Herschel verileriyle gerçekleşen bir çalışma Samanyolu’ndaki moleküler gaz deposunun düşünülenden neredeyse üçte biri oranında hafif olduğunu ortaya çıkardı. İyonlaşmış karbon emisyonunun izlenmesiyle yoğun yıldız oluşum moleküler bulutları arasındaki ara evrimsel aşamada bulunan moleküler gaz atomları tespit edildi. Keşif yeni yıldız oluşumu için gerekli hammadde miktarının beklenenden daha fazla olduğu anlamına geliyor.
Bir yıldız molekül bulutunun en yoğun ve soğuk kümelerinin çökmesiyle doğar. Hidrojen (H2) ağırlıklı moleküler dev yıldız oluşum yapıları düşük sıcaklıklarda olduğundan ışık yaymaz.
Gökbilimciler yıldız oluşum sürecinin erken dönemlerinde ilk moleküler bulutlardaki yaygın hidrojen gazından şekillenmeye başlayan sürecin başıyla yani yıldız oluşturmak için nasıl bir moleküler bulut parçası gerektirdiğiyle ilgileniyorlar. Bu amaçla gökbilimciler gökada genelindeki H2 dağılımı ve özelliklerini doğrudan gözlenemediği için alternatif yöntemlerle incelemek zorunda kalmaktadır.
Yıldız oluşum bölgelerinde moleküler gaz içinde en çok kullanılanı karbonmonoksittir (CO). Moleküler bulutlardaki CO, H2‘ye göre çok daha kolay farkedilebilir. H2 gazı içeren tüm moleküler bulutlarda CO molekülünün olacağına dair bir garanti yoktur. Bununla birlikte bu tür dolaylı gözlemler önyargılı da olabilir.
Samanyolu’nun moleküler içeriğinin ayrıntılı bir resmini görmek için gökbilimciler geçmiş yıllardaki H2 ve CO gözlemlerini birleştirdi. Moleküler bulutlar ayrıca başka bir kirletici de içerir. -Yıldızlararası ortamda yayılan kozmik ışın parçacıkları atomlarla ve moleküler hidrojenle etkileşime girerek oluşan gama ışınlarının toz içinde yayılması-
Sadece CO verilerinin eşliğinde bile Samanyolu’nda beklenenden daha fazla moleküler gazın varlığı öne sürülmüştü. ESA’nın Herschel Uzay Gözlemevi ile elde edilen yeni veriler daha önceki çalışmayı onayladı: Samanyolu’nda bilinenin üçte birinden fazla moleküler gaz var.
Caltech’den Jorge Pineda:“Bu, galaktik düzlem arasında iyonize karbonu dikkate alarak gerçekleşen ilk çalışmadır. Samanyolu’ndaki yıldızlar ile yıldız oluşum bulutlarının yoğunluğunu, yüksek tayf ve açısal çözünürlükle birleştirerek inceledik” diyor.
İyonize karbon (C+), genç yıldızlardan yayılan morötesi fotonlar nedeniyle, karbon atomunun dış elektronlarından birini kaybetmesidir. Bu iyonlar 158 mikronluk uzak kızılötesi dalga boyunda kendini gösterir ki Dünya atmosferi bu dalga boyunda gelen ışımayı göstermez. Bu nedenle sözkonusu ışıma ancak uzayda görev yapan bu amaç için üretilmiş teleskoplarla görülebilir.
JPL’den William Langer: “Karbon atomları ile hidrojen atomları aynı morötesi fotonlarla iyonize edilir ancak iki süreç aynı anda gerçekleşmez. Bu nedenle hidrojen molekülünün iyonize olmuş halini görmek için geçiş aşaması olarak karbonun iyonlaşmış durumunu kullanırız” diyor.
“Gördüğümüz moleküler bulutların hepsi iyonize karbon içermez, çünkü bulutlar içinde izleyemediğimiz bazı tenha kısımlarda bulunur” diyor Pineda.
Moleküler gaz bulutlarının yoğun olduğu yerler H2 ve CO içerir. Ama yıldızların yakın çevresinde morötesi ışımanın etkilediği daha karmaşık bir bileşim bulunuyor. Bu fotogeçiş (fotodissosiasyon) bölgeler çeşitli katmanlara sahiptir: farklı gazlar barındıran iç tabaka ve tamamen morötesi ışımanın etkisi altındali iyonlaşmış gaz -iyonize atom ve molekül- barındıran dış tabaka.
Bir fotogeçiş bölgesinin iç katmanlarında H2 ve C+ bir arada bulunmaktadır.
“Gökadamız baktığımız yeni görüş alanına göre düşündüğümüzden çok daha fazla H2 içeriyor” diyor Langer.
Herschel C+ verileriyle sadece yıldız oluşumu için gerekli olan malzemenin gizli havuzunu ortaya çıkarmıyor, aynı zamanda bunun garip bir şekilde dağıldığını da gösteriyor. Herschel tespit ettiği CO-karanlık H2 alanları genellikle gökada merkezinin 13.000 ile 36.000 ışık yılı aralığında bir halka içerisinde yeralıyor. Gazın, merkezden 13.000 ışık yılı uzaklıktan dışa doğru yoğunluğu azalmaktadır.
Gökbilimciler yoğun ve soğuk moleküler bulutlar içine süzülen yıldızlararası ışımanın ara adımlarını belirlemek için daha ayrıntılı ve yeni keşfedilecek gaz molekülleri üzerinde çalışmayı planlıyor. Bir gökadadaki H2 miktarı yıldız oluşum hareketlerini görmenin en önemli parametresidir, ayrıca gazın ilk etaptaki üretim hızı da aynı derecede önemli olabilir.
“Herschel’in C+ analizine dayanılarak gerçekleşen bu heyecan verici çalışma ile yıldız oluşumlarının hammaddesinin bilinenden çok olduğunu gösterdi. Ayrıca bu gazın nerelerde olduğunu Herschel’in HIFI (Heterodyne Instrument for the Far-Infrared) ile sağlanan yüksek tayfsal çözünürlükle görebiliyoruz” diyor.
