Evrendeki en eski yıldızlardan biri keşfedildi

Michelle Starr

16 bin ışık yılı uzaklıktaki bir kırmızı dev, Evren’deki ikinci kuşak yıldızların asli bir üyesi üzere görünüyor.

Kimyasal içeriği üzerinde yapılan bir incelemeye nazaran bu yıldız, sırf tek bir birinci jenerasyon yıldızın hayatında ve vefatında üretilen elementleri içeriyor üzere görünüyor. Hâl böyleyken, bu yıldızın yardımıyla, şimdiye dek bir tanesi bile keşfedilmemiş olan birinci kuşak yıldızları dahi bulabiliriz.

YENİ BİR TEKNİK, BİLİNMEYENLERE BİR KAPI AÇTI

Araştırmacılar, tahlillerini ışığın yoğunluğunu ölçmek için kullanılan bir teknik olan ‘fotometri’ aracılığıyla gerçekleştirdiler ve böylelikle buna benzeri eski cisimleri bulmak için yeni bir kapı araladılar.

Araştırmacılar yayınladıkları makalede, “Dar bantlı S-PLUS fotometrisinden seçilen ve orta ve yüksek çözünürlüklü spektroskopi ile teyit edilen, metaller açısından çok derecede yoksul bir yıldız olan SPLUS J210428.01−004934.2’yi (buradan itibaren SPLUS J2104−0049 diye anılacak) keşfettiğimizi duyururuz” diyorlar.

“Bu kavramsal delil müşahedeleri, dar bantlı fotometriden belirlenen düşük metaliklik adaylarını spektroskopik bağlamda doğrulamak maksadıyla sürmekte olan uğraşların da bir modülü.”

Evren’in Büyük Patlama’dan şu anda gördüğümüz ve sevdiğimiz yıldızlarla dolu ihtişamına nasıl ulaştığını gereğince uygun anladığımızı düşünsek dahi, ‘III. Popülasyon’ yıldızları ismiyle bilinen ve ilkel karanlıkta yanıp sönen ışıklarını uzaya saçan birinci yıldızlar, gizemli varlıklar olarak kalmaya devam ediyorlar.

Günümüzdeki yıldız oluşum süreçleri, bize bu en eski yıldızların nasıl bir ortaya geldiğiyle ilgili kimi ipuçları sunuyor; ne var ki, onları bulana dek, mevcut anlayışımızı eksik bilgiler üzerine inşa ediyoruz.

İÇERDİKLERİ ELEMENTLER SAYESİNDE KEŞFEDİLDİLER

İpucu kırıntılarından biri, III. Popülasyon’un sonrasında ortaya çıkan birkaç kuşağın oluşturduğu ‘II. Popülasyon’ yıldızlarından birine ilişkin. Bunlardan III. Popülasyon’un çabucak akabinde gelen kuşak, tahminen de en heyecan verici olanı; çünkü bunlar, içeriği bakımından III. Popülasyon’a en yakın olan yıldızlar.

Onları, yıldızın yaydığı ve barındırdığı elementlerin kimyasal parmak izlerini gösteren ışık spektrumunu tahlil ederek tespit edilen, karbon, demir, oksijen, magnezyum ve lityum üzere son derece düşük elementlerin ölçüsü aracılığıyla saptayabiliriz.

Bunun sebebi, yıldızlar şimdi oluşmadan evvel ağır elementlerin var olmamasıydı; o vakitler Cihan, çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşan bir çeşit bulanık çorba halindeydi. Birinci yıldızlar ortaya çıktığında, bu onların da meydana gelmesi gereken şeydi; daha ağır elementlerin ortaya çıkışı, çekirdeklerinde gerçekleşen termonükleer füzyon süreci sayesinde oldu.

Evvel hidrojen helyuma, daha sonra helyum karbona ve sonuçta yıldızın kütlesine bağlı olarak demire dönüşene kadar kaynaşır (en küçükleri helyumu karbona kaynaştırmak için kâfi güce sahip değildir ve bu noktaya ulaştıklarında hayatları sona erer). En büyük kütleye sahip yıldızlar bile demiri kaynaştırmak için kâfi güce sahip değildir; çekirdek büsbütün demire dönüştüğünde ise bir süpernova haline gelirler.

Bu muazzam kozmik patlamalar, tüm bu kaynaşmış haldeki malzemesi yakın uzaya püskürtür; bununla birlikte, patlamalar öylesine enerjiktir ki, altın, gümüş, toryum ve uranyum üzere çok daha ağır elementleri oluşturan bir küme nükleer tepkisi tetiklerler. Daha sonra bu gereçleri içeren bulutlardan doğan bebek yıldızlar, kendilerinden evvel yaşamış olan yıldızlardan daha yüksek oranda metalikliğe sahip olurlar.

KEŞİF, YILDIZLARIN OLUŞUMUYLA İLGİLİ ANLAYIŞIMIZI İLERİ TAŞIYOR

Şu anda var olan -I. Popülasyon- yıldızlar, en yüksek metalikliğe sahip olanlardır. (Bu ortada, bu, Evren’in hidrojen kaynağı sonlu olduğundan, yani yıldızlar ‘en hoş zamanlarda’ var oldukları için, en sonunda yeni yıldızların oluşamayacağı manasına gelir.) Ve Cihan şimdi çok gençken doğan, metaller açısından çok derecede yoksul olan ve ‘UMP yıldızları’ [ing. Ultra Metal-Poor] olarak da bilinen en eski yıldızların metalikliği, çok derecede düşüktür.

Bu UMP’ler, sırf tek bir III. Popülasyon süpernovasından arda kalan malzemeyle zenginleşen gerçek II. Popülasyon yıldızları olarak kabul edilir.

Ulusal Bilim Vakfı’nın NOIRLab öncülüğünde çalışan bir gökbilim grubu, S-PLUS isimli bir fotometrik araştırma tekniği kullanarak SPLUS J210428-004934’ün varlığını belirledi ve şimdi saptadığımız en düşük metalikliğe sahip olmasa bile (bu onur SMSS J0313-6708’e ilişkin ), bir UMP yıldızı için ortalama bir metaliklik oranına sahip olduğunu ortaya çıkardı.

Bununla birlikte, astronomların metal açısından çok yoksul bir yıldızda gördükleri en düşük karbon ölçüsüne sahip. Araştırmacılar, bu bulgunun, bize çok düşük metaliklikler için köken yıldızlar ve yıldız evrimi modelleri üzerinde değerli bir yeni bir çerçeve sağlayabileceğini söz ediyorlar.

Bilim insanları, bu yıldızın nasıl ortaya çıkmış olabileceğini anlamak emeliyle teorik bir modelleme yaptılar. SPLUS J210428-004934’te gözlemlenen kimyasal ölçülerin, daha ‘normal’ UMP yıldızlarında görülen düşük düzeydeki karbon ve öteki elementlerin ölçüleri da dahil olmak üzere, Güneş’in kütlesinin 29.5 katı büyüklükte olan tek bir II. Popülasyon yıldızının geride bıraktığı yüksek güçlü bir süpernova tarafından en fazla oranda çoğaltılabileceğini saptadılar.

Yeniden de, modellemede kullanılan en yakın nitelikteki yıldızlar, SPLUS J210428-004934’ü tam olarak kopyalamak için gereken kâfi silikon ölçüsünü üretemedi. Bilim insanları, bu anlaşılması sıkıntı tutarsızlığı gidermeye çalışmak için benzeri kimyasal niteliklere sahip daha eski yıldızları aramayı öneriyorlar.

Araştırmacılar, “S-PLUS fotometrisinden tanımlanan ek UMP yıldızları, III. Popülasyon yıldızlarını anlamamızı kıymetli oranda geliştirecek ve bugün galaksimizde hâlâ yaşamakta olan metal mahrumu düşük kütleli bir yıldız bulma ihtimalini mümkün kılabilir” diyorlar.

Araştırma kümesinin makalesi The Astrophysical Journal Letters isimli mecmuada yayımlandı.

Makalenin yepyenisi Science Alert sitesinde yayımlanmıştır. (Çeviren: Tarkan Tufan)