ZONKLAYAN BİR YILDIZ GÖRÜNMEZ ORTAĞINI ELE VERİYOR

Madde yutmayan kara delikleri ve nötron yıldızlarını doğrudan görmek neredeyse imkânsızdır. Onları bulmanın bir yolu, birlikte yörüngede döndükleri görünür yıldızı izlemektir. Makaleye göre gökbilimciler bu yolla giderek artan sayıda “uykudaki” aday buldu; en ağır nötron yıldızları ile en hafif kara delikler arasındaki kütle aralığı ise hâlâ seyrek gözlenmiş durumda.

TIC 160582982 alışılmadık bir yol sunuyor: yıldızın kendisi bir saat.

Zamanı tutan bir yıldız

TIC 160582982 bir δ Scuti yıldızı: aynı anda birçok basınç modunda titreşen, sıcak ve hızlı dönen A tipi bir yıldız. Çin Bilimler Akademisi Sincan Astronomi Gözlemevi ve Granada’daki Endülüs Astrofizik Enstitüsü’nden Chenglong Lv’nin liderliğindeki bir ekip, TESS uzay teleskobunun yaklaşık 352 günlük ölçümlerini analiz etti ve yıldızın titreyen ışığından 128 frekans çıkardı.

Böyle bir yıldız bir eşlikçinin çevresinde dönerken bazen bizden biraz daha uzakta, bazen biraz daha yakında olur. Işığının bize ulaşması önce daha uzun, sonra daha kısa sürer — bu yüzden zonklamalar düzenli bir döngü içinde erken ve geç kayıyormuş gibi görünür. Bu kaymayı ölçmek yörüngeyi ortaya çıkarır. Buna faz modülasyonu (phase modulation) denir.

Ağır bir ortakla 89 günlük bir yörünge

Birlikte saat olarak kullanılan altı kararlı zonklama tutarlı bir yanıt veriyor:

Yörünge dönemi: 89,29 ± 0,19 gün, çok basık bir yörüngede (dışmerkezlik 0,54).
Görünür yıldızın yörüngesinin izdüşümsel büyüklüğü (yarı büyük ekseni) yaklaşık 146 ışık saniyesi, yani 0,29 astronomik birim.
İki kütlenin bir bileşimi olan “kütle fonksiyonu” 0,416 Güneş kütlesi — bu tür bir yıldız için büyük.

En güçlü iki zonklamanın çevresinde yörüngenin oluşturduğu yan tepelere dayanan ikinci, bağımsız bir yöntem aynı yörüngeyi veriyor: 89,36 gün.

Görünür yıldız yaklaşık 1,93 Güneş kütlesinde, yaklaşık 263 parsek uzaklıkta ve Güneş’ten 37,6 kat daha parlak. Yörüngeyle birleştirildiğinde bu, eşlikçinin en az yaklaşık 1,8 Güneş kütlesinde olduğu anlamına geliyor — yörüngeyi tam yandan görüyorsak ulaşılan en küçük değer. Eşlikçi sıradan bir yıldız olsaydı, en iyi tahmin yaklaşık 2,2 Güneş kütlesi olurdu.

Kayıp ışık

Bu kadar kütleli sıradan bir yıldızı fark etmek kolay olmalı. Ekip, böyle bir yıldızın ne kadar ışık ekleyeceğini hesapladı: 1,70 ila 1,86 Güneş kütleli bir eşlikçi için görünür ve kızılötesi bantlarda sistemin ışığının yaklaşık %18 ila %26’sı; 2,3 Güneş kütlesinde yaklaşık %43.

Ama sistemin görünürden orta kızılötesine kadar ölçülen ışığı, kızılötesi fazlalığı olmadan tek bir A tipi yıldıza kusursuzca uyuyor. Arşiv tayfları da belirgin ikinci bir çizgi takımı göstermiyor, gerçi yıldızın hızlı dönüşü çizgilerini bulanıklaştırıyor. Bu nedenle sıradan tek bir eşlikçi “güçlü biçimde dışlanıyor”, diye yazıyor yazarlar.

Geriye iki şüpheli kaldı

İki açıklama kalıyor ve mevcut veriler bunları ayırt edemiyor:

Gizli bir çift. Eşlikçinin kendisi sıkı bir yıldız çifti olabilir; örneğin her biri yaklaşık 0,9 Güneş kütlesinde iki yıldız. Birlikte gereken kütleyi sağlarken görünür ışığa yalnızca yaklaşık %4, kızılötesine %8–9 katkıda bulunurlar.
Ölü bir yıldız. Sıkışık bir kalıntı — bir nötron yıldızı ya da hatta yıldız kütleli bir kara delik — çok az ışık ekler ya da hiç eklemez.

Ekip ayrıca her 0,544 günde bir tekrarlanan, gücü yörüngeyle birlikte artıp azalan ve iki cismin birbirine en çok yaklaştığı noktanın yakınında en yüksek değerine ulaşan daha yavaş bir sinyal fark etti. Basık yörüngenin gelgit etkileriyle bozulmuş bir zonklama olabilir, ama yazarlar onu yalnızca aday olarak sınıflandırıyor.

Tam bir yörünge boyunca tayflar

Belirleyici test tayfölçüm: 89 günlük tam bir yörünge boyunca tekrar tekrar alınan yüksek çözünürlüklü tayflar, yörüngeyi bağımsız olarak doğrular ve bir eşlikçiyle ya da gizli bir çiftin iki yıldızıyla birlikte hareket eden sönük çizgileri arar. Yıldızın yaklaşık binde bir yay saniyesi kadar yalpaladığını görmesi beklenen Gaia uzay gözlemevinin gelecekteki ölçümleri, yörüngenin eğimini ve eşlikçinin toplam kütlesini kesinleştirebilir.

arXiv kaydına göre makale The Astrophysical Journal tarafından kabul edildi; burada okunan sürüm yazarların el yazmasıdır.