Tuhaf Yıldızlar

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 yaÅŸta olmakla beraber merkezlerinde kontrollü olarak hidrojeni helyuma çevirerek yaÅŸamlarının sürdürürler. YaÅŸamlarının sonlarında nükleer yakıtlarını tüketmeleriyle gökyüzünde gözlediÄŸimiz Arcturus ve Pollux gibi sıradan birer dev yıldız olacak ve merkezinde karbon bulunan Dünya boyutlarında bir beyaz cüce olarak yaÅŸamlarına son vereceklerdir. Antares ve Betelgeuse gibi az sayıda bulunan süperdev yıldızlar bile sıradan evrim teorilerine uygun olarak yaÅŸamlarını noktalayacaklardır. Bu büyük kütleli yıldızlar, yaÅŸamlarının sonunda süpernova patlaması geçirerek milyonlarca ışık yılı uzaklıkta bulunan galaksilerden bile rahatlıkla görülebilecektir. Süpernovalar bile tuhaf yıldızlarla karşılaÅŸtırıldığında 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 GüneÅŸ gibi ölür ve arkasında bir gaz bulutu bırakır. Ä°ki yüzyıl önce William Herschel’in küçük teleskobuyla keÅŸfetmiÅŸ olduÄŸu gezegen disklerine benzeyen bu bulutlara “gezegenimsi bulutsu” adını vermiÅŸtir. Astronomlar daha sonra bu gezegenimsi bulutsuların, yıldızın evriminden dolayı atmosferini yıldızlararası ortama bırakmış olan yapılar olduÄŸunu 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 Kelvin kadar azalmaktaydı. 1983 yılında ise yıldız 5,700 Kelvin yüzey sıcaklığına sahip sarı bir yıldızdı. 1983 den bugüne gelindiğinde FG Sagittae tekrar sıcaklığını arttırarak 6,500 Kelvin e yükseltti.

 

Şekil 2. FG Sagittae yıldızının uzaya attığı dış katman görülüyor 

FG Sagittae’in tayfındaki tuhaf deÄŸiÅŸimler, sıcaklığının deÄŸiÅŸimine neden oldu. Normal yıldızların tayflarında bulunan koyu çizgiler, yıldızın atmosferinde bulunan demir, krom ve titanyum gibi elementlerin, yıldızların daha derin tabakalarından gelen ışınımla etkileÅŸmesinden oluÅŸur. 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 gözlenemediÄŸi halde, FG Sagittae’nin tayfında bu çizgiler daha yoÄŸun bir halde gözlenir.

Bilimadamları FG Sagiatte’de görülen bu alışık olunmayan elementlerin s-prosesi ile üretilmiÅŸ elementler olduÄŸunu  söylemektedirler. S-prosesi atomun çekirdeÄŸinin yavaÅŸ bir ÅŸekilde ortamdan nötron toplayarak atomun ağırlığını arttıran bir reaksiyondur. ÖrneÄŸin 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 üretilmiÅŸ bu elementleri yıldızların yüzeyine taşıyabilir. Yıldızın evriminden dolayı atmosferini yıldızlararası ortama bırakmasıyla yıldızlararası ortam ağır elementlerce zenginleÅŸir.
GüneÅŸ ve FG Sagittae gibi düşük kütleli yıldızlar yaÅŸamlarının sonlarında birer beyaz cüce olacaklardır. Daha büyük kütleli yıldızlar yaÅŸamlarının sonlarında kuvvetli bir patlama (süpernova) geçirerek büyük miktarda gazı yıldızlararası ortama  atacaklardır. Merkezde arta kalan yıldız ise hızlı bir ÅŸekilde çökerek nötron yıldızına dönüşecektir. Dönen nötron  yıldızları büyük bir magnetik alana sahip olacak ve çevrelerine bir ışınım yayacaktır. Işınım görüş doÄŸrultumuzdan geçtiÄŸinde 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. EÄŸer bir nötron yıldızı SS 433′de olduÄŸu 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 GüneÅŸ benzeri bir yıldız, diÄŸeri ise bir nötron yıldızı olan ikili bir yıldız sisteminden  oluÅŸur. Ä°ki yıldız kütle merkezi etrafında 13 günlük bir dönemle dolanırlar. Nötron yıldızının yarıçapı 10 km ve yoÄŸunluÄŸu ise (1015 gr cm-3 tür. SS 433′te yoldaÅŸ yıldızdan nötron yıldızı üzerine madde aktarılmaktadır. Akan madde, nötron yıldızının hacmi diÄŸer yıldızlara göre çok küçük olduÄŸundan doÄŸrudan, doÄŸruya onun üzerine düşemeyip nörton yıldızı  etrafına dev bir hortum gibi sarılarak yoÄŸun bir disk oluÅŸturur. 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 baÅŸka yıldızlarda gözlenemeyen en ÅŸaşırtıcı özelliÄŸi, nötron yıldızından disk düzlemine dik doÄŸrultularda ve zıt yönlerde saniyede tam 78,000 km lik bir hızla sürekli madde fışkırtmasıdır. Åžimdiye kadar baÅŸka hiçbir yoldaÅŸ ta gözlenmemiÅŸ olan bu olayın fiziÄŸi henüz anlaşılmış deÄŸildir. Ayrıca nötron yıldızından, zıt yönlerde; fakat aynı doÄŸrultuda, ışık hızının %26′sı gibi çok yüksek bir hızla sürekli fırlatılan maddenin 164 günlük bir dönemli, tepe açısı 40o olan bir koni oluÅŸturması olayı daha da ilginç hale getirmektedir.

Astronomlar gözlemlere dayanarak SS 433 için yeni bir model oluÅŸturdular. Bu modele göre SS 433, merkezi bir yıldız  ve bu yıldızdan aynı doÄŸrultuda, fakat zıt yönde fırlatılan sıcak gaz bulutlarından oluÅŸuyordu. Ayrıca, yıldızdan madde atım ekseninin 164 günde bir tamamlanan presesyon hareketi yaptığı kabul edilerek, tayf çizgilerindeki kaymanın dönemli deÄŸiÅŸimi de açıklanıyordu. Bu matematiksel modele göre, zıt yönlü fırlatılan gazın uzay hızı 78,000 km/sn ve doÄŸrultusu da gözlemci doÄŸrultusuyla en az 60o, en çok 100o oluÅŸturacak 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 baÄŸlıdır. 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 güneÅŸ kütleli bir nötron yıldızından kaçma hızıdır. Öyleyse, merkezi cisim bir nötron yıldızıdır. Bu yıldızdan gaz, ÅŸimdilik bilinmeyen bir mekanizmayla, zıt yönlerde, kaçma hızıyla fırlatılmaktadır. Gözlenen tayf çizgileri hidrojen gazına ait olduÄŸundan, 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 araÅŸtırmada, duraÄŸan gibi görünen tayf çizgilerinin aslında 13 günlük dönemle deÄŸiÅŸim gösterdiÄŸini, bu çizgilerin, varlığı önceden tahmin edilen normal yıldıza ait olduÄŸunu ve 13 günlük deÄŸiÅŸiminde de çift yıldızın kütle merkezi etrafındaki dolanma dönemi olduÄŸunu gösterdiler.

 

Şekil 3. SS 433 nün görüntüsü 

 

 

Åžekil 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 iliÅŸkin birçok sır çözülmüş oldu. Ancak asıl önemli sır hala beklemekte ve yakın gelecekte de çözülebileceÄŸe benzememektedir. Bu sır, hidrojen gazının nasıl olup ta nötron yıldızından birbirine zıt yönlerde ve inanılmayacak bir hızla fırlatıldığıdır. Tek bir doÄŸrultuda fırlatılan
gazın görsel bölgede ışınım yapan kısmı on milyar km uzunluÄŸunda tahmin edilmiÅŸtir. Bu uzunluk, Dünya – GüneÅŸ uzaklığının yüz katıdır. Gaz jetini oluÅŸturan enerji ise saniyede 1039 erg tahmin edilmektedir. Bu ise güneÅŸ 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. BaÅŸka örnekler gözlenemediÄŸine göre söz konusu evrenin süresi çok kısa olmalıdır. ÖrneÄŸin bu evre 10,000 yıl sürse, Galaksimizde herhangi bir anda sadece tek bir nötron yıldızının böylesi bir gaz jeti oluÅŸturma olasığı vardır. Bu da konum ve uzaklık olarak uygun yerdeyse Dünya’dan gözlenebileceÄŸine göre SS 433 olayı evrende oluÅŸan ender olaylardan biridir.

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

Kaynaklar

• Bilim ve Teknik Dergisi, Kasım 1985
• Astronomy, Eylül 1994

 

Bu makaleler de ilginizi çekebilir:

• Evrendeki En Büyük Yıldız Hangisidir?
• DeÄŸiÅŸken Yıldız Gözlemi
• Yakın Evrendeki Yerimiz 1: Yıldız Birlikleri