Yeşil yıldız…nasıl olabilir …? (How could a star be green…?)

Bir ‘yeşil’ yıldızımız yoktu…; sonunda o da oldu…!

Brian Koberlein’in, universetoday.com’da, 21 Ocak 2021’de yayımlanan haberinde, ‘yeşil yıldızlar’ın varlığının belirlendiği duyuruldu…

Göktaşları, içerdikleri elementlere bağlı olarak farklı renklerde ışıyabilmekte… Sodyum içeren göktaşları atmosferde yanma sürecinde sarı-turuncu ışık saçarken, demir içerenler sarı, kalsiyum içerenler mor, nitrojen ve oksijen içerenler kırmızı, mağnezyum içerenler de mavi-yeşil renkte ışırlar…

Astronomlar, yeşil renkte görünen yıldızın iki Beyaz Cücenin (White Dwarf) birleşmesiyle oluştuğunu ileri sürdü… Beyaz Cüce yıldızlar, Güneş gibi, bir ‘Ana Akım Yıldız’ın (Main Sequence Star) merkezindeki nükleer füzyonu sürdürürken ve bu sayede, çekirdek yakıtı yettiği sürece varlığını sürdürürken, Beyaz Cüceler Quantum Degeneracy adı verilen bir etki altında varlıklarını sürdürebilir…

İki elektronun aynı ‘kuantum durumu’nda (quantum state) varolamaması, Beyaz Cüce yıldızların merkezine çökerek yok olmasını önlemekte…! Elektronlar aynı kuantum durumuna gelecek şekilde sıkıştırıldıklarında, ortaya çıkan: ‘dejenere elektron basıncı’ (degeneracy pressure),  kuantum elektron basıncı olgusundan daha genel olan bir basınçtır. Pauli dışlama ilkesi, bir atomda iki fermiyonun aynı anda tamamen aynı kuantum sayılarına sahip olmasına izin vermemektedir. Sonuçta aniden ortaya çıkan basınç, maddenin daha küçük hacimlerde sıkıştırılmasına karşı koyar. Dejenere elektron basıncı, saf bir maddenin elektron yörünge yapısı olarak tanımlanan, aynı temel mekanizmadan kaynaklanmaktadır. Freeman Dyson, katı maddelerin geçirmezliğinin önceden kabul edilmiş olan elektrostatik iteleme yerine, dejenere kuantum basıncından kaynaklandığını göstermiştir. Ayrıca, dejenere elektron basıncı yıldızların nükleer füzyonu bittiğinde, kendi ağırlığı altında çökmesini engellemektedir. Yeterli büyüklükteki yıldızların çöküşünü engellemek için dejenere elektron basıncı yetersiz kalmaktadır ve nötron yıldızı oluşmaktadır. Bu durumda ise, dejenere nötron basıncı yıldızların daha fazla çökmesini engeller. Elektronlar birbirlerini sıkıştırmak için çok yakın olduğu zaman, Pauli dışlama prensibinin bu elektronları farklı enerji seviyelerine sahip hale getirmesi gerekir. Belirli bir hacimde elektron eklenmesi için elektronun enerji seviyesinin yükseltilmesi gerekmektedir ve maddeyi sıkıştırmak için gerekli olan enerji basınca karşılık gelmektedir.’ (Kaynak: Wikivand)

Bir Beyaz Cücenin sahip olabileceği kütlenin bir üst sınırı mevcuttur… Subrahmanyan Chandrasekhar, 1930’da gerçekleştirdiği detaylı hesaplamalar sonunda, bu üst sınırın en fazla 1.4 Güneş kütlesi kadar olabileceğini gösterdi…Beyaz cücenin başlangıçta kütlesi daha büyük olarak gerçekleşirse, bu yıldız bir Nötron Yıldızına veya bir Kara Deliğe dönüşür…! Chandrasekhar Limiti, dengede olan ve ekseni etrafında dönmeyen bir yıldız için geçerlidir… Gerçek Beyaz cüceler ise, özellikle de çarpıştıklarında çok daha karmaşık bir süreç yaşarlar…

Daha önce, x-ışını spektrumunda gözlenmemiş bir ‘Yeşil Yıldız’ (ve etrafındaki yeşil halesi). (Kaynak: ESA/XMM-Newton, L. Oskinova/Univ. Potsdam, Germany; universetoday.com)

Astronomlar, ikili (binary) Beyaz Cücelerin uzayda çok yaygın olduğunu söylüyor. Yıldız bilimciler, birçok Güneş-gibi yıldız ve Kızıl Cücenin ikili yıldız-sistemlerinin içinde yer aldığını; bu yıldızların, Ana-akım yaşam sürelerinin sonuna ulaştıklarında, ikili Beyaz Cüce yıldız sistemlerini oluşturduklarını söylüyor… Yörüngeleri zamanla küçülünce (decay), bu iki Beyaz Cüce birbirine yaklaşarak çarpışır… takben, ya bir nova veya süpernova gibi patlayarak bir nötron yıldızını oluştururlar, ya da, çok daha alışılmadık bir yapıya dönüşürler…!

2019’da gerçekleştirilen bir gözlemde, Beyaz Cüceye benzeyen bir x-ışını kaynağı belirlendi…; fakat, bu yıldız bir Beyaz Cüce olamayacak kadar parlaktı…! Bu gök cisminin, iki Beyaz Cücenin kararsız bir birleşiminin ürünü olabileceği düşünüldü… Araştırmacılar bu gözlemi XMM-Newton X ışını teleskobuyla gerçekleştirdi… Bu gözlemde, bu gök cisminin Chandrasekar limitinden daha büyük bir kütleye sahip olduğunu belirledi… Bu yıldızın nebula kalıntısı bir neon-gaz küresiyle sarılı olduğu da anlaşıldı… Bu gök cisminin eksenel dönme yapıyor olması da olasıydı; bu dönme hızı onun bir Nötron yıldızına ‘çökelmesine’ engel olmaktaydı…!

Astronomlar, bu gök cisminin 10,000 yıllık bir süreçte bir Nötron Yıldızına dönüşeceğini düşünüyor… Bu dönüşüm esnasında bir süpernova patlaması da yaşanacak… Araştırmacıların belilediği bir başka husus, Beyaz Cücelerin Chandrasekhar limitini kısa bir süre için aşabilecek olmaları…!

Bu süpernova patlamasını gözlemek isteyenler bir teleskop tedariğine şimdiden başlayabilir…!

Yararlanılan Kaynak:

https://www.universetoday.com/149737/strange-green-star-is-the-result-of-a-merger-between-two-white-dwarfs/