Yıldız Tozunda Yaşamın Bileşenleri Bulunur. Peki Bunlar Nasıl Yolculuk Eder?
On yıllarca bilim insanları, tozun yaşlanan yıldızların gazı uzaya itmesine yardımcı olduğunu düşünüyordu; ancak yakındaki bir yıldız bunun doğru olmayabileceğini gösteriyor.
Gökbilimciler, yaşamının son evresindeki asimptotik dev dal aşamasında bulunan Güneş benzeri bir yıldız olan R Doradus’tan akan maddeyi yakından incelediler.
Yaşam evresinin bu noktasındaki yıldızlardan çok azı yakından incelenebilecek kadar yakındır; bu nedenle araştırmacılar bu yıldıza odaklandılar. R. Doradus, 180 ışık yılı uzaklıkta, yani yaklaşık 1,1 katrilyon mil mesafede bulunuyor.
Çalışma, Göteborg’daki Chalmers Teknoloji Üniversitesi’nde ( Chalmers ) görevli gökbilimci Theo Khouri tarafından yönetildi.
Araştırmaları, eski yıldızların nasıl gaz saldığını ve bu gazın daha sonra yeni gezegenler için ham madde haline geldiğini inceliyor.
Yıldız rüzgarlarının önemi
Dev yıldızlar , sönüp gitmelerinden çok önce, yıldızdan sürekli olarak çıkan gaz akışı olan yıldız rüzgarı yoluyla kütle kaybederler .
Bu dışa akış , karbonu, oksijeni ve nitrojeni dışarı taşır ve daha sonraki yıldızlar ve gezegenler bu atomları yeniden kullanabilir.
Gökbilimciler rüzgarı neyin başlattığını yanlış yorumlarlarsa, galaksilerin kimyasal olarak ne kadar hızlı zenginleştiğini de yanlış yorumlamış olurlar.
On yıllarca birçok model, ışığın maddeye uyguladığı kuvvet olan radyasyon basıncının , yeni doğan toz parçacıklarını dışarı doğru itebileceğini varsaydı.
Tanecikler hızlandıkça, yakındaki gazla çarpışır ve onu da beraberinde sürükleyerek daha geniş bir rüzgar oluşturur.
Bu model bazı karbonca zengin yıldızlar için işe yarıyor, ancak R Doradus gibi oksijence zengin dev yıldızları açıklamak daha zor oldu.
Yıldız tozunu renkli olarak gözlemlemek
Ekip , yıldıza yakın soluk toz parçacıklarını izole etmek için tek yönde hizalanmış ışık dalgaları olan polarize ışığı kullandı.
Uzmanlar, Kasım 2017’de Şili’nin Paranal kentindeki Çok Büyük Teleskop üzerindeki SPHERE cihazıyla tozu görünür renklerde gözlemlediler.
Sonraki yıllar, verilerin dikkatlice analiz edilmesi ve uzun süredir var olan teorileri gerçekten destekleyip desteklemediğinin test edilmesiyle geçti.
Bu teknik, saçılan yıldız ışığını parlamadan ayırdığı için araştırmacılar, rüzgarın hızlanmaya başladığı yerde tozu ölçebiliyorlar.
Renk desenleri ve tane boyutları
Dalga boyları boyunca meydana gelen ince değişiklikler, tozun ışığı nasıl yansıttığını ortaya koyarken, renk deseni de tanecik boyutlarını gösterdi.
Dağınık sinyal çoğunlukla silikatlarla, yani silikon ve oksijenden oluşan minerallerle ve ayrıca yıldızın yakınındaki alümina tozuyla eşleşti.
Bu bileşimler, oksijen açısından zengin dev yıldızların yoğunlaştırabileceği yapılarla örtüşüyor, ancak bileşim tek başına tanelerin kaçıp kaçamayacağını ortaya koyamaz.
Simülasyonlarla yıldız tozunu test etme
Ekip, teleskop görüntülerini altta yatan fiziksel olaylarla ilişkilendirmek için radyatif transfer modelleri (ışığın toz ve gazdan nasıl geçtiğinin matematiksel simülasyonları) kullandı.
Uzmanlar, yıldızın etrafındaki foton saçılımını ve emilimini izlediler ve ardından farklı tane boyutları için polarizasyon modellerini tahmin ettiler.
Bu desenleri teleskop verileriyle eşleştirmek, yıldız ışığının ne kadar itme gücü sağlayabileceğine dair kesin bir sınır ortaya koydu.
Küçük taneler yıldız rüzgarlarını hareket ettiremez.
Yıldızın ışık dalga boyundan daha küçük toz tanecikleri, gazı dışarı doğru itmek için yeterli ışığı yakalayamaz.
Ekip kuvvetleri hesapladığında, yerçekiminin gazı hala yerinde tuttuğunu, yani bu minik taneciklerin yıldız rüzgarını hareket ettiremediğini buldu.
Khouri, “Sürecin nasıl işlediğine dair iyi bir fikrimiz olduğunu düşünüyorduk. Yanılmışız. Bilim insanları olarak bizim için bu en heyecan verici sonuç,” dedi.
Ekip, toz taleplerini zarf içindeki gaz-toz oranıyla, yani her bir toz kütlesi için ne kadar gaz bulunduğuyla karşılaştırdı.
Mevcut tüm silikon veya alüminyum atomları katı hale dönüşse bile, modeller yine de rüzgarı hareket ettirme konusunda yetersiz kalıyordu.
Demir açısından zengin toz ısındığında
Demir bakımından zengin taneler daha fazla yıldız ışığı emer, bu da kuvveti artırır, ancak emilim aynı zamanda sıcaklıklarını da yükseltir.
Yüksek sıcaklıklarda, süblimleşme –katı maddenin doğrudan gaza dönüşmesi– bu taneciklerin gazı hızlandırmadan önce ortadan kalkmasını sağlar.
Bu denge, demir içeren tozun R Doradus yakınlarında kötü bir itici güç olmasına yol açıyor, daha uzakta faydalı olsa bile.
Kabarcıklar ve titreşimler gazı iter.
Sıcak maddenin yükselmesi ve soğuk maddenin alçalmasıyla gerçekleşen çalkantılı konveksiyon , gazı yıldızın yüzeyinin üzerindeki daha soğuk katmanlara taşıyabilir.
Yıldızın ritmik şişmesi de dışarı doğru şok dalgaları gönderebilir ve şokla sıkışan gaz uzaklaşmaya başlayabilir.
Bu işlemler, yeni taneciklerin oluşabileceği ve ışığı yakalayabileceği bir ortam yaratmak için gazı kaldırarak elle toz alma işlemini kolaylaştırabilir.
Tekrarlayan döngülere sahip yıldızlar
R Doradus yıldızı tekrarlayan döngülerde parlayıp sönüyor, bu nedenle rüzgarın fırlatma bölgesi aydan aya farklı görünebilir.
Yıldız düzenli olarak şişip küçülerek yaklaşık 175 ve 332 günlük döngülerle titreşiyor.
Eğer toz oluşumu belirli dönemlerde ani artış gösterirse, bir gözlem sezonundan alınan anlık görüntü, kısa süreli bu artışları gözden kaçırabilir.
Yıldız tozu hala bir rol oynuyor.
Tozun madde oluşturması için tüm rüzgarı yönlendirmesine gerek yoktur, çünkü toz taneleri gazı soğutabilir ve ısıyı engelleyebilir.
Yoğunlaşma olayında, gaz molekülleri bir araya gelerek katı maddeler oluşturur; alümina, dışarı doğru hareket ederken büyüyen silikatların tohumlarını oluşturabilir.
Eğer başka bir mekanizma önce gazı yukarı kaldırırsa, mütevazı bir toz basıncı bile nihai kütle kaybı oranını belirlemeye yardımcı olabilir.
Yıldız ışığını rüzgara dönüştürmek
Güneş gibi yıldızlar sonunda dış katmanlarını döker ve geriye beyaz cüce kalır ; bu, yıldızın katmanlarını döktükten sonra kalan yoğun çekirdektir.
Bu sessiz sonlanmadan önce, bu yıldızların çoğu asimptotik dev dal evresinden geçer ve büyük miktarda gaz kaybeder.
Bu belirsizlik, modellerin Güneş’in uzak geleceğine ihtiyatlı yaklaşmasını zorunlu kılıyor, çünkü Güneş’in kendi rüzgarı nihai gezegen sistemini şekillendirecek.
Gözlemler ve modeller birlikte değerlendirildiğinde, R Doradus’un etrafındaki minik toz parçacıklarının yıldız ışığını güçlü bir rüzgara dönüştüremeyeceği ortaya çıkıyor.
Gelecekte birçok titreşim evresinde yapılacak kampanyalar, diğer güçlerin ne zaman baskın hale geldiğini ve tozun daha hızlı kayıp veren devlerde daha fazla yardımcı olup olmadığını test etmelidir.
Derleyen: Feyza ÇETİNKOL
Kaynak: Yıldız Tozunda Yaşamın Bileşenleri Bulunur. Peki Bunlar Nasıl Yolculuk Eder?
/Yıldız Tozunda Yaşamın Bileşenleri Bulunur. Peki Bunlar Nasıl Yolculuk Eder?/