ESO’nun Çok Büyük teleskopunu kullanan gökbilimciler ilk kez Güneş Sistemi dışındaki bir yıldızın yüzeyinde bulgurlanma desenlerini doğrudan gözlediler — yaşlı kırmızı dev π1 Gruis. PIONIER aygıtı ile alınan dikkat çekici bu görüntü Güneş’in 350 katı çapındaki dev yıldızın yüzeyini oluşturan konvektif hücreleri gözler önüne seriyor. Her bir hücre yıldız yüzeyinin çeyreğinden fazlasını yani 120 milyon kilometrelik bir alanı kaplıyor. Elde edilen sonuçlar bu hafta Nature dergisinde yayımlanacak.
Yeryüzünden 530 ışık-yılı uzaklıkta ve Turna takımyıldızı doğrultusunda yer alan π1 Gruis soğuk bir kırmızı devdir. Güneşimizle yaklaşık aynı kütlede, ancak 350 kat daha büyük ve yüzlerce kez daha parlaktır [1]. Güneşimizde yaklaşık beş milyar yıl sonra genişleyerek benzer bir kırmızı dev yıldıza dönüşecektir.
Claudia Paladini (ESO) liderliğindeki uluslararası bir gökbilimciler ekibi ESO’nun Çok Büyük teleskopu üzerindeki PIONIER aygıtını kullanarak π1 Gruis’i şimdiye kadar görülmemiş bir ayrıntıyla gözledi. Kırmızı dev yıldızın yüzeyinde her biri yaklaşık olarak 120 milyon kilometre genişliğinde — yıldızın çapının neredeyse dörtte biri kadar — birkaç konvektif hücre taneciğine sahip olduğunu buldular [2]. Bu taneciklerden biri bile Güneş’ten Venüs’ün ötesine kadar uzanacak büyüklüktedir. Çoğu dev yıldızın ışık-yuvarı olarak bilinen yüzeyi, gözlemleri engelleyen tozla örtülmektedir. Ancak π1 Gruis durumunda toz yıldızdan uzakta olsa da, yeni kırmızı-ötesi gözlemler üzerinde belirgin bir etkisi olmamaktadır [3].
π1 Gruis tüm hidrojenini yakıp bitirince, bu yaşlı yıldız çekirdek birleşmesi programının ilk aşamasını tamamlamış oldu. Enerjisi kalmayınca büzülerek, 100 milyon derecenin üzerine kadar ısındı. Bu aşırı sıcaklık yıldızın bir sonraki aşamasına yakıt sağlayarak helyum atomlarını daha ağır karbon ve oksijene dönüştürmesine neden oldu. Aşırı yoğun çekirdek yıldızın dış tabakalarını genişleterek ilk halinden yüzlerce kez büyük bir yıldıza dönüştürdü. Bugün gördüğümüz yıldız bir değişen kırmızı devdir. Şimdiye kadar bu yıldızlardan hiçbirinin yüzeyi bu kadar ayrıntılı bir şekilde gözlenmemiştir.
Karşılaştırma yapılırsa, Güneş’in ışık-küresi, çapları 1500 kilometre civarında, yaklaşık iki milyon konvektif hücre içermektedir. Bu iki yıldızın konvektif hücreleri arasındaki büyüklük farkları, yıldızların değişen yüzey çekimleri ile kısmen açıklanabilir. π1Gruis Güneş’ten sadece 1.5 kat daha ağır olmasına rağmen çok daha büyüktür, bu da çok daha düşük yüzey çekimine ve sadece birkaç tane, aşırı büyük taneciğe neden olmaktadır.
Sekiz güneş kütlesinden büyük yıldızlar yaşamlarının sonunu etkileyici süpernova patlamaları ile getirirken, bunun gibi daha düşük kütleli yıldızlar zamanla dış tabakalarını atarak, renkli gezegenimsi bulutsulara dönüştürürler. π1 Gruis’e ait önceki çalışmalarda yüzeyden yaklaşık 20.000 yıl önce atılan bir madde tabakası yıldızın merkezinden 0.9 ışık yılı uzaklıkta bulundu. Yıldızın yaşamındaki görece bu kısa dönem sadece birkaç on bin yıl sürmekte – birkaç milyar yıllık tüm yaşamına göre – ve bu gözlemler kırmızı devin kısa süren bu dönemini belirlemeye yönelik yeni yöntemleri ortaya çıkarmaktadır.
Notlar
[1] π1 Gruis adı Bayer isimlendirme sistemi ile verilmiştir. 1603 yılında Alman gökbilimci Johann Bayer 1564 yıldızı sınıflandırmıştır ve onlara içinde bulundukları takımyıldızların isimlerine ek olarak bir Yunan alfabesi harfi eklemiştir. Genelde yıldızlar Yeryüzünden göründükleri kadarıyla parlaklıklarına göre bir Yunan alfabesi harfi ile temsil edilirler, en parlak olanlara Alfa (Alpha – α) adı verilir. Bu nedenle Turna (Gruis) takımyıldızındaki en parlak yıldız Alfa Gruis’tir.
π1 Gruis gökyüzünde karşıt renklerde birbirlerine yakın görülen yıldız çiftinden ilgi çekici olanıdır, diğer yıldız doğal olarak π2Gruis şeklinde isimlendirilmiştir. Bir dürbün ile görülebilecek kadar parlaktırlar. Thomas Brisbane 1830’larda π1 Gruis’in kendisinin ayrıca çok daha yakın bir çift yıldız sistemi olduğunu fark etmiştir. Annie Jump Cannon 1895 yılında Harvard Sınıflandırma Sistemi ile atıf yapılan π1 Gruis’in beklenmedik tayfını ilk kez raporlamıştır.
[2] Bulgurlanmalar bir yıldızın plazmasında bulunan konveksiyon akımları desenidir. Plazma yıldızın merkezinde ısındıkça genişler ve yüzeye doğru çıkar, sonrasında dış sınırlarda soğuyarak, daha karanlık ve yoğun hale gelir ve merkeze doğru düşer. Bu süreç milyarlarca yıl boyunca devam eder ve enerji taşımımı, zonklama, yıldız rüzgarları ve kahverengi cüceler üzerindeki toz bulutları gibi birçok astrofiziksel süreçte önemli bir rol oynar.
[3] π1 Gruis nadir bulunan S sınıfı yıldızların en parlaklarından biridir ve ilk kez Amerikalı gökbilimci Paul W. Merrill tarafından grup halinde bulunan yıldızlardan farklı tayfsal özellikleri olanlar için tanımlanmıştır. π1 Gruis, R Andromedae ve R Cygni bu türün ilk örnekleridir. Beklenmedik tayfsal özelliklerinin artık “s-süreci” ya da “yavaş nötron yakalama işlemi” olarak bilinen bir olgudan kaynaklandığı bilinmektedir — demirden ağır elementlerin yarısının oluşumundan sorumlu işlem.
ESO/Türkiye (Arif Solmaz, Çağ Üniversitesi, Uzay Gözlem ve Araştırma Merkezi, Mersin)
