Yakınımızdaki Yıldızlar: UV Ceti (Luyten 726-8)

UV Ceti, bize yaklaşık 8,7 ışık yılı uzakta yer alan, kapı komşumuz sayılan çok yakın yıldız sistemlerinden biridir. Güneş’i bizden sayıp gözardı ederek yaptığımız sıralamada, bu yıldız sistemi bize en yakın altıncı yıldız konumunda yer alıyor.

Luyten 726-8 olarak da adlandırılan yıldız sistemi, birbirine oldukça yakın sayılabilecek yörüngelerde dolanan, neredeyse birbirinin ikizi sayılabilecek iki M tayf sınıfı kırmızı cüce yıldızdan oluşuyor. Bize galaktik ölçeklerde çok yakın olmasına rağmen, kırmızı cüce yıldızların genel kaderi olan düşük ışıma güçleri, bu yıldız sistemini maalesef çıplak gözle görmemize engel. Yaklaşık 12,7 kadir görünür parlaklığa sahip olan UV Ceti’yi görebilmek için güçlü bir dürbün veya küçük bir teleskoba ihtiyacınız var.

Sistem

Yıldız sistemi, iki kırmızı cüce yıldızdan oluşuyor demiştik. Şimdi bu yıldızlara sırayla bakalım:

Sistemin Luyten 726-8 A olarak isimlendirilen yıldızı, bizim güneşimizin yaklaşık yüzde 10,5’i kadar kütleye ve 2.400 santigrat derece kadar yüzey sıcaklığına sahip. Çapı ise, yaklaşık 195 bin km. Yani, 140 bin km çapa sahip Jüpiter gezegeninden biraz daha büyükçe (kütlesi ise Jüpiter’den yaklaşık 100 kat fazla). Tüm bu veriler ışığında, cüce yıldızımızın yaydığı enerjinin Güneş’in ancak 0,00006’sı kadar olduğunu söyleyebiliriz. Bu yıldızın en bilinen özelliği (Ceti kelimesi bu özelliği ifade eder), parıltılı bir yıldız olması. Yani, çoğu genç kırmızı cüce yıldız gibi Luyten 726-8 A da düzenli parlaklık artışları gösteriyor.

UV Ceti sisteminin, radyo dalgaboyunda alınanan görüntüsü. Bu fotoğrafta, sistemi oluşturan iki yıldız da görülebiliyor. Ancak, sistem birbirine çok yakın olduğu için görünür ışık teleskoplarıyla yıldızları birbirinden ayırmak oldukça güçtür.
UV Ceti sisteminin, radyo dalga boyunda alınan görüntüsü. Bu fotoğrafta, sistemi oluşturan iki yıldız da görülebiliyor. Ancak, sistem birbirine çok yakın olduğu için görünür ışık teleskoplarıyla yıldızları birbirinden ayırmak oldukça güçtür.

 

Luyten 726-8 B ise, diğer yıldız ile hemen hemen aynı. Çok az daha küçük ve Güneş’in yüzde 10’u kadar kütleye sahip. Bu düşük kütle nedeniyle yüzey sıcaklığı 2.300 santigrat derecenin biraz altında ve yaydığı enerji ancak Güneş’in 0,00004’ü kadar. Yıldızın çapı ise, kardeşi Luyten 726-8 A ile eşit boyutlarda. Bu da parıltılı bir yıldız ama, eşi kadar şiddetli parlamalar sergilemiyor, daha sakin bir hayat sürüyor. Gördüğünüz gibi, yıldızların parlaklığı ve yaydığı enerji Güneş’e göre çok az. Ancak bu çok düşük oranlar gözünüze küçük görünmesin, çünkü yıldızlardan herhangi birinin bir günde yaydığı enerji, insanlığın binlerce yıllık enerji ihtiyacını karşılayabilecek kadar büyüktür.

Bu iki yıldız, birbirine oldukça yakın sayılır ve ortak bir kütle çekim merkezi etrafında birbirlerinin çevresinde yaklaşık 26.5 yıllık bir periyotla dönüyorlar. Dönüş yörüngeleri biraz eliptik olduğu için, birbirlerine en yakın oldukları mesafe 310 milyon kilometre, en uzak oldukları mesafe ise yaklaşık 1 milyar 300 milyon kilometre kadar. Bu mesafeler gözünüze büyük görünmesin. Örneğin Satürn gezegeni bizden ortalama 1,4 milyar km uzaklıktadır. Gözünüzde, Satürn’ün olduğu yerde bu yıldızlardan birinin var olduğunu canlandırın, birbirlerine ne kadar yakın olduklarını farkedeceksiniz.

Gelecek

UV Ceti sistemi oldukça genç ve önlerinde kırmızı cüce yıldız şartlarına göre çok uzun bir ömür var. İki yıldızın da en az 1 trilyon yıl yaşayacağı tahmin ediliyor. Güneş ise, toplam 10 milyar yıllık bir ömre sahiptir ve yaklaşık beş milyar yıl sonra ömrünü tamamlamış olacak.

Olası Yaşam

Sistemin genç olduğundan bahsetmiştik. Aynı zamanda sistemin bileşenlerinin de birer parıltılı yıldız olduğunu dile getirmiştik. Genç kırmızı cüce yıldızların Luyten 726-8 A gibi büyük miktarda parlaklık artışı gösterenleri, çevrelerine güneş rüzgarları ile büyük miktarda yüklü parçacık ve plazma salarlar. Bu da, yıldızın yaşam kuşağında yer alan gezegenler için oldukça tehlikelidir.

Luyten726-8
Yıldız sisteminde, eğer karasal bir gezegen varsa, yüzeyinden baktığınızda her iki yıldız da böyle görünüyor olmalı.

 

Sistemin yaşam kuşağı, her iki yıldıza da oldukça yakın. Yukarıda detaylarıyla anlattığımız özelliklerde bir yıldızın çevresindeki gezegenin, Dünya’nın Güneş’ten aldığı kadar enerji alabilmesi için, yıldızdan yaklaşık olarak 4 ila 8 milyon km uzakta bir yörüngede dolanması gerekir. Bu yörünge ise, parıltılı yıldızın saçtığı güçlü yıldız rüzgarlarına doğrudan maruz kalma anlamına gelir. Yani, her iki yıldızın çevresinde Dünya benzeri kayalık bir gezegen varsa bile, saçılan yüklü parçacıklar nedeniyle yoğun radyasyon altında olmalı. Bu radyasyondan korunabilmesinin tek yolu da, gezegenin Dünya’dan çok daha güçlü bir manyetik alana sahip olması.

Ancak, yıldıza böylesine yakın bir gezegenin güçlü bir manyetik alan oluşturabilmek için kendi çevresinde dönemeyeceği gerçeğini de unutmamak gerekiyor. Çünkü, Güneş’in yüzde 10’u kütlesindeki bir cisme 4-8 milyon km arasında mesafede yer alırsanız, kütle çekim kilidine kapılırsınız. Yani, gezegen kendi çevresindeki dönüş hızı ile yıldızın çeveresindeki dönüş hızı eşitlenir, gezegenin bir yüzü sürekli yıldıza dönük olur. Bu çok yavaş dönüş, güçlü bir manyetik alan oluşumunun önüne geçtiği gibi, gezegenin bir yüzünün sürekli yıldıza bakarak kavrulmasına, diğer yüzünün ise sürekli karanlıkta kalıp donmasına neden olur.

Dolayısıyla, bu sistemde Dünya benzeri bir hayat varsa bile, oldukça çetin şartlar altında yaşam savaşı veren, olasılıkla tek hücreli canlıların egemen olduğu bir habitattan oluşuyor olmalı. Gelişkin zeki yaşamın böyle bir ortamda şekillenebileceğini düşünmek oldukça güç. Ancak, yıldızlar iyice yaşlandıktan sonra, örneğin 10 milyar yıl sonra güçlü parıltıları sona erdiğinde, daha dingin hale gelen bu sistem üzerinde gelişkin yaşam formlarının ortaya çıkamayacağını söyleyemeyiz. Yıldızların inanılmaz uzun ömrünü düşündüğümüzde, olası bir gelişkin hayatın kendine şans bulabilmesi için çok ama çok fazla zamanı var.

Zafer Emecan




Süper Dünya “55 Cancri e” Bir Atmosfer Sahibi Olabilir

Dünya’nın iki katı büyüklüğünde olan Süper Dünya 55 Cancri’nin yüzeyinde lav akışı olduğu düşünülüyordu. Gezegen; yıldızına çok yakındır ve kütleçekim kilidi nedeniyle gezegenin aynı tarafı daima yıldızla karşı karşıyadır; öyle ki gezegenin değişmeyen daimi gece gündüz yarıküreleri vardır.

55 Cancri e, bizden yaklaşık 40 ışık yılı uzakta yer alan Güneş’e çok benzeyen G tayf sınıfı bir yıldıza 2.4 milyon kilometre gibi çok yakın konuda dolanan, yaklaşık 8.5 Dünya kütlesinde ve 2 Dünya çapında olan, “süper dünya” sınıfında niteleyebileceğimiz dev bir karasal gezegendir (Dünya, Güneş’e yaklaşık 150 milyon km uzakta dolanır).

NASA’nın Spitzer Uzay Teleskobu‘ndan alınan verileri kullanarak yapılan 2016 araştırmasına dayanarak bilim insanları; lavların gezegenin yıldıza bakan kısmında serbestçe akacağı, sürekli karanlık kısmında da sertleşeceği yorumunda bulundular. Gezegenin gün ışığı alan tarafındaki lav, gezegenin gözlemlenen tüm sıcaklığına katkıda bulunarak yıldızdan gelen radyasyonu yansıtacaktı.

55 Cancri
55 Cancri e gezegeni ile Dünya’nın boyutlarının kıyaslanması. Gezegen, 8 Dünya kütlesinden fazla olmasına rağmen, çap olarak yaklaşık 2 katımız kadardır. (İlüstrasyon telif: NASA)

 

Şimdi aynı Spitzer verilerinin daha derin analizleri; bu gezegenin, bileşenlerinin Dünya’nın atmosferindekilere benzeyen, ancak daha kalın olan bir atmosfere sahip olabileceğini ortaya koymaktadır. Bilim insanları, lav göllerinin atmosfer olmadan uzaya doğrudan maruz kalmasının yüksek sıcaklıktaki yerel sıcak noktalar oluşturabileceklerini bu yüzden de bunların Spitzer gözlemleri için en iyi açıklama olmadığını belirttiler.

Pasadena, Kaliforniya’daki NASA Jet İtki Laboratuvar’ında astronom olarak görev yapan ve “The Astronomical Journal”da yayımlanan çalışmanın ortak yazarı olan Renyu Hu, “Eğer bu gezegende lav varsa, bunun bütün yüzeyi kaplaması gerekecekti. Ancak bu lav, kalın atmosfer yüzünden görüş alanımızdan da gizli olacaktı” diye açıklama yaptı.

Araştırmacılar, enerjinin gezegen boyunca nasıl dolaştığı ve nasıl uzaya tekrar saçıldığı ile ilgili gelişmiş bir model kullanarak gezegenin gece olan kısımlarının önceden düşünüldüğü kadar soğuk olmadığını ortaya çıkardılar. “Soğuk” taraf, Dünya standartlarına göre ortalama 2400 ila 2600 fahrenayt (1300 ila 1400 santigrat) derece sıcaklık ile hala oldukça sıcak olmakla birlikte sıcak tarafı ise 4200 fahrenayt (2300 santigrat) dereceye ulaşmaktadır. Eğer bir atmosfer olmasaydı sıcak ve soğuk taraflar arasındaki farkın daha aşırı olması gerekirdi.

55 Cancri e
Yıldızına çok yakın konumda yer alan 55 Cancri e, yakınlığın getirdiği yoğun gel-git etkileri ve yıldızdan yayılan sıcaklık nedeniyle lavlarla kaplı çıplak bir gezegen olmalıydı. Ancak, son araştırmalar gezegenin bir de atmosfer sahibi olabileceğini gösteriyor. (İlüstrasyon telif: NASA)

 

Hu ayrıca; “Bilim insanları, bu gezegenin Dünya ve Venüs gibi bir atmosfere sahip olup olmadığını veya Merkür gibi sadece kayalık bir çekirdeğe sahip ama atmosfere sahip olmadığını tartışıyorlardı. Atmosferin bulunma durumu, şu an her zamankinden daha güçlü” diye de ekledi.

Araştırmacılar, bu gizemli gezegenin atmosferinin gezegenin tamamında çok daha yüksek sıcaklıklarda bile olsa bizim atmosferimizde de bulunan moleküller olan nitrojen, su ve hatta oksijeni bile içerebileceğini belirtmektedirler. Gezegenin yoğunluğu da Dünya’nınkine benzer ki, bu durum onun da kayalık bir gezegen olduğu savını güçlendirmektedir. Esas yıldızdan gelen yoğun sıcaklığın yaşamı desteklemesi için çok çok uzakta olması gerekmektedir ancak, buna rağmen yine de üzerindeki sıvı suyu koruyamayabilir.

Hu, ötegezegen atmosferlerini ve yüzeylerini incelemek için bir yöntem geliştirdi ve bunu önce sadece sıcak Jüpiterler olarak adlandırılan aşırı sıcak, devasa gaz gezegenlere uyguladı. Çalışmanın ilk yazarı ve Berkeley’deki Kaliforniya Üniversitesi’nde üst düzeyde görev yapmakta olan Isabel Angelo, JPL’deki stajının bir parçası olarak bu çalışmada çalışmış ve Hu’nun modelini 55 Cancri e’ye uyarlamıştı.

Bir seminerde 55 Cancri e’nin potansiyel olarak karbon zengini bir gezegen olduğunu öğrenmişti ve bunun sonucunda yüksek sıcaklık ve basınçta bu gezegenin iç kısımları çok büyük miktarda elmas barındırıyor olabilirdi. “Bu, doğasının tartışmaya açık olduğu ve bunun  heyecan verici olduğunu düşündüğüm bir gezegen” diye açıklıyor Angelo.

Spitzer, 15 Haziran – 15 Temmuz 2013 tarihleri arasında, insan gözleri için görünmeyen kızılötesi ışığı izlemek için özel olarak tasarlanmış bir kamera kullanarak 55 Cancrie’yi gözlemledi. Kızılötesi ışık, ısı enerjisinin bir göstergesidir. Spitzer’in gözlemlediği enerji akışı modellerindeki parlaklık değişimlerini karşılaştırma yoluyla araştırmacılar, atmosferdeki değişken maddelerin sıcaklıkları en iyi şekilde açıkladığının farkına vardılar.

55 Cancri E hakkında birçok açık uçlu soru var, özellikle de: Yıldızın tehlikeli radyasyon ve yıldız rüzgarı ortamı göz önüne alındığında, atmosfer neden gezegenden uzaklaştırılmadı?

Hu, bu gezegeni anlamanın kayalık gezegenlerin evrimi hakkındaki daha büyük soruları ele almamıza yardımcı olacağını dile getirdi.

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.nasa.gov/feature/jpl/lava-or-not-exoplanet-55-cancri-e-likely-to-have-atmosphere




Triangulum (Üçgen) Gökadası

Bu güzel sarmal galaksi, en yakınımızda bulunan, iki büyük gökadadan, yani iki dev komşumuzdan biri olan M33, ya da diğer adıyla Triangulum (Üçgen) Gökadası’dır.

Bizim galaksimiz olan Samanyolu, yerel grup denilen ve Andromeda ve Triangulum’un içinde yer aldığı üçlü bir grubun üyesidir. Bu üç büyük galaksiye, onlarca küçük cüce galaksi de eşlik ederek yerel galaksi grubumuzu oluşturur.

Nedense her yer de Andromeda ve Samanyolu konuşulurken, bu sessiz sakin ancak çok güzel galaksinin adı sanı anılmaz, kimse konuşmaz, hatta birçok kişi bilmez bile. Galiba “küçük kardeş” olduğu için abilerinden fırsat kalmıyor konuşulmaya…

5_Local_Galactic_Group_(blank)
Yerel galaksi kümemiz. Bu küme, 3 büyük ve 40 kadar cüce gökadadan oluşmaktadır.

 

2.8 milyon ışık yılı uzağımızdaki M33, yerel grubumuzda büyüklük açısından üçüncü sırada yer alır. İçerdiği 40 milyarın üzerindeki yıldızla Samanyolu (400 milyar) ve Andromeda (1 trilyon) yanında oldukça küçük gibi görünse de, evrensel standartlar açısından normal boyutlarda olarak nitelenebilen bir galaksidir. Yani küçük olan o değil, sadece Samanyolu ve Andromeda fazla büyüktür.

Uzaklığı nedeniyle gözle görülmesi mümkün olmasa da, çok karanlık bir ortamda çok keskin gözlere sahip kişiler tarafından görülebildiği de iddia ediliyor. Ancak, dürbünler ve amatör teleskoplar için iyi bir hedeftir.

M33block_Ha_enhanced
M33 (triangulum-üçgen) Gökadasının çekirdek bölgesi ve sarmal kollarının yakın plan detaylı görünümü. (Telif: NASA/ESA Hubble)

 

Üçgen galaksisi için bazı gökbilimcileri Andromeda’nın uydusu olduğundan şüpheleniyorlar. Gerçekten de bu galaksi bize 2.8 milyon ışık yılı uzakta olmasına rağmen, Andromeda’ya 1 milyon ışık yılından daha yakındır.

Dile getirilen olası senaryolardan biri, Andromeda ile Samanyolu’nun yaklaşık 3 milyar yıl sonraki birleşmesinden daha önce, Üçgen Gökadası’nın Andromeda ile birleşeceği yönünde.

rbam31
Andromeda ve Üçgen gökadalarının gökyüzünde bir arada görünüşü. (Fotoğraf; Rogelio Andreo)

 

Galaksinin son derece ışıltılı görünmesi, yıldız oluşum hızının oldukça yüksek olmasından kaynaklanıyor. M33, sağlıklı, genç bir galaksi. Her ne kadar Andromeda ve Samanyolu kadar olmasa da, yıldız oluşumu oldukça düzenli ve hızlı.

Çoğu galaksi gibi Triangulum’un merkezinde de dev kütleli bir karadelik yer alıyor. Ancak, bu “dev” karadelik, bizim galaksimiz Samanyolu’nun merkezindeki milyonlarca Güneş kütlesine sahip karadelikten epeyce küçük: Sadece 1.500 ila 3.000 Güneş kütlesine sahip olduğu tahmin ediliyor. Bu kütle elbette küçük değil, ancak çok büyük rakamların ifade edildiği süper kütleli karadelik klasmanında epey ufak kalıyor.

Gökadamız Samanyolu’nun uyduları olan büyük ve küçük Magellan Bulutları. Bu cüce galaksiler, bize ikiyüz bin ışık yılından daha yakında yer alırlar.

 

Samanyolu ve Andromeda galaksilerinin çok sayıda küçük uydu galaksisi bulunuyor. Bu durum M33 için de geçerli ama, keşfedebildiğimiz uydularının sayısı oldukça düşük. Şimdilik kesinlikle bir tane cüce galaksinin M33’ün uydusu olduğuna eminiz. Bunun dışında iki cüce galaksi daha uydu adayı olarak görünüyor. Ancak, Andromeda’ya yakınlığı nedeniyle bu iki galaksinin Üçgen Gökadası’na mı yoksa Andromeda’ya mı ait olduğundan emin olamıyoruz.

Sonuçta Triangulum, Andromeda ve Samanyolu’nu ortak bir kader bekliyor. Yaklaşık 3 milyar yıl sonra bu üç spiral galaksi birleşerek tek bir dev eliptik galaksi oluşturacak. İnsan türü veya gezegenimizden çıkacak başka bir zeki tür o zamanlar hala yaşamını sürdürebilirse, bu üç ayrı gökadanın adını bile hatırlamayacak…

Zafer Emecan

https://www.eso.org/public/news/eso1424/
https://apod.nasa.gov/apod/ap160917.html
https://arxiv.org/abs/1607.02190




Yaşanabilir Bölge (Habitable Zone) Nedir?

Hemen hepimiz, birçok astronomi ve uzay içerikli yazı okurken ya da bir belgeseli seyrederken ister istemez bu terim ile bir şekilde karşılaşmışızdır. Peki o halde nedir bu “Yaşanabilir Bölge”? Ya da diğer isimleriyle; “Yaşam Kuşağı” “Habitable Zone” ve “Goldilocks”…

En kısa ve öz tabiri ile ifade etmek gerekirse; “Yaşanılabilir Bölge, bir yıldızın yörüngesinde dolanan bir gezegenin yüzeyinde bulunan suyun sıvı halde kalabilmesini destekleyecek oranda ısı aldığı, ne suyun tümüyle buz tutacağı kadar soğuk, ne de tümüyle buharlaşacağı kadar sıcak olmayan yörünge uzaklığıdır”.

Peki bu yaşanabilir bölgelerin yıldızlarına olan uzaklık ölçüsü, Evren’de yer alan tüm yıldızlarda aynı oranda mıdır? Pek Değil…

Gliese_581_yasanabilir_bolge
Güneş ve Güneş’in yaklaşık yarısı büyüklüğünde bir yıldız olan Gliese 581’in yaşanabilir bölgelerinin karşılaştırması. Yıldız ne kadar küçük ise, yaydığı enerji o kadar az olacağından, yaşam kuşağı da yıldıza yaklaşır.

 

Bu uzaklığı belirleyen en önemli faktör, elbette ki o yıldızın çevresine yaydığı enerjinin miktarıdır. Pek tabiidir ki; hepimizin de tahmin edebileceği üzere, üzerinde yaşamakta olduğumuz gezegenimiz Dünya, yıldızımız Güneş’in yaşanılabilir bölgesi içerisinde yer alıyor. Çünkü sıvı halde denizlerimiz, buhar halinde havada suyumuz, kutuplarda buzlarımız var. Yani su, yeryüzünde her üç hali ile barınabiliyor.

Ek Bilgi: Güneş’in 1,5 katı kütleye sahip bir yıldızın ürettiği enerji Güneş’in 1,5 katı değil, yaklaşık yedi katıdır. Kütleniz Güneş’in dört katı ise, 180 kat fazla enerji üretirsiniz. 10 katı ise, 20 bin kat fazla ışıma gücünüz var demektir. Benzer biçimde, eğer kütleniz Güneş’in yüzde 80’i kadarsa, Güneş’in sadece yüzde 35’i kadar enerji üretebilirsiniz. Güneş’in yarısı kadar iseniz, ürettiğiniz enerji Güneş’in yüzde 5’idir. Çeyrek Güneş kütlesine sahip bir yıldız iseniz, Güneş’in yaydığı enerjinin sadece yüzde 1’ini yayabilirsiniz.

Güneş çevresinde yer alan bu yaşanılabilir bölge, kaba bir hesapla Güneş’ten yaklaşık 110-120 milyon km öteden başlayıp, 230-250 milyon kilometre mesafeye kadar uzanıyor. Bu bölgede yer alacak olan gezegenin kütle ve atmosfer yoğunluğuna göre bu mesafe biraz daha artıp azalabilir.

Güneş sistemimiz içerisinde, Güneş’e bizden çok daha yakın bir konumda bulunan Venüs gezegeni, “Yaşanılabilir Bölge”nin iç sınırının çok az dışındadır. Fakat Güneş’e bizden çok daha uzak olan Mars gezegeni, bu yaşanılabilir bölgenin dış sınırının tam üzerinde yer alır. Yani, çelimsiz Mars’ın yerinde biraz daha büyük kütleli, örneğin Venüs veya Dünya kütlesinde bir gezegen yer alsaydı, üzerinde tıpkı gezegenimizde olduğu gibi sıvı halde su barınabilecekti.

Güneş sistemimizin yaşanabilir bölgesi

 

Günümüzde astronomlar, Evren’de bizim Güneş Sistemimizde olduğu gibi yaşanılabilir bölge içerisinde yer alan Dünya’ya yakın büyüklükteki gezegenlerin varlığı hususunda ciddi arayış içindeler. Ancak günümüzde farklı yöntemler ile başka yıldızların çevresinde keşfedilmiş olan 400 kadar Dünya benzeri gezegenin yalnızca birkaç tanesinde yaşam koşullarının oluşmuş olabileceği düşünülmektedir.

Bunlardan en önemlisi (varlığı hala tartışmalı olan) Gliese 581c gezegenidir. Bu gezegen, Dünya’dan 20 ışık yılı uzakta yer alan kırmızı bir cüce yıldızın çevresinde dolanmaktadır. Dünya’nın 1,5 katı kadar çapa sahip olan bu gezegenin kütlesi, Dünya’mızın kütlesinin 5-6 katı kadardır.

Çevresinde dönmekte olduğu kırmızı cüce yıldız, bizim güneşimize kıyasla bir hayli soğuktur ve bu yüzden de yıldızın yaşanabilir bölgesi yıldıza çok daha yakın bir alanı kaplamaktadır. Buna bağlı olarak da Gielese 581c gezegeni, yörüngesinde dolanmakta olduğu yıldızın etrafında bir turunu çok daha hızlı tamamlar. Bize göre bu süre yaklaşık 13 Dünya Günü kadardır.

gliese581-sistemi25

Gezegen, yıldızı çevresinde, bizim uydumuz Ay’ın da aynı kaderi paylaştığı üzere yörünge kilidi neticesinde yıldızına sadece tek bir yüzünü göstermektedir. Buna rağmen Gielese 581c gezegeni, yüzeyindeki suyu sıvı halde bulundurabilecek bir sıcaklığa sahip olduğunu yapılan hesaplamalar neticesinde net bir şekilde göstermiştir.

Her yıldızın yaşanabilir, yani gezegen yüzeyinde sıvı su barınabilecek yörünge uzaklığı farklıdır. Bunları yıldız türlerine göre bu yazıda vermemiz, yazımızı fazlasıyla uzatmaktan başka bir işe yaramaz. Ancak, sitemizdeki “yakınımızdaki yıldızlar” ve “en parlak yıldızlar” yazı dizilerimizi okursanız, her bir yıldız için bu uzaklığı tek tek tanımladığımızı görebilirsiniz.

Yukarıda anlattığımız “yaşanabilir bölge” tanımı, bir gezegenin yüzeyinde sıvı su barındırmabilme esasına göre belirlenmiş halde. Yani, dünyamızdaki şartları sağlayabilecek gezegenler için geçerli. Ancak, yaşam çok daha farklı koşullarda da ortaya çıkabilir.

Sıvı su, Dünya benzeri bir hayat için olmazsa olmaz bir zorunluluktur. Ancak, canlılık su yerine başka sıvılar da kullanabilir.
Sıvı su, Dünya benzeri bir hayat için olmazsa olmaz bir zorunluluktur. Ancak, canlılık için su yerine başka sıvılar da kullanabilir.

 

Örneğin, yıldızına tümüyle buz tutacak kadar uzak bir mesafede yer alan bir gezegen de yaşama ev sahipliği yapabilir. Güneş Sistemi’ndeki Europa ve Enceladus uyduları örneğinde olduğu gibi, gezegenlerin buz kabuklarının altında sıvı su okyanusları bulunabilir ve bu okyanuslarda yaşam şekillenebilir. Yani, suya bağlı hayatın çok uzak donmuş bir gezegenin yüzeyi altında gelişmemesi için bir neden yok. Buradaki hayat, Güneş’ten alamadığı enerjiyi gezegenin çekirdeğinden gelen volkanik ısı sayesinde elde edebilir.

Yaşamın gelişmesi için, moleküllerin birleşebileceği bir çözücü sıvıya ihtiyaç vardır. Bu işi en iyi yapan sıvı ise, bildiğiniz gibi sudur. Ancak, suya bağlı olmayan bir yaşam da mümkün görünüyor. Satürn‘ün aşırı soğuk uydusu Titan‘da olduğu gibi sıvı hidrokarbon da yaşamın gelişmesi için uygun çözelti desteğini sağlayabilir. Bundan henüz emin değiliz ve nasıl olabileceğini kestiremiyoruz ama, sıvı metanın Dünya’daki su görevini gördüğü (denizler oluşturduğu, buharlaşıp yağmur olarak yağdığı, buz tutabildiği) gezegenlerde, metana bağlı bir yaşam şekillenebilir.

titan457154
Titan’da da yağmur yağıyor. Ama yağan su değil; sıvı metan…

 

Yani, evrende yaşam gelişimi için bugün bildiğimiz “yaşanabilir kuşak”, su bazlı olmayan yaşam şekilleri için gerçeği yansıtmıyor olabilir. Bu tür canlılar evrende var mıdır bilmiyoruz ama, eğer varlarsa ve onlar da astronomi ile ilgilenip kendi gezegenleri dışında bir yaşam arıyorlarsa, yaşam kuşağı olarak belirledikleri bölge yıldızların oldukça uzağında metanın sıvı halde kalabildiği yörüngeler olmalı.

Ancak, belirttiğimiz gibi yaşam için sıvıya ihtiyaç vardır. Maddelerin sıvı olarak kalabilmesi için ise yıldızın çok sıcak yörüngelerinden uzak kalması gerekir. Dolayısıyla, yıldızına sıcaktan kavrulacak kadar yakın yörüngede dolanan bir gezegende ne şekilde olursa olsun yaşam şekillenebileceğini ve bu yaşamın gelişkin düzeye erişebileceğini düşünmek hayalciliktir.

Sinan Duygulu & Zafer Emecan




Yıldızların Ölümü 3: Nötron Yıldızı Ve Kara Delik

Yazı dizimizin daha önceki bölümlerinde düşük kütleli yıldızların sonu olan kara cüceler ve orta kütleli yıldızların nihai kaderi olan beyaz cüceler hakkında bilgi vermiştik. Bu makalemizde ise, artık büyük kütleli olarak niteleyebileceğimiz yıldızların sonları olan Nötron Yıldızı ve Kara delik konusunu ele almaya çalışacağız.

Cüce olarak nitelenemeyecek, Güneş’e yakın ve Güneş’ten birkaç kat büyük kütleye sahip yıldızların, anakol evrelerini tamamladıktan sonra merkezlerinde biriken helyumu yakmaya başladığını, bunun da yıldızın enerji üretiminde büyük bir artışa neden olup hidrostatik dengeyi kütle çekiminin aleyhine bozduğunu görmüştük. Bu büyük enerji, yıldızın şişmesine yol açıyor ve çapını büyük oranda artırıyordu. Bu evreye gelmiş olan yıldız, artık bir kırmızı dev olarak anılıyordu.

Büyük kütleli yıldızların davranış şekli de bununla benzerdir. O tayf tipi dev yıldızlar ve yüksek kütleye sahip kimi B tayf tipi yıldızlar da anakol evrelerini tamamlayıp çekirdeklerindeki hidrojeni tükettikten sonra helyum reaksiyonları benzer bir süreçle başlar. Burada şunu belirtmek gerekir ki, O tipi yıldızlar, evrendeki yıldızların çok küçük bir yüzdesini oluştururlar. Öyle ki, galaksilerde bu kadar büyük kütleye sahip olabilen O tipi anakol yıldızlarının oranı sadece %0.00001 kadardır.

Bu size çok düşük bir oran olarak görülebilir ancak, kaba bir hesap yapacak olursak, yaklaşık 400 milyar yıldızın bulunduğunu düşündüğümüz galaksimiz Samanyolu’nda böylesine dev kütleli yıldızlardan “şu an” 4 milyon adet bulunduğu sonucuna ulaşırız. Hiç de azımsanacak bir rakam değil gördüğünüz gibi.

otypestars545
O-B tayf tipindeki dev yıldızların yüzey sıcaklıkları çok büyüktür. Bu nedenle mavimsi beyaz bir renkte ışıldarlar.

 

O tipi yıldızlar ve yüksek kütleli (7-8 Güneş kütlesi ve üstü) B tayf tipi yıldızların ömürleri oldukça kısadır. Bu yıldızların merkezlerindeki basınç aşırı boyutlardadır. Bu aşırı basınç, nükleer reaksiyonların hızını muazzam ölçülerde artırır ve yıldız yakıtını çok hızlı biçimde tüketir. Yakıtını bu kadar hızlı biçimde harcayan yıldızın elbette yaydığı enerji de çok büyüktür. Örneğin 20 Güneş kütlesine sahip bir yıldızın yüzey sıcaklığı 30 bin santigrat dereceyi aşarken, yaydığı enerji de 1.5 milyon Güneş’e eşdeğer olabilir. Çok daha büyük kütleye sahip olan Eta Carinae gibi aşırı kütleli yıldızlar ise Güneş’ten 5 milyon kat fazla enerji yayarlar.

Ancak, dev yıldızların yaydığı enerji ve yüzey sıcaklıklarına bir standart belirlemek mümkün değil. Çünkü bu yıldızlar anakol evresinde dahi dengesiz bir yapıdadırlar. Ürettikleri enerji muazzam boyutlarda olduğu için hidrostatik dengeleri sık sık kütle çekimi aleyhine değişir ve yıldız şişerek çekirdek bölgesindeki basıncı düşürür. Bu da nükleer reaksiyonların azalmasına ve yıldızın yaydığı enerjinin düşmesine neden olur.

Nükleer reaksiyon miktarı düşüp yayılan enerji azalınca, kütle çekim ışınım basıncına galip gelip ve yıldız yeniden sıkışır. Tekrar enerji üretimi artar ve yıldız yeniden şişer. Bu bir kısır döngü olarak yıldızın ömrü boyunca sürer gider. Dolayısıyla 50 Güneş kütlesine sahip bir dev yıldız zaman zaman Güneş’ten 15 milyon kat fazla enerji yayarken, kimi zamanlarda 5-6 milyon kat yayabilir.

Eta Carinae, yaklaşık 150 Güneş kütlesine sahip, galaksimizdeki en büyük kütleli birkaç yıldızdan biridir. Ancak bu yıldız, dengesiz doğası nedeniyle bünyesinden dışarı attığı gazlar tarafından bir bulut gibi sarılmış haldedir.

 

Dev yıldızlar bu dengesiz doğalarından dolayı, sadece hidrojen yaktıkları anakol evrelerini küçük kütleli yıldızlar gibi sağlıklı geçiremezler. Bu zonklamalar (şişip büzüşmeler) sırasında yıldızın dış katmanları uzay boşluğuna saçılır. Ayrıca üretilen muazzam enerji, yıldızın içinde çekirdeğin dışındaki bölgelerde de ani nükleer reaksiyonlar gerçekleşmesine neden olur. Bu reaksiyonlar aniden ve patlama şeklinde gerçekleştikleri için, yıldızı oluşturan madde sürekli olarak dışarı atılma talihsizliği ile baş başadır. Dev yıldızın anakol evresi boyunca bu şekilde dışarı saçılan madde, yıldızın kütlesinin sürekli azalmasına neden olur. Öyle ki, çok büyük yıldızlar anakol evreleri süresince 15-20 Güneş kütlesine eşdeğer gazı kaybedebilir. Anlayacağınız üzere dev yıldızlar aslında sürekli biçimde zayıflamaktadır. Bu şekilde çok büyük kütle kaybı yaşayan dev yıldızlara 150 Güneş kütlesindeki bir dev olan Eta Carinae örnek gösterilebilir.

Bu şekilde sürekli zayıflayan yıldız, eğer kırmızı dev aşamasına en az 7-8 Güneş kütlesi ile girmeyi başarırsa, sonu bir beyaz cüce olmaz. Bu yıldızın kaçınılmaz kaderi bir nötron yıldızına dönüşmektir.

Kırmızı dev evresine girmiş yıldızın çekirdeğinde hidrojen, helyuma dönüşerek tükenmiştir ve ışınım basıncı sona erdiğinden yıldız kütleçekimine yenik düşerek kendi kütlesi altında ezilmeye başlar. Bu ezilme çekirdeğin aşırı basınca ve ısıya maruz kalmasına neden olur. Aşırı basınç ve 100 milyon santigrat dereceyi geçen çekirdek sıcaklığı helyum reaksiyonunu başlatmak için yeterlidir.

Helyum reaksiyonu hidrostatik dengeyi ışınım basıncı lehine bozarak yıldızın genişlemesini sağlar. Artık kırmızı dev evresine girmiş olan yıldız şişer ve çapı büyük oranda artar. Ancak, yıldızın kütesi çok büyük olduğu için çekirdekteki basınç ve sıcaklık helyum reaksiyonunu yavaşlatacak kadar azalamaz. Helyum reaksiyonu hızla devam ederken çekirdek daha da ısınmasını sürdürür.

Betelgeuse45454545878
Kırmızı dev aşamasına gelmiş bir yıldızın parlaklığı çok artış gösterse de, şiştiği ve yüzey alanı çok genişlediği için yüzey ısısı 3-4 bin santigrat dereceye düşer. Bu nedenle rengi eskiden yüzey ısısının onbinlerce derece olduğu zamanlardaki gibi mavi-beyaz değil, kırmızımsı bir sarıdır.

 

Sonunda sıcaklık öyle bir aşamaya gelir ki, çekirdeğin dış çevresinde bulunan ve hiçbir zaman reaksiyona girmemiş olan hidrojen atomları birleşmeye başlarlar. Bu aşamada yıldızda iki türlü nükleer reaksiyon gerçekleşmektedir: Çekirdek birikmiş olan helyum, ve çekirdeğin dışını sarmalayan hidrojen. Çekirdekte hızla devam eden reaksiyon, helyumu hızla karbon atomlarına dönüştürmektedir. Bu arada çekirdeğin çevresindeki reaksiyon da hidrojeni hızla helyuma dönüştürür. Helyum hidrojenden daha ağır olduğu için üretilen helyum çekirdeğin çevresinde birikir ve çekirdekte devam eden helyum reaksiyonuna katılır. Aynı biçimde helyumun birleşmesi ile oluşan karbon da çekirdeğin merkezine çökerek birikmeye başlar. Yıldızın merkez bölgesi artık dıştan içe doğru hidrojen, helyum ve karbon’dan oluşan katmanlı bir yapıya bürünmüştür.

Bir süre sonra çekirdeğin ısısı ve basıncı merkezde biriken karbonu “ateşleyecek” seviyeye ulaşır. Karbonun reaksiyonu, helyum reaksiyonundan çok daha büyük bir enerji yayar. Bu yayılan enerji hem çekirdeğin ısısını, hem de dış kısımdaki helyum ve hidrojen reaksiyonlarının miktarını artırır. Karbon’un birleşmesiyle oluşan reaksiyon, Oksijen atomlarının üretilmesiyle sonuçlanır.

Oksijen, karbondan daha ağır olduğu için merkez bölgede birikmeye başlar. Yıldızımızın çekirdeği artık merkezde oksijen, onun üstünde sırasıyla karbon, helyum ve hidrojenin biriktiği bir yapıya bürünmüştür. Reaksiyonlar artık kontrolden çıkmış, yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 1 milyar santigrat derece sınırına aşmıştır. Kaçınılmaz olan gerçekleşir ve oksijen atomları da kendi aralarında birleşmeye başlarlar. Oksijen reaksiyonu, karbon reaksiyonundan çok daha fazla enerji açığa çıkarır.

Çekirdeğinde katman katman oksijen, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonları süren yıldızımız, artık çılgın bir aşamaya girmiştir. Oksijen birleşerek Neon elementini oluşturur. Neon çekirdekte birikir ve bir süre sonra o da reaksiyona girerek Magnezyum elementine dönüşür. Magnezyum da sürekli artan sıcaklık sonrasında artık kaçınılmaz olarak reaksiyona girer ve ortaya silisyum atomları saçılmaya başlar.

Yıldızımızın çekirdeği artık merkezde silisyum, onun üstünde sırasıyla magnezyum, neon, oksijen, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonlarının sürdüğü bir cehenneme dönüşmüştür. Bir süre sonra merkezdeki silisyum da reaksiyona girmeye başlayarak yıldızın kaçınılmaz kaderini belirleyecek olan demir atomlarına dönüşmeye başlar. Bugün yaptığımız hesaplara göre gökyüzünün ünlü yıldızı Betelgeuse bu dönemi yaşamaktadır.

550px-Evolved_star_fusion_shells
Ömrünün son aşamasına gelmiş olan dev yıldızın çekirdeği, her birinde bağımsız biçimde nükleer füzyonların sürdüğü katmanlı bir yapıya bürünür. Merkezde demir birikirken, onun üstünde sırasıyla silisyum, oksijen, neon, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonları gerçekleşir.

 

Artık yıldızın merkezinde demir birikimi gerçekleşmekte, üst katmanlarda da reaksiyon bütün hızıyla sürmektedir. Milyarlarca santigrat dereceyi bulan çekirdek sıcaklığı, bu reaksiyonların çok hızlı biçimde gerçekleşmesini sağlar. Bir süre sonra helyuma dönüşecek hidrojen tükenir. Ardından karbona dönüşecek olan helyum da tükenir. Peşinden karbon atomları da tükenirler. Sırasıyla oksijen, neon, magnezyum da tümüyle biter. En nihayetinde silisyum atomlarının tamamı da demire dönüşür. (Buradaki bitme tükenme, füzyonun bitmesi tükenmesidir. Bu elementler büyük bir çoğunlukla varlıklarını sürdürmeye devam eder.)

Burada yıldızımızın iç dinamikleriyle geçirdiği evrim sürecine bir ara verip, yukarıda anlattıklarımızın doğal sonuçları olan birkaç örneğe bakalım. Basında sıklıkla dile getirilen “en büyük yıldız”, “güneş’in 1000 katı büyük yıldız” şeklinde tanımlanan VY Canis Majoris, VY Cephei gibi ultra dev boyutlu yıldızlar tam da yukarıda yazdığımız süreçle meydana gelirler. Aslında bunlar, hidrojenleri tükenip helyum ve diğer elementleri yakmaya başlamadan önce 30-40 Güneş kütlesine sahip O-B tipi yıldızlardır. Kırmızı dev evresine girdiklerinde ise ürettikleri muazzam miktarda enerji bu yıldızları akıl almaz boyutlarda şişirir. Örneğin VY Canis Majoris, sadece 1 milyon yıl kadar önce, Güneş’in 20-25 katı çapa sahip mavi beyaz bir O-B tipi anakol yıldızıydı. Oysa şu anki büyüklüğü, Güneş’in yaklaşık 1.500 katı. Böylesi büyük kütleli bir yıldızın ne kadar şişebileceğini sanırım anlamışsınızdır.

Demir oldukça kararlı bir atomdur. Hatta evrendeki en kararlı atom nedir sorusunun cevabıdır. Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ne kadar büyük olursa olsun demir atomları birleşemezler. Demirin birleşerek başka bir elemente dönüşmesi için dışarıdan çok büyük bir enerjinin verilmesi gerekir. Ancak yıldızda gerçekleşen nükleer reaksiyonlar bu enerjiyi sağlamak için yetersizdir. Üstelik, çekirdekteki tüm yakıt tükenmiş, her şey demire dönüşmüş, enerji üretimi artık durmuştur.

Enerji üretimi durduğunda, artık çekirdeğin kütle çekimine yenik düşerek kendi içine çökmesini engelleyen ışınım basıncı da sona erer. Kütle çekim ipleri yeniden eline alır ve yıldızın çekirdeğinin artık neredeyse tümünü oluşturan milyarlarca derece sıcaklıktaki demir sıkışmaya başlar.

Bu noktada üretilen muazzam enerji yıldızın dış katmanlarının büyük oranda şişirmiş, yıldızın çekirdek haricindeki yoğunluğu önemli ölçüde düşmüştür. Artık enerji üretmeyen çekirdek bir beyaz cüceden çok daha sıcak ve neredeyse onun kadar yoğundur. Ancak, bir sorun vardır: Çekirdeğin kütlesi Chandrasekhar limiti denilen kritik bir eşiğin üzerindedir. Chandresekhar limiti, 1.44 Güneş kütlesine denk gelir. Bu kütleye sahip bir cisim kendi üzerine çökmeye başladığında, beyaz cücelerde olduğu gibi sıkışmayı durduracak olan dejenere elektron basıncı etkili olamaz. Bu şu anlama gelir; sıkışma devam edecektir.

Çekirdeğin kütlesi oldukça büyük olduğu için, enerji üretimi durduğunda büzüşme çok hızlı biçimde olur. Öyle ki, bu büzüşme saatte 100 bin km’yi bulan bir hızda gerçekleşebilir. Yani yıldızın çekirdeği saatte 100 bin km hızla kendi içine doğru çöker. Demir atomları birbirine neredeyse değecek kadar yaklaşırlar. Elektron basıncı bu tehlikeli yakınlaşmayı önlemeye çalışsa da başarısız olur. Her bir elektron, atom çekirdeklerindeki protonlar tarafından yakalanırlar. Eksi yüklü elektronları yakalayan artı yüklü protonlar, bu durum sonucunda “yüksüz” nötronlara dönüşür. Çünkü eksi ve artı yükler (lise fiziğinden bildiğiniz gibi) birbirlerini etkisizleştirir.

Bu durumda yıldızımızın çekirdeği demirden oluşuyor deme ihtimalimiz kalmaz. Çünkü tümüyle nötronlardan oluşan bir yapı haline dönüşmüştür. Özetle, yıldız artık dev bir nötron topu, pratik anlamda dev bir atom çekirdeğidir.

supernova-2-stefan-kuhn

Yukarıda elektron basıncının çökmeyi durduramadığını söylemiştik. O halde yıldızın çöküşünü hiçbir şey durduramayacak diye düşünebilirsiniz. Ancak öyle değil; nötronlar birbirlerine çok yaklaştıklarında, birleşip iç içe geçmelerini engelleyen bir kuantum durumu söz konusudur. Nötron basıncı diyebileceğimiz bu durum sayesinde nötronların birleşmesi engellenir ve çökme sona erer. Çökmenin devam edebilmesi için çöken çekirdek kütlesinin daha büyük olması gereklidir.

Çekirdeğin bu ani çöküşü çok güçlü bir kütle çekimsel şok dalgası oluşmasına neden olur. Bu şok dalgası muazzam bir enerji halinde yayılır ve yıldızın dış katmanları olağanüstü büyük bir patlamayla uzay boşluğuna saçılır. Bu patlama üretilen enerji öylesine büyüktür ki, dışa saçılan dış katmanlardaki hidrojen, helyum, oksijen, neon, karbon gibi elementler çok büyük hızlarla çarpışarak birleşir ve üst üste birleşmeler devam eder. Bu sırada oluşabilecek demir atomları dahi başka atomlarla birleşmelerini sürdürürler. Sonuç; bugün hepimizin bildiği demirden ağır elementlerin oluşumudur. İşte bir süpernova patlamasının oluşum dinamikleri bu şekildedir.

Bu süpernova patlaması, yıldızın dış katmanlarını o kadar büyük hızlara ulaştırır ve ısıtır ki, çok büyük hızla ilerleyen bu gaz bulutları zaman içinde ışık yıllarını aşan çapa sahip bir bulut halinde çevreye saçılırlar. Tipik bir süpernova kalıntısının çapı 2-3 ışık yılını aşan boyutlara ulaşabilir. Ancak bulut genişledikçe seyrekleşir ve birkaç yüzbin yıl içinde artık gözle görünmez hale gelir ve nihayetinde galaksi içinde saçılarak gözden kaybolur.

Cassiopeia_A_Spitzer_Crop
En bilinen süpernova kalıntılarından biri olan Cassiopeia-A. Evrene saçılmış bu yıldız kalıntısının merkezinde artık bir nötron yıldızı veya kara delik yer alıyor.

 

Patlamanın boyutuna göre, bu saçılan parçacıklar çevredeki yıldızlar üzerinde de etkili olabilir. Ancak bu etki çoğunlukla “yıpratma” şeklinde değil, de radyasyon olarak kendini gösterir. Süpernova sonucu ortaya saçılan parçacıklar çok büyük enerjilere sahip oldukları için, eğer yaşam barındıran bir gezegenin “üzerine yağar” ise, buradaki hayata ciddi derecede zarar verebilir.

Hele ki, eğer süpernova patlaması yeterince büyük, yani hipernova olarak tabir edilen boyutlarda ise, yayılan gama ışınları böylesi bir gezegende hayatı tümüyle yok edebilir. Ancak gama ışınları yıldızın çekirdeğinden kutupsal halde yayıldığı için, bu ışının bir gezegenin üzerine denk gelme oranı düşer. Eğer bir gama ışın patlamasının kurbanı olan gezegende yaşıyorsanız, kendinizi tavlada sürekli “hep yek” atan şanssız biri gibi düşünebilirsiniz. Onca olasılık içinden size maalesef yek gelmiştir.

Nötron yıldızları her zaman için 1.44 Güneş kütlesinden büyüktürler. Kimi nötron yıldızları 2 Güneş kütlesinden daha büyük de olabilir. Bu büyük kütlelerine rağmen, tümüyle nötronlardan oluşmuş dev bir atom çekirdeğini andıran yıldız çekirdeğimiz, akıl almaz bir yoğunluğa ve sadece birkaç km çapa sahiptir.

10360538_562399753906508_3945272194761476548_n
Eğer bir nötron yıldızını alıp İstanbul boğazı üzerine koyabilseydik, büyüklüğünün sadece bu kadar olduğunu görecektik. Tabi pratikte bunu yapmanın hiçbir yolu yoktur. Bu kadar yakınımızda olan bu gördüğünüz küçücük nötron yıldızı, gezegenimizin tümünü saniyeler içinde parçalayarak kendi bünyesine katacaktır.

 

Dış katmanlari atılmış ve çıplak bir halde kalan ve tümüyle nötrondan oluşan yıldız çekirdeği, hala milyonlarca derece sıcaklığa ve muazzam bir manyetik alana sahip olup, manyetik kutuplarından X ışınları yayar. Büyük bir hızla dönen nötron yıldızlarının X ışını yayım ekseni (kutupları) eğer bize dönük ise, onu periyodik bir radyo kaynağı olarak algılarız. Nötron yıldızlarına “atarca” (pulsar) denmesinin sebebi de, atım (pulse) şeklinde yaydıkları bu periyodik radyo dalgalarıdır.

Nötron yıldızlarının kendi çevrelerindeki dönüş hızı, büyük bir hızla gerçekleşen çökme sırasında momentumlarını korumak zorunda oldukları için akıl almaz süratlere ulaşabilir. Sıradan bir nötron yıldızı için bu süre bir saniyeden, saniyenin binde birine kadar değişebir.

Bir santimetreküplü hacimdeki ağırlığı milyarlarca ton gelebilen bu sıkışık ve yoğun bir yapıya sahip olan yıldızın, kütleçekimi de çok büyük boyutlardadır. Sıradan bir yıldızın yüzeyindeki kaçış hızı, saniyede 100 bin km’nin üzerindedir. Yani, bir nötron yıldızının üzerindeyseniz oradan ayrılabilmek için saniyede 100 bin km hıza ulaşabilen bir aracınız olmalı. Tabi pratikte işler böyle yürümez, çünkü bu muazzam çekim gücü sizi bir sinek gibi ezmeye yeterlidir. Nötron yıldızları yakınındaki bir gezegen veya yıldızı kolayca yutabilir. Tabi bir yıldızı yutması, kütlesini büyük oranda artıracağı için ortaya yeni bir süpernova patlaması ve bir kara delik çıkabilir.

Nötron Yıldızı Pulsar
Nötron yıldızları, ilk oluştukları dönemde milyonlarca derecelik bir sıcaklığa sahip olabilirler. Ancak, her cisim gibi bu ısılarını zamanla kaybederek soğumaya mahkumdurlar. Yüksek dönüş hızları nedeniyle muazzam bir manyetik alana sahiptirler ve bu manyetik alan dönme ekseni boyunca çok güçlü bir radyo ışıması yapar.

 

Yukarıda anlattığımız süreçte, yıldız çekirdeğinin kütlesinin nötron basıncını yenemediği için çökmenin durduğundan sözetmiştik. Ancak, çöken çekirdeğin kütlesi yaklaşık olarak 3 Güneş kütlesi ve üstü ise, çökmeyi ne elektron basıncı, ne de nötron basıncı durduramaz. Çekirdek, sonsuz bir yoğunluk oluşturacak biçimde kendi içinde çöker. Bu çökmenin sonucunda ortaya çıkan şey ise, kütleçekiminden ışığın bile kaçamadığı bir kara deliktir.

Kara deliklerin kaçış hızları saniyede 300 bin km’den çok daha büyüktür. Ancak, bir karadeliğin yüzeyini belirlemememiz mümkün olmadığı için, karadeliğin çapı olarak belirlediğimiz sınır; ışık hızının bile kurtulmak için yeterli olmadığı mesafedir. Schwarzschild Yarıçapı şeklinde de nitelenen bu mesafeye “olay ufku” adı veriyoruz. Bir karadeliğin olay ufku olarak nitelenen uzaklığını aştığınız anda, artık kurtulmanız mümkün değildir. Eğer oraya kadar parçalanmadan varmayı başarmışsanız, bundan sonra olabilecek tek şey karadeliğin muazzam çekim gücüyle sizi parçalayıp yutmasıdır.

Güneş’in 3 katı kütleye sahip olan bir karadeliğin olay ufkunun yarıçapı yaklaşık 8.8 km, Güneş’in 5 katı kütleli bir karadeliğin olay ufku ise 14.5 km kadardır. Eğer kara delik daha büyük ise, örneğin 100 güneş kütlesine sahip ise, olay ufku 300 km’den başlar. Eğer Samanyolu’nun merkezindeki kadar büyük kütleli süper kara deliklerden bahsediyorsanız, olay ufku yüz milyarlarca km yarıçapında olabilir. Bunu belirleyen şey, karadeliğin kütlesidir.

Kara Delik Black Hole
Bir karadeliği göremeyiz, çünkü hiçbir ışınım yaymaz ve hiçbir ışınımı yansıtmaz. Ama eğer yakınında olup bakabilseydik, arkaplanında yıldızlardan gelen ışınımı büyük oranda kırıp deforme eden büyük siyah bir boşluğa bakıyor olacaktık.

 

Bu belirttiğimiz mesafeler, bir karadeliğe teoride yaklaşabileceğiniz en yakın sınırı ifade eder. Tabi bu teoridedir, çünkü buraya kadar yaklaşabilmek için ışık hızında hareket edebilen bir araca sahip olmalısınız. Yoksa, bizim dandik uzay mekiklerimiz bu karadeliğe sadece birkaç milyon km kadar yaklaşsalar bile gerekli kaçış hızına ulaşmaları mümkün olmaz. Aynı durum, nötron yıldızları için de geçerlidir. Şu anki teknolojimizin şartlarını çok zorlasak bile bir nötron yıldızına sadece birkaç yüzbin km yaklaşabiliriz. Tabi bu arada nötron yıldızından yayılan korkunç boyutlardaki radyasyon nedeniyle ölmediğinizi farzediyoruz.

Şunu belirtmek gerekir ki, kara deliklerin bir “yüzeyi” olup olmadığı belirsizdir. O nedenle olay ufku kavramı ile karadeliğin “kaçışın mümkün olmadığı” uzaklığını belirtirken, gerçekte söylediğimiz şey karadeliğin sınırları değildir. Kara delik, bu olay ufkunun merkezinde noktasal bir tekillik de olabilir, birkaçyüz metre çapında çok yoğun bir cisim de. Ancak, tekillik kavramının yaygın kabul gören yorumu; sonsuz yoğunluğa sahip sıfır hacimli bir kütledir. İşte tekillik dediğimiz kavram, bu belirsiz sonsuz yoğunluğu ifade eder ve bildiğimiz fizik kurallarının burada işlemesini beklemeyiz.

Bu muazzam çekim güçlerine karşın, hem nötron yıldızlarının hem de kara deliklerin “yıldız oldukları günden kalan” gezegenleri varsa ve süpernova patlaması sırasında hasar görmemişlerse, yörüngelerinde dolanmaya devam edebilirler. Eğer yeterince uzaktaysanız, bir karadeliğin ve nötron yıldızının sıradan bir yıldızdan farkı yoktur. Uzakta o kütleye sahip bir yıldız varmış gibi, gezegenimiz sorunsuz ve tehlikesizce yörüngesinde yol almayı sürdür. Bu arada illa ki bir karadeliğin üzerine düşen gezegenler için korkunç bir tehlike olduğunu düşünmeyi sürdürecekseniz size şu bilgiyi verelim: Bir gezegen, sıradan bir yıldızın üzerine düşer veya düşecek bir yörüngeye girerse de kaçınılmaz biçimde yok olur.

Nötron yıldızlarının muazzam bir hızla kendi çevrelerinde döndüğünü söylemiştik. Ancak hiçbir cisim sonsuza kadar momentumunu koruyarak böylesi hızlı dönmeye devam edemez. Nötron yıldızları çok yavaş bir biçimde yavaşlayarak dönerler. Kendi çevresinde saniyede 1 kere dönen bir nötron yıldızının dönüş hızı 100 yıl sonra 1.03 saniyede bir dönecektir. Bu şekilde on milyarlarca yıl boyunca yavaşlayan nötron yıldızları, sonunda bu çılgın dönüş hızından kurtulup, Güneş veya Dünya gibi makul hızlardaki bir dönüş periyoduna kavuşabilirler.

Sonuçta dev yıldızımız ister bir nötron yıldızına, ister bir karadeliğe dönüşsün, sonuçta sonsuza kadar varolamayacak. Nötron yıldızımız, milyar yıllar içinde soğuyarak gözle görülmez hale gelecek. Dönüş hızı düştüğü için birkaç yüz milyar yıl sonra artık radyo dalga boyunda da ışınım yayamaz olacak. Kara delikler ise, “hawking ışınımı” denilen bir olgu nedeniyle yüzlerce trilyon yılı bulabilecek zaman dilimleri içinde yavaşça buharlaşarak yok olacaklar.

Evrenin nihai kaderi, genişleme nedeniyle tüm maddenin dağılıp en temel parçacıklarına ayrışması mı olacak bilmiyoruz ama, sonsuz bir karanlığın yüzlerce trilyon yıl sonra evrene egemen olacağı konusunda görüş birliğine sahibiz.

Zafer EMECAN




Yıldızların Ölümü 2: Beyaz Cüce

Yazı dizimizin bir önceki ilk bölümünde, yıldızların ömürleri ile kütleleri arasındaki ilişkiden söz etmiş, ardından düşük kütleli cüce yıldızların kaçınılmaz sonu olan Kara Cüce’leri anlatmıştık.

Bu bölümde ise artık cüce olarak niteleyemeyeceğimiz orta kütleli yıldızların yaşam süreçleri, ölümleri ve nihai sonlarını ele almaya çalışacağız.

Güneş ve Yakın Kütleye Sahip Yıldızlar:

Güneş’e yakın kütleye sahip yıldızlar kırmızı ve turuncu cücelere göre kısa ömürlü olsalar da, yine de hatırı sayılır bir uzunlukta ömre sahipler. Güneş’in %90’ı kütlesindeki bir G sınıfı yıldız 13-14 milyar yıl kadar yaşarken, Güneş’ten %20 daha büyük kütleli bir yıldızın ömrü 5-6 milyar yıl kadardır.

Güneş’i görkemli, ama sessiz bir son bekliyor…

 

Güneş’in %70’i kadar kütleye sahip K sınıfı yıldızlar ve G sınıfı Güneş benzeri yıldızlar, yakıtları olan hidrojeni tükettiklerinde parlamaya devam edebilmeleri için ikinci bir şans kazanırlar. Bu şans, hidrojenin yakımı sırasında ortaya çıkan Helyum’u kullanarak enerji üretebilmeleridir. Çünkü büyük kütleleri, cüce yıldızların yapamadığı şey olan Helyum’u nükleer reaksiyona sokabilecek kadar kütleçekimden kaynaklı basınç üretebilir.

Ancak burada bir istisna vardır. Bir önceki yazımızda belirtmiş olduğumuz cüce yıldızlardan, Güneş’in %30 ve üstü kütleye sahip olanları, eğer “metal” bakımından zenginlerse, çekirdeklerindeki helyumu yakabilecek basıncı sağlayabilirler. Astronomi jargonunda metal, hidrojen ve helyum haricinde kalan tüm elementlere yapılan ortak bir tanımlamadır. Eğer bir yıldız metal olarak zenginse, çekirdek bölgesi “daha ağır” olur. Çünkü, hidrojen ve helyum oldukça hafif elementlerdir, geri kalan tüm elementler bunlara oranla oldukça ağır sayılır. Dolayısıyla bir yıldızın çekirdeğinde karbon, azot, berilyum, demir gibi elementler ne kadar fazla ise, o bölge o kadar ağır olur ve sıkışma oranı yükselir.

Güneş’ten birkaç kat büyük kütleye sahip parlak yıldızlar da benzer bir kaderi paylaşırlar. Kimi zaman, Güneş’ten 8 kat büyük A, F ve B sınıfı bir yıldız bile aşağıda anlatacağımız biçimde bir ömür sürer ve sonu Güneş ile aynı olur. Yıldız evriminde her zaman istisnalar vardır. Kendi iç dinamikleri bir kırmızı cüce yıldızı burada anlatacağımız evrim sürecine sokabileceği gibi, süpernova olması beklenen yıldızların hayatını beyaz cüce olarak sonlandıracağı bir döngüye sokabilir. Makalemizin devamını okuduğunuzda bunun nedenini anlayacaksınız.

Bu detayı verdikten sonra anlatmayı sürdürelim:

282230_138570502956104_1234244638_n

Hidrojen tükendiğinde, artık kütleçekimine karşı koyan ışınım basıncı azalır ve yıldızın hidrostatik dengesi bozulur. Bozulan bu denge nedeniyle kütleçekim gücü baskın hale gelir ve yıldızı oluşturan madde kendi ağırlığı altında içe çökmeye başlar. Yıldız çöktükçe, sıkışan çekirdek bölgesindeki basınç ve ısı artar. Basınç ve sıkışmanın yarattığı ısı çekirdekte 100 milyon santigrat dereceyi bulduğunda, çekirdekte birikmiş olan Helyum atomları, üçlü alfa süreci dediğimiz bir reaksiyonla birleşerek karbon atomları meydana getirmeye başlar. Aynı anda, çekirdek çevresinde kalmış ama reaksiyonu durmuş olan tüm hidrojen de tepkimeye girer. Ortaya çıkan bu ani ve muazzam enerji yıldızın çökmesini engellediği gibi, daha başka bir şeye de sebep olur: Yıldız genişlemeye başlar. Bu genişleyen yıldızlara kırmızı dev diyoruz.

Yıldızı genişlemeye zorlayan bu büyük ışınım basıncı “küçük” bir soruna neden olur. Bu sorun, yıldız genişlediğinde çekirdekteki basıncın düşmesi ve doğal olarak helyum reaksiyonunun durmasıdır. Evet, genişleyen yıldızın çekirdeğinde enerji üretimi durur. Bunun üzerine yıldız tekrar içe çökmeye başlar ve yukarıda anlattığımız sürecin aynısı bir daha gerçekleşerek yeniden enerji üretilir. Bu bir kısır döngü içinde sürekli devam eder. Bu durumu dışarıdan izlediğimizde yıldızın “zonkladığını” görürüz.

Bu aşamada yıldızın parlaklığı şişip büzüşmesiyle birlikte periyodik olarak artış-azalış gösterir. Bu şekilde zonklayan yıldıza “cepheid değişkeni” adı veriliyor. Şunu da söyleyelim; cepheid değişkeni yıldızlar sadece bu anlattığımız süreç sonucu oluşmazlar. Ömrünün sağlıklı dönemlerini geçiren anakol evresindeki dev yıldızlar da cepheid değişkeni özelliği gösterebilirler.

sun-vs-red-giant

Yıldız bu şekilde bir genişleyip bir daraladursun, çekirdekte Helyum reaksiyonuyla üretilen muazzam enerji yıldızın dış katmanlarını şişirerek çapını artırmayı sürdürür. Öyle ki, yıldız eski halinden 100 kat daha büyük bir çapa erişebilir. Örneğin şu anda 1.4 milyon km çapa sahip olan Güneş, genişlemeye başladığında 150 milyon km çapa kadar büyüyebilecek.

Yıldızın zonklaması sırasında oluşan kütleçekim kuvvetleri ve ışınım basıncı parçalanma sürecinin de başlangıcıdır aslında. Güçlü yıldız rüzgarları ve şişip daralma sırasında oluşan ani çekim kuvveti değişiklikleri yıldızın dış kısımlarının yavaş yavaş kopmaya başlamasına neden olur. Bu yıldız için iyi birşey değildir, çünkü kütlesinin yarıya yakınını kaybetme riskiyle karşı karşıyadır. Malesef bu risk gerçektir ve yıldızın çekirdek basıncını yüksek tutan kütlesinin bir kısmı uzaklaşmıştır. Zaten bu arada zonklama evresinin de sonu yaklaşmaktadır.

Bir an yıldızın çekirdeğinde üretilen enerji o boyuta gelir, sıcaklık o kadar artar ki, yeterli basınç olmasa da çekirdeği saran ve o ana kadar reaksiyona girmemiş olan helyum kabuk aniden nükleer reaksiyona girer. Helium Flash (Helyum parlaması) dediğimiz bu aşamada korkunç boyutlarda bir enerji açığa çıkar. Çekirdeğin dış çevresindeki bu ani nükleer reaksiyon yıldızın sonunu getirecek kadar büyüktür. Yıldızın dış katmanları, merkezden kaynaklı ışınım basıncının büyüklüğü nedeniyle kütleçekim etkisinden kurtulacak hıza ulaşır ve yıldız çok hızlı ve aşırı boyutlarda genişler.

7giantsunno2
Yıldızımız Güneş’in kırmızı dev aşamasına geçmesi, gezegenimizin ve üzerinde bıraktığımız her izin sonu olacak…

 

İçeride üretilen bu muazzam enerji, yıldızın parlaklığını olağanüstü seviyede artırır. Ancak, genişleyip yüzey alanı çok büyüdüğü için, merkezdeki sıcaklık 300 milyon santigrat derecenin üzerinde olsa da yüzey ısısı sadece 3-4 bin santigrat derece civarındadır. Buna rağmen, yaydığı enerji eski sağlıklı günlerinde yaydığı enerjiden yüzlerce kat fazla hale gelir. Güneş kütlesinde bir yıldız, bu kırmızı dev aşamasında şu ankinden yaklaşık 500 kat daha fazla enerji yayacaktır.

Bu büyük ışıma gücü ve genişleme, yıldızın yörüngesinde yakınlarında bulunan gezegenler için ölümden başka bir anlam ifade etmez. Güneş örneğinden “en kötü senaryo ile” devam edersek;

Şu ankinden 100 kat fazla genişleyen ve 500 kat fazla enerji yayan yıldızımız; sırasıyla Merkür, Venüs ve Dünya’yı önce kavurup daha sonra bünyesine katarak yok edecek. Asteroid kuşağındaki tüm asteroidler kavrulacak, küçük boyutlu olanlar buharlaşacaklar. Mars gezegeni şu an olduğundan yüzlerce kat fazla ışınıma maruz kalacağı için yüzeyi binlerce derecelik sıcaklıkla kavrulacak, bir lav topuna dönüşecek.

mars0100121
Her gün doğumu Mars için bir felakete dönüşecek.

 

Görkemli Jüpiter gezegenine yaz gelecek. Ancak bu yaz, Jüpiter sistemi için pek hayırlı olmayacak. Europa gibi buzlu uyduları eriyerek birer su dünyasına dönüşecek. Ancak bu su birkaç bin yıl içinde buharlaşarak yok olacak. Jüpiter’in manyetik alanı kendisini korumaya yetmeyecek; Güneş’in aşırı güçlü yıldız rüzgarları bu dev gezegenin atmosferini süpürmeye başlayacak. Bu süreçte Jüpiter kütlesinin bir kısmını kaybederek biraz “zayıflayacak”. Güneş’ten 1.5 milyar km uzaklıktaki Satürn sistemi ise daha şanslı olacak, Satürn’ün yörüngesi, şu an Dünya ve Mars’ın yer aldığı; Güneş’in “habitable zone” dediğimiz suyun gezegenler yüzeyinde sıvı halde kalabildiği yeni yaşam kuşağı haline gelecek. Ancak, şu an kalın bir atmosfere sahip olan Titan’da buzlar çözülmeye başlayıp ısındıkça atmosfer de uzaya kaçarak kaybolacak, Titan çıplak bir kaya parçasına dönüşecek.

Neptün ve Uranüs için ise pek birşey değişmeyecek. Çok uzakta oldukları için şu anda nasıl donuyorlarsa o zaman da donmaya devam edecekler. Sadece, biraz daha ısınacaklar ama bu ısı tüm buzları çözmeye yetmeyecek. Triton’un yüzeyindeki azot buzları tümüyle buharlaşacak. Ancak sıcaklık su buzunu eritebilecek kadar yükselmeyecek. Güneş sistemimizi şimdi bir kenara bırakıp konumuza yeniden dönelim:

Yıldız bu kadar aşırı genişlediğinde, kütleçekim kuvveti de yıldızı bir arada tutmak için yeterli olan gücünü yavaş yavaş yitirmeye başlar. Bu da yıldızın geri dönüşü olmayacak biçimde dağılmaya başlaması anlamına gelir. Yıldızın dış katmanları bağımsız biçimde yavaşça uzaklaşmayı sürdürür. Çekirdekte Helyum reaksiyonuyla üretilen aşırı büyük enerji de bu dağılma sürecini kaçınılmaz hale getirir: Güçlü yıldız rüzgarları yıldızın dış zarfını öteleyerek dağılmayı hızlandırır. Artık bu noktada kırmızı dev aşamasındaki yıldız bir gezegenimsi nebulaya dönüşmeye başlamıştır.

M027DumbbellNebula
Tipik bir gezegenimsi bulutsu (Planetary Nebula) olan 1300 ışık yılı uzağımızdaki M27 (Dumbbell) Nebulası. Merkezindeki beyaz cücenin aydınlattığı bu nebula, 1 ışık yılından daha büyük bir alana yayılmıştır.

 

Güneş ve daha küçük K sınıfı turuncu yıldızlarda enerji üretimi çekirdekteki Helyum’un da tümüyle karbona dönüşüp tükenmesi ile sonlanır. Ancak, daha büyük kütleli F, A ve B tayf sınıfı anakol yıldızları; Helyum reaksiyonu tükenince, birikmiş olan bu Karbonu reaksiyona sokabilecek kadar büyük kütleye sahiptirler. Karbon’un birleşerek Neon ve Oksijen’e dönüşmesi Helyum reaksiyonundan çok daha fazla enerji üretilmesine neden olur.

Güneş’in 5 katı kütleye sahip olan bir B sınıfı dev yıldız, Karbon ve Oksijeni yakarken, oluşan ışınım basıncı yıldızın 2-3 Güneş kütlesine sahip olan dış zarfını, hatta daha önce reaksiyona giren helyum kabuğunun dahi uzay boşluğuna saçmasına neden olur. Bu nedenle F, A ve B sınıfı yıldızlar zaten kısa olan ömürleri sonucu girdikleri kırmızı dev evresini de çok hızlı geçirler. Kırmızı dev evresine çok büyük bir kütleyle girmiş olan B sınıfı dev yıldızımız, bu sürecin sonuna doğru sadece 1-2 Güneş kütlesine sahip bir yıldız haline gelir. Bu da, sonunun Güneş benzeri küçük kütleli yıldızlarla benzer olmasına sebep olur.

İster Helyum, ister Karbon, ister Oksijen füzyonu gerçekleştirsin, önünde sonunda yıldızın kullanabileceği bir yakıt kalmaz. Zaten yakıt bitene kadar yıldız tüm dış zarfını uzay boşluğuna saçıp bir gezegenimsi nebulaya dönüşmüştür bile. Nebulanın ortasında kalan yıldızın çekirdek kısmında enerji üretimi sona ermek üzeredir. Son birkaç atom da reaksiyonunu tamamlayınca enerji üretimi tümüyle durur.

247787_140510746095413_1101224389_n

Çekirdek, Helyum ve Karbon reaksiyonları sonucu yüz milyonlarca santigrat derecelik bir sıcaklığa erişmiştir. Ancak, artık enerji üretilmediği için kendi kütleçekimi altında ezilmekten başka şansı yoktur. Neredeyse tümüyle Karbon’dan oluşan çok sıcak çekirdek yavaşça ama güçlü biçimde ezilmeye başlar.

Yıldız yukarıda anlattığımız süreçte kütlesinin büyük bölümünü kaybetmiş olduğu için, geride kalan çekirdeğin kütlesi oldukça küçüktür. Örneğin Güneş, kırmızı dev aşaması sonrasında bu duruma geldiğinde şu anki kütlesinin yüzde 30 veya 40’ını kaybedebilir. Güneş’ten daha küçük bir turuncu cüce yıldızda; kalan çekirdeğin kütlesi %30 güneş kütlesinde olabileceği gibi, Güneş’ten 5-6 kat büyük kütleli bir yıldızdan geriye neredeyse Güneş’in şu anki kütlesi büyüklüğüne sahip bir çekirdek kalabilir.

Enerji üretemediği için sıkışmaya devam eden ve çıplak bir şekilde açıkta kalan çekirdekte bu ezilme sonsuza kadar devam etmez. Plazma halindeki bu çekirdekte serbestçe dolaşan elektronlar kütleçekimin tersi yönde “dejenere elektron basıncı” denilen bir güç oluştururlar. Çekirdeğin kütlesi bu basıncı yenecek kadar büyük olmadığından, elektron basıncı çökmeyi durdurur. Çökmenin devam etmesi ve bir sonraki aşamaya geçmesi için çekirdeğin kütlesinin biraz daha fazla olması gerekir. Ancak bu konuyu bir sonraki yazımızda ele alacağız. Biz şu anki konumuza devam edelim:

Tipik bir beyaz cüce, yaklaşık olarak Dünya büyüklüğünde bir çapa sahiptir. Bununla beraber, çok yoğun olduğu için kütlesi gezegenimizin 300 bin katı kadar olabilir.

 

Çökmenin durduğu anda yıldızımızın geride kalan çekirdeği o kadar sıkışmıştır ki, çapı sadece Dünya kadar ve bir pinpon topu büyüklüğündeki parçası 1 ton ağırlıkta olabilir. Çok sıkışmış olan bu sıcak karbon topunun yüzeyeyi bir elmastan daha sert ve katıdır. Yüzeyin üstünde, yine karbondan oluşan ama az miktarda helyum, oksijen, neon, demir, nikel, azot gibi gazlardan oluşan birkaç kilometre metre kalınlığında çok yoğun, muazzam basınca sahip bir atmosferle kaplıdır.

Yıldızımız yaklaşık Dünya büyüklüğünde bir alana sıkışıp kalmıştır. Merkezindeki sıcaklık milyonlarca dereceyi bulan çekirdeğin yüzey sıcaklığı, kırmızı dev aşamasında geçirdiği süreçte yaşadıklarına göre onbinlerce veya yüzbinlerce santigrat derece olabilir. Göz alıcı, çok güçlü beyaz bir parlaklığa sahiptir. Ancak, bu kadar sıcak olmasına rağmen yavaş yavaş soğumaktan başka şansı yoktur. Fakat bu soğuma çok yavaş gerçekleşir ve milyarlarca yıl sürer.

Artık bu yıldızın adı bir “beyaz cüce”dir.

Yukarıda bir çırpıda anlattığımız süreç, Güneş benzeri bir yıldız için gerçekte yüz milyonlarca, daha büyük kütleli yıldızlar için ise birkaç milyon yıl sürer. Hatta güneş benzeri bir yıldızın kırmızı dev evresinde geçireceği ömür 1 milyar yılı bulabilir. Tüm bu süreci, aslında çok yavaş gerçekleştiğini bilerek değerlendirmeniz yerinde olur. Öyle helyum yanmaya başladı, Güneş aniden şişti, Dünya’yı kavurdu diye bir olay yok; yüz milyonlarca, milyarlarca yıl süren bir dönüşüm söz konusu.

Beyaz Cüce
Bizden 700 ışık yılı uzaktaki Helix Nebulası, gezegenimsi bulutsuların en güzel örneklerinden biridir. Bu bulutsu, birkaç on bin yıl önce dış katmanlarını çevresine saçararak yok olmuş bir yıldızın kalıntısıdır. Yıldızdan geriye kalan yaklaşık 100 bin santigrat derece sıcaklığa sahip beyaz cüce, bulutsunun ortasında net bir biçimde seçilebiliyor ve 2.5 ışık yılını aşan genişliğe sahip bulutsuyu aydınlatmayı sürdürüyor.

 

Beyaz cüceler enerji üretmiyor olmasına rağmen bir yıldız gibi parlamaya çok uzun süre devam ederler. Kırmızı dev aşamasının sonunda trilyonlarca km uzaklara saçıp bir gezegenimsi bulutsuya dönüştürdüğü dış katmanlarını aydınlatarak muhteşem renklerde parlamasına sebep olan da, bulutsunun merkezindeki beyaz cücenin yaydığı güçlü ışınımdır. Bu ışınım, beyaz cüceyi trilyonlarca km boyunca saran bulutsuyu aydınlattığı gibi, ışınım basıncıyla yavaş yavaş dağıtmaya da devam eder. Bu nedenle hiçbir gezegenimsi bulutsu uzun süre beyaz cücenin çevresinde kalamaz.

Birkaç milyon yıl içinde “kendisinden son kalan” bulutsuyu da dağıtan beyaz cüce artık uzay boşluğunda yalnız, bir başına ölümü beklemeye başlar. Bu ölüm o kadar yavaş gerçekleşir ki, evrenin şu anki yaşı olan 13.8 milyar yıl, en eski beyaz cücenin bile gözden kaybolmasına yetecek kadar uzun değildir. Beyaz cüceler çok yoğundur, boyutları Dünya kadar olmasına rağmen, kütleleri gezegenimizin birkaç yüz bin katıdır. Böylesine büyük bir kültenin uzay boşluğunda ışıma yoluyla soğuması akıl almaz uzunlukta süreler gerektirir. Bilinen en eski beyaz cüceler bile şu anda birkaç bin derecelik sıcaklığa sahipler ve parlamaya devam ediyorlar.

white_dwarf_2_0_by_I3a12C1
Beyaz cüce yıldızlar, her ne kadar enerji üretme konusunda artık ölü olsalar da, yaşama ev sahipliği yapabilecek gezegenler için sığınak konumunda olabilir.

 

Beyaz cüceler bu çok uzun ömürleri sayesinde; artık enerji üretmiyor olmalarına rağmen yaşam için elverişli olabilecek yerlerden biri haline dönüşebilir. Eğer yıldız beyaz cüceye dönüşmeden evvel kırmızı dev aşamasındayken hayatta kalabilen gezegenler varsa, yıldızın kütlesinin büyük kısmını kaybettiği bu dönemde daha yakın bir yörüngeye inmiş olabilirler. Bu yaklaşmış olan gezegenlerden biri beyaz cüceye, sıcaklığına bağlı olarak 500 bin – 1 milyon km gibi oldukça yakın bir yörüngeye girmiş ise, beyaz cüceden alacağı ısı, bizim şu an Güneş’ten aldığımızla hemen hemen eşit olabilir.

Gezegen bu durumdayken kütleçekim kilidine kapılacak olmasına rağmen, yüzeyinde suyun sıvı halde kalabileceği kadar ışınıma maruz kalacaktır. Beyaz cüceler artık enerji üretmediği için, yakınlık nedeniyle yıldızdan zararlı radyasyon alamayacağından, bu güvenli gezegende hayatın yeşermesi mümkün olabilir. Zaten gezegen kırmızı dev evresinde kavrulmuş olsa bile, yıldızın bir beyaz cüceye dönüşmesi, kütlesinin azalması nedeniyle yıldız çevresindeki (bizdeki Kuiper ve Oort kuşakları gibi) meteor kuşakları büyük bir dengesizlik içine girecektir. Bu da, beyaz cüce’ye ve dolayısıyla hayatta kalmış gezegenlere doğru bir meteor fırtınası yaşanmasına neden olur. Bu fırtına, gezegenlerin kaybetmiş olduğu suyu ve organik molekülleri yeniden kazanması için bir şans olabilir. Özetle, beyaz cücenin çevresinde herşeyin yeniden başlayabileceği bir ortam vardır. Olası gezegenlerin de bu yeni hayatın şekillenebilmesi için bol bol zamanı olacaktır.

Beyaz Cüce - Elmas
Beyaz cüceyi oluşturan karbon, soğudukça kristal bir yapıya bürünür. Bu kristal, bildiğiniz elmastan başka birşey değildir.

 

Belirttiğimiz gibi, beyaz cüce çok yavaş da olsa soğumasını sürdürecek. Başlangıç sıcaklığına bağlı olarak 15 ila 40 milyar yıl içinde, artık gözle görülebilir ışık yaymayacak kadar soğuyacak. Yüzeyi ışık saçamayacak kadar soğuyan beyaz cücenin iç kısmı da yine onlarca milyar yıl içinde tümüyle soğuyacak. İşte bu olduğunda, olağanüstü bir olay gerçekleşecek; soğuyan ve beyaz cücenin hemen hemen tümünü oluşturan karbon kristalleşmeye başlayacak. Evet, beyaz cücemiz Dünya büyüklüğünde ama ondan yüzbinlerce kat ağır dev bir elmasa, bir kara cüceye dönüşecek. Ve bu dev elmas küre, evrenin ıssızlığında yüzlerce trilyon yıl boyunca yalnız ve sessiz biçimde süzülecek.

Peki bir beyaz cücenin, bir önceki yazımızda anlattığımız kara cüceler gibi tekrar hayata dönebilme şansı var mı? Bu biraz zor görünüyor: Beyaz cüceler her ne kadar küçük sayılsalar da, oldukça büyük kütlelere sahiptirler. Örneğin Güneş benzeri iki yıldızdan geriye kalan beyaz cücelerin toplam kütlesi Güneş’in şu anki kütlesinin 1.5 katından fazla olabilir. Bu büyüklükte iki kütlenin çarpışıp birleşmesi onları tekrar hayata döndürmekten çok, büyük bir süpernova patlamasına neden olur. Çünkü bu denli büyük bir kütlenin birleşmesi Chandrasekhar Limiti dediğimiz kütle sınırının üzerindedir. Bu sınırın üzerinde böylesi yoğun bir kütle dejenere elektron basıncı ile dengelenemez. Kaçınılmaz son, bir süpernova patlamasıdır.

fig1
İki beyaz cücenin birleşerek yeniden bir yıldız oluşturma ihtimali, çoğunlukla hüsranla sonuçlanacak olan bir hayaldir.

 

Bunun tek istisnası, oldukça küçük kütleye sahip iki beyaz cücenin birleşmesi olur ki, bu durumda da çok yoğun olan ve katı özellik gösteren bu “yıldız çekirdekleri” birleşseler bile, kendilerini oluşturan karbonu yakabilecek kütleye ulaşamazlar.

Bir beyaz cücenin tekrar “kısa süre de olsa” hayata dönebilmesinin tek yolu, bolca hidrojen ve helyum içeren bir kara cüceyle, yahut irice bir gaz devi gezegenle çarpışmasıdır. Ancak böylesi yoğun bir kütle, üzerine eklenen bu kütledeki hidrojen ve helyumu çok kısa bir sürede, birkaç büyük patlama şeklinde yakarak yok eder. Özetle, beyaz cüceler için yeniden hayata dönmek koca bir hayalden ibarettir.

Zafer Emecan

12 Şubat 2015 tarihli bu yazımız, elden geçirilip güncellenmiştir.




Yıldızların Ölümü 1: Kara Cüce

Kara Cüce’lerden bahsetmeden önce birkaç şeyi bilmemiz gerekli: Fransız bilim insanı Lavoisier’in, karısıyla beraber giyotine gönderilmeden önce keşfettiği ünlü enerjinin korunumu yasası; “hiçbirşey yoktan var, vardan yok edilemez” der.

Ak bıyıklı dehamız Einstein ise bunu geliştirir; “enerji ve madde aynı şeydir, birbirlerinin farklı görünümlerinden ibarettir” diye ekleme yapar. Buradan şu çıkar; bir cisim tüm kütlesi enerjiye dönüşse bile sonsuza kadar enerji üretemez. Önünde sonunda enerji üretmesini sağlayan mekanizma duracaktır.

Hayatta herhangi bir gayesi olmayan meteorlar ve gezegenler pratikte sınırsız bir ömre sahiptirler. Nasıl varolmuşlarsa, öyle yaşar giderler. Ancak yıldızlar için bu geçerli değildir. Bir yıldızı yıldız yapan şey, onun enerji üretip ışımasıdır. Enerji üretemez hale geldiğinde söner, kendini var eden dinamikler altında ezilir, başkalaşım geçirir ve yok olur. Bir yıldız enerji üretmeyi kestiğinde artık ondan geride kalan şeye yıldız diyemeyiz. Peki ne deriz?

Yıldızı “yıldız” yapan, ürettiği enerjidir. Ama her şeyin olduğu gibi, bu enerji üretiminin de bir sonu vardır.

 

Bir yıldızın yaşam süresi ve ölümü, hayata hangi kütlede başladığıyla sıkı sıkıya bağıntı içindedir. Kabaca şöyle diyebiliriz; “yıldızın kütlesi ne kadar küçük ise o kadar uzun ömürlüdür. Ne kadar büyük kütleye sahipse, o kadar çabuk ölür.”

Yıldızın parlamaya başladığı kütle; sağlıklı bir biçimde enerji üreterek dengede kalacağı anakol evresi denilen evrenin uzunluğunu belirler. Güneş kütlesinde bir yıldızsanız, çekirdeğinizdeki hidrojeni tüketmek için yaklaşık 10 milyar yıllık bir süreniz var demektir. Eğer Güneş’in 1.5 katı kütleniz varsa, yakıtınız daha bol olmasına rağmen 2 milyar yıl içinde tüm hidrojeninizi tüketirsiniz.

Bunun nedeni, kütleniz büyükdükçe çekirdeğinizdeki basıncın artmasıdır. Basınç ne kadar yüksek ise, o kadar fazla hidrojen atomu nükleer reaksiyona girer. Ayrıca çekirdeğinizin çapı da büyüktür. Bu da zaten daha hızlı yaktığınız hidrojeni çok daha bol kullanacağınız anlamına gelir. Sonuç? Çok daha fazla enerji üretir, çok daha kısa yaşarsınız.

Sirius_A_and_B_artwork
Yakınımızdaki Sirius yıldızı Güneş’in sadece 2 katı kütleye sahip olmasına rağmen 25 kat daha fazla enerji yayar. Ancak toplam ömrü Güneş’in onda birinden kısa, yalnızca 500-600 milyon yıl kadar olacaktır.

 

Güneş’in 1,5 katı kütleye sahip bir yıldızın ürettiği enerji Güneş’in 1,5 katı değil, yaklaşık 7 katıdır. Kütleniz Güneş’in 4 katı ise, 180 kat fazla enerji üretirsiniz. 10 katı ise, 20 bin kat fazla ışıma gücünüz var demektir.

Benzer biçimde, eğer kütleniz Güneş’in %80’i kadarsa Güneş’in sadece %35’i kadar enerji üretebilirsiniz. Güneş’in yarısı kadar iseniz ürettiğiniz enerji Güneş’in %5’idir. Çeyrek Güneş kütlesine sahip bir yıldız iseniz, Güneş’in yaydığı enerjinin sadece %1’ini yayabilirsiniz.

Bu konu hakkında daha fazla bilgi almak için kardeş platformumuz rasyonalist.org sitesine gidip, “yıldız astrofiziği” yazılarına bakabilirsiniz. Biz şimdi belli kütle değerlerine sahip yıldızların yakıtları tükendiğinde neler olur, ona bakalım:

Cüce Yıldızlar:

Bir kırmızı cüce yıldızın ömrü çok uzundur. Güneş’in %60’ı kütleye sahip olanları 70 milyar yıl yaşarken, %40’ı kadar kütleye sahip olanları 160 milyar yıl, %10 ve daha küçük kütlesinde olanları 1 trilyon yıl ömre sahiptir. Bu sürelerin, sadece 10 milyar yıllık toplam ömre sahip Güneş gibi yıldızlara göre muazzam ölçülerde fazla olduğu görülebilir.

5651-nature-lamp-800x600
Kırmızı cüceler astronomi yayınlarında “kırmızı” renk ile gösterilip öyle isimlendiriliyor olsalar da, yaydıkları ışık evlerimizde kullandığımız edison tipi ampullerin ışığı ile hemen hemen aynı renktedir. Burada astronomların kastettiği “kırmızı”, ışığın tayf üzerindeki yerini ifade eder.

 

Cüce yıldızların çekirdeklerindeki nükleer füzyon gerçekleşen bölge küçük ve buradaki basınç daha büyük yıldızlara oranla düşüktür. Bu bölgede nükleer reaksiyon çok yavaş gerçekleşir. Yakıtlarını çok idareli kullanırlar. Bu da yıldızın son derece az enerji üretmesine neden olur. Olabilecek en küçük kırmızı cüce yıldızın yüzey sıcaklığı 2.300 santigrat derece kadar iken, iri bir kırmızı cüce yıldız 3.600 santigrat derecelik yüzey sıcaklığına sahip olabilir. Kıyaslama yapmanız için söyleyelim; Güneş’in yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.500 derecedir.

Evrenin 13,8 milyar yıllık yaşı ve cüce yıldızların uzun ömürleri düşünüldüğünde, henüz hiçbir kırmızı cüce yıldızın ölümüne şahit olamadığımız gerçeği ile yüzleşiyoruz. Ancak, yaptığımız hesaplar gösteriyor ki, bir kırmızı cüce yıldızın yakıtı bittiğinde gerçekleşecek olan şey; yıldızın yavaşça soğuyarak gözden kaybolması.

970939_297464793733340_969347766_n
Güneş’in yaklaşık %15’i kadar kütleye sahip küçük bir kırmızı cüce yıldızın Güneş ve Jüpiter gezegeni ile boyut karşılaştırması. Bu yıldız Jüpiter’den sadece 2 kat büyük çapa sahip olmasına rağmen, kütlesi (kütleyi, aynı şey olmasa da ağırlık olarak hayal edebilirsiniz) yaklaşık 100 kat daha fazladır.

 

Kırmızı cüce yıldızların kütleleri çok düşüktür. Bu düşük kütle nedeniyle yıldız enerji üretmeyi kestiğinde, yani çekirdeğindeki nükleer reaksiyona girebilecek hidrojen tükendiğinde, hidrostatik dengesini kaybeder ve çökmeye başlar. Ancak, kütlesi çok fazla sıkışmak için yeterli kütleçekimini üretebilecek kadar büyük olmadığından, bu sıkışma bir süre sonra durur.

Yıldızın, hidrojen reaksiyonu sonucu yüzmilyarlarca yıl boyunca açığa çıkan ve çekirdeğinde biriken helyumu yakabilmesi için daha fazla sıkışması, çekirdek basıncının ve sıcaklığının 100 milyon santigrat dereceye kadar artması gerekir. Fakat belirttiğimiz gibi cüce yıldızların kütlesi bunu sağlayabilecek kadar yeterli değildir. Dolayısıyla çekirdeğindeki helyumu asla ateşleyemez ve yıldızda enerji üretimi bir daha başlamamak üzere sona erer.

Bu durumun bir istisnası olabilir tabi. Eğer cüce yıldızımız metal bakımından zengin ve yeterince büyük kütleye sahipse, çekirdeğinde birikmiş olan helyum’u ateşleyebilecek sıkışma oranına ve çekirdek sıcaklığına ulaşabilir. Yarı Güneş kütlesine sahip cüce yıldızlar az da olsa bu şansa sahiptir. Ancak çoğu için süreç aşağıda anlatacağımız biçimde işler:

mr_2995_3
Cüce yıldızlar, çekirdeklerindeki helyumu yakabilecek kadar büyük kütleye sahip değildirler. Hidrojen bittiğinde, enerji üretimi de biter.

 

Bundan sonra olabilececek tek şey, sıcaklığı nedeniyle hala parlak olan yıldızın çok yavaş biçimde, milyarlarca yıl boyunca soğuması ve yavaşça gözden kaybolmasıdır. Özetle, kırmızı cüceler öldükten sonra “kara cüce” yahut “siyah cüce” (Black Dwarf) ismi verilen (daha doğrusu milyarlarca yıl sonra verilecek olan) cisimlere dönüşürler.

Bir kara cüce, başlangıçta binlerce derecelik bir gaz topundan ibarettir ve hala büyük çoğunluğunu hidrojen gazı meydana getirir. Bu kızgın hidrojen ve çekirdekteki helyum, enerji üretimi durduğu için kütleçekimini dengeleyecek güçten mahrumdur ve çekirdekten başlayarak kütlesinin büyük kısmı oldukça yoğun biçimde, neredeyse bir beyaz cüce kadar sıkışır. Yüzeyinde sadece birkaç yüz km kalınlığa sahip olan “atmosferi” dışında katı bir özellik kazanır. Güneş’in yarı kütlesi civarındaki kırmızı cücelerin nihai kaderi, yüzeyi birkaç bin derece sıcaklığa sahip “soğuk sahte bir beyaz cüce”ye dönüşmektir.

Ancak, ölen kırmızı cücenin kütlesi yeterince yüksek değilse, yıldızın yüzeyi ve oldukça kalın olan binlerce km derinliğe sahip dış zarfı hala akışkan plazma özelliğini korur. Çoğu kırmızı cücenin kütlesi oldukça düşük olduğu için, bu sıkışma yıldızın dış kısımlarında beyaz cüce gibi katı bir cisim özelliği gösterebileceği seviyeye ulaşamaz.

Kara cüce, 10 milyar yılı aşacak olan soğuma süreci sonunda, çekirdeği hala çok sıcak ve çok yoğun, fakat yüzeyi daha az yoğunlukta soğuk gazlardan oluşan bir yapıya bürünür. Hatta şunu diyebiliriz ki, bir kara cücenin gerçekte “kahverengi cüce” denilen yıldızlardan “geçmişteki görkemli günleri haricinde” tek farkı sadece daha ağır olmasıdır. Bu sırada soğumakta olan yıldız çevresine eskisi kadar olmasa da giderek azalan biçimde enerji yaymayı sürdürür.

Kara Cüce
Kara cücemiz, tümüyle soğuyup kararana kadar bir kahverengi cüce gibi ışıldamaya devam eder.

 

Onlarca milyar yıl geçtikten sonra yüzeyi iyice soğuyan kara cücemiz artık ne bir yıldız, ne bir kahverengi cücedir. O artık bir gaz devi gezegen gibi davranmaya başlar. Hala sıcak olan çekirdeğinden yayılan ısı yüzeyinde “artık atmosfer diyebileceğimiz bölgede” hava olaylarının gerçekleşmesine neden olur. Basit ifadesiyle, yıldızımız artık jüpiter benzeri (tabi çok daha ağır) bir gezegen gibi davranmaya başlar. Kara cüceyi kızılötesi dalga boyunda incelediğimizde hala çok az da olsa enerji yaydığını görebiliriz.

Yüzlerce milyar yıl sonra kara cücenin çekirdeği de artık tümüyle soğumuştur. Atmosferindeki hava hareketleri de çekirdekten gelen enerji kesildiği için son bulur ve termodinamik açıdan tümüyle ölür. Yıldız artık çevresine hiç enerji yaymaz hale gelir. Bu haliyle işe yaramaz soğuk bir hidrojen-helyum kütlesinden başka birşey değildir.

Ancak, kara cücelerin ikinci bir hayat yaşayabilme şansları her zaman vardır. Yıldız kendi kütlesi dahilinde artık enerji üretemeyecek hale gelmişse de, başka bir kara cüce yıldızla -parçalanmayacak biçimde- çarpışabilirse, bu iki kara cüce birleşerek kalan hidrojenlerini yakacak daha büyük kütleye erişip; yeni genç bir yıldız gibi parlamaya başlayabilir.

Merge_Horizontal00500_print

Birleşen kara cücelerin kütlesine bağlı olarak bu yeni yıldız eskiden olduğu gibi bir M sınıfı kırmızı cüce olabileceği gibi, K  sınıfı bir turuncu cüce ve G sınıfı Güneş benzeri bir sarı cüce de olabilir. Böylece kara cücenin eski yıldız günlerinden kalma ve çevresinde hala dolanan, ancak iyice donmuş gezegenlerine bahar tekrar gelir.

Burada belirtelim ki, tekrar bir yıldıza dönüşme şansı sadece kara cüceler ve kısmen beyaz cüceler içindir. Daha büyük yıldızların ölmüş artıkları olan nötron yıldızları ve karadelikler için yeniden hayata dönme şansı yoktur.

Kara cüceye dönüşme kaderi, K tayf sınıfı anakol yıldızları olan turuncu cüce yıldızların bir kısmı için de geçerlidir. Güneş’in %85’i ile %61’i arasında kütleye sahip bu yıldızların en düşük kütleli olanları yakıtları bittikten sonra kırmızı cüceler gibi yavaşça soğuyarak gözden kaybolurlar. Daha büyük kütleli olanları ise başka bir son bekler. Yazı dizimizin bir sonraki bölümünde bunu ele alacağız.

Zafer Emecan

İlk olarak 11 Şubat 2018’de yayınladığımız bu yazımız, gözden geçirilip güncellenmiştir. 




Ocak (Fornax) Gökada Kümesi

Evrende gökadalar (galaksiler) birbirine kütleçekim yoluyla bağlı gruplar ve kümeler halinde yer alırlar. Örneğin Samanyolu, “yerel grup” adını verdiğimiz bir gökada topluluğunun üyesidir. Yerel grup da, Başak Süper Kümesi dediğimiz dev bir gökada topluluğunun üyesidir.

Dünya’dan bakıldığında güney yarım küreden gözlemlenebilen Ocak (Fornax) Gökada Kümesi, tıpkı bizim yerel grubumuz gibi Başak Süper Kümesi içinde yer alan gökada kümelerinden biri ve bize yaklaşık 60 milyon ışık yılı uzakta bulunuyor. Ocak takımyıldızı yönünde yer aldığı için bu şekilde isimlendirilen küme üzerinde yapılan dikkatli sayımlar sonucu, kümeyi irili ufaklı en az 58 galaksinin oluşturduğunu biliyoruz.

Bu gökada kümesi, anladığımız kadarıyla NGC 1399 ve NGC 1316 galaksileri çevresinde yoğunlaşmış olan iki büyük yerel grubun bir araya gelmesi ile oluşmuş durumda. Bu her iki grup da, genel yapı itibarıyla Samanyolu‘nun içinde bulunduğu yerel gruptan daha büyük yapılar. Ancak, Fornax kümesi genel anlamda küçük bir galaksi kümesi olarak değerlendirilebilir.

Fornax (Ocak) Galaksi Kümesi'nde yer alan belli başlı gökadalar (Telif: Michigan Curtis Schmidt Telescope at CTIO: digital color composite/mosaic in B, V and I bands. Image Courtesy: M. Drinkwater)
Fornax (Ocak) Galaksi Kümesi’nde yer alan belli başlı gökadalar (Telif: Michigan Curtis Schmidt Telescope at CTIO: digital color composite/mosaic in B, V and I bands. Image Courtesy: M. Drinkwater)

Çok zengin yıldız oluşum bölgelerine sahip, çok sayıda aktif galaksi barındıran bu küme, amatör astronomlar tarafından da küçük ve orta ölçekli teleskoplar yardımıyla kolaylıkla gözlemlenebiliyor. Özellikle NGC 1399 ve NGC 1316 galaksileri hem gözlem, hem de fotoğraflama açısından kolay ve gözde hedefler arasında yer alıyor.

Eğer Fornax Kümesi içinde yer alan galaksilerden birindeki gezegende yaşayan zeki bir varlık olsaydınız ve amatör astronomiye merak salsaydınız, gece gökyüzünde Samanyolu ve Andromeda galaksileri birbirine çok yakın ancak çok güzel fotoğraflar elde edebileceğiniz galaksiler olarak objektifinize takılabilecekti. Ne de olsa, galaktik ölçeklerde dev bir kasaba sayılabilecek olan, Başak Süper Kümesi’nin sakinleriyiz.

En üstteki fotoğraf, VLT teleskobu tarafından alınmıştır. Fotoğrafın sol ortaya yakın kısmında NGC 1399 dev eliptik gökadasını, sağ alt köşesinde ise NGC 1365 spiral galaksisini görebilirsiniz. 

Zafer Emecan

Kaynaklar:
http://aasnova.org/2016/04/22/a-deep-look-at-the-fornax-cluster/
http://apod.nasa.gov/apod/ap130111.html
http://heritage.stsci.edu/2005/09/supplemental.html




Yıldızsız Bir Gökyüzü: Leo II (Aslan) Cüce Galaksisi

Yerel gökada kümemizin hakimlerinden biri olan gökadamız Samanyolu’nun 20’den fazla küçük uydu galaksisi vardır. Bunlardan bir kısmı oldukça görkemli ve hatırı sayılır büyüklüklere sahipken, Leo II (Aslan II) Cüce Gökadası gibi bazıları ise; üstte fotoğrafını gördüğünüz gibi acınacak haldeki cüce galaksilerdir.

Yerel kümemiz için şu kısa yazımızı, cüce galaksiler için ise bu makalemizi okuyarak daha fazla bilgi almanızı tavsiye ederiz.

Yüzbinlerce yıldız içeren bu cüce galaksi bize çok yakın, sadece 700 bin ışık yılı uzaklıkta yer alıyor ve Samanyolu tarafından yavaş yavaş yutuluyor. Öyle ki, gökada içinde yeni ldız oluşturabilecek gazın neredeyse tümüne Samanyolu el koymuş durumda ve kalan son gaz kırıntılarını da çekmeye devam ediyor. Bu nedenle, Aslan II’de neredeyse hiç yeni yıldız oluşumu yok. Var olan yıldızların hemen hemen tamamı, 8-10 milyar yaşından büyük ihtiyar yıldızlardan oluşuyor.

1010419_391319711014514_490058086_n
Yıldızların büyük çoğunluğu birkaç ışık yılı uzaktan çıplak gözle görülemeyecek kadar soluktur. Çok uzaklardan dahi görülebilen dev parlak yıldızların ise hem sayıları az, hem de ömürleri çok kısadır. Bu infografikte, her bir adet dev kütleli O-B sınıfı yıldıza karşı, diğer daha düşük kütleli tayf sınıfına ait kaç yıldız olduğunu görüyorsunuz. 

 

Bir yıldızın, onlarca ışık yılı uzaktan görülebilmesi için çok parlak, yani dev boyutlu bir yıldız olması gerekir. Dev boyutlu yıldızların (Kutup Yıldızı, Betelgeuse, Rigel vb) ise ömürleri çok kısadır; birkaç milyon ile bir milyar yıl içinde süpernovaya dönüşerek yok olurlar. Yani, Leo II galaksisi içindeki tüm dev yıldızlar çoktan ölmüş haldeler. Geriye “parlak” yıldız olarak yalnızca, Güneş benzeri yıldızların “ölmeden önceki son aşaması” olan kırmızı dev yıldızlar kalmış durumda. Bunların sayısı da çok az.

Hala sağlıklı durumda olan Güneş benzeri ve daha küçük kütleye sahip yıldızlar ise, maalesef uzak (8-10 ışık yılı) mesafelerden çıplak gözle görülemezler. Örneğin Güneş’in yaklaşık 10 ışık yılı çevresinde çoğu kırmızı cüce olan 60’ın üzerinde yıldız yer alır ama, biz bunlar arasında çıplak gözle sadece bir iki tane Güneş’e yakın büyüklükte yıldızı (Sirius ve Alpha Centauri gibi) görebiliyoruz. Daha küçük yıldızların ise hiçbirini göremiyoruz.

Geceleri gökyüzüne baktığınızda gördüğünüz neredeyse bütün yıldızlar, onlarca, yüzlerce ışık yılı uzaktaki kısa ömürlü dev yıldızlardır. Yıldızsız bir gökyüzünün “bizim galaksimizde” nasıl mümkün olabileceği ile ilgili şu makalemizde detaylı bilgi vermiştik.

316
Yıldızlı bir gökyüzü altında yaşadığımız romantizmi, Samanyolu gibi hala üretken ve genç bir galaksinin içinde oluşumuza borçluyuz.

 

Galaksimiz Samanyolu hala dev yıldızlarla dolu olduğu ve sürekli yenilerini oluşturduğu için, biz Dünya’dan gökyüzüne baktığımızda çıplak gözle beş bine yakın yıldız görebiliriz. Leo II ise artık dev yıldızlara sahip değildir. Ancak, yüzbinlerce Güneş benzeri G sınıfı sarı cüce, K sınıfı turuncu cüce ve M sınıfı kırmızı cüce yıldız içerir. Bu yıldızların çevresinde yaşama uygun binlerce Dünya benzeri gezegen bulunur.

Eğer bu gezegenlerden bazılarında gökyüzünü izleyen zeki canlılar varsa, geceleri kapkaranlık bir gökyüzünde güç bela seçebildikleri çok az, belki en fazla on tane yıldızı görebiliyor olmalılar. Hatta gökyüzünde, sistemde yer alan diğer gezegenler haricinde çıplak gözle hiçbir yıldızın görünmediği gezegenler bile olabilir.

Normalde Leo II, bizimki gibi genç yıldızlar içeren bir galaksi olsaydı, gökyüzü yıldızla dolu olurdu. Fakat belirttiğimiz gibi, bu galakside bolca yıldız olmasına rağmen, uzaklardan görülebilecek genç parlak dev yıldızlar yok.

Kim bilir, yüz binlerce yıldız içeren bir cüce galaksi içinde yaşadıklarının bile farkında değillerdir.

Zafer Emecan




Yıldız Küvözleri: Herbig-Haro Cisimleri

Bir gece hayallerimizin esirinde gökyüzünün seyrine dalmışken, M.Ö 384 ve 322 yılları arasında yaşayan Aristoteles’in düşündüğü gibi yıldızların sabit nesneler olduğunu aklımızdan geçirmek ilk etapta mümkün olabilir.

Oysa durum hiç de öyle değil. Nasıl ki değişen renk, değişen hücre, değişen düşünce, değişen mevsim, hatta bir anı bir anını tutmayan değişen insan gibi türlerin giderek artmış olduğu günümüzde, değişen yıldızların da olması garip karşılanmamalı. Yani, değişen yıldızlar da vardır ve ‘değişen yıldızlar’ yıldız çeşitlerinin bir sınıfını oluşturur. Fakat neye göre değişir bu yıldızlar?

Değişen yıldız genel olarak, yıldızın parlaklığının zaman içerisinde değişmesidir. Bu değişmenin temel nedenleri; yıldızın bütün yüzeyinin içe ve dışa doğru hareket etmesi (genişleme, daralma), madde püskürtme gibi yıldızın iç dinamiğinden, ya da birden fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmaların (birbirlerini örtmelerinden) sebep olduğu dış dinamiklerden olabilir.

Bu değişen yıldızlar altı ana sınıfa ayrılır:

  1. Püsküren Değişenler,
  2. Zonklayan Değişenler,
  3. Dönen Değişenler,
  4. Kataklismik Değişenler,
  5. Örten Değişenler,
  6. X-ışın Kaynakları

t-tauri-yildiz-9552669
Bir T-Tauri yıldızı, tam anlamıyla “bebek yıldız” olarak nitelenebilir. Henüz anakol evresine ulaşma aşamasındaki bu yıldızlar, çevrelerindeki madde diskinden hala beslenme aşamasındadır, çekirdeğinde yeni yeni nükleer reaksiyonlar başlamıştır ve deli doludur!

Bu yazımızda bizi ilgilendiren kısım, püsküren değişenler olacak (Püsküren Değişenler: Kromosfer ve koronalarında çok şiddetli süreçlerle oluşan püskürmeler -flare- sonucu ışık değişimi gösteren yıldızlardır).

Anakol öncesi yıldızları genellikle püsküren değişenler olarak dikkate alınmış ve çok sayıda alt gruba bölünmüşlerdir (Anakol öncesi yıldızlar, yıldızlararası ortamdaki maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerindeki nükleer tepkimelerine henüz erişememiş olan yıldızlardır). Günümüzde anakol öncesi yıldızları için fiziksel anlamı olan sınıflama, kütlelerine göre yapılmaktadır. Bu gruplardan birinde de ‘T Tauri’ yıldızları adı verilen düşük kütleli yıldızlar ( M<3 M) yer alır.

T-Tauri yıldızlarının tayfını karakterize eden en önemli özelliklerden biri, tayflarında Güneş’in tayfında gözlenen kromosferik salma çizgilerine benzer yapılar gözlenmesidir (Bunlar: Hidrojenin Balmer serisi çizgileri, CaII, FeII, nötral He gibi metallere ait iyonizasyon çizgileridir). Yine T-Tauri yıldızlarının tayfları incelendiğinde, yıldızı çevreleyen maddede bol miktarda toz olduğu, kızılöte ve milimetre altı dalga boylarında ‘şiddetli artık ışınım’ sergiledikleri ortaya çıkmıştır.

Bu da T-Tauri yıldızlarını çevreleyen maddede rastgele yönlerde kütle hareketleri olduğu anlamına gelir ki, bu yıldızlar saniyede birkaç 100 km mertebesinde yıldız rüzgarlarına sahiptirler. Yani T-Tauri yıldızları; anakola erişememiş, oldukça genç olan, püsküren değişenler sınıfına ait yıldızlardır.

bebek-ttauri-222228
Tipik bir T-Tauri yıldızının Dünya’da gündelik hayattaki karşılığı tam olarak budur!

O halde T-Tauri yıldızını bir bebeğe, bebek yıldızın püskürttüğü bu gazı da annelerin bebeklerine zorla mama yedirdiklerinde, bebeklerin mamayı ağzına almayıp püskürtmelerine benzetebiliriz. Biri bebek insan ve mama, diğeri bebek yıldız ve gaz. Ortak noktaları ise püskürtmeleri. Hangi görüntünün daha güzel olacağına siz karar verin artık

Bu T-Tauri yıldız rüzgarlarının, çevredeki yıldızlararası ortamla (nebular materyalle) etkileşmesi sonucunda ise; Herbig-Haro cisimleri” adı verilen olgular ortaya çıkmaktadır. Bu olgular yüksek hızlı ‘jet’ benzeri yapılar ve çift kutuplu moleküler fışkırmalar (bipolar outflows) olarak kendilerini göstermektedirler. Etkileşimin temel sebebi olarak, anakola yaklaşmakta olan yıldızın yüksek manyetik aktivitesi düşünülmektedir.

Herbig-Haro
Hubble Uzay Teleskobu tarafından Karina Nebulası’ndan alınan bu fotoğrafta, bir Herbig-Haro nesnesinin merkezindeki yıldızdan fışkıran jetler ve jet akımının nebula ortamında yarattığı sonlandırma şoku rahatlıkla görülebiliyor.

Herbig-Haro cisimlerine dair ilk çalışmalardan birini Herbig (1951) yapmıştır. NGC1999 bölgesindeki bulutsuları incelerken, tayfları o bölgelerdeki karanlık bulutlarda yer alan T-Tauri yıldızlarının tayfına benzeyen, fakat bazı farklılıklar içerdiğini gösteren cisimlere rastlamıştır. Sonuç olarak Herbig şunu söylemiştir:

“Bunlar yıldızların ve nebular materyalin iç içe olduğu özel cisimlerdir ve yeni bir yıldız türünü oluşturmaktadır.”

Herbig 1960 yılında yaptığı çalışmalar sonucunda anakol öncesi erken tayf türünde olan bu yıldızlar için şu seçim kriterlerini ortaya koymuştur:

Tayfsal türleri A ve A’dan daha erkendir.
• Karanlık bulutsu bölgelerinde bulunurlar.
• Yıldızın çevresindeki nebulayı aydınlatabilirler.

Bu yıldızlar, T-Tauri yıldızlarının yanında yer alan ve ‘’Herbig Ae/Be yıldızları’’ olarak adlandırılan yıldızlardır. Kütleleri Güneş kütlesinin dört ile sekiz katı aralığında değişir (4 M M<8 M).

Herbig-Haro Hubble
Karina Nebulası’ndaki Herbig-Haro cisimlerinin Hubble’ın objektifinden örnekleri. Bu nebula, yıldız oluşumu bakımından çok zengindir.

T-Tauri yıldızları ile Herbig Ae/Be yıldızları arasında keskin bir geçiş olmamakla birlikte, Herbig Ae/Be yıldızlarının kütleleri T-Tauri yıldızlarına göre daha büyük, buna bağlı olarak da ışınımları daha fazladır.

Herbig Ae/Be yıldızında kütle kaybı son derece fazladır ve yıldız çoğunlukla karanlık veya yarı karanlık düzensiz şekle sahip bulutsularla iç içedir. Bazı Herbig-Haro yıldızları karanlık bulutun parçalanmasıyla görünür hale gelirler ama, çoğu dahil oldukları bulut kompleksinin derinliklerinde gömülü olduğundan çoğunlukla optik olarak görülemezler.

Pelikan Nebulası'nda yer alan Herbig-Hero cisimlerinin bir kısmı.
Pelikan Nebulası’nda yer alan Herbig-Haro cisimlerinin bir kısmı.

Bu nedenle keşifleri daha çok kızılöte bölgede yapılan gözlemlerle mümkün olmaktadır. Yine bu yıldızların fotometrik gözlem sonuçlarına göre, T-Tauri yıldızları gibi düzensiz ışık değişimleri gösterdiği de ortaya çıkmıştır.

Sonuç olarak; Eğer Herbig-Haro yıldızları, T-Tauri yıldızlarının daha büyük kütleli atalarıysa, bu yıldızların ve çevrelerindeki materyalin incelenmesi yıldız evrimleri hakkında önemli sonuçlar verecektir.

Reyhan Çelik

Not: M☉ = Güneş Kütlesi

Kaynak: Ankara Üniversitesi Astronomi Bölümü Ders Notları
En üstteki kapak fotoğrafı Hind’in Değişken Bulutsusu’nu (Hind’s Variable Nebula) gösteriyor. Telif Hakkı: Adam Block


teleskoplar-2254-2-meade

Amacınıza en uygun ve en kaliteli teleskop ya da dürbünü, en uygun fiyata sadece Gökbilim Dükkanı‘nda bulabilir, satın alma ve kullanım sürecinde her zaman bize danışabilirsiniz
GÖKBİLİM DÜKKANI’NA GİT





En Parlak Yıldızlar 3: Beta Centauri (Hadar)

Hadar, ya da diğer bir ismiyle Beta Centauri, gece göğünün en parlak 10’uncu yıldızıdır.

Yıldızın isimlerinden biri olan Hadar (حضار), gece göğünde gördüğümüz çoğu yıldızın ismi gibi Arapça’dan gelir. Ayrıca yıldıza latinceden gelen Agena ismi de verilmiştir. Fakat, gökbilimciler arasında Beta Centauri ismi yaygın biçimde kullanılır.

ciftyildizyorungesiAslen üçlü bir yıldız sistemi olan Beta Centauri’nin ana bileşenlerini, A1 ve A2 olarak nitelenen, kütleleri Güneş’in 10.7 ve 10.3 katı olan iki adet B tayf tipinde mavi dev yıldız oluşturur. Bu iki dev yıldız birbirlerine yaklaşık 600 milyon km gibi nispeten yakın bir uzaklıkta yer alırlar. İki yıldızın birbirlerinin ortak kütleçekim merkezi çevresindeki dolanım süresi ise yaklaşık olarak 357 gün sürer.

Sistemin üçüncü üyesi ise bu iki yıldızdan oldukça uzakta, yaklaşık 5.5 trilyon km ötede yer alır. O da Güneş’in 5 katı kütleye sahip başka bir B tayf tipi dev yıldızdır ve binlerce yıl süren bir yörünge dönemiyle Beta Centauri A1 ve A2’nin çevresinde dolanır.

Beta Centauri - Hadar
Alpha Centauri (solda), Beta Centauri (sağda). Bu iki yıldız gökyüzünde birbirine oldukça yakın görünür. (Fotoğraf: Alan Dyer)

Bizden yaklaşık olarak 350 ışık yılı uzakta yer alan bu yıldız sistemi, en yakınımızdaki yıldız sistemi olan 4.4 ışık yılı uzaklıktaki Alpha Centauri ile “görsel olarak” oldukça yakındır. Gökyüzündeki en parlak yıldız olan Alpha Centauri’nin hemen yanındaki parlak yıldız Beta Centauri’dir. Yıldızı bulmak için Alpha Centauri’yi önermemizden anlamış olmalısınız; bu yıldız çoğu kuzey yarımküre ülkesinde olduğu gibi Türkiye’den de görünemez. Güney yarımküreden gözlemlenebilen bir yıldızdır.

Gelişimi

Hadar A1 ve A2 yıldızları, çok büyük kütleleri nedeiyle oldukça sıcaktırlar. Birbirine kütlece çok yakın olan iki yıldızın da yüzey sıcaklığı 25 bin santigrat derece civarındave çapları Güneş’in 8 katı kadardır. Bu da demek oluyor ki, yaydıkları ısı ve ışık, Güneş’ten 40 bin kat daha fazladır. Uzaktaki, biraz daha küçük olan Beta Centauri B ise, yaklaşık 14 bin santigrat derecelik yüzey ısısı, Güneş’in 4 katı civarındaki çapıyla, Güneş’ten 700 kat daha fazla ısı ve ışık yayar.

Beta Centauri yıldız sisteminin tahmini yaşı 14 milyon yıl kadar. Sistemi oluşturan yıldızların ömür süresi ise, A1 ve A2 için 20-25 milyon yıl arası tahmin ediliyor. Yani, bu iki yıldız ömrünün gençlik günlerini yarılamışlar Uzaktaki yörüngesinde dolanan Beta Centauri B ise, biraz daha uzun bir ömre sahip olacak. Bu yıldızın yaklaşık 50 milyon yıl yaşayabileceği tahmin ediliyor.

Gelecek

Yaşam süreleri ne olursa olsun, bu yıldız sisteminin tüm üyelerinin gökbilim ölçeklerine göre oldukça kısa ömürlü yıldızlardan oluştuğu gerçeği ortada. Buna göre, Beta Centauri A1 ve A2 yıldızları ömürlerinin sonuna iyice yaklaşıp birer kırmızı dev yıldıza dönüştükten sonra büyük ihtimalle birer süpernova patlaması ile yok olacaklar. Ancak, yıldızlardan ilk patlayacak olanın (hangisi olacağını bilemiyoruz) yaratacağı ışınım basıncının, henüz patlamamış olan diğer yıldız üzerinde ciddi etkileri olacaktır. Bu etki, yıldızın dış zarfının büyük bölümünü kaybetmesi ile sonuçlanabilir. Eğer böyle bir durum söz konusu olursa, ikinci yıldız bir süpernova patlaması yaratabilecek kütleden yoksun kalabilir.

Beta Centauri - Hadar
Güneş (solda), Sirius (ortada) ve Beta Centauri A1-A2 (sağda) yıldızlarının boyut kıyaslaması (Görsel Telif: Kozmik Anafor).

Ya da, ilk yıldız süpernova patlaması sonucu bir nötron yıldızına dönüştükten sonra, hala kırmızı dev aşamasında olan eşinden madde çekmeye başlar. Nötron yıldızının üzerinde birikmeye başlayan bu madde, ikinci bir süpernova patlamasına da neden olabilir. Bu senaryo gerçekleşirse, hala kırmızı dev aşamasında olan ikinci yıldız yine kütlesinin önemli bir kısmını kaybedecek demektir. Dolayısıyla, büyük ihtimalle ikinci yıldızın kaderi bir gezegenimsi bulutsu, ardından da bir beyaz cüce‘ye dönüşmek olacaktır.

Daha düşük kütleli uzaktaki yıldız Hadar B ise, görece düşük kütlesi nedeniyle yaklaşık 50 milyon yıl sonra bir kırmızı dev yıldıza, ardından da bir beyaz cüceye dönüşerek hayata veda edecek. Hangi senaryolar gerçekleşirse gerçekleşsin, yıldızların her biri kırmızı deve dönüştüklerinde Dünya göklerinde şu an olduğundan çok daha parlak birer yıldıza dönüşecekler.

Olası Yaşam

Bu yıldız sistemi, yaşama ev sahipliği yapamayacak kadar düşmanca şartlar içeren bir ortamdır. Hadar A1 ve A2 yıldızları çok büyük kütleleri nedeniyle muazzam bir ışıma ve yıldız rüzgarı yayarlar. Bu güçlü ışınım, böylesi büyük yıldızların etrafında gezegen oluşum disklerinin şekillenmesinin önüne geçer. Dolayısıyla bu yıldızların çevresinde gezegen oluşumu çok nadir görülür.

Var olabilecek gezegenler ise, yaşama ev sahipliği yapabilmeleri için yıldıza çok uzak bir yörüngede yer almak durumunda. Hadar A1 ve A2 için bu güvenli uzak yörünge, yıldızlardan 25 ila, 50 milyar km ötededir. Güneş Sistemi’nin en uzaktaki gezegeni Neptün‘ün Güneş’ten yaklaşık 4 milyar km ötede yer aldığını düşünürseniz, bu yıldızların yaşanabilir bölgelerinin (habitable zone) ne kadar dışta yer aldığını anlayabilirsiniz.

Daha küçük olan Hadar B yıldızı her ne kadar küçük olarak nitelense bile, o da “dev yıldız” sınıfına giriyor. Yani, yukarıda anlattığımız gezegen oluşumunun güçlüğü, Hadar B için de geçerli. Onun da ışıma gücü çok fazla ve çevresinde bir gezegen sisteminin var olması beklenmiyor. Bu yıldızın yaşam kuşağı ise A1 ve A2’den daha yakın, yaklaşık 3 milyar km ile 7 milyar km arasında bir yörünge uzaklığına denk. Yani, eğer Güneş’in yerinde Hadar B yer alsaydı, sıcaktan kavrulmadan bugünkü kadar ısı ve ışık alabilmemiz için yıldıza Neptün kadar uzakta olmamız gerekecekti. Fakat, böylesi güçlü ışıması olan bir yıldızın yaratacağı muazzam yıldız rüzgarlarına karşı Dünya’nın koruma kalkanının dayanıp dayanamayacağı ise bir soru işareti.

Sonuçta, hiçbir gökbilimci Beta Centauri sistemini oluşturanlar gibi dev yıldızların çevresinde bildiğimiz veya bilemeyeceğimiz türde yaşamın gelişebileceğini düşünmüyor.

Zafer Emecan

http://stars.astro.illinois.edu/sow/hadar.html
http://earthsky.org/brightest-stars-centauri-hadar-southern-pointer-star
https://www.britannica.com/place/Beta-Centauri
http://kencroswell.com/BetaCentauri.html

Not: İlk olarak 27 Haziran 2015 tarihinde yayınlanan bu yazımız, güncellenerek tekrar yayına sunulmuştur. 




Uzaydaki Çengel: J082354.96+280621.6

Çengel kılığındaki bu muhteşem galaksinin ismi J082354.96+280621.6 veya J082354.96. Hangisini kullanmak isterseniz kullanın fakat isminin zorluğuna bakmayın.

Görüntüsü, yapısı ve astronomlara karşı olan duruşu ile benzersiz bir özellik taşıyor. Zaten bu karman çorman ismi de inanılmaz derecedeki yıldız oluşumundan dolayı verilmiş.

J082354.96+280621.6
J082354.96+280621.6 galaksisinin yakından görünüşü (Telif: NASA/ESA Hubble)

Gökbilimcilerin gökcisimlerinin doğasını ve yapısını, toz ve gaz bileşenlerinin davranışlarını gözlemlemek için kullandıkları yollardan birisi de  Lyman-alfa emisyonudur. Bir hidrojen atomundaki elektronlar daha yüksek bir enerji seviyesinden daha düşük bir enerji seviyesine düştüğü zaman ortaya çıkar ve bunu da ışık (foton) yayarak gösterirler. Lyman-alfa emisyonu, çok uzak gökcisimlerinde daha yaygın olarak kullanılır fakat son yıllarda yapılan LARS adlı bir çalışma da daha yakın galaksilerde bu etkiyi araştırmaktadır.

Taner Göçer

Kaynakça:  https://www.spacetelescope.org/




Karanlık Yıldızlar Mümkün mü?

Deniliyor ki; “eğer karadelikler ışığın bile kaçamayacağı kadar güçlü kütleçekimleri olan gökcisimleri ise, yeterince fazla kütleye sahip bir yıldız da kendi ürettiği ışığın kaçamayacağı kadar büyük bir kütleçekimine sahip olabilir. Dolayısıyla böyle bir yıldız büyük miktarda enerji üretmesine ve çok sıcak olmasına rağmen, ürettiği ışık kendi çekiminden kaçamayacağı için bir karadelik gibi karanlık olacaktır”.

Mantıklı görünüyor.

Şimdi, tahmin edileceği üzere, bir gökcisminin “yıldız” olabilmesi için bellli bir “minimum” kütleye sahip olması gerekir. Bu alt değer; Güneş’in kütlesinin %7’sine (Dünya’nın yaklaşık 24 bin katı) tekabul ediyor. Daha düşük kütleye sahip gökcisimleri malesef yıldız haline dönüşemiyorlar. Yıldız oluşum süreci ile ilgili şu makalemizden faydalanabilirsiniz.

Eğer yıldız olabilmek için bir kütlesel bir alt limit varsa, bir de üst limit olması gerektiğini düşünmemek için bir neden göremiyorum. Hatta benim yerime bunu başkaları düşünmüş ve yaklaşık 120 Güneş kütlesinden daha buyuk bir yıldız olamayacağını hesaplamışlar. Profesör olmak için çok uygun bir isme sahip Sir Arthur Stanley Eddington tarafından belirlenen bu “maksimum” kütle değerine “Eddington Limiti” deniliyor.

Astronomlarca “O-B Tipi” olarak nitelenen mavi ışıklı dev yıldızlar, evrendeki en büyük kütleye sahip yıldızlar konumundadır. Yıldız tipleri ve evrende bulunma oranlarıyla ilgili şu makalemizi okuyabilirsiniz.

Keza; 100 Güneş kütlesinin uzerinde bir “başlangıç” kütlesine sahip yıldız, cok kisa surede (birkaç yüzbin yıl) kütlesinin büyük bölümünü oluşturan dış katmanlarını, çekirdeğinden üretilen çok büyük enerjinin yarattığı muazzam “ışınım basıncı” sayesinde atacak, makul sayabileceğimiz süper dev yıldız kütlesi olan 40-60 Güneş kütlesine düşecektir.

Oluşum aşamasında 100 Güneş kütlesinin uzerinde kütleye sahip yıldızımız, bu muazzam ışınım basıncı yüzünden zaten sahip oldugu maddeyi “iterek” dış çapını büyüteceğinden, asla ışığın bile kaçamayacagı kadar büyük bir cekim gucune sahip olamayacaktır. Çünkü bir cismin kütlesi kadar, o cismin kütlesinin ne kadar bir hacme sahip olduğu da “kaçış hızı”nın artması açısından önemlidir. Kaçış hızı nedir diye merak ediyorsanız, burada detaylı bir yazımız mevcut.

Hal boyle olunca, asla bir yıldız’ın yüzeyindeki kütleçekim kuvveti ışığın kaçmasını engelleyebilecek kadar büyük olamıyor. İzah etmeye çalıştığımız gibi, 120 Güneş kütlesinden büyük bir yıldızın oluşması çok özel nadir örnekler haricinde pratikte mümkün değil. Nadir durumlar dedik; çünkü uygun hidrojen, oksijen ve metal element karışımına sahip yıldızlar kimi durumlarda kısa süreliğine 150-160 Güneş kütlesine ulaşabiliyorlar. Tabi bu kütle bile bir yıldızın “karanlık” olabilmesi için yeterli değil. İsterse 200 Güneş kütlesi olsun, ne fayda; yıldız önünde sonunda yukarıda izah ettiğimiz gibi daha oluşum aşamasında dağılacaktır.

Ondandır ki, karanlık yıldızlar bir fantaziden ibaret sadece. Ama deli gönül bu; fantazi yapmadan duramıyor. Sabahlar bir türlü olmuyor…

Zafer Emecan




Bu Galakside Karanlık Madde Neredeyse Hiç Yok!

Gökbilimciler,  NGC 1052-DF2 ya da daha kısaca DF2 galaksisinin, onun boyutundaki bir galakside bulunması beklenen orandan 400 kat daha az miktarda karanlık madde içerdiğini belirlediler.

Araştırmacılara göre bu sıra dışı galaksi, galaksilerin nasıl oluştuğuna dair bir anlayış sağlamaya ek olarak karanlık maddenin var olduğuna dair tartışmayı da kuvvetlendirecek.

Yeni makalenin baş yazarı Yale Üniversitesi araştırmacısı Pieter van Dokkum’a göre “bu galaktik buluş, galaksilerin nasıl doğduklarına dair standart fikre meydan okuyor”.  Normal ve karanlık madde arasındaki etkileşimler uzun zamandır galaksi oluşumundaki anahtar bir unsur olarak kabul edilirken, bu galaksideki karanlık maddenin yokluğu bu varsayımı zorlaştırıyor. Dokkum, “Görünüşe göre karanlık madde, galaksi oluşumu için gerekli değil” şeklinde konuşuyor.

Karanlık Madde Eksikliği

Karanlık madde, varlığı sadece baryonik veya “normal” maddeyle olan kütle çekimsel etkileşimleri yoluyla fark edilebilir olan bir madde biçimidir. Bu görünmeyen madde, evrenin kütlesinin kabaca %80’nini oluşturuyor gibi görünmekte ve galaktik evrimde anahtar bir rol oynadığı düşünülüyor.

Bu gizemli madde, evrenin yapı iskeleti olarak düşünülmektedir. Küçük karanlık madde parçaları, zamanla daha çok büyüyen iskeletin kemiklerini yaratmak için bir araya toplanırlar. Bu büyümeye galaksinin toz ve gazlarından oluşan yıldızların meydana çıkması eşlik etmektedir. NASA’ya göre yıldızlar ve galaksilerin karanlık madde içindeki etkileşimlerinin, günümüzde gök bilimcilerin  gözlemlediği galaksileri ortaya çıkarmış olduğu düşünülmektedir.

NGC 1052-DF2 galaksisinin Hubble Uzay Teleskobu tarafından alınmış görüntüsü (Telif: NASA/ESA).

Ancak DF2, bu fikre meydan okumaktadır. Van Dokkum ve meslektaşları, bu garip galaksiyi ilk kez yörüngesinde dolanan 10 adet sıra dışı parlak ve yoğun cisimler topluluğu (küresel yıldız kümeleri) vesilesi ile fark ettiler. Bu bilim insanları, galaksinin yıldızlarının ışığı ve renklerinin bir birleşimini kullanarak galaksinin içerisinde ne kadar normal kütlenin bulunabileceğini ölçtüler. DF2’nin Samanyolu kadar bir büyüklüğe sahip olduğunu ancak ondan 200 kat daha az yıldız barındırdığını keşfettiler. Yıldızların tümünün kütlesi, bizim güneşimizin kütlesinin yaklaşık 200 milyon katıydı. Daha sonra araştırmacılar, galaksinin toplam kütlesini hesaplamak için küresel kümeler olarak sınıflandırılan parlak cisimlerin hareketlerini kullandılar.

Van Dokkum, “yıldız kütlesinin yaklaşık 200 milyon Güneş kütlesi olduğu bir galaksi için kara madde kütlesinin yaklaşık 80,000 milyon Güneş kütlesi olmasını bekleriz” diye açıkladı. Ancak; sistemin toplam kütlesi, tahmin edilenden önemli ölçüde daha az olan 300 milyon Güneş kütlesinden fazla çıkmadı.

Eğer karanlık madde, galaksi oluşumu için anahtar bir bileşen ise, DF2 nasıl oluştu?

Araştırmacılar, DF2’nin diğer birleşen galaksilerden çıkan gazdan oluşan eski bir gelgitsel cüce galaksi olabileceğini öne sürdüler. Araştırmacılar, ayrıca DF2’nin önceki birleşmesinden ona madde verebilecek bir eliptik galaksiden uzakta olmadığını da belirtiyorlar.

Diğer olası bir açıklama ise; yıldızlararası ortamdan esen rüzgarların, bu sıra dışı galaksiyi oluşturmak için yeterince gazı süpürmesidir ve bu açıklama DF2’nin yakın komşusu tarafından da güçlendirilmektedir. Komşu galaksiye doğru akan madde, bu eşsiz cismin oluşmasına yardımcı olarak parçalara ayrılmış da olabilir.

Toronto Üniversitesi’nden Roberto Abraham (solda), Yale Üniversitesi’nden Pieter Van Dokkum (sağda). Toronto ve Yale mezunu öğrencileri ile New Mexico’daki 48 lensli Dragonfly Telephoto Array’ın yarısının yanında birlikteler (Fotoğraf telif: Toronto Üniversitesi).

Çalışmanın ortak yazarı ve Toronto Üniversitesi’nde araştırmacı olan Roberto Abraham, açıklamasında bütün galaksilerin yıldızlar, gaz ve karanlık madde birleşiminden oluştuğunu düşündüklerini ve karanlık maddenin her zaman galaksilere hakim olduğu fikrinde olduklarını belirtti. “Şimdi ise, en azından bazı galaksilerin çok fazla yıldızdan, gazdan ve çok ama çok az kara maddeden oluştuğu görülüyor. Bu, biraz tuhaf.”

Transparan Galaksi

Galaktik grupta bulunan birkaç galaksiden biri olan DF2, Samanyolu’ndan yaklaşık 6,5 milyar ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır. Bu galaksi, son zamanlarda keşfedilen bir galaksi değildir ancak, sahip olduğu sıra dışı olan parlak küresel kümeleri,  aşırı dağınık galaksiler olarak bilinen galaksi türlerini inceleyen araştırmacıların gözlerine takıldı. DF2’yi de içeren bu soluk galaksiler, Samanyolu kadar geniş olabilirler ancak yüzde 1 kadar parlaklıkta olmaktadırlar.

Açıklamaya göre DF2, diğer galaksilere hiç benzemiyor. Sarmal galaksilerin aksine, yoğun bir merkezi bölgeye veya bu galaksilerin en önemli özelliği olan sarmal kollara sahip değildir. Ve eliptik galaksilerin aksine, merkezinde bir kara delik olduğuna dair de hiç bir işaret yoktur. Aslında, hayaletimsi  transparan galaksi sayısı o kadar azdır ki, bunların arkalarında bulunan galaksiler görülebilir.

Van Dokkum ve Abraham, soluk astronomik nesneleri araştırmak için tasarladıkları Dragonfly Telephoto Array adlı cihaz ile aşırı dağınık galaksileri araştırıyorlar. 2015 yılında ekip, neredeyse tamamen kara maddeden oluşan bir aşırı dağınık bir galaksiyi incelemek üzere Dragonfly’ı kullandılar. İşte o zaman, belli belirsiz olan DF2’nin etrafında dönen 10 sıra dışı parlak küresel küme araştırmacıların gözlerine takıldı.

Ortalama 20 ışık yılı boyunca uzanan kümeler, yakınlarında bulunan kümelerden iki kat daha az yoğun olmalarına rağmen diğer benzer nesnelerden daha fazla parlamaktaydı. Van Dokkum’a göre, bunlar neredeyse Samanyolu’nda bulunan en parlak küresel küme olan Omega Centauri kadar parlaktı. Buna rağmen bu kümelerin kütleleri, DF2’nin toplam kütlesinin yüzde 3’nü oluşturuyordu ki bu normal küresel kümelerin kütleye yaptığı katkının yaklaşık 1.000 kat üzerindedir.

Van Dokkum ve meslektaşları, DF2 ile olan bağlantılarını doğrulamak için parlak yığınları daha ayrıntılı olarak incelemeye devam etmeyi düşündüklerini söyledi. Ayrıca, sıra dışı karanlık madde içermeyen bu galaksiye benzeyebilecek diğer aşırı dağınık galaksileri aramaya da devam edecekler. Araştırmacılar; galaksinin kara madde eksikliğinin, bu tuhaf parlak kümelerle ve galaksinin şaşırtıcı büyüklüğü ile ilgili olabileceğini söylediler.

Karanlık Maddeyi Açıklamak

1950’lerde galaksiler üzerinde yapılan çalışmalar, ilk olarak evrenin çıplak gözle ölçülebilenden daha fazla madde içerdiğini gösterdi. Galaksilerin ve küresel kümelerin hareketlerinin ölçümleri; bu cisimlerin, yapılabilen ölçümlere dayanarak görünür maddenin gerektirdiğinden daha hızlı döndüğünü uzun zamandır öne sürmektedir.

İronik olarak, karanlık madde yoksunluğu olmasına rağmen  DF2, görünmeyen maddenin varlığını tartışmaya yardımcı olabilir. Çoğu araştırmacı karanlık maddenin evrene hakim olduğunu kabul ederken, alternatif açıklamalar da bulunmaktadır. Modifiye Newton dinamikleri (MOND), gözlemlenen tutarsızlıkları açıklamak için Newton yasalarının değiştirilmesini önermektedir. Gelişen Kütle çekimi (Emergent Gravity); uzay-zamanın, toplu hareketleri ile kütle çekim kuvveti ortaya çıkaran küçük elementler tarafından oluştuğunu öne süren bir başka fikirdir. “Bu teorilerde; karanlık madde gerçek değil, büyük ölçeklerdeki yerçekimi bilgimizin eksikliğinden kaynaklanan bir yanılsamadır” diyor Van Dokkum. Bu durumda, her galaksinin kara madde belirtisine sahip olduğunu göstermesi gerektiğini ve bunun, bu tarz modellerde yok olup tekrar ortaya çkan bir şey olmadığını da sözlerine ekledi.

Van Dokkum; DF2’nin keşfine kadar, durumun bu olduğunu ancak neredeyse hiç karanlık madde içermeyen bir galaksinin varlığının, bu karanlık madde içermeyen modellerin doğru olmadığını açıkladığını da ifade etti. “Paradoksal olarak, bu galaksideki kara madde eksikliği, kara maddenin varlığına bir kanıttır.”

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.space.com/40119-ghostly-galaxy-almost-no-dark-matter.html
Follow Nola Taylor Redd at @NolaTReddFacebook or Google+. Follow us at @SpacedotcomFacebook or Google+. Originally published on Space.com.




Tartışmalı Komşumuz: NGC 3109 Galaksisi

Yerel galaksi grubumuzun bir üyesi olan NGC 3109 isimli bu cüce gökada, bize 4.3 milyon ışık yılı uzakta yer alıyor.

Düzensiz yapılı bir gökada olarak nitelenmesine rağmen, belli belirsiz bir merkezi çubuk yapısına ve bunun çevresinde düzensiz sarmal kollara sahip olduğu tahmin ediliyor. Galaksiyi yandan görebildiğimiz için, sarmal yapısını tam olarak kestiremiyoruz. Ancak, eğer sarmal bir gökada ise, yaklaşık 25 bin ışık yılı çapıyla yerel grubumuzdaki en küçük sarmal galaksi olduğunu söyleyebiliriz. Grubumuzdaki diğer büyük sarmal galaksiler ise; Andromeda, Triangulum ve Samanyolu‘dur.

2 milyarın üzerinde yıldız içeren galaksi, yeni yıldızlar oluşturabilmek için gerekli olan bol miktarda gaz ve toza da sahip. Bu sayede sürekli ve hızlı biçimde yeni yıldız oluşumları gerçekleşiyor. Fotoğrafta gördüğünüz galaksi içerisindeki parlak mavi noktalar, yeni oluşmuş olan genç dev yıldızlar. Pembe alanlar ise yıldız oluşum bölgeleri.

NGC 3109
NGC 3109 gökadasının, Keck Gözlemevi tarafından alınmış yakın plan detaylı bir görüntüsü. Bu fotoğraf, galaksinin içerdiği yıldız zenginliğini bize net biçimde gösteriyor (Fotoğraf Telif: http://cse.ssl.berkeley.edu/bmendez/html/research.html)

Galaksideki yıldızlar, metal açısından Samanyolu yıldızlarına göre oldukça fakirler (Astronomlar Hidrojen ve Helyum gazları haricindeki tüm elementleri metal olarak adlandırırlar). Bu metal fakirliğinin olası sonuçlarından biri, karasal gezegen oluşumlarının daha düşük düzeyde gerçekleşmesi. Yani, bu galakside Samanyolu’nda olduğu kadar yüksek oranda karasal gezegen bulunmuyor. Tabii, bu hiç yok anlamında değil; sadece oransal olarak daha az var.

NGC 3109, yerel kümemizin “kıyısı” diyebileceğimiz bir bölgede yer alıyor. Bu nedenle, kendisinin bizim kümemize ait olmadığını, komşu kümelerden birinin üyesi olduğunu dile getiren astronomlar da mevcut. Ancak yine de, kümemizin üyesi olduğunu savunan astronomların sayısı daha fazla. Galaksi bizden saniyede 400 km gibi bir hızla uzaklaşıyor. Bu uzaklaşma, yerel gruptaki ortak kütleçekiminden kurtulup bizi terkettiği anlamına geliyor olabilir. Ancak, normal yörüngesel hareketinin sonucunda böyle bir izlenim elde ediyor da olabiliriz. Şu an için bunu bilmiyoruz.

Zafer Emecan

Kapak fotoğrafı: Ken Crawford (http://www.imagingdeepsky.com/)




Evrendeki En Gelişmiş Uygarlık Bizimki Mi?

Evet, her ne kadar söylemeye gönlümüz elvermiyor olsa da, böyle bir olasılık var.

Bununla beraber, evrenin ya da galaksimizin farklı köşelerinde Dünya üzerindeki insan uygarlığından teknolojik ve kültürel anlamda çok daha gelişmiş uygarlıkların varlığı da bilimsel bakış açısıyla reddedemeyeceğimiz ihtimallerden biri.

Bugünkü bilgilerimize göre; uygun şartlar (sıvı halde su) mevcutsa, Dünya benzeri bir gezegende karbon temelli yaşamın gelişmemesi için bir neden yok. Bunu defalarca, dünyanın her köşesinde test ettik, gözlemledik ve onayladık. Gezegenimizin kutuplarından okyanus diplerine, çöllerden asit göllerine kadar her yerde yaşam var.

Gelişmiş ve Dünyamızı ziyaret edebilen bir uygarlığa ilişkin elimizde hiçbir bilimsel kanıt maalesef yok.

Sadece Samanyolu’nda; Dünya benzeri şartları (uygun ısı, yerçekimi, kimyasal yapı) taşıyan on milyarlarca ötegezegen olduğundan da artık haberdar olduğumuza göre, bu gezegenlerin önemli bir kısmında gelişkin medeniyetlerin var olma ihtimalleri, olmama ihtimali ile yarışır oranda diyebiliriz.

Yine de, bu uygarlıklara ait elimizde hiçbir kanıt bulunmadığı gerçeğini göz önünde bulundurmak durumundayız. Şimdiye kadar Dünya dışı hiçbir uygarlıkla dolaylı veya dolaysız iletişime geçemedik, varlıklarından haberdar olamadık. Gezegenimize gelip gittiği, ortalıkta gezindiği iddia edilen uzaylılar (UFO) hakkında da elle tutulur, bilim insanlarınca onaylanabilen tek kanıtımız yok.

Niçin kanıtımız yok?

Çünkü sahip olduğumuz teknoloji henüz var olması muhtemel uzak uygarlıkların varlığını tespit edebilecek düzeyde değil. Gökyüzünü dinliyoruz, yıldızları tarıyoruz, onlardan gelecek sinyalleri yakalamaya çalışıyoruz. Bu o kadar zor bir iş ki, keşke belgesellerde anlatıldığı gibi; “televizyon sinyallerimiz evrene yayılıyor” hikayesi gibi olsa. Ama kimse söylemiyor ki, henüz sadece 150 yıllık iletişim teknolojimiz şu an için bize evrende yalnız olup olmadığımızı söyleyebilecek düzeyde değil. Bırakın bir uygarlığı, daha Dünya dışı yaşamın varlığına işaret edebilecek olan bir mikroorganizma dahi keşfedemedik.

Bilimkurgu filmleri bizlere ışık yıllarını çekirdek gibi çitleyerek yol alan onca gemi ve uygarlık gösteriyor ama, bunu nasıl yapabileceğimize veya nasıl yapılabildiğine dair hiçbir fikrimiz yok.

Dahası, bugünkü fizik ve astrofizik bilgi düzeyimize göre, olası gelişmiş uygarlıkların gezegenimizi ziyaret edebilmelerini oldukça düşük bir olasılık olduğunu görüyoruz. Yıldızlar arasındaki mesafeler çok büyük, yolculuk için gereken teknolojiler ve enerji gereksinimi hakkında sadece kaba bilgilere sahibiz. Her şeyi bir yana bırakın, galaksimiz yıldızlararası seyahatler yapabilen onlarca gelişmiş uygarlık barındırsa bile, bizi milyarlarca gezegen içinde hiçbir zaman farketmemeleri, farketseler bile umursamamaları ihtimali hep var. Hele ki evrende zeki yaşam yaygın ise, insanlık çok daha gelişmiş uygarlıklar için her köşe başında bulunması muhtemel, sıradan varlıklar olabilir.

Dolayısıyla “bilim insanı kimliğimizle“, en gelişmiş uygarlık insandır diyemeyeceğimiz gibi, insandan daha gelişmiş uygarlıklar da yoktur diyemeyiz. Bu konuda kesin, reddedilemez bir kanıt elde edene kadar sadece “olabilir” yahut, “kuvvetle muhtemel” demekle yetinmek durumundayız.

Not:
Dikkat ederseniz yaşamın değil, bizden gelişkin uygarlıkların varlığını sorguluyoruz. Dünya dışı yaşam üzerine var mı yok mu şeklinde tartışmak artık biraz ayıp kaçıyor. Çünkü evrende ve galaksimizde; basit veya karmaşık yaşamın varlığı, hatta yaygınlığı bugünkü bilgilerimize göre kaçınılmaz bir durum gibi görünüyor…

Daha detaylı okumalar için:
Seti neyi arıyor?
Komşularımız Nerede?
Uzaylıların Robot Araçları Nerede?

Zafer Emecan




NGC 1015: Sarmallar ve Süpernovalar

Hubble’dan gelen üstteki nefes kesici görüntü, Dünya’dan yaklaşık 118 milyon ışık yılı uzaklıktaki Balina (Cetus) Takımyıldızının içerisinde yer almakta olan NGC 1015 adlı görkemli gökadayı gösteriyor.

Bu görüntüde; NGC 1015’in yüzünü, güzel simetrik sarmal kolları ile ışıl ışıl bir çarkıfelek havai fişeğini andıran sahneyi ortaya çıkaran parlak merkez çıkıntısı ile birlikte görmekteyiz.

NGC 1015; parlak ve oldukça geniş bir merkeze, sıkıca sarılmış sarmal kollara ve merkezi gaz ile yıldız çubuğuna sahiptir. Bu şekil, NGC 1015’in, evimiz olan Samanyolu gibi, çubuklu sarmal gökada olarak sınıflandırılmasına yol açmaktadır. Çubuklar, tüm sarmal gökadaların yaklaşık üçte ikisinde bulunur ve bu gökadanın kolları, çubuğun kendisini çevreleyen soluk sarı bir halkasının dışına doğru dönmektedir. Bilim insanları; bu çubuklu sarmal gökadanın merkezinde gizlenmiş olan bir kara deliğin, çekirdeğin dışındaki kollardan yıldız doğumuna  yakıt sağlayan ve gökadanın merkezindeki çıkıntıyı oluşturan bu parlak çubuklar yolu ile gaz ve enerjiyi kendisine akıttığına inanıyorlar.

2009 yılında, NGC 1015 gökadasının merkez sağ alt kısmında yer alan parlak noktalardan biri olan SN 2009ig adlı bir Tip 1a süpernovası tespit edilmiştir. Bu tip süpernovalar son derece önemlidir. Çünkü bu süpernovaların hepsi beyaz cücelerin patlaması ile oluşmaktadır ve her zaman aynı parlaklıkta (Güneş’ten  5 milyar kat daha parlaktırlar) zirveye ulaşırlar. Bu olayların gerçek parlaklığını bilmek ve bunu onların görünür parlaklıkları ile karşılaştırabilmek, gökbilimcilere evrendeki uzaklıkları ölçebilmek adına eşsiz bir şans vermektedir.

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.spacetelescope.org/images/potw1811a/




Arp 256: Birleşmeye Başlayan İki Galaksi

Hubble Uzay Teleskobu, “Arp 256 galaksi çiftinin” muhteşem birleşmesini gözlemliyor.

Avrupa Uzay Ajansı yetkilileri, 8 Mart Perşembe günü yayınladıkları bu fotoğrafın açıklamasında, galaksilerin göz alıcı yıldız oluşum bölgeleri ile birlikte parladığını ve parlak mavi ışıkların sıcak bebek yıldızları oluşturan yıldız oluşum bölgeleri olduğunu belirttiler. (Hubble projesi, ESA ve NASA arasındaki bir işbirliği projesidir.)

ESA (Avrupa Uzay Ajansı), bu kuvvetli patlamaların yıldızların doğduğu gaz ve toz bulutunu ortaya çıkaran büyük kütleçekimsel etkileşimler tarafından tetiklendiğini de açıklamaya ekledi.

Birleşmenin henüz daha ilk aşamalarında olduğunu belirten ESA yetkilileri, iki galaksinin nihayetinde tek ve geniş bir yapı ortaya çıkaracak şekilde milyonlarca yıl boyunca bir araya gelmeye devam edeceğini söyledi.

Arp 256’nın bu alınan fotoğrafında, her iki “sarmal” galaksinin de kütleçekimsel etkiler nedeniyle şekillerinin iyice bozulduğu görülebiliyor.

Buna benzer galaksi birleşmeleri, evrenin her yanında yaygın olarak yaşanıyor. Kendi galaksimiz Samanyolu’nun bile şu anda birleştiği galaksiler bulunmakta ve 4 milyar ışık yılı uzaklıktaki komuşumuz Andromeda ile etkileyici bir çarpışmaya doğru yol almakta. Fakat insanlığın uzak akrabalarının eğer hayatta olurlarsa endişelenmelerine gerek yok: Yıldızlar arasındaki mesafe o kadar büyüktür ki, galaksi birleşmeleri sırasında gerçekten birbirleri ile çarpışacak olan yıldızların sayısı çok azdır.

Bu Arp 256 görüntüsü, 2008 yılında yayınlanan fotoğrafın yeni bir versiyonu. Fotoğraf, ayrıca iki Hubble Teleskobu cihazı olan; Araştırmalar için Gelişmiş Kamera ve Geniş Alan Kamerası 3 ile toplanmış bilgilerden oluşan bir veri.

Hubble Uzay Teleskobu, gezegenimizin yörüngesine 1990 yılının Nisan ayında fırlatıldı. Uzay teleskobunun birincil aynası ilk fırlatıldığında yapım hatasından dolayı iyi görüntü alamayacak durumdaydı ancak, uzay yürüyüşü yapan astronotlar bu sorunu 1993 yılının Aralık ayında çözmeyi başararak onardılar. Astronotlar, 1997 yılından 2009 yılına kadar yapılan dört adet ekstra bakım görevi ile Hubble’ı tamir ettiler, bakımını yaptılar ve görüntü kalitesini yükselttiler.

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.space.com/39927-hubble-space-telescope-galaxy-merger-photo.html




Samanyolu Galaksisi: “Gerçek Vatanımız”

Şehir ışıklarından uzakta Ay’ın olmadığı açık bir gecede, gökyüzünü bir baştan öbür başa kuşatan puslu, parlak bir şerit görülür. Bugün, bu puslu şeridin Güneş’in de içinde bulunduğu 400 milyar kadar yıldız içeren, disk şeklinde bir gökada; yani Samanyolu olduğunu biliyoruz.

Bir teleskop ile Samanyolu’nu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolu’nun sayısız yıldızlardan ibaret olduğunu keşfetti. 1780’li yıllarda William Herschel gökyüzünün 683 bölgeye ayırıp, bu bölgelerin her birindeki yıldızları sayarak Güneş’in galaksideki yerini çıkarmaya çalıştı. Hershel, galaksinin merkezine doğru yıldızların sayıca, büyük yoğunlukta olduğunu daha küçük yıldız yoğunluklarının ise galaksinin sınırına doğru görüleceğini düşündü.

Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoğunlukları buldu. Buradan hareket ederek, Güneş’in galaksimizin merkezinde bulunduğunu ortaya çıkardı. 1920’li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklığını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel’in görüşlerini doğruladı.

Herschel_PTRS_75_213_1785
William Herchel’a göre gökadamız Samanyolu’nun şekli. Herchel, Güneş’in gökadamızın merkezinde olduğunu düşünmüştü (Herchel’ın kendi çizimi).

Kapteyn’e göre Samanyolu yaklaşık 10 kpc (kiloparsek; 1 kpc, 3 bin 260 ışık yılıdır) çapında ve 2 kpc kalınlığında olup merkezi civarında Güneş bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneş’in galaksimizin merkezinde olduğu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiğinden daha sönük göründüklerini keşfetti.

Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın mükemmel bir vakum olmadığını uzak yıldızlardan gelen ışığı absorblayan, toz ortamın olduğu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoğunlaşmıştır. Yıldız ışığının, yıldızlararası ortam tarafından absorblanması sönükleşme olarak bilinir. Galaksi düzleminde yıldızlararası sönükleşme kiloparsek başına 2.5 kadirdir. Bir başka ifade ile, Dünya’dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yıldız yıldızlararası sönükleşmeden dolayı 2.5 kez daha sönük görülür.

Guisard_-_Milky_Way
Gökada diskimizin tozlu yapısı ve yıldız oluşum bölgeleri (Telif: Guisard).

Galaksi merkezinde olduğu gibi yoğun yıldızlararası bulutların bulunduğu bölgelerde sönükleşme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda bu yıldızlararası sönükleşme idi. Sadece galaksimizdeki en yakın yıldızları gözlemişlerdi. Üstelik yıldızların çok büyük bir kısmının galaksimizin merkezinde bulunduğu fikrine sahip değillerdi.

Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoğunlaştığından dolayı, yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley‘in öncülüğünü yapmış olduğu, pek çok Astronom, Güneş’in galaksi merkezinden olan uzaklığını ölçmeye giriştiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı uzaklığın yaklaşık üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi etrafında, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilen radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara göre ise yaklaşık 23,000 ışık yılı bir uzaklık bulunmuştur.

53405_153845948095226_165078015_o
Gökadamız Samanyolu’nun genel yapısı. Resme tıklayarak büyük boyda görüntüleyebilirsiniz (Telif: Kozmik Anafor).

Galaksi merkezine olan uzaklık, diğer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı yaklaşık 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlığındadır. Galaksimizin çekirdeği, yaklaşık 15,000 ışık yılı çapında olan merkezsel bulge (şişkin bölge) ile çevrilmiştir. Bu şişkin bölgenin şekli küreseldir

Bugün için, galaksimize ait altı tane bileşenden söz edilmektedir. Bunlar; İnce Disk, Kalın Disk, Halo, Şişkin Bölge, Karanlık Halo ve Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve yıldızlararası ortamın dışında bu bileşenlerde farklı türden yıldızlar bulunmaktadır.

Halodaki yıldızlar, yaşlı ve metal bakımından fakirdir. Astronomlar bu yıldızları popülasyon II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve çoğu RR Lyrae değişen yıldızları bu bileşende bulunmaktadır.

Giant_globular_cluster_Omega_Centauri
Omega Centauri küresel yıldız kümesi (Telif: NASA/ESA – Hubble).

Diskte bulunan yıldızlar ise, Güneş gibi genç ve metal bakımından zengin yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir. Disk bileşeninde, çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açık kümeler, emisyon nebulaları bu bileşenlerde bulunur.

Galaksimizin diskinin mavimtrak olduğu anlaşılmıştır. Çünkü, diskten gelen ışıkta genç ve sıcak yıldızların radyasyonu hakimdir. Merkezdeki şişkin bölge popülasyon I ve popülasyon II yıldızlarının bir karışımını içermektedir. Bu bölge kırmızımtrak görülür. Nedeni ise, galaksimizin bu bölgesinde daha soğuk kırmızı dev yıldızları bulunmaktadır. Galaksimizin düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan gelen ışığı absorbladığı için galaksimizin disk kısmının yapısının anlaşılması, radyo astronominin gelişmesine kadar beklemiştir.

Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda absorblanmaya ve saçılmaya uğramadan bize kadar ulaşabilirler. Radyo ve optik gözlemler, galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli kollara sahip olduğunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bol bulunan elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden galaksimizin disk yapısı hakkında önemli ipuçları tespit edilmiştir.

Fermi_galactic_bubbles-640x309
Radyo dalga boyunda Samanyolu galaksisinin görünümü (Telif: NASA/DDE/Fermi).

Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) veya ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine göre paralel döndüğü zaman ortamın toplam enerjisi, proton ve elektronun anti paralel döndükleri zaman ki toplam enerjisinden daha büyüktür. Protona göre paralel dönme hareketinde bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü değişir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. İşte bu sırada 21 cm dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır

1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 cm lik bu radyo ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, galaksi diskindeki hidrojen bulutlarından gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştığından, değişik gaz bulutlarını seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür.

Galaksimizin 21 cm lik radyo dalga boyu gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, birçok yay biçiminde kollar çıkarılmıştır. Samanyolu’nun spiral yapısına ait en önemli ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin haritalanmasından elde edilmiştir. Ayrıca, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasını çıkartmak için kullanılmıştır.

1467189_374638782682607_971673182_n
Samanyolu’nun olası karşıdan görünüşü ve sarmal kolları (Telif: Kozmik Anafor).

Bütün bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola sahip olduğunu göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doğrultusunda bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolu’nun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kısmına bakıldığında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir. İki büyük koldan diğer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur.

Spiral kollar, galaksinin döndüğünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, bütün yıldızlar Samanolu’nun merkezine düşerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir. Hidrojen gazından yayınlanan 21cm lik radyo gözlemleri, galaksinin dönmesi hakkında önemli ipuçları sağlar. Bu gözlemler, Samanloyu’nun katı bir cisim gibi dönmediğini, oldukça diferansiyel olarak döndüğünü açık olarak göstermektedir.

İsveçli Astronom Lindblad, galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca Güneş’in hızının 250 km/sn olduğunu çıkarttı. Güneş bu hız ile Galaksimizin etrafını ancak “en az” 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da galaksimizin ne kadar büyüklükte olduğunu gösterir. Güneş’in galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.

1045089_299753000171186_1818876405_n
Güneş’in samanyolu’ndaki konumu. Resme tıklayarak büyütebilirsiniz (Telif: ESO / Kozmik Anafor).

Buradan galaksimizin kütlesinin, Güneş’in kütlesinin 1.1×10 üzeri 11 katı olduğu bulunmuştur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bize sadece Güneş’in yörüngesi içersindeki kütlesini verir. Güneş’in yörüngesinin dışarısındaki madde, Güneş’in hareketinin etkilemez ve böylelikle Keplerin üçüncü kanununa yansımaz.

Bugün, hala Galaksimizin gerçek sınırı tespit edilemedi ve mutlaka şaşırtıcı bir madde miktarı, galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel dağılım halinde Galaksimizi kuşatmalı (O nedenle gökbilimciler galaksimizin büyüklüğünü 80-100 bin ışık yılı olarak dile getirir). Bu maddeden dolayı, Samanyolu’nun toplam kütlesi en azından Güneş kütlesinin 6 x 10 üzeri 11 katı veya daha fazla olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlıktır. Bunun için bu bölgeye “Karanlık Madde” adı verilir. Bu bölgede yıldız yoktur ve varlığı kütle çekim kuvvetinin varlığından anlaşılmaktadır.

Galaksimizin merkezi, Sagitarius (Sgr A) olarak bilinmektedir. New Mexicodaki VLA radyo teleskobu ile elde edilen ayrıntılı radyo görüntülerinden Sgr A nın iki koldan ibaret olduğu görülmüştür: Sgr A Batı ve Sgr A Doğu.

25283_g2Big
Çok sayıda yıldız, galaksimizin merkezindeki süper kütleli karadeliğin çevresinde aşırı eliptik yörüngeler izleyerek döner (Telif: NASA JPL).

SgrA Batı termik, diğeri ise termik olmayan radyasyon yayınlar. Termik kısımda iyonlaşmış hidrojen vardır. Bu iyonlaşmış gazın sebebi anlaşılamamıştır. Bunu açıklayabilen iki mekanizma ileri sürülmüştür: Sıcak O, B tayf sınıfı anakol yıldızları ve galaksi merkezindeki çok yüksek bir enerji kaynağı.

Ayrıca, Sgr A batı kolunun merkezinde termik olmayan çok küçük bir kaynak tespit edilmiştir. Buna Sgr A* denmektedir. Gözlemlerden, galaksimizin merkezinin bir spiral yapıya sahip olduğu anlaşılmıştır. Merkezdeki bu spiral yapının galaksimizin spiral yapısı ile bir ilgisi yoktur.

Galaksi merkezinden itibaren 2 ila 8 pc arasında moleküllerin bulunduğu bir disk bölgesi vardır. Bu bölgeye “Molekül diski” denir. Merkezden itibaren 700 pc (parsek; 1 parsek 3.26 ışık yılıdır) uzaklıktaki ekseni etrafında hızla dönen bir “Çekirdek disk” vardır.

Gerek merkezdeki spiral yapının oluşumunu açıklayabilen, gerekse yüksek hızlı gaz ve tozu galaksi merkezi etrafında tutan birşey olmalı. Yapılan dinamik hesaplardan, 2 x 10 üzeri 6 Güneş kütlesindeki bir cismin, bu gazın yıldızlararası uzaya uçup gitmesini engellediği ileri sürülmüştür. Bu da kompakt süper kütleli bir kara deliktir.

Diğer birçok galaksinin çekirdeklerinde de meydana gelen olağanüstü aktiviteyi keşfeden astronomlar, bu Galaksilerin merkezlerinde süper kütleli bir kara deliğin olabileceğini söylemektedirler.

Kaynak: akad.org
Universe, Kaufmann Third Edition, 25,483-497.

Düzenleme: Zafer Emecan
Kapak Fotoğrafı: Mehmet Ergün