Gezegenimsi bulutsu
| Gezegenimsi bulutsu | |
|---|---|
 | |
| Özellikler | |
| Türü | Salma bulutsusu |
| Kütle aralığı | 0,1M☉-1M☉[1] |
| Boyut aralığı | ~1 ly[1] |
| Yoğunluk | 100 ila 10.000 cm3 / parçacık[1] |
| Dış bağlantılar | |
 Ortam kategorisi | |
 Q13632 | |
| Ek bilgiler | |
| Keşif | 1764, Charles Messier[2] |
.jpg)
Gezegenimsi bulutsu, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.[4]
"Gezegenimsi bulutsu" terimi, gezegenlerle ilgisiz oldukları için yanlış bir adlandırmadır. Terimin kökeni, ilkel teleskoplarla gözlem yapan astronomların bu bulutsuları yuvarlak şekillerinden dolayı gezegenlere benzetmesine dayanır. Bu terim ilk kez, İngiliz astronom William Herschel tarafından 1780'li yıllarda kullanılmış olsa da Ocak 1779 gibi daha erken bir tarihte, Fransız astronom Antoine Darquier de Pellepoix yaptığı gözlemler sonucunda Halka bulutsusunu "çok sönük ama mükemmel bir şekilde ana hatlarıyla; Jüpiter kadar büyük ve solmakta olan bir gezegene benziyor" diyerek tarif etti.[5][6][7] Günümüzde farklı bir şekilde tanımlansa da bu eski terim hala kullanılmaktadır.
Tüm gezegenimsi bulutsular, yaklaşık 1-8 güneş kütlesi büyüklüğündeki orta kütleli bir yıldızın hayatının son evresinde meydana gelir. Güneş'in yaşam döngüsünün sonunda bir gezegenimsi bulutsu oluşturması bekleniyor.[8] Yıldız evriminin oldukça uzun süren aşamaları göz önünde bulundurulduğunda gezegenimsi bulutsular, belki birkaç on bin yıl yaşayan kısa ömürlü fenomenlerdir. Kırmızı devin atmosferinin tamamı dağıldıktan sonra ortaya çıkan, sıcak ve parlak gezegenimsi bulutsu çekirdeğinden yayılan ultraviyole ışınlar, uzaya doğru saçılan maddeyi iyonlaştırır.[4] Emilen ultraviyole ışık daha sonra çekirdeğin etrafındaki gazın parlamasına sebep olur.
Gezegenimsi bulutsular, elementleri yaratıldıkları yıldızlardan yıldızlararası ortama yayarak Samanyolu'nun kimyasal evriminde muhtemelen çok önemli bir rol oynar.
1990'lardan başlayarak, Hubble Uzay Teleskobu görüntüleri, birçok gezegenimsi bulutsunun son derece karmaşık ve çeşitli morfolojilere sahip olduğunu ortaya çıkardı. Yaklaşık beşte biri kabaca küreseldir ancak çoğunluğu küresel simetrik değildir. Hangi mekanizmaların şekilde ve özellikte bu kadar büyük bir çeşitlilik yarattığı henüz tam olarak bilinmemektedir ancak çift yıldızların, yıldız rüzgarlarının ve manyetik alanların bunda bir rolü olduğu düşünülmektedir.
Gözlemler
[değiştir | kaynağı değiştir]
Keşfi
[değiştir | kaynağı değiştir]Keşfedilen ilk gezegenimsi bulutsu (henüz böyle adlandırılmasa da), Vulpecula takımyıldızındaki Halter Bulutsusu idi. 12 Temmuz 1764'te Charles Messier tarafından gözlemlendi ve onu bulutsu nesneler kataloğuna M27 olarak kaydetti.[9] Düşük çözünürlüklü teleskoplarla yapılan ilk gözlemlerde, M27 ve daha sonra keşfedilen gezegenimsi bulutsular, Uranüs gibi dev gezegenlere benziyordu. Ocak 1779 gibi daha erken bir tarihte, Fransız astronom Antoine Darquier de Pellepoix, yaptığı gözlemler sonucunda Halka bulutsusu için "çok sönük ama mükemmel bir şekilde ana hatlarıyla; Jüpiter kadar büyük ve solmakta olan bir gezegene benziyor" dedi.[5][6][7]
Bu nesnelerin doğası belirsizliğini koruyordu. 1782'de Uranüs'ün kaşifi William Herschel, Satürn bulutsusunu (NGC 7009) keşfetti ve onun için "Tuhaf bir bulutsu ya da başka ne denir bilmiyorum" dedi. Daha sonra bu nesneleri "yıldız benzeri" gezegenler olarak tanımladı.[10] Darquier'in kendisinden önce belirttiği gibi, Herschel diskin bir gezegene benzediğini ancak gezegen olamayacak kadar sönük olduğunu fark etti.
"Gezegenimsi bulutsu" terimi, gök bilimciler tarafından bu tür bulutsuları sınıflandırmak için kullanılan terminolojiye yerleşmiştir ve bugün hala gök bilimciler tarafından kullanılmaktadır.[11][12]
Spektrum
[değiştir | kaynağı değiştir]Gezegenimsi bulutsuların doğası, 19. yüzyılın ortalarında ilk spektroskopik gözlemler yapılana kadar bilinmiyordu. Işığı kırmak için bir prizma kullanan William Huggins, astronomik nesnelerin optik spektrumlarını inceleyen ilk astronomlardan biriydi.[13]
29 Ağustos 1864'te Huggins, Kedi Gözü bulutsusunu gözlemlediğinde bir gezegenimsi bulutsunun tayfını analiz eden ilk kişi oldu.[9] Yıldızlarla ilgili gözlemleri, spektrumlarının üst üste bindirilmiş birçok koyu çizgi ile sürekli bir radyasyondan oluştuğunu göstermişti. Andromeda bulutsusu (artık bir galaksi olduğu biliniyor) gibi pek çok bulutsu nesnenin oldukça benzer spektrumlara sahip olduğunu buldu. Ancak Huggins, Kedi Gözü bulutsusuna baktığında çok farklı bir spektrumla karşılaştı. Kedi Gözü Bulutsusu ve diğer benzer nesneler, üst üste bindirilmiş soğurma çizgileriyle güçlü bir süreklilik yerine, bir dizi emisyon çizgisi gösterdi.[13] Bunların en parlağı, bilinen herhangi bir elementin soğurma çizgisine denk gelmeyen 500,7 nm dalga boyundaydı.[14]
İlk başta, çizginin nebulium adlı bilinmeyen bir elementten kaynaklanabileceği varsayıldı. Benzer bir varsayım, 1868'de Güneş'in spektrumunun analizi yoluyla helyumun keşfedilmesini sağlamıştı.[9] Helyum, Güneş'in spektrumunda tespit edildikten kısa bir süre sonra Dünya'da izole edilmişken, "nebulyum" böyle değildi. 20. yüzyılın başlarında Henry Norris Russell, 500,7 nm'deki çizginin yeni bir elementin varlığından ziyade bilinen bir maddenin olağandışı koşullardaki davranışından kaynaklandığını önerdi.[9]
Merkezi yıldızlar
[değiştir | kaynağı değiştir]Gezegenimsi bulutsuların merkezindeki yıldızlar çok sıcaktır.[4] Bir yıldız ancak nükleer yakıtının çoğunu tükettiğinde çökerek küçülür. Gezegenimsi bulutsular, yıldız evriminin son aşaması olarak görülür. Spektroskopik gözlemler, tüm gezegenimsi bulutsuların genişlediğini göstermektedir. Bu genişleme, gezegenimsi bulutsuların, ölen bir yıldızın dış katmanlarının uzaya saçılmasıyla oluştuğu fikrini doğurdu.[9]
Modern gözlemler
[değiştir | kaynağı değiştir]20. yüzyılın sonlarına doğru, teknolojik gelişmeler sayesinde gezegenimsi bulutsular hakkında daha fazla veri elde edildi.[15] Uzay teleskopları, astronomların, Dünya atmosferinin engellediği dalgaboylarındaki ışığı incelemelerini sağladı. Gezegenimsi bulutsulardan gelen kızılötesi ve ultraviyole ışınların incelenmesi, bulutsuların sıcaklıklarının, yoğunluklarının ve içeriğinin çok daha doğru belirlenmesini sağladı.[16][17] Yük bağlaşımlı aygıt teknolojisiyle, çok daha sönük spektral çizgilerin öncekilere göre çok daha doğru bir şekilde ölçüldü. Yerden bakıldığında birçok bulutsu basit ve düzenli yapılara sahip gibi görünse de Hubble Uzay Teleskobu gibi çok yüksek optik çözünürlüğe sahip uzay teleskopları son derece karmaşık yapıları ortaya çıkardı.[18][19]
Morgan-Keenan spektral sınıflandırma şemasına göre, gezegenimsi bulutsular Tip-P olarak sınıflandırılır, ancak bu gösterim pratikte nadiren kullanılır.[20]
Oluşumu
[değiştir | kaynağı değiştir]8 güneş kütlesinden (M⊙) büyük yıldızlar süpernova patlamalarıyla son bulurken gezegenimsi bulutsular görünüşe bakılırsa yalnızca 0,8 M⊙ ila 8.0 M⊙ arasındaki orta ve az kütleli yıldızların yaşamlarının sonunda oluşuyor.[21] Gezegenimsi bulutsuları oluşturan yıldızlar, ömürlerinin çoğunu, yaklaşık 15 milyon K derece sıcaklığındaki çekirdeklerinde hidrojen kaynaklarını helyuma dönüştürerek geçirir. Ortaya çıkan bu enerji, yıldızın ezici kütleçekim kuvvetini dengeleyen, çekirdekten dışa doğru hareket eden bir basınç yaratır.[22] Bu denge durumu, kütleye bağlı olarak on milyonlarca ila milyarlarca yıl sürebilen anakol evresi olarak bilinir.
Çekirdekteki hidrojen kaynağı azalmaya başladığında, kütleçekimi çekirdeği sıkıştırmaya başlar ve sıcaklığın yaklaşık 100 milyon K dereceye yükselmesine neden olur.[22] Bu tür yüksek çekirdek sıcaklıkları, yıldızın daha soğuk dış katmanlarının çok daha büyük kırmızı dev yıldızlar oluşturmak üzere genişlemesine neden olur. Bu son evrede, yayılan enerji, daha geniş bir yüzey alanına dağılarak ortalama yüzey sıcaklığının azalmasına ve yıldızın parlaklığının dramatik bir şekilde artmasına neden olur, Yıldız evriminde, parlaklıkta bu tür artışlar yaşayan yıldızlar, asimptotik dev kol yıldızları olarak bilinir.[22] Bu aşamada yıldız, toplam kütlesinin %50-70'ini yıldız rüzgarıyla kaybedebilir.[23]
Yaklaşık 3 M⊙ büyüklüğündeki asimptotik dev dal yıldızlarının çekirdekleri sıkışmaya devam eder. Sıcaklıklar yaklaşık 100 milyon K dereceye ulaştığında, helyum çekirdekleri karbona ve oksijene kaynaşır, böylece yıldız yeniden enerji yaymaya devam eder ve çekirdeğin sıkışması geçici olarak durdurur. Bu yeni helyum yakma aşaması (helyum çekirdeklerinin füzyonu), inert karbon ve oksijenden oluşan ve büyüyen bir iç çekirdek oluşturur. Bunun üstünde, hidrojen-kaynaştırıcı bir katmanın çevrelediği ince bir helyum-kaynaştırıcı katman bulunur. Ancak bu yeni evre sadece 20.000 yıl kadar sürer ve bu da yıldızın tüm ömrüne kıyasla çok kısa bir süredir.
Atmosferin yıldızlararası uzaya tahliyesi hız kesmeden devam eder ancak açığa çıkan çekirdeğin dış yüzeyi yaklaşık 30.000 K dereceyi aşan sıcaklıklara ulaştığında, tahliye olan atmosferi iyonize etmeye yetecek miktarda ultraviyole foton vardır ve bu da gazın gezegenimsi bir bulutsu gibi parlamasına neden olur.[22]
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ a b c Osterbrock, Donald E.; Ferland, G. J. (2005), Ferland, G. J. (Ed.), Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, University Science Books, ISBN 978-1-891389-34-4
- ^ "Messier 27 (The Dumbbell Nebula)". nasa.gov. 19 Ekim 2017. 10 Nisan 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Temmuz 2023.
- ^ Miszalski et al. 2011
- ^ a b c Frankowski & Soker 2009
- ^ a b Observations astronomiques, faites à Toulouse (Astronomical observations, made in Toulouse). Avignon: J. Aubert; (and Paris: Laporte, etc.). 1777.
- ^ a b Olson (June 2017). "Who Discovered the Ring Nebula?". Sky & Telescope. ss. 32-37.
- ^ a b Wolfgang Steinicke. "Antoine Darquier de Pellepoix". 25 Ocak 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2018.
- ^ Daley, Jason (8 Mayıs 2018). "The Sun Will Produce a Beautiful Planetary Nebula When It Dies". Smithsonian Magazine (İngilizce). 8 Mayıs 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mart 2020.
- ^ a b c d e Kwok 2000
- ^ Zijlstra, A. (2015). "Planetary nebulae in 2014: A review of research" (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 51: 221-230. arXiv:1506.05508
. 9 Ekim 2022 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi.
- ^ SEDS 2013
- ^ Hubblesite.org 1997
- ^ a b Moore 2007
- ^ Huggins & Miller 1864
- ^ Kwok 2005
- ^ Hora et al. 2004
- ^ Kwok et al. 2006
- ^ Reed et al. 1999
- ^ Aller & Hyung 2003
- ^ Krause 1961
- ^ Maciel, Costa & Idiart 2009
- ^ a b c d Harpaz 1994
- ^ Wood (2004). "Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of Their Origin". The Astrophysical Journal. 604 (2): 800. doi:10.1086/382123.
Atıf yapılmış kaynaklar
[değiştir | kaynağı değiştir]- Aller, Lawrence H.; Hyung, Siek (2003). "Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (invited review)". Kwok, Sun; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph (Ed.). Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe, Proceedings of the 209th Symposium of the International Astronomical Union held at Canberra, Australia, 19-23 November, 2001. Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe. 209. Astronomical Society of the Pacific. s. 15. Bibcode:2003IAUS..209...15A.
- Allison, Mark (2006), Star clusters and how to observe them, Birkhäuser, ss. 56-8, ISBN 978-1-84628-190-7
- Bowen, I. S. (October 1927), "The Origin of the Chief Nebular Lines", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39 (231), ss. 295-7, Bibcode:1927PASP...39..295B, doi:10.1086/123745
- Frankowski, Adam; Soker, Noam (November 2009), "Very late thermal pulses influenced by accretion in planetary nebulae", New Astronomy, 14 (8), ss. 654-8, arXiv:0903.3364 , Bibcode:2009NewA...14..654F, doi:10.1016/j.newast.2009.03.006,
A planetary nebula (PN) is an expanding ionized circumstellar cloud that was ejected during the asymptotic giant branch (AGB) phase of the stellar progenitor.
- Frew, David J.; Parker, Quentin A. (May 2010), "Planetary Nebulae: Observational Properties, Mimics and Diagnostics", Publications of the Astronomical Society of Australia, 27 (2), ss. 129-148, arXiv:1002.1525 , Bibcode:2010PASA...27..129F, doi:10.1071/AS09040
- Gurzadyan, Grigor A. (1997), The Physics and dynamics of planetary nebulae, Springer, ISBN 978-3-540-60965-0
- Harpaz, Amos (1994), Stellar Evolution, A K Peters, Ltd., ISBN 978-1-56881-012-6
- Hora, Joseph L.; Latter, William B.; Allen, Lori E.; Marengo, Massimo; Deutsch, Lynne K.; Pipher, Judith L. (September 2004), "Infrared Array Camera (IRAC) Observations of Planetary Nebulae" (PDF), Astrophysical Journal Supplement Series, 154 (1), ss. 296-301, arXiv:astro-ph/0405614 , Bibcode:2004ApJS..154..296H, doi:10.1086/422820, 28 Temmuz 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF)28 Temmuz 2023
- Hubble Witnesses the Final Blaze of Glory of Sun-Like Stars, Hubblesite.org - Space Telescope Science Institute (STScI) for NASA, 17 Aralık 1997, 12 Haziran 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi10 Haziran 2018
- Huggins, W.; Miller, W. A. (1864), "On the Spectra of some of the Nebulae", Philosophical Transactions of the Royal Society of London, cilt 154, ss. 437-44, Bibcode:1864RSPT..154..437H, doi:10.1098/rstl.1864.0013
- Jacoby, George. H.; Ferland, Gary. J.; Korista, Kirk T. (2001), "The Planetary Nebula A39: An Observational Benchmark for Numerical Modeling of Photoionized Plasmas", The Astrophysical Journal, 560 (1), ss. 272-86, Bibcode:2001ApJ...560..272J, doi:10.1086/322489 , 9 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi28 Temmuz 2023
- Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S. J. (March 2005), "Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae", Astronomy & Astrophysics, 432 (1), ss. 273-9, arXiv:astro-ph/0501040 , Bibcode:2005A&A...432..273J, doi:10.1051/0004-6361:20041993
- Kiss, L. L.; Szabó, Gy. M.; Balog, Z.; Parker, Q. A.; Frew, D. J. (November 2008), "AAOmega radial velocities rule out current membership of the planetary nebula NGC 2438 in the open cluster M46", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 391 (1), ss. 399-404, arXiv:0809.0327 , Bibcode:2008MNRAS.391..399K, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13899.x
- Krause, Arthur (1961), Astronomy, Oliver and Boyd, s. 187
- Kwok, Sun (2000), The origin and evolution of planetary nebulae, Cambridge University Press, ISBN 0-521-62313-8, 2 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi (Chapter 1 can be downloaded here.)
- Kwok, Sun (June 2005), "Planetary Nebulae: New Challenges in the 21st Century", Journal of the Korean Astronomical Society, 38 (2), ss. 271-8, Bibcode:2005JKAS...38..271K, doi:10.5303/JKAS.2005.38.2.271
- Kwok, Sun; Su, Kate Y. L. (December 2005), "Discovery of Multiple Coaxial Rings in the Quadrupolar Planetary Nebula NGC 6881", The Astrophysical Journal, 635 (1), ss. L49-52, Bibcode:2005ApJ...635L..49K, doi:10.1086/499332 ,
We report the discovery of multiple two-dimensional rings in the quadrupolar planetary nebula NGC 6881. As many as four pairs of rings are seen in the bipolar lobes, and three rings are seen in the central torus. While the rings in the lobes have the same axis as one pair of the bipolar lobes, the inner rings are aligned with the other pair. The two pairs of bipolar lobes are likely to be carved out by two separate high-velocity outflows from the circumstellar material left over from the asymptotic giant branch (AGB) wind. The two-dimensional rings could be the results of dynamical instabilities or the consequence of a fast outflow interacting with remnants of discrete AGB circumstellar shells.
- Kwok, Sun; Koning, Nico; Huang, Hsiu-Hui; Churchwell, Edward (2006), Barlow, M. J.; Méndez, R. H. (Ed.), "Planetary nebulae in the GLIMPSE survey", Proceedings of the International Astronomical Union, Symposium #234, Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond, Cambridge: Cambridge University Press, 2 (S234), ss. 445-6, Bibcode:2006IAUS..234..445K, doi:10.1017/S1743921306003668 ,
Planetary nebulae (PNs) have high dust content and radiate strongly in the infrared. For young PNs, the dust component accounts for about one third of the total energy output of the nebulae (Zhang & Kwok 1991). The typical color temperatures of PNs are between 100 and 200 K, and at λ >5 μm, dust begins to dominate over bound-free emission from the ionized component. Although PNs are traditionally discovered through examination of photographic plates or Hα surveys, PNs can also be identified in infrared surveys by searching for red objects with a rising spectrum between 4–10 μm.
- Liu, X.-W.; Storey, P. J.; Barlow, M. J.; Danziger, I. J.; Cohen, M.; Bryce, M. (March 2000), "NGC 6153: a super–metal–rich planetary nebula?", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 312 (3), ss. 585-628, Bibcode:2000MNRAS.312..585L, doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x
- Maciel, W. J.; Costa, R. D. D.; Idiart, T. E. P. (October 2009), "Planetary nebulae and the chemical evolution of the Magellanic Clouds", Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, cilt 45, ss. 127-37, arXiv:0904.2549 , Bibcode:2009RMxAA..45..127M,
These objects are produced by low and intermediate mass stars, with main sequence masses roughly between 0.8 and 8 M⊙, and present a reasonably large age and metallicity spread.
- Majaess, D. J.; Turner, D.; Lane, D. (December 2007), "In Search of Possible Associations between Planetary Nebulae and Open Clusters", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 119 (862), ss. 1349-60, arXiv:0710.2900 , Bibcode:2007PASP..119.1349M, doi:10.1086/524414
- Marochnik, L.S.; Shukurov, Anwar; Yastrzhembsky, Igor (1996), "Chapter 19: Chemical abundances", The Milky Way galaxy, Taylor & Francis, ss. 6-10, ISBN 978-2-88124-931-0
- Mermilliod, J.-C.; Clariá, J. J.; Andersen, J.; Piatti, A. E.; Mayor, M. (August 2001), "Red giants in open clusters. IX. NGC 2324, 2818, 3960 and 6259", Astronomy and Astrophysics, 375 (1), ss. 30-9, Bibcode:2001A&A...375...30M, CiteSeerX 10.1.1.30.7545 , doi:10.1051/0004-6361:20010845
- Miszalski, B.; Jones, D.; Rodríguez-Gil, P.; Boffin, H. M. J.; Corradi, R. L. M.; Santander-García, M. (2011), "Discovery of close binary central stars in the planetary nebulae NGC 6326 and NGC 6778", Astronomy and Astrophysics, cilt 531, ss. A158, arXiv:1105.5731 , Bibcode:2011A&A...531A.158M, doi:10.1051/0004-6361/201117084
- Moore, S. L. (October 2007), "Observing the Cat's Eye Nebula", Journal of the British Astronomical Association, 117 (5), ss. 279-80, Bibcode:2007JBAA..117R.279M
- Morris, M. (1990), "Bipolar asymmetry in the mass outflows of stars in transition", Mennessier, M.O.; Omont, Alain (Ed.), From Miras to planetary nebulae: which path for stellar evolution?, Montpellier, France, September 4–7, 1989 IAP astrophysics meeting: Atlantica Séguier Frontières, ss. 526-30, ISBN 978-2-86332-077-8
- Osterbrock, Donald E.; Ferland, G. J. (2005), Ferland, G. J. (Ed.), Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, University Science Books, ISBN 978-1-891389-34-4
- Parker, Quentin A.; Acker, A.; Frew, D. J.; Hartley, M.; Peyaud, A. E. J.; Ochsenbein, F.; Phillipps, S.; Russeil, D.; Beaulieu, S. F.; Cohen, M.; Köppen, J.; Miszalski, B.; Morgan, D. H.; Morris, R. A. H.; Pierce, M. J.; Vaughan, A. E. (November 2006), "The Macquarie/AAO/Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalogue: MASH", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 373 (1), ss. 79-94, Bibcode:2006MNRAS.373...79P, doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10950.x
- Parker, Quentin A.; Frew, David J.; Miszalski, B.; Kovacevic, Anna V.; Frinchaboy, Peter.; Dobbie, Paul D.; Köppen, J. (May 2011), "PHR 1315–6555: A bipolar planetary nebula in the compact Hyades-age open cluster ESO 96-SC04", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 413 (3), ss. 1835-1844, arXiv:1101.3814 , Bibcode:2011MNRAS.413.1835P, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18259.x
- Reed, Darren S.; Balick, Bruce; Hajian, Arsen R.; Klayton, Tracy L.; Giovanardi, Stefano; Casertano, Stefano; Panagia, Nino; Terzian, Yervant (November 1999), "Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543: Parallax Distance and Nebular Evolution", Astronomical Journal, 118 (5), ss. 2430-41, arXiv:astro-ph/9907313 , Bibcode:1999AJ....118.2430R, doi:10.1086/301091
- Soker, Noam (February 2002), "Why every bipolar planetary nebula is 'unique'", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 330 (2), ss. 481-6, arXiv:astro-ph/0107554 , Bibcode:2002MNRAS.330..481S, doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05105.x
- The first detection of magnetic fields in the central stars of four planetary nebulae, SpaceDaily Express, 6 Ocak 2005, 18 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi18 Ekim 2009,
Source: Journal Astronomy & Astrophysics
- Rees, B.; Zijlstra, A.A. (July 2013), "Alignment of the Angular Momentum Vectors of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 435 (2), ss. 975-991, arXiv:1307.5711 , Bibcode:2013MNRAS.435..975R, doi:10.1093/mnras/stt1300
- Planetary Nebulae, SEDS, 9 Eylül 2013, 10 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi10 Kasım 2013
Dış bağlantılar
[değiştir | kaynağı değiştir]- seds.org - Planetary Nebulae - Resimler, detaylı içerik17 Aralık 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (İngilizce)
- noao.edu - Planetary Nebulae Gallery - Resim galerisi ve kısa bilgi19 Aralık 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (İngilizce)
| Görünür bulutsu | |
|---|---|
| Ön-yıldız bulutsuları | |
| Yıldız bulutsusu | |
| Yıldız-sonrası bulutsular | |
| Bulutlar | |
| Morfoloji | |
| Galaksiler arası lekeler | |
 listeler |
|
| Oluşum | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Evrim | |||||||
| Sınıflandırma |
| ||||||
| Nükleosentez | |||||||
| Yapı | |||||||
| Özellikler | |||||||
| Yıldız sistemleri | |||||||
| Dünya merkezli gözlemler | |||||||
| Listeler | |||||||
| İlgili | |||||||
