Evrendeki en eski yıldızlardan biri keşfedildi

Michelle Starr

DUVAR - 16 bin ışık yılı uzaklıktaki bir kırmızı dev, Evren’deki ikinci nesil yıldızların asli bir üyesi gibi görünüyor.

Kimyasal içeriği üzerinde yapılan bir incelemeye göre bu yıldız, yalnızca tek bir birinci nesil yıldızın yaşamında ve ölümünde üretilen elementleri içeriyor gibi görünüyor. Hâl böyleyken, bu yıldızın yardımıyla, şimdiye dek bir tanesi bile keşfedilmemiş olan ilk nesil yıldızları dahi bulabiliriz.

YENİ BİR TEKNİK, BİLİNMEYENLERE BİR KAPI AÇTI

Araştırmacılar, analizlerini ışığın yoğunluğunu ölçmek için kullanılan bir teknik olan ‘fotometri’ aracılığıyla gerçekleştirdiler ve böylece buna benzer 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 aşırı derecede fakir bir yıldız olan SPLUS J210428.01−004934.2’yi (buradan itibaren SPLUS J2104−0049 diye anılacak) keşfettiğimizi duyururuz” diyorlar.

“Bu kavramsal kanıt gözlemleri, dar bantlı fotometriden belirlenen düşük metaliklik adaylarını spektroskopik bağlamda doğrulamak amacıyla sürmekte olan uğraşların da bir parçası.”

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

Günümüzdeki yıldız oluşum süreçleri, bize bu en eski yıldızların nasıl bir araya 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 neslin oluşturduğu ‘II. Popülasyon’ yıldızlarından birine ait. Bunlardan III. Popülasyon’un hemen ardından gelen nesil, belki de en heyecan verici olanı; zira bunlar, içeriği bakımından III. Popülasyon’a en yakın olan yıldızlar.

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

Bunun sebebi, yıldızlar henüz oluşmadan önce ağır elementlerin var olmamasıydı; o zamanlar Evren, çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşan bir tür bulanık çorba halindeydi. İlk yıldızlar ortaya çıktığında, bu onların da meydana gelmesi gereken şeydi; daha ağır elementlerin ortaya çıkışı, çekirdeklerinde gerçekleşen termonükleer füzyon süreci sayesinde oldu.

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

Bu muazzam kozmik patlamalar, tüm bu kaynaşmış haldeki materyali yakın uzaya püskürtür; bununla birlikte, patlamalar öylesine enerjiktir ki, altın, gümüş, toryum ve uranyum gibi çok daha ağır elementleri oluşturan bir grup nükleer reaksiyonu tetiklerler. Daha sonra bu malzemeleri içeren bulutlardan doğan bebek yıldızlar, kendilerinden önce 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 arada, bu, Evren’in hidrojen kaynağı sonlu olduğundan, yani yıldızlar ‘en güzel zamanlarda’ var oldukları için, en sonunda yeni yıldızların oluşamayacağı anlamına gelir.) Ve Evren henüz çok gençken doğan, metaller açısından aşırı derecede fakir olan ve ‘UMP yıldızları’ [ing. Ultra Metal-Poor] olarak da bilinen en eski yıldızların metalikliği, aşırı derecede düşüktür.

Bu UMP’ler, yalnızca tek bir III. Popülasyon süpernovasından arda kalan materyalle zenginleşen hakiki II. Popülasyon yıldızları olarak kabul edilir.

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

Bununla birlikte, astronomların metal açısından aşırı fakir bir yıldızda gördükleri en düşük karbon miktarına sahip. Araştırmacılar, bu bulgunun, bize aşırı düşük metaliklikler için köken yıldızlar ve yıldız evrimi modelleri üzerinde önemli bir yeni bir çerçeve sağlayabileceğini ifade ediyorlar.

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

Yine de, modellemede kullanılan en yakın nitelikteki yıldızlar, SPLUS J210428-004934’ü tam olarak kopyalamak için gereken yeterli silikon miktarını üretemedi. Bilim insanları, bu anlaşılması zor tutarsızlığı gidermeye çalışmak için benzer kimyasal niteliklere sahip daha eski yıldızları aramayı öneriyorlar.

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

Araştırma grubunun makalesi The Astrophysical Journal Letters adlı dergide yayımlandı.

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