Okuma Süresi: 10 dakika

Yıldızlararası uzay, yıldızlara ya da gezegenlere kıyasla o kadar büyüktür ki binlerce hatta yüz binlerce ışık yılı boyunca uzanır. Yıldızlararası uzay, yıldızlararası ortam dediğimiz, bolca gaz ve toz içeren bir yapıya sahiptir ve bu toz ve gazlar, astronomik ölçekte büyük alanlara yayılmıştır. Eğer uzayın karanlık ortamlarında değillerse bu toz ve gazları bir silüet olarak, parlayan bir nebula olarak ya da yeni bir yıldız oluşurken gözlemleyebiliriz.

Yıldızlararası ortam uzaya homojen bir şekilde dağılmaktan ziyade bazı yerlerde azdır ya da hiç yoktur -ki böylelikle çok uzaklardaki yıldızlardan çıkan ışık Dünya’mıza ulaşabiliyor- bazı yerlerdeyse fazladır ya da çok fazladır -ki bu durumda yıldızdan Dünya’mıza doğru gelen ışığın bir kısmını ya da tamamını engelleniyor-. Eğer bir yıldızdan çıkan ışık Dünya’ya ulaşmadan önce tamamıyla bu yıldızlararası ortam –çeşitli şekil ve boyutta olan toz tanecikleri- tarafından emilirse buna “yok oluş (extinction)” denir. Aynı zamanda bu toz tanecikleri küçük boyutlarından (10⁻⁷m/0.1 μm) dolayı kısa dalga boylu elektromanyetik dalgaları (görünür ışık ve ultraviyole dalgaları), uzun dalga boylu elektromanyetik dalgalardan (radyo ve kızılötesi dalgaları) daha çok etkiler. Ek olarak, görünür ışık spektrumundaki kısa dalga boylu mavi ışığı, daha uzun dalga boylu kırmızı ışığa göre daha fazla etkileyerek gözlemlenen cismin daha kırmızı görünmesine neden olur.

Yıldızlararası ortamda bulunan gazlar hidrojen (%90), helyum (%9) ve diğer (%1) diğer gazlardan oluşmaktadır. Karbon, oksijen, silisyum, magnezyum ve demir gibi ağır elementler çok az miktarda bulunmaktadır çünkü bu elementlerin büyük kısmı yıldızlararası tozlar tarafından hapsedilmiştir. Yıldızlararası tozları gözlemlemek zor olduğu için yapılarında hangi elementlerin olduğu tam olarak bilinmemekle birlikte, kızılötesi incelemelerle; silika, grafit ve demir içerdikleri düşünülmektedir. Ek olarak, bu tozlar “kirli buz (dirty ice)” olarak adlandırılan ve donmuş hâldeki su, amonyak, metan ve diğer kimyasal moleküllerden oluşan karışımlar da içerebilir. İlginç olan ise tozların şekilleri hakkında içeriklerinden daha fazla bilgiye sahip olmamız. Yıldızlararası gazlar genellikle küresel şekilde bulunurken, yıldızlararası toz taneleri daha farklı şekillerde olabilir. Tek bir toz tanesinin yapısı, gaz tanesinden farklı olarak daha büyük ya da çubuk şeklinde olduğu söylenebilir ve bu çeşitli boyut ve şekildeki toz tanecikleri bir araya gelerek daha büyük ve kompleks toz tanesi yapıları oluşturur.

Yıldızlararası tozlar, zayıf da olsa, yıldızların manyetik alanlarından etkilenerek düzenli bir sıralanma gösterebilir. (Demir talaşının mıknatısın manyetik alan çizgileri boyunca yerleşmesi gibi.) Yıldızlararası toz tanelerinin bu sıralı dizilimi, içerisinden geçerek Dünya’ya doğru gelen ışığı polarize edebilir çünkü ışık, yıldızın fotosfer tabakasından rastgele düzenlenmiş olarak çıkar. (Işık, elektrik ve manyetik alanların birbirine dik eksenlerde ilerlediği elektromanyetik dalgalardan oluşur.)

Eskiden, astronomlar teleskoplarla yaptıkları gözlemlerde, gördükleri ama yıldız ya da gezegenler kadar net bir şekilde tanımlayamadıkları bölgelere bulutsu (nebula) demişlerdir. (Yani Andromeda Galaksisi’ne bulutsu dediğimiz zamanlar vardı.) Astronomide kullanılan yöntemlerin/aletlerin gelişmesiyle ve bu alandaki bilgi birikimin artmasıyla bulutsuları yıldızlararası gaz ve tozların oluşturduğu ve astronomik ölçekte çok büyük alanlara yayılmış bulutlar olarak tanımlıyoruz. Bulutsuları temel olarak üç kategoriye ayırabiliriz. Bunlar yayılan bulutsular (diffuse nebulae), gezegensel bulutsular (planetary nebulae) ve süpernova kalıntısı bulutsular (supernova remnants nebulae).

Yayılan Bulutsular (Diffuse Nebulae)

Birçok bulutsu yayılan bulutsudur ve bunlar herhangi bir sınır gözetmeksizin genişler ve yayılır. Bu bulutsular kendi içlerinde üçe ayrılır ve bunlar: karanlık bulutsular (dark nebulae), emisyon bulutsuları (emission nebulae) ve yansıtıcı bulutsular (reflection nebulae).

Eğer bir bulutsu ışık kaynağı ve gözlemci arasında buluyorsa gözlemci, bulutsuyu aydınlık fon üzerinde bir karartı olarak görür ve bu bulutsuya “karanlık bulutsu (dark nebula)” denir. Eğer bu ışık kaynağı, örneğin sıcak ve genç yıldız/yıldızlar, bulutsunun içerisinde bulunuyorsa bulutsunun parlamasına (glowing) neden olur ve gözlemci parlayan bir “emisyon bulutsusu” görür. Eğer ışık kaynağından çıkan ışık, bulutsunun içinden geçerken bulutsunun bu ışığı kırarak gözlemciye yönlendirmesiyle görünür hâle gelen bir bulutsu ise yansıtıcı bulutsular (reflection nebulae) olarak adlandırılır.

Genel olarak emisyon bulutsuları merkezlerinde ya da merkeze yakın yerlerde en az bir tane yeni oluşmuş O ya da B sınıf yıldız bulundurur. Yeni oluşmuş bu yıldız büyük miktarda morötesi ışık üretir. Bu morötesi fotonlar yıldızdan dışarıya doğru yayılarak yıldızın çevresindeki gazı iyonize eder. Elektronların çekirdekle (nuclei) rekombinasyonu sonucu görünür ışık yayarak bulutsunun parlamasına neden olur. Genel olarak emisyon bulutsularında kızılımsı katmanlar gözlemlenir çünkü hidrojen atomu görünür ışık spektrumunun kırmızı tarafını yansıtır. (Hα çizgisi) Ortamda bulunan diğer elementler de elektron çekirdekleriyle rekombine olduğunda radyasyon yayar fakat hidrojen atomunun ortamda baskın şekilde bulunmasından dolayı, hidrojenin yaydığı radyasyon daha gözlemlenebilirdir. Ek olarak, emisyon bulutsularında baskın olarak iyonize Hidrojen atomu bulunduğundan buralara HII bölgeleri de denir. (HI=nötr Hidrojen atomu, HII=bir elektron kaybetmiş Hidrojen atomu)

Amatör astronom Chuck Ayoub tarafından çekilmiş “Bubble” emisyon bulutsusu

Yansıtıcı bulutsular (reflection nebulae) ise gözlemci tarafından mavi renklerde görünür çünkü mavi ışık, kısa dalga boyuna sahiptir ve kısa dalga boyuna sahip dalgalar yıldızlararası ortam tarafından daha kolay bir şekilde yansıtılır.

Hubble Uzay Teleskopu tarafından çekilmiş “Witch Head” Yansıtıcı Bulutsusu

Gezegenimsi Bulutsular

Bu bulutsuların gezegen oluşumuyla alakaları olmamasına rağmen, eskiden, astronomik gözlemlerdeki yetersizliklerden dolayı gezegenlere benzetildikleri için böyle adlandırılmışlardır. Aslında bu bulutsular düşük kütleli yıldızların ölümüyle oluşur. Örneğin, Güneş’imiz ve benzer yıldızların merkez sıcaklıkları merkezde karbon füzyonunu başlatacak sıcaklığa ulaşamaz. Ama merkezi saran kabukta yeterli madde kalmayana dek gerçekleşen helyum ve hidrojen füzyonlarının oluşturduğu basınç karbonu sıkıştırmaya devam eder. Bu süreçte, yıldızın dış katmanları genişleyerek anakol evresindeki yarıçapının yüzlerce kat fazlasına ulaşabilir. Mesela, Güneş bu evreye geldiğinde çapı Mars’ı bile içine alacak kadar büyüyecektir. Kabuğun bu şekilde genişleyip, soğuyup, geri küçülmesi ve sürecin merkezden gelen radyasyonun dış katmanlara sürekli olarak farklı miktarlarda iletiminden kaynaklı olarak dış katmanlardaki füzyon tepkimeleri iyice dengesizleşerek dış katmanların uzaya saçılmasına neden olur. Sonrasında, merkezde çoğunlukla karbondan oluşan, sıcak, yoğun, parlak bir küçük çekirdek ve etrafa saçılmış gaz ve toz bulutları kalır. Bu küçük çekirdeğin yüzeyinde geri kalmış olan helyum hâlâ füzyon tepkimesine devam eder ve belli sıcaklıklara ulaştığında morötesi radyasyon yayar. Bu morötesi radyasyon çevresindeki gaz ve toz bulutunu iyonize ederek gezegenimsi bulutsuların görünmesini sağlar.

Gezegenimsi bulutsular ile emisyon bulutsuların parlama/görünme biçimleri aynı mantığa dayansa da gezegenimsi bulutsular bir yıldız öldüğünde oluşurken emisyon bulutsuları yeni bir yıldız doğduğunda oluşur. (Daha detaylı bilgi için “Yıldız Evrimi II: Güneş ve Benzerlerinin Sonu” yazımızı okuyabilirsiniz.)

Süpernova Kalıntıları

Büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinde, helyum füzyonu ile birlikte çekirdek sıkışır, ısınır ve bu da yanmayan karbonu yakmaya başlar (karbon füzyonu/yanması). Karbon füzyonu, çekirdeği daha fazla sıkıştırır ve ısıtır, böylelikle bir sonraki elementin füzyonu başlar. Kırmızı dev aşamasına gelindiğinde yıldız iç içe geçmiş katmanlar hâlinde elementel füzyonların gerçekleştiği katmanlara sahip olur. (Matruşka bebekler gibi.)

Yıldızın başlangıç kütlesine bağlı olarak hangi elementleri oluşturacağı değişse de bu şekilde bir yıldızın oluşturabileceği en son element demirdir. Yıldızın merkezinde demirden bir çekirdek oluştuğunda iç dengesini kaybeder çünkü demir başka bir elemente dönüşemediği için ısınmaya ve sıkışmaya devam eder ve sıcaklığı milyarlarca Kelvin’e ulaşır. Bu sıcaklıklara ulaşıldığında çekirdek atomları; proton, nötron ve elektronlarına parçalanmaya başlar. Buna fotodisintegrasyon (ışıl parçalanım) adı verilir. Fotodisintegrasyon, o ana kadar füzyon ile oluşmuş tüm elementlerin bir saniyeden daha kısa sürede parçalanmasıyla sonuçlanır. Kütleçekimiyle hızlanan çökme sonucu merkezdeki basınç artar, proton ve elektronlar birleşerek nötron ve nötrinoya dönüşür. Maddeyle etkileşimi az olan nötrinolar yıldızı hızla terk eder. Merkezde geriye kalan nötronlar daha fazla sıkışamayıp çökmesi durur fakat yoğunluktaki denge eşiği geçilmiş ve yoğunlukta dalgalanmalar oluşmaya başlamıştır. Yoğunluktaki bu ani değişimlerin yarattığı şok dalgaları yıldızın dış katmanlarını uzaya fırlatır. Böylelikle bir süpernova kalıntı bulutsusu oluşur. (Detaylı bilgi için “Yıldız Evrimi III: Devlerin Çöküşü” yazımızı okuyabilirsiniz.)