SOYULMUŞ BİR YILDIZ, GİZLİ BİR EŞ, 4,2 SAATLİK BİR YÖRÜNGE

Samanyolu’nun dışındaki Küçük Macellan Bulutu’nda yer alan küçük, çok sıcak bir yıldız, hiç ışık yaymayan bir eşin çevresindeki turunu her 4 saat 10 dakikada bir tamamlıyor. Adı DGL-3; gizli eşi ise büyük olasılıkla bir nötron yıldızı, yani kütleli bir yıldız patladığında geriye kalan aşırı yoğun, çökmüş çekirdek.

Dış katmanları soyulmuş bir yıldız

DGL-3 bir soyulmuş yıldız (stripped star): bir eşle etkileşimi sırasında hidrojence zengin dış zarfını kaybetmiş. Geriye kalan yıldız sıkışık, sıcak ve hidrojence fakir; merkezinde helyum yakıyor.

Kütle: parlaklığından tahmin edildiğine göre yaklaşık Güneş’inkinin 3,4 katı, çok asimetrik bir hata payıyla (2,96 ila 7,72 Güneş kütlesi).
Yarıçap: yaklaşık Güneş’inkinin 0,77 katı; yüzey sıcaklığı: yaklaşık 71.000 kelvin; hidrojen: yüzeyinin yalnızca %10’u.

Bu “ara” kütledeki yıldızlar, çekirdekleri çöküp bir nötron yıldızına dönüşecek kadar ağır, ama bir kara delik oluşturacak kadar ağır değil. Güncel modellere göre, kütleçekim dalgaları yayarak birbirine doğru sarmal çizip birleşecek kadar sıkı nötron yıldızı çiftleri önce tam olarak bu aşamadan geçer: soyulmuş bir yıldızın çevresinde dolanan bir nötron yıldızı. Bu aşama daha önce hiç doğrudan gözlenmemişti ve öngörülen birleşme oranları birkaç büyüklük mertebesine yayılıyor.

Işık saçmayan bir eşi tartmak

Ekip, 2019 ile 2022 arasında Şili’deki 6,5 metrelik Magellan teleskobuyla 38 tayf topladı. Yıldızın tayf çizgileri — ışığında belirli renklere denk gelen karanlık çizgiler — yıldız bize yaklaşırken maviye, uzaklaşırken kırmızıya kayıyor (Doppler etkisi); bu çizgiler yıldızın 151,4 km/s’ye varan hızlarla bize doğru ve bizden uzağa salındığını, her 4,1693 saatte bir tamamlanan dairesel bir yörüngede dolandığını gösteriyor.

Dönem ve hız, kütle fonksiyonunu veriyor; bu fonksiyon eşin kütlesini yıldızın kendi kütlesine ve yörüngenin Dünya’dan görülen eğikliğine (eğim) bağlar. Tam yandan görülen bir yörünge, yörüngenin izin verdiği en hafif eşi verir; yıldızın belirsiz kütlesi hesaba katıldığında bu alt sınırın tipik değeri 1,38 ± 0,25 Güneş kütlesi, yani bir beyaz cücenin ulaşabileceği 1,4’ün hemen altında (aşağıya bakın). Dolayısıyla yörünge tek başına bir beyaz cüceyi dışlayamıyor.

Sıradan bir yıldız değil: o kadar kütleli bir yıldız, bu kadar dar bir yörüngeye sığamayacak kadar büyük olurdu.
İkinci bir soyulmuş yıldız değil: gerçek tayflara eklenen sahte soyulmuş eşler her seferinde saptandı; oysa gerçek verilerde hiçbir iz yok.

Geriye bir kompakt cisim kalıyor: bir beyaz cüce (daha hafif bir yıldızdan arta kalan yoğun çekirdek), bir nötron yıldızı ya da bir kara delik.

%2,5’lik bir salınımdan %99,4

18 Aralık 2022’de, La Silla’daki 3,5 metrelik bir teleskoba takılı hızlı bir kamera DGL-3’ü yaklaşık 3,4 saat boyunca her 20 saniyede bir görüntüledi. Yıldızın parlaklığı her yörüngede iki kez yaklaşık %2,5 artıp azalıyor: eşin kütleçekimi yıldızı hafifçe yumurta biçiminde geriyor, bu yumurtanın uzun yanını her turda iki kez görüyoruz ve değişimin miktarı eşin kütlesine ve eğime bağlı.

Ekip bu ışık eğrisinin 500.000 modelini çalıştırdı ve her birini verilere ne kadar iyi uyduğuna göre ağırlıklandırdı. Eşin kütlesi için:

en olası değer 1,58 Güneş kütlesi;
olasılığın yalnızca %0,6’sı, bir beyaz cüceyi dışlayan Chandrasekhar sınırı olan 1,4 Güneş kütlesinin altında kalıyor: dolayısıyla eşin beyaz cüce olamayacak kadar kütleli olduğuna dair %99,4’lük bir olasılık var;
yalnızca %3,4’ü doğrulanmış kara deliklerin aralığında; ağır kuyruğun geri kalanı nötron yıldızları ile kara delikler arasındaki boşluğa düşüyor.

Dolayısıyla en olası eş bir nötron yıldızı: bu bir kanıt değil, bir olasılık. X-ışını teleskopları hiçbir şey saptamadı; eşinden gaz yutan bir nötron yıldızı X-ışınlarında parlardı, ama yazarlar bu sessizliği zayıf bir yıldız rüzgârıyla beslenen bir nötron yıldızıyla bağdaşır buluyor.

Bir bilgisayar modelinin yazdığı gelecek

Ekip ardından sistemi yıldız evrimi kodu MESA ile evrimleştirdi: 3,6 Güneş kütlesinde soyulmuş bir yıldız, 1,4 Güneş kütlesinde bir nötron yıldızı, 4,2 saatlik bir yörünge. Bundan sonrası bir gözlem değil, bir öngörü.

Yıldız çekirdeğinde 1,4 milyon yıl daha helyum yakıyor, ardından şişiyor. Bu kadar dar bir yörüngede yalnızca yarım Güneş yarıçapı kadar büyümesi, taşıp gazını eşine dökmesine yetiyor.
26.000 yıl boyunca 1,2 Güneş kütlesi uzaya kaçıyor. Nötron yıldızı yalnızca 0,00072 Güneş kütlesi yutuyor; bu, onu her 79 milisaniyede bir tur atacak kadar hızlandırmaya yetiyor. Yörünge 1,9 saate küçülüyor.
Tüm hidrojeninden arınan yıldız bir süpernova olarak patlıyor ve ikinci bir nötron yıldızı bırakıyor. 800 km/s’ye yakın bir yörünge hızında, çifti ancak alışılmadık derecede büyük bir tekme — patlamanın yeni doğan nötron yıldızına verebileceği bir geri tepme — ayırabilir.
Patlama yaklaşık bir Güneş kütlesi gazı savuruyor. Geriye daha geniş, uzamış, 4,4 saatlik bir yörüngede iki nötron yıldızı kalıyor ve bunlar 220 milyon yıl sonra birleşiyor.

Öngörünün çökebileceği yer

Yazarlara göre en zayıf halka, kaçan gazın ne kadar açısal momentumu, yani yörüngenin “dönme miktarını” alıp götürdüğü. Yedi model varyantından birinde kaybedilen gaz iki yıldızın çevresinde bir disk oluşturuyor ve çift, ikinci süpernovadan önce birleşiyor. Diğer altısında iki nötron yıldızı oluşuyor ve 175 milyon ile 7,9 milyar yıl sonra nihayet birleşiyor.

DGL-3 yaklaşık 60.600 parsek uzakta — 200.000 ışık yılı kadar (bir parsek yaklaşık 3,26 ışık yılıdır). Yazarların belirttiğine göre, 60 ila 600 kat daha yakın, yani 100 ila 1.000 parsek uzaklıkta olsaydı, LISA gibi düşük frekanslı kütleçekim dalgası gözlemevleri onu saptayabilirdi.