#heapow

Ölü Bir Yıldızın Nabzını Bulmak

Evrende altın gibi ağır elementlerin nasıl oluştuğu biraz gizemli. Hafif elementler, yıldızların merkezinde basit çekirdekleri daha karmaşık olanlara birleştirerek hazırlanabilir. Yıldız patlamaları, daha bile karmaşık çekirdekleri üretebilir.  Ama altın, bu epey iyi anlaşılmış mekanizmaların herhangi biriyle kolayca açıklanamıyor ve göründüğü kadarıyla daha da ekstrem yöntemler gerektiriyor. Bilim insanları şu anda altın ve diğer kompleks atomların, nötron yıldızı çift sistemlerinin çarpışmalarıyla oluştuğunu düşünüyorlar. Böyle sistemler, kütle çekimle bağlı (her biri 8 Güneş kütlesinden daha ağır) dev yıldızlar olarak başlarlar. Normal yıldız evrimi sürecinde her yıldız nükleer yakıtını tüketir ve bir “çekirdek-çökmesi” süpernovası olarak patlayıp geride, eğer patlama çok şiddetli değilse yoldaşının yörüngesinde kütle çekimle bağlı kalabilecek bir kompakt cisim bırakır. Kompakt cisim bir nötron yıldızı, ya da patlayan yıldız fazla ağırsa bir kara delik olabilir. Bu çiftler zamanla kütle çekim radyasyonu emisyonu nedeniyle yörünge enerjilerini kaybeder ve nihayetinde birlikte spiraller çizer. Eğer çiftteki kompakt cisimlerin ikisi de nötron yıldızıysa birleşmelerinin aşırı şiddeti, altın gibi ağır elementlerin oluşumu için tam uygun, nötron zengini bir ortam ortaya çıkarır. Aslında bunun, bilim insanlarının “altın birleşme” adını verdiği bir olayın olduğuna Ağustos 2017’de şahit olduk. LSI+31 303 olarak bilinen, özellikle ilginç bir dev çifti. Bu çift, yıldızın yüzeyinden fırlatılmış madde diskiyle çevrelenmiş, hızla dönen bir dev yıldız içeriyor. Dev yıldızın çevresinde, normal bir dev yoldaş yıldızın süpernovası tarafından üretilmiş bir kompakt cisim dönüyor. Sistem sıra dışı çünkü kompakt cisim diske çarptığında gama ışın ve X-ışın patlamaları üretiliyor. Kompakt cismin ne olduğu 40 yıldan uzun süredir bir sırdı, ama Dünya’nın en büyük ikinci teleskobu olan Çin’in beş yüz metrelik radyo teleskobu FAST’ın gözlemleri sayesinde artık bu sır çözüldü. Bu FAST gözlemleri, kompakt cisimden gelen geçici, saniyeden kısa radyo zonklamalarını keşfetti. Bu zonklamaların keşfi, gizemli kompakt cismin gerçekte bir nötron yıldızı, aşırı güçlü manyetik alana sahip bir magnetar olduğunu doğruladı. Bu sistemin nihayetinde bir nötron yıldız çifti birleşmesi oluşturup oluşturmayacağı belli değil, ama izlemeye değer.

Görsel: D. F. Torres, S. Weng, K. Rappaport, Science Communication Lab

Yeniden Canlanan R Aqr

Simbiyotik yıldızlar; genelde bir beyaz cüce olan ölü, kompakt bir yoldaşla bağlı evrimleşmiş bir kızıl dev yıldızdan oluşan çift sistemleridir. Kızıl devin gazları kompakt cismin üstüne düşer, güçlü kütle çekim tarafından ezilir ve ısıtılır, sonunda da hidrojenin helyuma dönüştürülmesiyle bir termonükleer patlamayı tetikler. Bu, bir süre için beyaz cüceyi tekrar gençleştirir ve yeniden enerji üretir. Değişen yıldız R Aquarii (R Aqr), yıldız simbiyozunun geçmiş fışkırmaların tarihinin yıldızı çevreleyen kompleks, görkemli yapılar olarak hala görülebildiği ilginç bir örneği. R Aqr yakında (yaklaşık 1200 ışık yılı), bu yüzden de bilinen tüm simbiyotik yıldızlar arasında en iyi incelenenlerden birisi. Yukarıdaki görsel, R Aqr’nin etrafındaki nebulanın X-ışınlarında (XMM-Newton gözlemevi) mor renkte ve Çok Büyük Teleskop’tan bir optik görüntüsünün kompozit sahte renkli görüntüsü. Optik görüntü, R Aqr çevresindeki geniş nebulada çok sayıda çanak şeklinde boşluk gösteriyor. XMM tarafından görülen X-ışın emisyonu, muhtemelen Chandra X-ışın Gözlemevi’nin daha önce gördüğü beyaz cüce yoldaşın kıvrılan jetiyle ilişkili. Bilim insanları, bu jetin beyaz cüce etrafındaki birikim diskinden doğan ve dış püskürüğü temizleyip ısıtarak XMM-Newton tarafından görülen geniş X-ışın emisyonunu üreten devam eden bir yapı olduğunu düşünüyorlar. Bu, birikim disklerinin çevrelerine nasıl “geri besleme yaptıklarının” önemli bir yerel örneği. R Aqr’nin çevresini etkilediği yolları incelemek, astronomların aktif galaksilerin merkezlerindeki birikim yapan süperdev kara deliklerin geri beslemesinin galaksi dışı ölçeklerdeki önemini anlamalarına yardımcı oluyor.

Görsel: Image courtesy of J.A. Toalá, L. Sabin, M.A. Guerrero, G. Ramos-Larios, Y.-H. Chu, T. Liimets and ESA

Jüpiter’in Yüksek Enerji Işık Gösterisi

Kuzey ve güney ışıkları, auroralar; gezegenin manyetik alanı tarafından yakalanan yüklü parçacıklar (elektronlar, protonlar ve pozitif yüklü diğer atomlar) tarafından ortaya çıkarılır. Dönen gezegenler, içlerindeki düzenli elektrik akımları nedeniyle manyetik alanlar üretir, bu da “kuzeyden” “güneye” doğru akan manyetik güç çizgileri üreten doğal bir elektrik dinamosu oluşturur. Dünya’da aruroralar, Güneş’ten gelen yüklü parçacıklar manyetik alan tarafından yakalanıp kutupların yakınında aşağı doğru inerken oluşur. Başka gezegenlerin de manyetik alanları ve auroraları vardır.  En büyük manyetik alana sahip gezegen Jüpiter’dir, yani çok güzel auroralar görmeyi bekleyebilirsiniz ve hayal kırıklığına da uğramazsınız.  Jüpiter’de, auroraları üreten yüklü parçacıklar Jüpiter’in yakınındaki küçük uydusu Io’dan gelir. Io Güneş Sistemi’ndeki volkanik açıdan en aktif cisimdir, çünkü Jüpiter’in güçlü kütle çekimi tarafından devamlı çekilir ve itilir. Volkanik püskürmeler uzaya sıcak erimiş kaya ve gaz saçar. Elektrik yüklü bu gazın bir kısmı Jüpiter’in manyetik alanları tarafından yakalanır ve auroraları üretir. NuSTAR yüksek enerji X-ışın uydusuyla yapılan yeni bir gözlemde, yakın zamanda Jüpiter auroralarında (ya da Dünya dışında herhangi bir gezegende) görülen en yüksek enerji emisyonu tespit edildi. Görüntüde “NuSTAR PSF” adı verilen daire, NuSTAR nokta dağılım fonksiyonunu, NuSTAR’ın Jüpiter’de görebileceği küçük bir yapının tahminini gösteriyor. Bu NuSTAR gözlemleri, Jüpiter yörüngesindeki Juno uzay aracının bıraktığı ve Jüpiter auroralarının X-ışın emisyonunun tam olarak nasıl üretildiğine dair onlarca yıllık bir sırrın çözülmesini sağlıyor. Bu NuSTAR gözlemleri, aslında Jüpiter’de ve Dünya’da (ve belki Satürn’de de) benzer aurora süreçlerinin işlediğini gösteriyor.

Görsel: NASA/JPL-Caltech

IXPE İlk Fotoğraf

Bu Ocak’ta, NASA’nın en yeni X-ışın gözlemevi IXPE, yani Görüntüleyici X-ışın Polarimetre Kaşifi, teleskopik teleskop kolunun Aralık’ta  başarılı şekilde yerleştirilmesinden sonra bilimsel operasyonlara başladı. Yukarıdaki görsel, ilk bilimsel hedefi olan ünlü  Cas A süpernova kalıntısının, Güneş’in yaklaşık on katı kütleye sahip bir yıldız termonükleer yakıtını tüketip patladığında geriye kalan gaz ve tozun bir IXPE görüntüsü. Cas A; X-ışın gözlemleri (özellikle de Cas A’nın Chandra X-ışın Gözlemevi tarafından alınan derin, yüksek çözünürlüklü görüntüsü) süpernovaların yıldızlararası uzayda kompleks atomları nasıl üretip yaydığının ve böylesi patlamaların nötron yıldızlarını nasıl doğurduğunun gizemlerini çözmek için bir anahtar sunduğundan, X-ışın astronomlarınca gözde bir cisim. Aynı zamanda, süpernova kalıntıları atom altı parçacıkların ışığa yakın hızlara ulaştığı önemli alanlar. Bu hızlandırılmış parçacıklar, kozmik ışınlar şeklinde galakside uçuyorlar. Bu aşırı hızlanma, yüklü parçacıklar kalıntıyı sarmalayan manyetik alanlarla etkileşime girdiğinde üretiliyor. Bu süreç de polarize ışık, yani özgün bir titreşim yönelimine sahip ışık ortaya çıkarır ve IXPE işte burada devreye giriyor. IXPE, NASA’nın X-ışın radyasyonu dalgalarının polarizasyonunu ölçebilen ilk uzay teleskobu. Yukarıdaki IXPE Cas A görüntüsü 11-18 Ocak’ta alındı ve maviden kırmızı/beyaza doğru renkler artan X-ışın parlaklığını belirtiyor. IXPE’nin Cas A gözlemlerinin analizi, bilim insanlarının kalıntının çevresindeki parçacık hızlanmasının etkinliğini ölçmek için polarizasyon miktarını uzamsal olarak haritalamalarını sağlayacak.

Görsel: NASA

Güneş’in İçini Görmek

Güneş’in içinde ne oluyor? Güneş’in içinin nasıl olduğuna dair , Güneş’in dışından yapılan gözlemlerden zorlukla elde edilen oldukça bütünlüklü fikirlerimiz var: ne kadar uzakta (bu da bize ne kadar büyük olduğunu gösteriyor), kütlesi ne ve ne kadar sıcak? Hans Bethe 1938’de bu özellikleri ve atomik süreçlerin fiziğini kullanarak, kadim bir bilmecenin çözümüne buldu, Güneş ve diğer yıldızların sayesinde ışıdığı enerji kaynağını belirledi. Ama çıkarım farklı şey, doğrudan gözlem farklı şey. Güneş’in çekirdeğindeki nükleer fırının içine kimse doğrudan bakabilir mi?  Şaşırtıcı şekilde, bu aslında mümkün.  Yukarıdaki görsel, Güneş’in çekirdeğinden yayınlanan nötrinoların, Japonya’da bulunan Super-Kamiokande nötrino teleskobu tarafından alınmış bir görüntüsü. Nötrinolar, Güneş’in çekirdeğindeki nükleer reaksiyonlarla üretilir ve çok çekingen olup maddeyle nadiren etkileştiklerinden, Güneş’in çekirdeğinde üretilen bir nötrino ancak sekiz dakika sonra Dünya’da görülebilir, sanki tüm Güneş görünmezmiş gibi Güneş’in içinden geçip gider. Bu nötrinoları tespit ederek Güneş’in nükleer fırınının boyutu, sıcaklığı ve yoğunluğu hakkında anlık bilgi sahibi olabiliriz. Nötrinoları yakalamak çok zor olduğu için nötrino detektörleri çok büyük olabilir. Super-Kamiokande, 39 metre çapında ve yüksekliği 41 metre olan, 55 ton suyla dolu silindir bir depodan oluşuyor. Atomlarla etkileşen nötrinolar suda, depoda 13 bin tanesi sıralanmış olan ışığa duyarlı sensörlerin tespit edebildiği kısa süreli, küçük ışık parlamaları üretir. Super-K yalnızca Güneş’in içine dair anlayışımızı doğrulamakla kalmadı, aynı zamanda atom altı fiziğindeki sorunların giderilmesine de yardımcı oldu ve nötrinoların, bir formdan diğerine değişerek salınım yapabildiğini gösterdi. Bu tür nötrino salınımlarının Super-Kamiokande tarafından tespiti, Güneş’te önceki nötrino teleskoplarıyla neden standart modellerin öngördüğünden çok daha az nötrino tespit edildiğini açıklayarak “Güneş nötrino problemini” çözmüş oldu.

Görsel: SUPER KAMIOKANDE COLLABORATION

Bir Örümceğe Dönüşmek

Milisaniye pulsarları adı verilen hızlı dönen pulsarlar, Güneş kadar kütleye sahiplerdir ama bir Formula-1 arabasının motorundan daha hızlı, saniyede yüzlerce kez dönerler. Hızlı dönüşleri, bir yoldaş yıldızdan madde biriktirilmesinden kaynaklanır; bu madde nötron yıldızının çevresinde ince, hızla dönen bir disk oluşturup bir kenarına çarpar ve bir basket topunu elinizle çevirmenize benzer şekilde dönüşünü artırır. Milisaniye pulsarı, yoldaşından neredeyse tüm kütlesini çekip alır, böylece yoldaş yıldız genelde aşırı düşük kütleli bir beyaz cüce (dejenere maddeden atıl, Dünya boyutlarında bir çekirdek) haline gelir. Yoldaş maddeden bu kadar çok kütle kaybedildiği için bu milisaniye pulsar çift sistemleri ilk olarak “karadul” çiftleri olarak adlandırıldı, daha fazla çeşit bulundukça artık daha genel olarak işin duayenlerince “örümcek” çiftleri adıyla biliniyorlar. Örümcek çiftleri yüksek enerji gama-ışınları yayınlarlar ve 2008’den bu yana gama-ışın gökyüzünü tarayan Fermi Gama-ışın Uzay Teleskobu bunların pek çoğunun bulunmasında önemli rol oynadı. Fermi tarafından daha önce belirlenmemiş bir gama-ışın kaynağı olarak görülen, Fermi kataloğunda 4FGL J1120.0Ð2204 adı verilen yeni fark edilmiş bir milisaniye pulsarı, yakın zamanda Şili’deki SOAR Teleskobu’nun yer temelli gözlemleri kullanılarak sıra dışı bir örümcek sistemi şeklinde tanımlandı. Bu sistemdeki yoldaş yıldız, çoğu diğer örümcek sistemindekilerden daha ağır ve çok daha büyük. Bu da astronomların bu sistemdeki nötron yıldızını yoldaşını yerken yakaladıkları anlamına geliyor ve bunu, bir örümceğe dönüşüm sürecinde en erken yakalanan sistem yapıyor.

Görsel: NOIRLab; Fermi; NASA; Swihart et al. (2022)

Geride Kalanlara Bakış

2021 yılına bir çok soruyla başladık. Ve yıl boyunca, bir çok cevap elde ettik. Nötron yıldızlarının, yani dev bir yıldız yakıtını tüketip çekirdeği çöktüğünde geride kalan küçük, süper yoğun parçaların yuvarlaklığını ve sıkışmışlığını belirledik. Gittikçe derinleşen X-ışın gökyüzünü SRG uzay aracındaki eROSITA teleskobuyla inceledik ve de Samanyolu’nun merkezini çevreleyen, gama-ışın yayınlayan gizemli Fermi Kabarcıkları’yla benzer büyük ölçekli X-ışın kabarcıklarının bağlantısını çözdük. Ses bilimini kullanarak yüksek enerji evreninin gizemlerini dinledik. Aktif galaksi M87’deki süperdev kara delik yakınındaki manyetik alanların oluşturduğu birikim disklerinin şeklini belirleyip yükseklik ve derinliklerini ölçtük. Aynı zamanda, Antarktika’nın kozmik nötrino teleskobunun 10’uncu yılını güzel bir pastayla kutladık. Veri arşivlerinin, bilim camiasına ve genel olarak halka çoklu enerji bantlarında kalibre edilmiş veri sağlamada oynadığı rolü gördük. INTEGRAL’i kurtardık ve COSI’yi onayladık. Ve yılın sonuna doğru, nötron yıldızlarıyla kara deliklerin beslenme alışkanlıklarına dair yeni bir bakış açısı sağlayacak olan IXPE’yi fırlattık.

Görsel: M. F. Corcoran

Gezinen Yıldız

Sabit yıldızlar hareket ediyor, üstelik bazıları oldukça hızlı gidiyor. Galaksimizde, yıldızların pek çoğu birlikte hareket ediyor, Samanyolu’nun merkezi çevresinde (aşağı yukarı) hep beraber dönüyorlar. Ama bazı yıldızlar diğerlerinden daha bağımsız ve daha az kullanılan yolları seçiyorlar. Mira yıldızı (1662’de Polonyalı astronom Johannes Hevelius tarafından verilen adla, “Harika”) beyaz cüce bir yoldaşa sahip, zonklayan bir kızıl dev çift olan, daha bağımsızlardan birisi. Kızıl devden beyaz cüceye kütle akıyor ve tüm bu sistem, çevredeki maddeye kıyasla, Samanyolu’nda saatte neredeyse 480 bin kilometre hızla ilerliyor. Bu büyük nispi hız, bir gölde giden sürat teknesine benzer şekilde güçlü bir “şok dalgası” ve Güneş’le en yakın yıldız komşusu arasındaki mesafenin yaklaşık üç katı boyunca, 13 ışık yılından daha fazla uzanan şaşırtıcı şekilde uzun, ince bir kuyruk üretiyor. Burada gösterilen bu kuyruk morötesi ışıkta parıldıyor ve tüm gökyüzü UV taraması sırasında Galaksi Evrim Kaşifi (GALEX) tarafından keşfedildi.

Görsel & Referans: NASA/JPL-Caltech/C. Martin (Caltech)/M. Seibert(OCIW)