Tuhaf yıldızlar

Tuhaf Yıldızlar

--------------------------------------------------------------------------------

Selçuk Bilir

İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü

Kaynak: Popüler Bilim (1997) 47 26-30

Normal yıldızların oluşumları, yaşayışları ve ölümleri sıradan teorilerle açıklanabilir. Teorilerin limitlerinde keşfedilen yıldızların doğasını açıklamak bugünkü astronomlar için oldukça güçtür. Bunun için astronomlar daha ilginç teoriler üreterek yapsını anlamakta güçlük çektikleri gökcisimlerinin doğasını açığa çıkartmak isterler.

Vega ve Mizar gibi normal yıldızlar orta yaşta olmakla beraber merkezlerinde kontrollü olarak hidrojeni helyuma çevirerek yaşamlarının sürdürürler. Yaşamlarının sonlarında nükleer yakıtlarını tüketmeleriyle gökyüzünde gözlediğimiz Arcturus ve Pollux gibi sıradan birer dev yıldız olacak ve merkezinde karbon bulunan Dünya boyutlarında bir beyaz cüce olarak yaşamlarına son vereceklerdir. Antares ve Betelgeuse gibi az sayıda bulunan süperdev yıldızlar bile sıradan evrim teorilerine uygun olarak yaşamlarını noktalayacaklardır. Bu büyük kütleli yıldızlar, yaşamlarının sonunda süpernova patlaması geçirerek milyonlarca ışık yılı uzaklıkta bulunan galaksilerden bile rahatlıkla görülebilecektir. Süpernovalar bile tuhaf yıldızlarla karşılaştırıldığında çok özel olmadıkları görülür. Tuhaf yıldızlara en iyi örnek, Auriga takımyıldızının en parlak yıldızı olan Capella'dır. Capella tuhaf yıldızların en iyi bilineni olmakla beraber iki dev yıldızdan meydana gelen tutulmalı bir çift sistemdir.

Tuhaf yıldızlara bir başka örnek ise beyaz bir süperdev yıldız olan epsilon Aurigue dır. Bu yıldız öyle büyüktür ki, Güneş sisteminin merkezinde yer almış olsaydı Mars gezegenin yörüngesinden daha büyük bir hacmi doldurmuş olacaktı. Çıplak gözle tek bir yıldız gibi görünen epsilon Aurigue, iki yıldızdan meydana gelen bir çift yıldız sistemidir.

Sistem, Capella örneğinde olduğu gibi tutulmalıdır. Çift yıldızlarda görülen bu tutulma aynen Güneş sistemimizde olduğu gibi gezegenlerin Güneş etrafındaki yörüngesel hareketleri esnasında birbirlerini örtmelerinden ileri gelir. Epsilon Aurigae sisteminde tutulma her 27 yılda bir olur. Bu sistemin görünmeyen bileşeni sistemin en parlak yıldızı olan süperdev yıldızının ışığını yörüngesi üzerindeki hareketinden dolayı iki yıl boyunca engeller.

Astronomların yaptıkları hesaplara göre görünmeyen bu birleşen süperdev yıldızdan daha büyük olmak zorundadır ama şimdiye kadar hiçbir gözlemci bu bileşenden gelen ışığı keşfedemedi. Astronomlar epsilon Auriga sisteminde yaklaşık 500 oK lik sıcaklığa sahip bir cisimden elektromagnetik spektrumun kızıl-ötesinde sönük bir ışınım almaktadırlar. Işınımın süperdev yıldızın çevresinde aynen Satürn gezegeninin çevresinde bulunan toz ve gaz karışımına benzer bir diskten geldiği düşünülmektedir. Süperdev yıldızın hareketinden sistemde bulunan cisimlerin kütleleri tayin edilebilir. Yapılan hesaplar görünmeyen bu gaz ve toz karışımlı diskin süperdev yıldızdan daha büyük bir kütleye sahip olduğunu göstermektedir.

Kuramcılar bu bulmacanın açıklaması için farklı iki kuram ortaya sürmüşlerdir. İlk kuram; görünmeyen diskin içinde bulunan bir yıldızdır. Disk, bileşen yıldız oluştuğunda arkasında bıraktığı gaz ve tozdan oluşur. Bu protogezegen diski, bugün Vega ile Beta Pictoris yıldızlarının etrafında gözlenen ortama benzer. Kuramcıların öne sürdükleri ikinci kuram; süperdev yıldızın çevresindeki bir yörüngede yer alan bir çift mavi-beyaz anakol yıldızıdır. Süperdev yıldızın yüzeyinden yıldız rüzgarlarıyla taşınan madde bu iki yıldızın etrafında bir gaz ve toz diski meydana getirerek yıldızları örtmüş olabilir. Sistemde yalnız bir tek yıldız olsaydı; yıldız, diskte bulunan gazı ve tozu yutarak diskin kaybolmasına yol açardı. Fakat sistemde iki yıldız bulunması, yıldızların birbirlerine etki eden çekim kuvvetlerinden diskin, bu yıldızların etrafındaki bir yörüngede tutulmasına olanak verebilir.

Astronomlar bu kuramlar arasında bir seçim yapabilmek için gelecek tutulmada yeterince bilgi toplamaya çalışacaklardır. Ne yazık ki, gelecek tutulma 2009 yılına kadar gerçekleşemeyecektir. Tutulmanın gerçekleşmesiyle gözlemciler ortamda bulunan diskin bir yıldızın ölümünden kalan madde mi yoksa bir yıldız ve onun gezegenlerini oluşturacak olan madde mi olup olmadığını anlayabileceklerdir.

Normal bir yıldız Güneş gibi ölür ve arkasında bir gaz bulutu bırakır. İki yüzyıl önce William Herschel'in küçük teleskobuyla keşfetmiş olduğu gezegen disklerine benzeyen bu bulutlara "gezegenimsi bulutsu" adını vermiştir. Astronomlar daha sonra bu gezegenimsi bulutsuların, yıldızın evriminden dolayı atmosferini yıldızlararası ortama bırakmış olan yapılar olduğunu anladılar.

Günümüzde bir yıldızın gezegenimsi bulutsu safhasına geçtiğinin iki adımda gerçekleştiğini bilinir. Yıldız dev safhasındayken kütlesinin büyük bir bölümünü yoğun yıldız rüzgarlarıyla yıldızlararası ortama bırakır. Belli bir süre sonra ortamın geçirgen bir hale gelmesiyle yıldızın kor bölgesi ortaya çıkar. Merkezde sıcak bir yıldız ve bunun etrafında oluşan bir bulutsu gezegenimsi bulutsuyu meydana getirir.

Gözlenen birkaç gezegenimsi bulutsu yıldız evrim teorilerine meydan okumaktadır. Abell 30 ve Abell 78 adlı gezegenimsi bulutsular bu duruma en iyi örnekleri oluşturur. Gezegenmisi bulutsuların merkezinde yer alan yıldız saf helyumdan meydana gelmiştir. Kuramcılar için bu çok şaşırtıcı bir durum değildir. Yukarıda açıklandığı gibi yıldız kütle kaybederken, yıldızın çekirdeğinin etrafında yer alan hidrojen kabuğunun yıldızlararası ortama doğru sürüklenmesi ve bu hidrojen kabuğunun altında yer alan helyum kabuğunun ortaya çıkması gayet normaldir. Gezegenimsi bulutsunun meydana gelmesiyle merkezde bulunan yıldızın koru bir beyaz cüce olmaya başlar. Yıldız beyaz cüce olurken içe doğru çökümü, yıldızın çekirdeğinin etrafında bulunan helyumun daha çok sıkışmasına ve belli bir aşamadan sonrada patlamasına yol açar. Enerjinin hızlı bir şekilde çevreye saçılması, yıldızın dev boyutlara gelmesi ve helyumca zengin dış kabuğunun yıldızlararası ortama karışmasına neden olur. Böylece ortamda yıldız tarafından atılan ikinci gezegenimsi bulutsu meydana gelir. Abell 30 ve Abell 78 nin merkezi yıldızları tekrar beyaz cüce olmaya çalışmaktadırlar.

Şekil 1. Abell 78 gezegenimsi bulutsusunun uzaya bırakmış olduğu ikinci bulutsu görülüyor.

Bir başka ilginç gezegenimsi bulutsu ise FG Sagittae olmakla beraber ismini merkezindeki yıldızından almaktadır. Yıldızın ilk gözlemleri 1894 yılında yapılmış olup parlaklığı 13.6 kadirdi. 1965 yılında yapılan gözlemlerde ise yıldızın parlaklığını 9.6 kadir olarak ölçüldü. Aynı zamanda yapılan spektroskopik çalışmalar yıldızın mavi bir süperdev, sıcaklığını ise yaklaşık 10,000 oK olduğunu gösterdi. 1965 den 1983 yılına kadar yapılan düzenli gözlemler sonucu yıldızın yüzey sıcaklığı her yıl 250 oK kadar azalmaktaydı. 1983 yılında ise yıldız 5,700 oK yüzey sıcaklığına sahip sarı bir yıldızdı. 1983 den bugüne gelindiğinde FG Sagittae tekrar sıcaklığını arttırarak 6,500 oK e yükseltti.

Şekil 2. FG Sagittae yıldızının uzaya attığı dış katman görülüyor

FG Sagittae'in tayfındaki tuhaf değişimler, sıcaklığının değişimine neden oldu. Normal yıldızların tayflarında bulunan koyu çizgiler, yıldızın atmosferinde bulunan demir, krom ve titanyum gibi elementlerin, yıldızların daha derin tabakalarından gelen ışınımla etkileşmesinden oluşur. Fakat FG Sagittae yıldızında baryum ve Dünyada seyrek olarak bulunan lantan ve seryum gibi elementlerin tayf çizgileri görülür. Normal yıldızlarda bu elementlerin tayf çizgileri ya çok sönük ya da hiç gözlenemediği halde, FG Sagittae'nin tayfında bu çizgiler daha yoğun bir halde gözlenir.

Bilimadamları FG Sagiatte'de görülen bu alışık olunmayan elementlerin s-prosesi ile üretilmiş elementler olduğunu söylemektedirler. S-prosesi atomun çekirdeğinin yavaş bir şekilde ortamdan nötron toplayarak atomun ağırlığını arttıran bir reaksiyondur. Örneğin 56 protonu ve 82 nötronu bulunan baryum atomun s-prosesi yardımıyla ortamdan bir nötron yakalayarak lantan atomuna dönüşebilir. Yıldızlar s-prosesiyle merkezlerinde yeni elementler üretip, gaz hareketleriyle yeni üretilmiş bu elementleri yıldızların yüzeyine taşıyabilir. Yıldızın evriminden dolayı atmosferini yıldızlararası ortama bırakmasıyla yıldızlararası ortam ağır elementlerce zenginleşir.

Güneş ve FG Sagittae gibi düşük kütleli yıldızlar yaşamlarının sonlarında birer beyaz cüce olacaklardır. Daha büyük kütleli yıldızlar yaşamlarının sonlarında kuvvetli bir patlama (süpernova) geçirerek büyük miktarda gazı yıldızlararası ortama atacaklardır. Merkezde arta kalan yıldız ise hızlı bir şekilde çökerek nötron yıldızına dönüşecektir. Dönen nötron yıldızları büyük bir magnetik alana sahip olacak ve çevrelerine bir ışınım yayacaktır. Işınım görüş doğrultumuzdan geçtiğinde bir fenerin ışığı gibi ani ışınım yayılımları farklı elektromagnetik bölgede kendisini gösterecektir. Astronomlar bu tip ışınım yayan yıldızlara "pulsar" adını vermektedirler. Bir nötron yıldızı kendi kendine özel bir durum meydana getiremez. Eğer bir nötron yıldızı SS 433'de olduğu gibi bir çift sistemde yer alırsa özel bir meydana getirir.

SS 433 kod numaralı yıldız, Dünyadan 13,000 ışık yılı uzakta ve gözle görünen en sönük yıldızlardan da en az 1,000 kat daha sönüktür. Bu kaynak birisi Güneş benzeri bir yıldız, diğeri ise bir nötron yıldızı olan ikili bir yıldız sisteminden oluşur. İki yıldız kütle merkezi etrafında 13 günlük bir dönemle dolanırlar. Nötron yıldızının yarıçapı 10 km ve yoğunluğu ise (1015 gr cm-3 tür. SS 433'te yoldaş yıldızdan nötron yıldızı üzerine madde aktarılmaktadır. Akan madde, nötron yıldızının hacmi diğer yıldızlara göre çok küçük olduğundan doğrudan, doğruya onun üzerine düşemeyip nörton yıldızı etrafına dev bir hortum gibi sarılarak yoğun bir disk oluşturur. Diskin iç kısmında nötron yıldızı üzerine akan madde o kadar hızlanır ki, nötron yıldızı yüzeyine çarptığında kinetik enerjisini X-ışınımı olarak yayar. Bu nedenle SS 433, bir X-ışın kaynağı olarak görülür. Bu kaynağın başka yıldızlarda gözlenemeyen en şaşırtıcı özelliği, nötron yıldızından disk düzlemine dik doğrultularda ve zıt yönlerde saniyede tam 78,000 km lik bir hızla sürekli madde fışkırtmasıdır. Şimdiye kadar başka hiçbir yoldaş ta gözlenmemiş olan bu olayın fiziği henüz anlaşılmış değildir. Ayrıca nötron yıldızından, zıt yönlerde; fakat aynı doğrultuda, ışık hızının %26'sı gibi çok yüksek bir hızla sürekli fırlatılan maddenin 164 günlük bir dönemli, tepe açısı 40o olan bir koni oluşturması olayı daha da ilginç hale getirmektedir.

Astronomlar gözlemlere dayanarak SS 433 için yeni bir model oluşturdular. Bu modele göre SS 433, merkezi bir yıldız ve bu yıldızdan aynı doğrultuda, fakat zıt yönde fırlatılan sıcak gaz bulutlarından oluşuyordu. Ayrıca, yıldızdan madde atım ekseninin 164 günde bir tamamlanan presesyon hareketi yaptığı kabul edilerek, tayf çizgilerindeki kaymanın dönemli değişimi de açıklanıyordu. Bu matematiksel modele göre, zıt yönlü fırlatılan gazın uzay hızı 78,000 km/sn ve doğrultusu da gözlemci doğrultusuyla en az 60o, en çok 100o oluşturacak biçimde uzayda 164 günde tamamladığı bir koni çizmektedir. Genel görecelik kuramına göre, hızlı giden bir maddeden yayılan ışınımın dalga boyu kırmızıya kayar ve bu kayma miktarı hareketli cismin hızına bağlıdır. SS 433'te, saniyede 78,000 km hızla fırlatılan gazın yaydığı ışınımın kırmızıya kayması Doppler formülüne göre 12,000 km'ye karşılık gelmektedir ki; bu, önceden sözü edilen gözlemsel sabit ortalama hızdır. 78,000 km/sn lik hız, ışık hızının %26 sıdır ve ilginçtir ki, bu da güneş kütleli bir nötron yıldızından kaçma hızıdır. Öyleyse, merkezi cisim bir nötron yıldızıdır. Bu yıldızdan gaz, şimdilik bilinmeyen bir mekanizmayla, zıt yönlerde, kaçma hızıyla fırlatılmaktadır. Gözlenen tayf çizgileri hidrojen gazına ait olduğundan, nötron yıldızından fırlatılan gaz aslında nötron yıldızına ait olmamalıdır. Normal bir yıldızdan nötron yıldızı üstüne akan hidrojen gazı, nötron yıldızı üzerinden o bilinmeyen mekanizmayla uzaya fırlatılmış olmalıdır. Nötron yıldızının yakınında olması gereken bu normal, yıldız nerededir? D.Crampton, A.P. Cowley ve J.B Hutchings, yaptıkları detaylı bir araştırmada, durağan gibi görünen tayf çizgilerinin aslında 13 günlük dönemle değişim gösterdiğini, bu çizgilerin, varlığı önceden tahmin edilen normal yıldıza ait olduğunu ve 13 günlük değişiminde de çift yıldızın kütle merkezi etrafındaki dolanma dönemi olduğunu gösterdiler.

Şekil 3. SS 433 nün görüntüsü

Şekil 4. SS 433 nün VLT radyo teleskobu ile 1980 - 1981 yılları arasında 4.9 ve 15 Ghz te alınmış görüntüsü. SS 433 ten yayılan jet rahatlıkla görülebilmekte.

Böylece SS 433'e ilişkin birçok sır çözülmüş oldu. Ancak asıl önemli sır hala beklemekte ve yakın gelecekte de çözülebileceğe benzememektedir. Bu sır, hidrojen gazının nasıl olup ta nötron yıldızından birbirine zıt yönlerde ve inanılmayacak bir hızla fırlatıldığıdır. Tek bir doğrultuda fırlatılan gazın görsel bölgede ışınım yapan kısmı on milyar km uzunluğunda tahmin edilmiştir. Bu uzunluk, Dünya - Güneş uzaklığının yüz katıdır. Gaz jetini oluşturan enerji ise saniyede 1039 erg tahmin edilmektedir. Bu ise güneş enerjisinin bir milyar katıdır. SS 433 teki bu enerji kaynağı bilinmemektedir. 200 milyar kadar yıldızın yer aldığı Galaksimizde SS 433, yukarıdaki özellikleri taşıyan tek yıldız olmamalıdır. Peki SS 433'e benzer yıldızlar nerelerdedir? Belki birçok çift yıldız böyle bir evreden geçiyor. Başka örnekler gözlenemediğine göre söz konusu evrenin süresi çok kısa olmalıdır. Örneğin bu evre 10,000 yıl sürse, Galaksimizde herhangi bir anda sadece tek bir nötron yıldızının böylesi bir gaz jeti oluşturma olasığı vardır. Bu da konum ve uzaklık olarak uygun yerdeyse Dünya'dan gözlenebileceğine göre SS 433 olayı evrende oluşan ender olaylardan biridir.

Şekil 5. SS 433 sisteminin uzaya fırlatmakta olduğu iki jetin bir ressam tarafından oluşturulmuş görüntüsü

Kaynaklar

1) Astronomy, Eylül 1994

2) Bilim ve Teknik Dergisi, Kasım 1985

ellerine sağlık dolunay gercekten cok güzel bir paylaşım..