İçeriğe atla

Atarca rüzgarı bulutsusu

Yelken Atarcası (ortada) ve çevresindeki atarca rüzgarı bulutsusu
Yengeç Bulutsusu'nun iç bölgesi. Orta kısım atarca rüzgarı bulutsusunu gösteriyor, merkezdeki kırmızı yıldız ise Yengeç Atarcası'dır. Görüntü Hubble'dan alınan optik verileri (kırmızı renkte) ve Chandra'dan alınan X-ışını verilerini (mavi renkte) birleştirmektedir.

Atarca rüzgarı bulutsusu (İngilizce: Pulsar wind nebula, kısaca PWN), bazen merkezindeki bir atarca tarafından üretilen rüzgarlarla güçlendirilmiş süpernova kalıntısı (SNR) kabuğunun içinde bulunan bir bulutsu türüdür. Yunanca "πλήρης", "pleres", yani "tamamlamak" anlamına gelen kelimeden türetilen pleryon olarak da adlandırılır.[1] Bu bulutsular, 1976 yılında süpernova kalıntılarının içinde radyo dalga boylarında artışlar gösteren bir sınıf olarak önerildi. O zamandan beri bunların, kızılötesi, optik, milimetre, X-ışını[2] ve gama ışını kaynakları olduğu bulunmuştur.[3][4]

Atarca rüzgarı bulutsularının evrimi

Atarca rüzgarı bulutsuları çeşitli evrelerden geçer.[2][5] Yeni atarca rüzgarı bulutsuları, atarcanın oluşumundan kısa bir süre sonra ortaya çıkar ve tipik olarak bir süpernova kalıntısının içinde yer alır, örneğin Yengeç Bulutsusu[6] veya büyük Yelken Süpernova Kalıntısı'nın içindeki bulutsu gibi.[7] Atarca rüzgarı bulutsusu yaşlandıkça, süpernova kalıntısı dağılır ve kaybolur. Atarca rüzgarı bulutsuları zamanla, milisaniye veya yavaş dönen atarcaları çevreleyen yay şoku bulutsularına dönüşebilir.[8]

Özellikler

Atarca rüzgarları, dönen atarca tarafından üretilen ve dönüş hızı son derece yüksek, 1 teragauss (100 milyon tesla) üzerindeki muazzam güçlü manyetik alanlar tarafından rölativistik hızlara ivmelendirilmiş yüklü parçacıklardan (plazma) oluşur. Atarca rüzgarı genellikle çevresindeki yıldızlararası ortama doğru akar ve rüzgarın rölativistik hızın altına düştüğü 'rüzgar sonlandırma şoku' adı verilen sabit bir şok dalgası yaratır. Bu yarıçapın ötesinde, manyetize akıştaki sinkrotron emisyonu artar.

Atarca rüzgarı bulutsuları genellikle aşağıdaki özellikleri gösterir:

  • Süpernova kalıntılarında görülen kabuk benzeri yapı olmaksızın merkeze doğru artan bir parlaklık.
  • Radyo bandında oldukça polarize bir akı ve düz bir spektral indeks (α=0-0,3). İndeks, sinkrotron radyasyonu kayıpları nedeniyle X-ışını enerjilerinde yükselir ve ortalama olarak 1,3-2,3 X-ışını foton indeksine sahiptir (2,3-3,3 spektral indeks).
  • X-ışını boyutu, genellikle radyo ve optik boyutlarından daha küçüktür (daha yüksek enerjili elektronların sinkrotron ömürlerinin daha kısa olması nedeniyle).[5]
  • TeV gama ışını enerjilerinde bir foton indeksi ~2,3'tür.

Atarca rüzgarı bulutsuları, atarca/nötron yıldızının çevresiyle olan etkileşimine dair güçlü araçlar olabilir. Benzersiz özellikleri, atarca rüzgarının geometrisini, enerjisini ve bileşimini; atarcanın kendi uzay hızını ve çevresindeki ortamın özelliklerini anlamak için kullanılabilir.[4]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ Weiler, K. W.; Panagia, N. (November 1978). "Are Crab-type Supernova Remnants (Plerions) Short-lived?". Astronomy & Astrophysics. 70: 419-422. Bibcode:1978A&A....70..419W. 
  2. ^ a b Safi-Harb, Samar (Aralık 2012). Plerionic supernova remnants. AIP Conference Proceedings: 5th International Meeting on High Energy Gamma-Ray Astronomy. AIP Conference Proceedings. 1505. ss. 13-20. arXiv:1210.5406 $2. Bibcode:2012AIPC.1505...13S. doi:10.1063/1.4772215. 
  3. ^ Guetta, Dafne; Granot, Jonathan (Mart 2003). "Observational implications of a plerionic environment for gamma-ray bursts". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 340 (1): 115-138. arXiv:astro-ph/0208156 $2. Bibcode:2003MNRAS.340..115G. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06296.x. 
  4. ^ a b Gaensler, Bryan M.; Slane, Patrick O. (Eylül 2006). "The Evolution and Structure of Pulsar Wind Nebulae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 44 (1): 17-47. arXiv:astro-ph/0601081 $2. Bibcode:2006ARA&A..44...17G. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092528. 
  5. ^ a b Slane, Patrick O.; Chen, Yang; Schulz, Norbert S.; Seward, Frederick D.; Hughes, John P.; Gaensler, Bryan M. (Nisan 2000). "Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9". Astrophysical Journal. 533 (1): L29-L32. arXiv:astro-ph/0001536 $2. Bibcode:2000ApJ...533L..29S. doi:10.1086/312589. PMID 10727384. 
  6. ^ Hester, J. Jeff (September 2008). "The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 46 (1): 127-155. Bibcode:2008ARA&A..46..127H. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608. 
  7. ^ Weiler, K. W.; Panagia, N. (Ekim 1980). "Vela X and the Evolution of Plerions". Astronomy and Astrophysics. 90 (3): 269-282. Bibcode:1980A&A....90..269W. 
  8. ^ Stappers, B. W.; Gaensler, B. M.; Kaspi, V. M.; van der Klis, M.; Lewin, W. H. G. (Şubat 2003). "An X-ray nebula associated with the millisecond pulsar B1957+20". Science. 299 (5611): 1372-1374. arXiv:astro-ph/0302588 $2. Bibcode:2003Sci...299.1372S. doi:10.1126/science.1079841. PMID 12610299. 

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Gezegenimsi bulutsu</span>

Gezegenimsi bulutsu veya gezegenimsi nebula, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.

<span class="mw-page-title-main">Süpernova</span> Büyük Yıldızların Ölümü

Süpernova, enerjisi biten büyük yıldızların şiddetle patlaması durumuna verilen addır. Bir süpernovanın parlaklığı Güneş'in parlaklığının yüz milyon katına varabilir.

<span class="mw-page-title-main">Pulsar</span> yüksek oranda manyetize olmuş ve hızlı dönen bir nötron yıldızı veya beyaz cüce

Atarca ya da pulsar [İngilizce: pulsating radio source'dan ], mıknatısal kutuplarından elektromanyetik ışınım yayan, oldukça mıknatıslanmış, dönen bir nötron yıldızıdır. Bu ışınım, yalnızca bir ışın Dünya'ya doğrultulduğunda gözlemlenebilir ve bu, yayınımın titreşimli (atımlı) görünümünden sorumludur. Nötron yıldızları çok yoğundur ve kısa, düzenli döngülere sahiptir. Bu, tek bir atarca için milisaniyeden saniyeye kadar değişen atımlar arasında çok kesin bir aralık oluşturur. Atarcalar, yüksek enerjili evrensel ışınların olası kaynaklarından biridir.

<span class="mw-page-title-main">NGC 628</span> galaksi

Messier 74, Balıklar takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 30 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan büyük bir sarmal gökadadır. Pierre Méchain tarafından Eylül 1780 tarihinde keşfedilmiştir. Daha sonra keşfini gökadayı kataloğunda listeleyecek olan Charles Messier'e iletti. Gökada açıkça tanımlanmış iki sarmal kol içerir ve bu nedenle büyük tasarım sarmal gökadaların prototip bir örneği olarak kullanılır. Düşük yüzey parlaklığından dolayı amatör gök bilimcilerin gözlemlemesi açısından en zor Messier nesnelerinden birisidir. Nispeten büyük açısal boyutu ve gökadanın karşıdan görünmesi, sarmal kol yapısını ve sarmal yoğunluk dalgalarını incelemek isteyen profesyonel gök bilimciler için ideal bir nesne haline getirir. M74'ün yaklaşık olarak 100 milyar yıldıza ev sahipliği yaptığı tahmin edilmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Yengeç Bulutsusu</span>

Yengeç Bulutsusu Boğa takımyıldızı bölgesinde yer alan bir süpernova kalıntısı ve atarca rüzgarı bulutsusudur.

<span class="mw-page-title-main">Messier 18</span>

Messier 18 veya M18, Yay takımyıldızında bulunan bir açık yıldız kümesidir. Charles Messier tarafından 1764 yılında keşfedilmiş ve kuyruklu yıldız olmayanlar listesine eklenmiştir. M18, Dünya'dan bakış açısıyla Omega Bulutsusu ve Yay yıldız bulutu (M24) arasında yer alır. Doğrusal çapı 8,04 pc, gelgit yarıçapı ise 7,3 pc olan seyrek bir kümedir ve merkezi 0,012 pc'lik çekirdek yarıçapı ile konsantredir.

<span class="mw-page-title-main">Rozet Bulutsusu</span>

Rozet Bulutsusu Samanyolu bölgesinde Tekboynuz takımyıldızı içindeki dev moleküler bulutun bir ucunun kenarında yer alan, büyük ve yuvarlak bir H II bölgesi. Açık yıldız kümesi NGC 2244, bulutsu ile yakından ilgilidir, kümenin yıldızları bulutsunun maddesinden oluşmuştur.

<span class="mw-page-title-main">SN 1572</span>

SN 1572, "B Cassiopeiae" ya da 3C 10 bir Type Ia supernovaydı. Kraliçe takımyıldızı bölgesinde bulunan SN 1572, tarihsel kayıtlara göre insan gözüyle tespit edilmiş en eski sekiz süpernovadan biridir. Bu kayıtlara göre süpernova, 1572 Kasım'ının başlarında patlamış ve o dönemde pek çok farklı kaynak tarafından bağımsız olarak tespit edilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Süpernova kalıntısı</span> patlamadan arta kalanlar

Süpernova kalıntısı (SNR) süpernova yıldızının dev patlamasıyla oluşmuş bir yapıdır. Süpernova kalıntısı, genişleyen bir şok dalgasıyla sınırlanır ve patlama sonucu ortaya çıkan, genişleyen malzemeden oluşur.

<span class="mw-page-title-main">SN 1054</span> SN 1054 (Yengeç Süpernova), 1054 yılında Dünyada yaygın olarak gözlemlenmiş bir süpernova

SN 1054, 1054 yılında Dünya'da yaygın olarak gözlemlenmiş bir süpernova. Çinli, Japon, İranlı, Arap ve Amerikan yerlileri tarafından kaydedilen süpernova, 23 gün boyunca gündüz ışığında görülmüş ve 653 gün boyunca gökyüzünde kendisini göstermiştir. Bu dede yıldız (progenitor) Samanyolu'nda yaklaşık olarak 6300 ışık yılı uzaklıktadır ve çöken çekirdeği bir süpernova olarak patlamıştır.

<span class="mw-page-title-main">Yelken Süpernova Kalıntısı</span>

Yelken Süpernova Kalıntısı, güney yarıkürede Yelken takımyıldızında bulunan bir süpernova kalıntısıdır. Kaynak süpernova yaklaşık olarak 11.000 ile 13.000 yıl arası bir süre önce patlamıştır. Yaklaşık olarak 800 ışık yılı uzaklıkta yer alan Yelken kalıntısı, büyük bir olasılıkla daha büyük ve daha yaşlı Gum Bulutsusu'nun içerisine gömülü durumdadır. Yelken Atarcası ile Yelken Süpernova Kalıntısı birlik oluşturmaktadır. Ayrıca NGC 2736 da Yelken kalıntısının bir parçasıdır.

<span class="mw-page-title-main">58 Eridani</span> yıldız

58 Eridani, Irmak takımyıldızı içinde yer alan ve yaklaşık olarak 43 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir yıldızdır. Tayf sınıfı G1.5V olan sarı ana kol yıldızının görünen parlaklığı +5,50 kadirdir. Bir solar analog olarak kabul edilir ve bu da Güneş ile benzer özelliklere sahip olduğu anlamına gelir. Nispeten yüksek bir özdevinime sahiptir. Büyük olasılıkla IC 2391 hareketli grubunun üyesidir ve uzayda ortak bir hareketi paylaşmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Kappa Orionis</span>

Kappa Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 645 ışık yılı uzaklıkta bulunan B-tipi mavi bir süperdev yıldızdır. Takımyıldızın en parlak altıncı yıldızıdır ve Avcı'nın ana dörtgenini oluşturan yıldızların güneydoğu köşesinde yer alır. Geleneksel adı Saif, Arapça سیف الجبّار saif el jabbardan gelir ve Dev'in kılıcı anlamındadır. Bu isim aslında Eta Orionis için söylenmiştir.

Teta<sup>1</sup> Orionis C

Teta1 Orionis C, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 1.500 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve çoklu yıldız sisteminin birincil bileşeni olan mavi bir O-tipi ana kol yıldızıdır. Orion Bulutsusu'nun kalbinde bulunan Trapezium açık yıldız kümesinin bir üyesidir ve kümenin kalbindeki dört parlak yıldızın en büyüğüdür. Çıplak gözle görülebilen yıldızlar içinde en yüksek yüzey sıcaklığına sahip olan yıldız, görünür dalga boyunda tahmini -3,2 mutlak parlaklığı ile birlikte bilinen en aydınlık yıldızlardan birisidir.

<span class="mw-page-title-main">Dünya'ya yakın süpernova</span>

Dünya'ya yakın süpernova, Dünya'ya yakın bir yıldızın patlaması ile oluşan süpernovalardır. Biyosferde fark edilebilir etkiler yaratır.

<span class="mw-page-title-main">Büyük kütleli yıldızlar listesi</span> Vikimedya liste maddesi

Güneş kütlesine (M☉) göre keşfedilen en büyük yıldızların listesidir.

<span class="mw-page-title-main">Sh2-308</span> Salma Bulutsusu

Sh2-308, Büyük Köpek takımyıldızının merkezine yakın bulunan iyonize hidrojenden oluşmuş bir H II bölgesidir. Gece gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius'un yaklaşık 8 derece güneyindedir. Bulutsu, EZ Canis Majoris adlı Wolf-Rayet yıldızını çevreleyen bir kabarcığa benzer. Bu yıldız kısaca, yıldız evriminin ön-süpernova aşamasındadır. Bulutsu, Dünya'dan yaklaşık olarak 4.530 ışık yılı uzaklıktadır, fakat bazı kaynaklar hem yıldızın hem de bulutsunun 5.870 ışık yılı uzakta olduğunu belirtir. Hatta bulutsunun Dünya'dan 1.875 ışık yılı uzaklıkta olduğunu belirten kaynaklar da bulunmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">PSR J0108-1431</span>

PSR J0108-1431, Balina takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 424 ışık yılı (130 pc) uzaklıkta bulunan bir atarcadır. 1994 yılında Avustralya'daki Parkes Gözlemevi'ndeki araştırmada (The Parkes Southern Pulsar Survey) keşfedildi. Tahmini yaşı 166 milyon yıl ve dönme süresi 0,8 saniye olan çok yaşlı bir atarca olarak kabul edilir. Bu atarcanın dönüşündeki yavaşlamayla üretilen dönme enerjisi 5,8 × 1023 W ve yüzey manyetik alanı 2,5 × 107 T'dir. 2008 yılı itibarıyla bilinen en zayıf atarcadır.

<span class="mw-page-title-main">Yengeç Atarcası</span>

Yengeç Atarcası, nispeten genç bir nötron yıldızıdır. Bu yıldız, 1054 yılında Dünya'da yaygın olarak gözlemlenen SN 1054 süpernovasının kalıntısı olan Yengeç Bulutsusu'nun merkezinde yer alır. 1968 yılında keşfedilen atarca, bir süpernova kalıntısıyla ilişkilendirilmiş ilk yıldızdır.

<span class="mw-page-title-main">Astrofiziksel jet</span> Dönen bir astronomik cismin ekseni boyunca akan iyonize madde ışını

Astrofiziksel jet, iyonize olmuş maddenin dönüş ekseni boyunca uzamış ışınlar şeklinde dışarı atıldığı astronomik bir olgudur. Işındaki büyük ölçüde hızlandırılmış madde ışık hızına yaklaştığında, astrofiziksel jetler özel görelilik etkileri gösterdiği için relativistik jetler haline gelir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.