Meşgul Doğmak, Meşgul Ölmek

Görüntü: L. M. Oskinova, R. A. Gruendl, Spitzer Space Telescope, JPL, NASA ve ESA

Yıldız oluşumu, anlaşılması zor bir süreçtir. Sadece büyük yoğun gaz ve toz bulutları (yıldızları oluşurturan ham maddeler) tarafından gizlendikleri için değil, aynı zamanda çevreleriyle (radyasyon, yıldız rüzgârları ve süpernovalar ile) de etkileşim halinde olduklarından,  oluşum süreci dahi, daha sonraki nesillerin oluşum sürecini değiştirir. Gökbilimciler, tüm kütlelerden yıldızların nasıl oluştuklarını ve yıldız gruplarının oluşumlarının zaman içinde nasıl ilerlediğini anlamaya çabalıyorlar. Hangi yıldızlar önce oluşur ve hangi yıldızlar bunları takip eder? Gökbilimin cephaneliğindeki en güçlü silah, X-ışını ve kızılötesi bantlardaki gözlemlerin birleştirilmesidir. Kızılötesi ışınım, tozun, yeni oluşan yıldızlar tarafından ısıtılan, en yoğun bölgelerini tespit etmeye yararken, güçlü X-ışın emisyonu, genç aktif yıldızların gizleyen en yoğun toz duvarları dahi delerek, yıldızları ortaya çıkartır. Yukarıdaki görüntü, Berkeley 87 olarak bilinen yıldız oluşum bölgesine ait bir kızılötesi görüntüsü (Spitzer Uzay Teleskobu’ndan) ile bir X-ışını görüntüsünün (XMM-Newton Gözlemevi’nden) birleşimidir. Kırmızı ve yeşil olarak görülen kızılötesi görüntü, yoğun toz bulutlarını vurgularken; X-Işını görüntüsü (mavi), gömülü, gizli yıldızların ışınımını, (bir ihtimal) manyetik alan çizgileri tarafından hapsedilmiş yüklü parçacıkların etkileşiminden oluşan dağınık ışıma ile birlikte göstermektedir. Bu bölgede WR142 adlı bir “yaşlı” genç yıldızdan yayılan X-ışını bile var – bu yıldız nükleer yakıtını bitirmiştir ve muhtemelen süpernova olarak patlamanın eşiğindedir. Peki, bundan sonra yıldız oluşum ortamına ne olacak? Çeviri: Aslı Şensoy

Reklamlar
%d blogcu bunu beğendi: