu olduğu anlaşılmaktadır. Evrim sonucunda yıldız, ağır elementlerden oluşan yoğun bir çekirdek ile büyük bölümü hidrojenden oluşan çok geniş bir dış zarfa dönüşür. Yıldız, “Tansık (Mira) tipi değişen yıldız” olarak adlandırılan evreden geçtikten sonra bu zarf, yıldızı terk ederek gezegence bulutsuyu oluşturur. Kalan çekirdek bölümü zamanla soğuyarak sonunda beyaz cüce durumuna dönüşür. Böylece, gezegence bulutsular, maddenin yıldızlardan yıldızlararası uzaya dönmesi mekanizmasındaki ana basamaktır.

Süpernova kalıntıları

Süpernova olarak bilinen yıldız patlamaları sonucunda ortaya çıkan ve şiddetle genişleyip yayılmakta olan gaz bulutlarıdır. Çok şiddetli patlama sırasında yıldızın kütlesi saniyede binlerce kilometreye ulaşan bir hızla uzaya savrulur. Süpernovanm en parlak evresinde, genişleyen gaz bulutunun bir günde saldığı enerji, Güneş’in 3 milyon yıldan bu yana yaydığı toplam enerjiye eşit düzeydedir. Boğa takımyıldızındaki Yengeç Bulutsusu, süpernova kalıntılarına en iyi örnektir. 1054’te gözlenen bir süpernovanın kalıntısı olan bu bulutsu, olayın üzerinden yaklaşık yıl geçmiş olmasına karşın, hâlâ Güneş’in 100 bin katı enerji yaymaktadır. 50 bin yıl kadar önceki bir süpernovanın kalıntısı olan Kuğu Halkası’nda yayılma hızı yaklaşık saniyede 100 km’ye düşmüştür. Süpernova kalıntıları giderek soğurlar, yayılma hızları iyice azalır ve sonunda yıldızlararası ortama karışıp kaybolurlar.

Bilinen ilk bulutsu, 1610’da (teleskobun bulunmasından iki yıl sonra) Fransız doğabilimci N.-C. Fabri de Peiresc tarafından bulunan Orion bulutsusu olmuştur. Fransız gökbilimci C. Messier 1781’de bulutumsu görünümlü 103 gökcismini bir katalogda topladı. Günümüzde bunların çoğunun yıldız kümesi, 35’inin gökada ve yalnızca ll’inin gerçek bulutsu olduğu anlaşılmıştır. Gene de çoğu gökcismi bu katalogdaki numaralarıyla anılır; örneğin Yay takımyıldızındaki Trifit Bulutsusu, M 20 olarak bilinir. İngiliz gökbilimci W. Herschel’in, oğlu J. Herschel ve kız kardeşi Caroline ile birlikte 1786-1802 arasında oluşturduğu ve 2.500 yıldız kümesi, bulutsu ve gökada içeren katalog, sonradan J. Herschel tarafından aynı türlerden 2.200 gökcismi daha eklenerek genişletilmiş ve bu çalışma 1888’de J. L. Dreyer’in yayımladığı 7.840 gökcisimlik New General Catalogue’ un (Yeni Genel Katalog, NGC) temelini oluşturmuştur. 1895 ve 1909’da bu kataloğa 5.386 yeni gökcismi daha eklenerek Index Catalogue (IC) düzenlenmiştir. Bu katalog da, o dönemlerde gökadalar ile bulutsular arasında tam bir ayrım yapılamadığından, söz konusu iki türden gökcisimlerini içermektedir. NGC ve IC kataloglarındaki numaralar günümüzde de kullanılmaktadır.