Gezegenimsi bulutsular, ömürleri sonunda Güneş benzeri yıldızlar tarafından atılan genişleyen gaz kabuklarıdır. Güneş benzeri yıldızlar yaşamlarının çoğunu hidrojeni helyuma yakarak geçirirler. Bu hidrojen füzyon fazının sonunda, bu yıldızlar çaplarını yaklaşık 100 kat arttırır ve “kırmızı dev yıldızlar” haline gelir. Kırmızı dev fazın sonunda, yıldızın dış katmanları üflenir. Atılan gaz, kalan tüm merkezi yıldızdan genişlemeye devam eder ve bu daha sonra tüm nükleer füzyon sona erdiğinde “beyaz cüce” ye dönüşür. Gökbilimciler, merkezi yıldızdan gelen hızlı bir yıldız rüzgarı, yıldız dış katmanlarının çoğunu çıkardığında daha önce üretilen daha yavaş bir rüzgarı yakaladığında gezegenimsi bir bulutsunun oluştuğuna inanırlar. İki rüzgar arasındaki sınırda, gezegenimsi bulutsuların görünür yoğun kabuk karakteristiğini üreten bir şok meydana gelir. Gaz kabuğu, sıcak merkezi yıldız tarafından yayılan ışık tarafından heyecanlandırılır ve aydınlatılır. Merkezi yıldızdan gelen ışık, gezegen bulutsusunu yaklaşık 10.000 yıl boyunca aydınlatabilir.
Gezegenimsi bulutsuların gözlenen şekilleri çok şaşırtıcıdır: çoğu (yaklaşık% 80) küresel simetrik olmaktan ziyade bipolar veya eliptiktir. Bu karmaşıklık, modern teleskoplarla elde edilen güzel ve şaşırtıcı görüntülere yol açtı. Aşağıdaki resimler gezegenimsi bulutsuları bipolar (sol) ve küresel (sağ) şekillerle karşılaştırmaktadır.
Çoğu gezegenimsi bulutsuların küresel olmamalarının nedeni tam olarak anlaşılamamıştır. Şimdiye kadar birkaç hipotez düşünülmüştür. Bunlardan biri, gezegenimsi bulutsuların garip şekillerinin, kırmızı devlerin hızlı dönüşünden kaynaklanan bazı santrifüj etkisinden kaynaklanabileceğini düşündürmektedir. Başka bir teori, yıldızın rüzgarının simetrisinin, eşlik eden bir yıldızdan etkilenebileceğidir. Bununla birlikte, bulutsunun şekillerini açıklayan en yeni ve ikna edici teoriler manyetik alanları içerir.
Manyetik alanların varlığı, çıkarılan madde manyetik alan çizgileri boyunca sıkıştığından, gezegenimsi bulutsuların karmaşık şekillerini güzelce açıklayacaktır. Bu, bir çubuk mıknatısın alan çizgileri boyunca sıkışan demir talaşlarıyla karşılaştırılabilir - lise fizik sınıflarında klasik bir gösteri. Yıldızın yüzeyindeki güçlü manyetik alanlar da gaz üzerinde baskı uyguladığından, madde yıldızı manyetik alanın en güçlü olduğu manyetik kutuplarda daha kolay bırakabilir.
Gezegenimsi bulutsuların yakınında manyetik alanların yaratılmasının birkaç yolu vardır. Manyetik alanlar, bulutsunun çıkarıldığı aşamada yıldız dinamo tarafından üretilebilir. Bir dinamo'nun var olabilmesi için, yıldızın çekirdeği zarftan daha hızlı dönmelidir (Güneş'te olduğu gibi). Manyetik alanların yıldız evriminin önceki aşamalarının fosil kalıntıları olması da mümkündür. Çoğu durumda, yıldızlardaki madde o kadar yüksek derecede elektriksel olarak iletken olur ki, manyetik alanlar milyonlarca veya milyarlarca yıl yaşayabilir. Her iki mekanizma, dışarı atılan maddenin çevredeki yıldızlararası gazla etkileşimi ile birleştiğinde gezegenimsi bulutsuları şekillendirebilecektir.
Yakın zamana kadar, manyetik alanların gezegenimsi bulutsuların şekillendirilmesinde önemli bir bileşen olduğu fikri tamamen teorik bir iddiaydı. 2002 yılında, bu tür manyetik alanların varlığının ilk belirtileri bulundu. Radyo gözlemleri dev yıldızların çember zarflarındaki manyetik alanları ortaya çıkardı. Bu dairesel zarflar gerçekten de gezegenimsi bulutsuların progenitörleridir. Bununla birlikte, bulutsuların kendisinde böyle bir manyetik alan gözlemlenmemiştir. Gezegenimsi bulutsularda manyetik alanların varlığına dair doğrudan ipucu elde etmek için, gökbilimciler manyetik alanların hayatta kalması gereken merkezi yıldızlara odaklanmaya karar verdiler.
Bu ilk doğrudan kanıt elde edilmiştir. Stefan Jordan ve ekibi, ilk kez, gezegenimsi bulutsuların birkaç merkezi yıldızında manyetik alanlar tespit etti. 8 metrelik Çok Büyük Teleskopun (VLT, Avrupa Güney Gözlemevi, Şili) FORS1 spektrografını kullanarak, bu yıldızlardan dördünün yaydığı ışığın polarizasyonunu ölçtüler. Spektral çizgilerdeki polarizasyon imzaları, gözlemlenen yıldızlardaki manyetik alanların yoğunluğunu belirlemeyi mümkün kılar. Manyetik bir alanın varlığında, atomlar enerjilerini karakteristik bir şekilde değiştirir; bu etkiye Zeeman etkisi denir ve 1896'da Leiden (Hollanda) 'da Pieter Zeeman tarafından keşfedilmiştir. Bu atomlar ışığı emerse veya yayarsa, ışık polarize olur. Bu, polarizasyonun gücünü ölçerek manyetik alanın kuvvetini belirlemeyi mümkün kılar. Bu kutuplaşma imzaları genellikle çok zayıftır. Bu tür ölçümler, yalnızca VLT gibi 8 metrelik sınıf teleskoplar kullanılarak elde edilebilen çok yüksek kalitede veriler gerektirir.
Ekip tarafından dört merkezi gezegenimsi bulutsu yıldızı gözlemlendi ve hepsinde manyetik alanlar bulundu. Bu dört yıldız, ilişkili gezegenimsi bulutsuların (NGC 1360, HBDS1, EGB 5 ve Abell 36 olarak adlandırılır) tamamı küresel olmadığı için seçildi. Bu nedenle, gezegenimsi bulutsuların şekillerini açıklayan manyetik alan hipotezi doğruysa, bu yıldızların güçlü manyetik alanları olmalıdır. Bu yeni sonuçlar gerçekten de böyle olduğunu gösteriyor: tespit edilen manyetik alanların gücü 1000 ila 3000 Gauss arasında değişiyor, yani Güneş'in küresel manyetik alanının yoğunluğunun yaklaşık bin katı.
Stefan Jordan ve meslektaşları tarafından yayınlanan bu yeni gözlemler, manyetik alanların gezegenimsi bulutsuların şekillenmesinde büyük rol oynadığı hipotezini desteklemektedir. Ekip şimdi küresel gezegenimsi bulutsuların merkez yıldızlarında manyetik alanlar aramayı planlıyor. Bu tür yıldızların az önce tespit edilenlerden daha zayıf manyetik alanları olmalıdır. Gelecekte yapılacak bu gözlemler, gökbilimcilerin manyetik alanlar ve gezegenimsi bulutsuların garip şekilleri arasındaki korelasyonu daha iyi ölçmelerine izin verecektir.
Geçtiğimiz birkaç yıl içinde, VLT ile yapılan polarimetrik gözlemler, geç evrimsel aşamalarda çok sayıda yıldız nesnesinde manyetik alanların keşfedilmesine yol açmıştır. Bu güzel gezegenimsi bulutsu biçimleri hakkındaki anlayışımızı geliştirmenin yanı sıra, bu manyetik alanların tespiti, bilimin manyetik alanlar ve yıldız fiziği arasındaki ilişkinin açıklığa kavuşturulması için bir adım ileri gitmesini sağlar.
Orijinal Kaynak: NASA Astrobiyoloji Hikayesi
