Magnetar Oluşumundaki Sis Perdesi Aralandı Mı?
Magnetarlar süpernova patlamalarının garip süper-yoğun kalıntılarıdır. Evren’deki bilinen en güçlü mıknatıslardır — Yeryüzü’ndeki en güçlü mıknatıstan milyonlarca kez daha güçlüdür. ESO’nun Çok Büyük Teleskop’unu (VLT) kullanan bir Avrupalı gökbilimci ekibi ilk kez magnetara eşlik eden bir yıldız bulduklarını düşünüyor. Bu keşif magnetarların nasıl oluştuklarının — 35 yıllık geçmişe sahip bir bilmece — ve neden bu özel yıldızın gökbilimcilerin beklediği gibi bir karadelik olarak çökmediğinin anlaşılmasına yardımcı olabilir.
Büyük kütleli bir yıldız bir süpernova patlaması sırasında kendi kütleçekimi ile çökmeye başlar ve bir nötron yıldızı ya da karadelik haline gelir. Magnetarlar sıradışı ve ilginç bir nötron yıldızı türüdür. Tüm bu garip nesneler gibi onlar da küçücük ve olağan dışı bir yoğunluğa — bir çay kaşığı kadar nötron yıldızı maddesi yaklaşık bir milyar ton ağırlığındadır — ve oldukça güçlü manyetik alanlara sahiptirler. Kabuklarında meydana gelen dev gerilmeler sonucu yıldız depremi olarak bilinen ani düzensizlikler nedeniyle magnetar yüzeylerinden çok büyük miktarda gama ışını salınımı olur.
Güney gökküresi takımyıldızlarından Sunak doğrultusunda ve 16 000 ışık yılı uzaklıkta bulunan Westerlund 1 [1] yıldız kümesi Samanyolu’ndaki bilinen iki düzine magnetardan birine ev sahipliği yapmaktadır. CXOU J164710.2-455216 olarak bilinen magnetar gökbilimcileri oldukça şaşırtmaktadır.
“Daha önceki çalışmamızda (eso1034) Westerlund 1 kümesindeki (eso0510) magnetarın Güneş’ten 40 kat daha büyük kütleye sahip bir yıldızın patlayarak ölmesiyle doğmuş olması gerektiğini göstermiştik. Ancak şimdi bir problemi olduğu anlaşılıyor, çünkü böyle bir kütleye sahip yıldızını ölümüyle çökerek bir karadelik meydana getirmesi gerekiyor, nötron yıldızı değil. Bu yıldızın nasıl olup da magnetara dönüştüğünü anlayamadık,” diyor sonuçları analiz eden makalenin baş yazarı Simon Clark.
Westerlund 1 yıldız kümesinde magnetar ve Wd1-5 Yıldızının konumları.
Gökbilimciler bu bilmeceye bir çözüm önerdiler. Magnetarın Yer-Güneş mesafesindeki bir yörüngede birbiri etrafında dolanan yoğun bir çift yıldız sisteminde bulunan çok büyük kütleli iki yıldızın etkileşimi sonucunda, oluştuğu öne sürülüyor. Ancak şimdiye kadar Westerlund 1’deki magnetar civarında bir yoldaş yıldız tespit edilememişti, bu nedenle VLT’yi kullanan gökbilimciler bu yıldızı bulmaya çalıştılar. Kontrolden çıkmış — yüksek hızlarda kümeyi terk eden —yıldızları aramaya başladılar, magnetarı oluşturan süpernova patlaması bu yıldızı kümeden dışarıya atmış olabilirdi. Yıldızlardan biri, Westerlund 1-5 [2] olarak bilineni, tam da bu işi yapıyordu.
“Bu yıldız sadece bir süpernova patlamasından atılmışçasına hareket etmiyordu, aynı zamanda yalnız oluşamayacak kadar da parlaktı. Üstelik, tek bir yıldızın sahip olamayacağı kadar da karbon-zengini bir yapısı var — açık deliller bu yıldızın ilk olarak bir çift yıldız yoldaşı şeklinde oluştuğunu gösteriyor.” diye ekliyor yeni makalenin eş-yazarı Ben Ritchie (Açık Üniversite).
Bu keşif gökbilimcilerin, beklenen bir karadelik yerine, magnetar oluşturan yıldızsal yaşam hikayesini yeniden düzenlemelerini sağlayacak [3]. Bu sürecin ilk aşamasında, çiftin daha ağır olan yıldızı yakıtını tüketmeye başlarken, dış katmanlarını diğer yoldaş yıldıza aktarmaktadır — böylece magnetar olmaya başlar — bu nedenle kendi çevresinde daha da hızla dönmeye başlar. Bu hızlı dönme süreci magnetarın oldukça-güçlü manyetik alanının oluşumu için gerekli olan bir bileşen gibi görünüyor.
İkinci aşamada, bu kütle aktarımının bir sonucu olarak, yoldaş yıldızın kütlesi artıyor ve yakıtını kazandığı kütleyi yakmaya harcıyor. Bu kütlenin çoğu kısmı kaybolurken, bir kısmı da halen parladığını gördüğümüz Westerlund 1-5’e dönmektedir.
“Bu madde değiş tokuşu Westerlund 1-5’in özgün kimyasal izini ortaya çıkardı ve yoldaşının kütlesini azaltarak bir karadelik yerine magnetar olarak doğmasına neden oldu — kozmik sonuçlar doğuran bir yıldız oyunu gibi! diye sonlandırıyor ekip üyelerinden Francisco Najarro (Astrobiyoloji Merkezi, İspanya).
Bir çift yıldız sisteminin bileşeni olmak bir magnetar oluşturmanın gerekli bir formülü gibi görünüyor. İki yıldız arasındaki kütle aktarımı ile oluşturulan hızlı dönme, güçlü manyetik alanın oluşması için gerekirken, ikinci bir kütle aktarımı aşaması ile magnetar tarzı zayıflama yıldızın ölümü sırasında karadeliğe dönüşmesini engelliyor.
Notlar
[1] Westerlund 1 açık kümesi İsveçli gökbilimci Bengt Westerlund tarafından 1961 yılında Avustralya’dan keşfedilmiştir, daha sonra oradan taşınarak Şili’de ESO Müdürü (1970-74) olmuştur. Bu küme kendisinin görünür ışıktaki birçok bölgesini örten, dev bir yıldızlar-arası gaz ve toz bulutunun arkasında bulunmaktadır. Sönümleme faktörü 100 000’den fazladır, bu nedenle bu özel kümenin doğasının anlaşılması bu kadar uzun sürmüştür.
Westerlund 1 olağan dışı yıldızların fiziğini anlamak için doğan bir çalışma ortamı gibidir ve Samanyolu’ndaki en büyük kütleli yıldızların nasıl doğduklarını ve öldüklerinin anlaşılması için gökbilimcilere yardımcı olmaktadır. Gözlemlere göre, gökbilimciler bu kümenin büyük olasılıkla Güneş’ten 100 000 kat daha büyük bir kütleye sahip olduğunu ve tüm yıldızlarının 6 ışık-yılından daha küçük bir alanda yer aldığını düşünüyor. Bu nedenle Westerlund 1 Samanyolu gökadasında şimdiye kadar tespit edilen en büyük kütleli yoğun genç yıldız kümesi gibi görünüyor.
Westerlund 1’de şimdiye kadar analiz edilen tüm yıldızların kütleleri en az 30–40 Güneş kütlesi mertebesinde. Bu tür yıldızlar görece daha kısa bir yaşam sürdürdükleri için — gökbilim dilinde — Westerlund 1 çok genç bir küme olmalı. Gökbilimcilere göre yaşı 3.5 ila 5 milyon yıl civarında. Bu nedenle, Westerlund 1 açıkça gökadamızda yeni doğmuş bir küme oluyor.
[2] Bu yıldız için tam gösterim Cl* Westerlund 1 W 5 olarak belirtilmektedir.
[3] Yıldızlar yaşlandıkça, çekirdek reaksiyonları da kimyasal içeriklerini değiştirirler — reaksiyonları besleyen elementler tükenirler ve reaksiyonlardan çıkan ürünler birikmeye başlar. Bu yıldızsal kimyasal parmak izi ilk olarak hidrojen ve azot zenginidir, ancak karbon bakımından zayıftır ve sadece yıldız yaşamının son döneminde karbon miktarı artmaktadır, bu da hidrojen ve azot miktarının şiddetli bir şekilde düştüğüne işaret etmektedir — tekil olarak yıldızların Wd1-5 gibi aynı anda hidrojen, azot ve karbon bakımından zengin olmalarının imkansız olduğu düşünülüyordu.
Bağlantılar
Haber
ESO
