12 MİLYAR YILDA HAZIRLANAN BİR NÖTRON YILDIZI ÇARPIŞMASI

2017’de LIGO ve Virgo dedektörleri, birbirine doğru sarmal çizerek yaklaşan iki nötron yıldızının kütleçekim dalgalarını yakaladı: GW170817. Ardından teleskoplar patlamanın kendisini, bir gama ışını patlamasını ve parlayan bir kilonovayı, NGC 4993 galaksisinde gördü. O zamandan beri ikinci bir nötron yıldızı birleşmesi, GW190425, tespit edildi, ama konumu kötü belirlendi ve hiçbir ışık bulunamadı. Bu yüzden GW170817, bir galaksiyle ilişkilendirilebilmiş tek kütleçekim dalgası olayı olmaya devam ediyor.

Bu galaksi bir ipucu. Kaliforniya Üniversitesi Santa Cruz’dan Ryan Foley, onu bu tür çiftlerin birleşmeden önce ne kadar beklediğini sormak için kullandı ve olağan tabloya uymayan bir cevap buldu.

Bekleme süresi

Gökbilimciler buna gecikme süresi (delay time) der: yıldızların doğuşu ile birleşme arasında geçen süre. İki nötron yıldızı oluştuktan sonra yörünge enerjilerini kütleçekim dalgaları yoluyla yavaş yavaş yitirir. Bunun ne kadar süreceği aralarındaki uzaklığın dördüncü kuvvetiyle artar; bu yüzden birbirine yakın doğan çiftler hızlı, uzak doğan çiftler geç birleşir.

Akla yatkın başlangıç uzaklıklarının geniş bir aralığı için bu basit bir kural verir: birim gecikme süresi başına birleşme sayısı 1 bölü gecikme biçiminde azalır. Buna yaklaşık 10 milyon yıllık bir asgari gecikme eklendiğinde kanonik dağılım elde edilir. Verdiği mesaj şu: çiftlerin çoğu yıldızları doğduktan kısa süre sonra birleşir, pek azı milyarlarca yıl bekler.

NGC 4993’ün yaşını belirlemek

NGC 4993, gökbilimcilerin S0 olarak sınıflandırdığı “erken tip” bir galaksidir. Kilonovanın parladığı noktanın yakınında ne bir yıldız kümesi ne de bir yıldız oluşum bölgesi var; bu yüzden çift büyük olasılıkla birleşmeden çok önce, galaksinin başka bir yerinde oluştu. Foley bu nedenle, morötesinden kızılötesine 14 renkte yapılmış ölçümleri Çok Büyük Teleskop’taki (Very Large Telescope) MUSE aletinden alınan bir tayfla birleştirerek galaksinin tüm yıldızlarını modelledi.

Uydurma, galaksinin tarihini 20 zaman dilimine böler ve her birinin serbestçe yıldız oluşturmasına izin verir. Sonuç çarpıcı. Yıldızlarının ortalama yaşı 12,4 milyar yıl (%90 güvenle 11,7 ile 12,9 arasında). Yıldız oluşumu 12,5 ile 13 milyar yıl önce, yılda 54 güneş kütlesi yeni yıldızla zirve yaptı ve son 9 milyar yıldır yılda bir güneş kütlesinin altında kaldı. Galaksinin kütlesinin yaklaşık %96’sı 10,2 milyar yıl önce yerine oturmuştu. Galaksinin çevresindeki kabuklar yaklaşık bir milyar yıl önce yaşanmış küçük bir birleşmeye işaret ediyor, ama tayf, bu birleşmenin üretmiş olabileceği genç yıldızlardan hiçbir iz göstermiyor.

Dolayısıyla GW170817’nin gecikmesi büyük olasılıkla yaklaşık 12 milyar yıldı.

%1,8’lik bir şans

Foley ardından bu yaşı kozmik yıldız oluşum tarihiyle, LIGO-Virgo-KAGRA iş birliğinin ölçtüğü birleşme hızıyla ve tespit edilen iki birleşmeyle bir araya getirdi.

Kanonik dağılıma göre, bugün görülen 10 milyar yıl gecikmeli her birleşmeye karşılık, 1 milyar yıl gecikmeli yaklaşık 2 ve 100 milyon yıl gecikmeli 16 birleşme olmalıdır (aynı gecikme süresi aralığı için). Tespit edilen bir birleşmenin GW170817 kadar yaşlı olma şansı yalnızca %1,8’dir. Nedeni basit: NGC 4993 yıldızlarının yarısını 12,6 milyar yıldan daha önce oluşturdu, oysa Evren bütünüyle o zamana kadar yıldızlarının yalnızca %1,1’ini oluşturmuştu.

Ortalama olarak, gökbilimcilerin böyle bir birleşme beklemeden önce 55 tespit daha yapmaları gerekirdi. Oysa konumu belirlenen ilk birleşme tam da bu ender durum çıktı.

Verilerin yeğledikleri

Asgari gecikme serbest bırakıldığında veriler çok uzun bir gecikmeyi yeğliyor. Hiçbir çiftin 12,6 milyar yıldan önce birleşmediği bir dağılım, birleşme hızının hesaba nasıl katıldığına bağlı olarak, kanonik dağılıma göre 40 ila 140 kat, kısa gama ışını patlamalarından ve Samanyolu’ndaki çift nötron yıldızlarından çıkarılan dağılımlara göre ise 80 ila 280 kat daha çok tercih ediliyor. Bir yaklaşımda asgari gecikme %90 güvenle 7,5 milyar yılı aşıyor.

Üç çıkış yolu

Kanonik tablonun ayakta kalması için kısa gecikmeli birleşmelerin “kayıp” olması gerekir. Foley üç açıklama sıralıyor.

Çiftler varsayılandan çok daha uzak mesafelerde doğuyor olabilir. 10 milyar yıllık bir asgari gecikme, 0,021 astronomi biriminden daha yakın başlayan hiçbir 1,5 güneş kütleli nötron yıldızı çifti olmaması demektir. Foley bunu olası bulmuyor: bilinen çift nötron yıldızlarıyla ve büyük kütleli çift yıldızlarla çelişirdi.
Dedektörler birçok birleşmeyi kaçırmış olabilir. Foley bunu son derece olasılık dışı buluyor.
Uzun gecikmeli, başka bir çift oluşturma yolu, olağan yola rakip olabilir ya da ona baskın gelebilir.

Foley üçüncüsünü yeğliyor. En umut verici aday, çiftlerin yıldızlar arasındaki kütleçekimsel karşılaşmalarla, Evren’in yaşına yakın gecikmelerle oluşabildiği yoğun yıldız kümeleri. Samanyolu’nda bilinen yaklaşık 24 çift nötron yıldızından biri kesin olarak, üçü ise doğrulanmamış olarak, yoğun bir yıldız kümesi türü olan küresel kümelerde bulunuyor. Ama GW170817’nin gerçekleştiği yerde hiçbir küme görülmedi ve son kuramsal çalışmalar çok az küme birleşmesi öngörüyor: hızın beklenenden yüksek olması gerekirdi.

Tek bir olayın ötesine yayılan dalgalar

Birleşmeler bu kadar uzun bekliyorsa, ürettikleri europium gibi “r-süreci” elementleriyle genç Galaksimizi zenginleştirmek için çok geç kalırlar. Ayrıca yeni birleşmelerin ışığını ararken yıldız oluşturan galaksileri öne çıkaran taramalar, en umut verici galaksileri hedeflemiyor olabilir. 10 milyar yıllık bir asgari gecikmeyle Evren 10 milyar yaşına gelmeden böyle hiçbir birleşme gerçekleşemezdi; dolayısıyla gelecekteki dedektörler büyük uzaklıklarda bunlardan çok daha azını görürdü.

Bunların tümü, yalnızca biri konumlandırılmış iki olaya dayanıyor. Foley daha fazla tespitin tabloyu netleştirmesini bekliyor ve gerçek dağılımın, asgari gecikmeli tek bir kuvvet yasasından daha karmaşık olduğundan şüpheleniyor.