Önyıldızlar Nasıl Büyüyerek Gerçek Yıldızlara Dönüşüyor?

Asıl soru, protostarların ilk etapta oluşmak için yeterli maddeyi kendilerine doğru çekmeyi nasıl başardıklarıdır.
Yazar Burcu Kara
protostar önyıldız

Tüm yıldızlar yaşamlarına bir Nebula'nın yoğun bir bölgesinde başlar ve sonunda kendi içine çökerek devasa bir gaz ve toz küresine dönüşür. Bu madde soğuyup yoğunlaştıkça ısı ve ışık üreterek Protostar olarak bilinen ilk yıldızların ortaya çıkmasını sağlar. Protostarlar olgun yıldızlara dönüşebilmek için çevrelerindeki yıldız diskinden büyük miktarda gaz tüketirler. Ancak bu o kadar basit değildir, çünkü yıldız rüzgârları bu malzeme kaynağını uzaklaştırır. Yakın zamana kadar gökbilimciler yıldız embriyolarının nasıl genişlemeye devam ettiğini bilmiyorlardı.

İster Güneş, ister bir kırmızı cüce ya da büyük bir yıldız olsun, tüm yıldızlar gaz ve toz yığınları olarak başlar. "Hammaddeleri" yerel olarak çöktükten sonra, hidrojen füzyonunu ateşleyecek kadar büyüyene kadar o bölge içinde genişlemeye devam ederler. Görünüşte basit olsa da, gerçek karmaşıklık ve zorluklarla doludur. Yıldız oluşumunun son aşaması uzun süre sorgulanmıştır.

Yıldızların Doğum Süreci

Güneş, tüm yıldızlar gibi, çok soğuk moleküler gazlardan oluşan bir bulutun içinde doğmuştur. Bununla birlikte, yeni bir tomurcuklanan yıldızın böyle bir yıldız fidanlığından çıkıp parlaması zaman ve birkaç gelişim aşaması alır. Bu yıldız oluşumunun doğası hala belirsizdir.

Yeni yıldız oluşumu genellikle gaz akışlarının sıkışması veya yakındaki bir süpernovanın şok dalgaları gibi yoğun bir moleküler buluttaki yerçekimsel türbülans tarafından tetiklenir. Benzer bir yıldız patlaması muhtemelen Güneş'in oluşumunu tetiklemiştir. Bu süpernovanın kanıtları, güneş sistemimizin ilk günlerinden kalma meteoritlerin izotopik verilerinde bulunmuştur. Dahası, çevremizdeki yıldız fidanlıklarının çoğu, süpernova şok dalgaları tarafından serbest bırakılan büyük bir baloncuğun sınırında yer almaktadır.

Şoklar nedeniyle moleküler bulut bazı bölgelerde çökmekte, gaz kendi yerçekiminin ağırlığı altında çökmekte ve çok yoğun hale gelmektedir. Sonuç olarak bölgenin merkezinde sıkıştırılmış moleküler hidrojen gazı kümesi olan bir ön yıldız çekirdeği oluşur. Güneşimiz gibi bir yıldızda bu ön yıldız çekirdeği o kadar büyük olabilir ki iç güneş sistemini yutabilir.

Önyıldız Çekirdeğinden Protostar'a

Bart kürecikleri yıldız embriyolarını örten toz pelerinleridir.
Bart kürecikleri yıldız embriyolarını örten toz pelerinleridir. Görsel: NASA/ESA.

Bu ilk önyıldız çekirdeği astronomik standartlara göre oldukça soğuktur. Başlangıçta sıcaklık 200°C'nin biraz üzerindedir. Bununla birlikte, çevreden gelen ek madde çekirdeğe ulaşmaya devam ettiğinde, merkezi bölge giderek genişler, sıcaklık ve yoğunluk artar. Bu yıldız embriyosu yaklaşık 1.700°C sıcaklığa ulaştıktan sonra, önyıldız kümesinde iki atomlu bir molekül olarak bulunan hidrojen, yoğun basınç ve sıcaklığın bir sonucu olarak hidrojen atomlarına bozunur.

Üretilmekte olan ısı artık su atomlarına ve moleküllerine dağılmaktadır. Sonuç olarak, önyıldız çekirdeği büyüyen kütlesi karşısında gücünü koruyamaz ve yoğun, sıcak yığın bir kez daha kendi ağırlığı altında çöker. Önyıldız diskinin merkezi bölgesi artık bir protostardır.

Protostar şimdiden selefinden çok daha kompakttır. Şu anda olduğundan yaklaşık 1,5 kat daha küçük olan Güneş, bu sırada iç kısmında birkaç bin derece sıcaklığa ulaşmış olabilir. Bununla birlikte, böyle bir protostarın ilk koşulları hidrojen füzyonunun ateşlenmesi için elverişli değildir. Genç protostar nihai kütlesinin yalnızca yaklaşık %1'ine sahiptir, bu nedenle olgunluğa ulaşması için büyümeye devam etmesi gerekir. Protostar zaten parlıyor olsa da, bunu yapmak için ihtiyaç duyduğu enerjinin çoğu üzerine düşmeye devam eden maddeden gelir.

"Geğiren" T Tauri Yıldızları

L1527, tipik bir T Tauri yıldızı
L1527, tipik bir T Tauri yıldızı. Görsel: NASA/ESA/CSA).

Adını Boğa takımyıldızındaki türünün ilk protostarından alan T Tauri yıldızları, bu gelişim evresindeki protostarlar arasındadır. Bu yıldızlar henüz embriyonik aşamadadır, belki de yaklaşık bir milyon yaşındadır. Sürekli birikim, etraflarındaki gaz ve toz zarfını azaltmıştır, ancak hala bulutun artıkları tarafından kuşatılmışlardır.

Bu protostarlar içlerine çektikleri malzemeyi ekvatorlarının etrafında düz, dönen bir diskte toplarlar. Çevresindeki yıldız diski, gelişmekte olan yıldız için "besin rezervuarı" ve uzak gelecekte gezegen oluşumu için hammadde sağlar. Protostar diskten giderek daha fazla malzeme biriktirirken, birikim sırasındaki yüksek radyasyon ve türbülans nedeniyle genellikle "geğirir" veya beklenmedik bir şekilde daha büyük gaz ve radyasyon atar.

Bu şekilde "püsküren" malzeme uzayın derinliklerine uzanan gaz konileri ve parlak şok cepheleri oluşturur. T Tauri yıldızı L1527 IRS ve fırlattığı enkaz, NASA'nın James Webb Uzay Teleskobu tarafından elde edilen bu muhteşem yeni resimde gösterilmektedir. Yakın kızılötesi görüntüde protostar, dışarı atılan gazlar ve çevresindeki yıldız diski net bir şekilde görülebiliyor. Mevcut büyüme hızıyla L1527 IRS sonunda Güneş kadar ağır ve büyük olabilir.

Tipik bir T Tauri yıldızı olan L1527, yukarıda James Webb Teleskobu tarafından gösterilmektedir. Protostar, dönen bir madde diskinin ortasındaki parlak noktadır. Tekrarlanan patlamalarının bir sonucu olarak protostarın her iki yanında göze çarpan şoklanmış gaz konileri oluşmuştur.

Bebek Bir Protostarı Nasıl Beslersiniz?

Protostarın etrafında dönen yığılma.
Protostarın etrafında dönen yığılma. Görsel: NASA/JPL-Caltech.

İlk bakışta, yeni doğmuş bir protostarın gaz ve toz çekerek nihai olarak bir yıldıza dönüşmesini sağlayan süreç basit görünmektedir. Sonuçta, kütlesi arttıkça, kütleçekiminin gerekli "besini" çevresindeki bulutlardan çekmesi gerekir.

Ancak bu doğru değildir. Yıldız embriyosu tarafından çekilen malzeme protostarın üzerine düz bir çizgi halinde düşmez, bunun yerine yıldızın etrafında dairesel bir yörüngeye itilir. Protostar tarafından toplanan gaz ve toz kütleleri, ortak kütle merkezinin yerleşimi ve açısal momentumun korunumu nedeniyle dönen bir yığılma diski oluşturur. Diskin iç kenarına yakın malzeme hızla enerji kaybeder, yavaşlar ve diskteki sürtünme süreçleri nedeniyle kavisli bir yol boyunca protostara çarpar.

Sorun, protostarın genişleyen radyasyonunun bu yığılmayı bastırmasıdır. Dönen madde diski ile yıldız yüzeyi arasında birkaç yıldız yarıçapı genişliğinde olabilen bir boşluk açar ve böylece yakıt kaynağını keserek yıldızın büyüyen embriyosu için bir tehdit oluşturur.

TW Hydrae

Bu durum özellikle yaklaşık 180 ışık yılı uzaklıktaki T Tauri yıldızı TW Hydrae örneğinde açıkça görülmektedir. Sekiz milyon yaşındaki bu protostar, çevresindeki yıldız diskinin yüzünü bize sunarak yapısını net bir şekilde görmemizi sağlıyor. Bu nedenle, gezegen oluşum diskinden bir yıldızın yüzeyine malzeme taşınmasını araştırmak için bir yıldız nesnesi olarak kullanılabilir.

Sonuç olarak, bilim insanları bu T Tauri yıldızını bir süredir radyo teleskopları ve Hubble Uzay Teleskobu ile dikkatle izliyorlar. Görüntüler, diğer şeylerin yanı sıra, diskin iç kenarı ile yıldız arasında önemli bir ayrılık olduğunu göstermektedir. TW Hydrae, iç deliğinden ve çok az kızılötesi fazlalığından da anlaşılacağı üzere "geçiş diski" olan bir protostar.

Dolayısıyla bu protostarın dönen "besin kaynağı" güçlü yıldız rüzgârı ve yıldız çevresi diskinde gelişen gezegenler tarafından zaten çözülmektedir. Bu nedenle, TW Hydrae'nin genişlemesi pek olası değildir, çünkü artık gerekli besinlere erişimi yoktur. Yıldız rüzgârı iç diskteki gazın neredeyse tamamını uzaklaştırmış olmalıdır. Ancak ilginçtir ki, bu durum protostarı hiç rahatsız etmiyor gibi görünüyor; genişlemeye devam ediyor ve ölçümler hala her yıl bir güneş kütlesinin yaklaşık 2,3 milyarda birini tükettiğini gösteriyor ki bu da onun yaşındaki bir protostar için çok fazla.

Yönü Değiştirilen Akımlar

Asıl soru, TW Hydrae "yiyeceğini" nereden alıyor? Protostar ve diski tarafından yayılan radyasyon daha yakından incelendi ve sonuçlar materyalin diskin iç kenarından yıldızın yüzeyine doğru emildiğini gösterdi. Çevresel yıldız diski ekvator düzleminde yer alır, ancak bu gazlar oraya gitmez. Bunun yerine, malzeme yıldızın kutuplarına doğru saptırılır ve sonunda yıldız yüzeyine düşer.

Bu durum, malzemenin motivasyonlarını ve yolundan sapmasına neden olan faktörleri gündeme getirmektedir: Nasıl oluyor da bu "yıldız yiyeceği" güçlü rüzgarlara rağmen protostara ulaşmayı başarıyor?

Manyetik Alanlar Protostar Büyümesini Uyarıyor

Yeni doğmuş bir yıldızın manyetosferine madde birikmesi.
Yeni doğmuş bir yıldızın manyetosferine madde birikmesi. Görsel: Max Planck Astronomi Enstitüsü.

Samanyolu'nun yıldız fidanlıkları, yıldızların gelişimlerindeki son engeli aşabileceklerinin ve aştıklarının, çekirdeklerinde hidrojen füzyonunu ateşleyecek kadar kütle toplayıp parlak yeni doğan yıldızlar olarak ortaya çıkabileceklerinin canlı kanıtıdır. Bu hedefe ulaşmak için, çevrelerindeki "yığılmayı" çekebilmek amacıyla rüzgarların, dönmenin ve madde diskindeki büyük boşlukların üstesinden gelmeleri gerekir. Bu nedenle, T Tauri dönemindeki yığılma çok zorlayıcıdır.

Daha 1990'larda gökbilimciler bu süreçte protostarlara hangi bileşenlerin yardımcı olabileceğini teorileştirdiler. Manyetik alanların yıldızlar arasında yaygın olduğunu öne sürdüler. Bu faktör yıldızımızdaki güneş lekelerine, güneş patlamalarına ve güneş fırtınalarına önemli ölçüde katkıda bulunur. Güneş plazması ve güneş koronası, manyetik alan çizgilerinin yöneliminden etkilenir. Alan çizgileri güneş yüzeyinin çok ötesine uzanabilir ve güneş plazmasını görünmez tüpler gibi yönlendirebilir.

Bu nedenle, bilim insanları için gelişmekte olan protostarların bile bir manyetik alan içerdiği açıktı. Bu yıldızın manyetik alanı muhtemelen yıldız embriyosu için dönen malzeme kaynağı olan yıldız çevresi diskinin iç sınırına kadar uzanan alan çizgilerine sahiptir. Güneş plazmasında olduğu gibi, protostar diskinden gelen gaz bu manyetik alan çizgileri boyunca kutuplara doğru hareket edebilir.

Yüksek Hızlı Gazlar ve Yoğun Alanlar

Bu, T Tauri yıldızlarının kendi yıldız rüzgarlarının direncini ve dönen materyalin açısal momentumunu nasıl aşabildiğini açıklayacaktır. Yine de 1990'ların paradigması başlangıçta sadece teorik bir kurguydu. Bunun nedeni, yakın protostarlarda bile teleskopların süreçleri net bir şekilde ortaya koyacak çözünürlükten yoksun olmasıydı. Dolayısıyla, yıldız manyetik alanının alan çizgilerinin, protostara çekilen materyalin izlediği rota ile çakışıp çakışmadığı hala bilinmiyordu.

O zamandan bu zamana kadar gökbilimciler bazı protostar türlerinin aslında bir manyetik alan içerdiğini gösterdiler. Bundan kaynaklanan akı yoğunluğu bin Gauss'a yaklaşabilir. Dünya'nın manyetik alanı sadece yaklaşık 0,5 gauss'tur. Astrofizik modeller ve yüksek çözünürlüklü spektrumlar, yığılma diskinden T Tauri yıldızına doğru hareket eden maddenin hızlı ivmelenmesine ve yoğun ısınmasına işaret etmektedir.

Birkaç T Tauri yıldızının gözlemleri, ana yüzey ile yıldız çevresi diski arasında çok daha fazla X ışını ve morötesi (UV) enerji yaydıklarını göstermektedir. Simülasyonlar bunun protostara gelen gazdan kaynaklanabileceğini düşündürmektedir. Simülasyonlarda bu radyasyon, yıldızın yüzeyinin yakınında çok hızlı yavaşlayan materyalin bir sonucudur. Bir kısmı uzaya kaybolurken, geri kalanı yıldızın yüzeyine doğru akarak sıcak bir bölge oluşturmalıdır.

Elimizde bazı hipotezler ve bazı ön kanıtlar var. Yine de, dolaylı kanıtlar olmadan bunu göstermenin bir yolu var mı?

T Tauri Yıldızları Malzemelerini Nasıl Elde Ediyor?

T Tauri yıldızı olan DoAr 44'teki protostar ile yığılma diski arasındaki mesafe yaklaşık 30 AU
Bir T Tauri yıldızı olan DoAr 44'teki protostar ile yığılma diski arasındaki mesafe yaklaşık 30 AU'dur. Görsel: ESO.

Ancak gökbilimciler bu arada iki önemli keşifte bulundular. Bilim insanları son teknoloji teleskop ekipmanlarını kullanarak, manyetik alanların yıldız embriyolarının "beslenmesinde" kritik bir rol oynadığına dair iki protostar için kesin kanıtlar sunmayı başardılar. Bu, birkaç on yıl önce gökbilimciler tarafından öne sürülen düşünceyi doğrulamaktadır.

Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nde (ESO) bulunan GRAVITY enstrümanı bu kanıtın toplanmasını kolaylaştırdı. Paranal'daki Çok Büyük Teleskop'un (VLT) 8 metrelik dört aynasından gelen verileri entegre etmek için 2016 yılında bir interferometre kuruldu. Bu sayede 100 metrelik bir teleskopla aynı netlikte fotoğraflar elde edilebiliyor.

Yemek

2020 yılında Grenoble Üniversitesi profesörü Jérome Bouvier başkanlığındaki gökbilimciler ilk büyük atılımı gerçekleştirdiler. GRAVITY sondası genç protostar DoAr 44'ü araştırmak için kullanıldı. Rho-Ophiuchus yıldız oluşum bölgesinde, 476 ışık yılı uzaklıkta bulunan bu yıldız şu anda evriminin T Tauri evresinde. Yaklaşık 30 AU onu materyal diskin iç sınırından ayırmaktadır.

Sonuç olarak, bu protostar artık sadece kütleçekimsel çekimiyle madde biriktirmede giderek artan zorluklarla karşılaştığı bir aşamadadır. Buna rağmen, GRAVITY verileri DoAr 44'ün çevresindeki yıldız diskinden gaz çekebildiğini göstermiştir. Spektral çalışmalar, yığılma diskinin iç kenarına doğru olan hidrojen gazının başlangıçta protostarın yoğun UV radyasyonu tarafından iyonize edildiğini göstermiştir. Sonuç olarak, yıldız manyetik alanı proton ve elektronların iyonize plazması üzerinde etkisini gösterebilir.

Bouvier ve ekibi tarafından protostarın yüzeyine yakın çok parlak bir parlayan bölge de görüldü. Spektral analiz, modellerin radyasyonun yıldızın yüzeyi ile disk arasındaki sıcak, hızlı gazdan geldiği yönündeki tahminlerini doğruladı. Bu radyasyon büyük olasılıkla diskin iç sınırı ile yıldız yüzeyi arasındaki manyetik akış kanallarından kaynaklanıyor ve büyük boyutu ve merkezi yıldıza göre mütevazı ofsetiyle gösteriliyor.

Manyetik Alan

Daha sonra bilim insanları ikinci önemli keşfi gerçekleştirdiler (Nature). Bu kez GRAVITY teleskobunu ünlü T Tauri yıldızı TW Hydrae'ye yönelttiler. Bu protostarda da sıcak, iyonize hidrojen radyasyonu bulundu; madde diskinden ve yıldızın yüzeyinden gelen radyasyon gibi, bu radyasyon da ikisi arasındaki boşluktan kaynaklanıyordu.

Bilim insanları yıldızı çevreleyen diskten enkazın taşındığını gözlemledi. Sonuç olarak, yıldızların ve buna bağlı olarak gezegenlerin üretildiği mekanizmayı keşfeden ilk bilim insanları oldular. İyonize hidrojen gazının manyetik alan çizgilerini takip ederek diskten yıldıza doğru ince sütunlar halinde hareket ettiği görülmüştür. Manyetosferde birikme hipotezinin doğru olduğu görülüyor.

Daha Fazla Araştırma

Bu, protostarların oluşumuyla ilgili uzun süredir devam eden bir gizemi çözüyor. Ancak hala cevaplanmamış pek çok soru var. Bunlardan biri manyetosferik yığılma fiziğinin ve bunun yıldızların yüzeyine yakın yerlerde nasıl gerçekleştiğinin daha iyi anlaşılmasıdır. Ayrıca protostellar manyetik alanın nasıl yapılandırıldığı da tam olarak açık değildir. Bilim insanlarına göre, manyetik alanlar çok daha karmaşık olabilir ve fazladan kutuplar içerebilir.

GRAVITY enstrümanı ile T Tauri yıldızları üzerinde daha fazla araştırma yapıldığında bu durum daha da netleşecektir. Henning'in meslektaşı Wolfgang Brandner, "Bunlar, gazın yıldız yüzeyine çarpma noktasının zaman içinde nasıl değiştiğini izleyen gözlemleri de içeriyor" diyor. Bu, bilim insanlarının yıldızın manyetik kutuplarının yıldızın dönüş eksenine göre ne kadar hareket ettiğini belirlemelerine yardımcı olabilir.

Bu aynı zamanda protostarlardaki manyetik alanların gelişip gelişmediğine ve T Tauri yıldızlarının tekrarlayan patlamalarıyla nasıl bağlantılı olduklarına da ışık tutabilir. Dolayısıyla, gelişmekte olan genç yıldızlarla ilgili bazı bilmeceler yanıtlanmış olsa da, gökbilimcilerin önünde hâlâ uzun bir yol var.