Galaksimizin merkezinde, içine giren her şeyi yutan devasa bir kara delik bulunuyor. Ancak James Webb Uzay Teleskobu (JWST) tarafından yapılan yeni gözlemler, bu kozmik komşuluğun tam ortasında, ölmekte olan bir yıldızın hala uzaya madde saçtığını gösteriyor.
Her yıldız, tüm galaksileri gölgede bırakan süpernovalarla patlayarak ölmez. Güneşimizin kütlesinin sekiz katına kadar olan yıldızlar, şişkin, kırmızımsı ve soğuk hale gelerek dış katmanlarını yavaşça uzaya salarlar ve ardından beyaz cüce yıldızlara dönüşürler.
Ancak yıldızların ölümü, ister süpernova isterse yavaşça küçülen güneşler olsun, yeni yaşamlar doğurur. Carl Sagan'ın dediği gibi, bizler de "yıldız tozundan" yapıldık.
Şimdi JWST sayesinde, gökbilimciler en zorlu koşullarda bile su, toz ve diğer oksijen bazlı kimyasal ürünler gibi en önemli yıldız bileşenlerinden bazılarını tespit ettiler.
Köln Üniversitesi'nden astrofizikçi ve çalışmanın baş yazarı Florian Peißker, "Galaksi merkezleri en aşırı ortamlar arasındadır, bu nedenle yıldızların çevrelerini orada zenginleştirmeye devam edip edemediğini anlamak önemli bir sorudur." diyor. "Webb ile, bu koşullar altında yıldızların nasıl davrandığını doğrudan gözlemleyebiliyor ve toz üretiminin olağanüstü derecede dirençli kaldığını görebiliyoruz."
Araştırmacılar, Samanyolu'nun iç kısmını JWST'nin Orta-Kızılötesi Cihazı (MIRI) ile gözlemlediler ve özellikle parlak, ölmekte olan bir yıldız olan IRS 3'e odaklandılar.
IRS 3, hayatının son evrelerinde bulunan bir asemptotik dev dal (AGB) yıldızıdır. Yıldızın güçlü yıldız rüzgarları, dış katmanlarını saniyede yaklaşık 15 kilometre hızla uzaya fırlatır. Bu, yıldızın etrafında 10.000 astronomik birim (AU) genişliğinde devasa bir toz zarfı oluşturmuştur (1 AU, Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafedir).
IRS 3, Samanyolu'nun merkezindeki 4 milyon Güneş kütleli devasa kara delik Sagittarius A*'dan sadece 0.55 ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır.
Ölmekte olan bu yıldızın kozmosu tozla zenginleştirdiği biliniyor, ancak gökbilimciler bu sürecin süperdev bir kara deliğe bu kadar yakın gerçekleşip gerçekleşemeyeceğini uzun süredir merak ediyorlardı.
Bu nedenle, JWST'nin gözlemlerini çeşitli sıcaklık, parlaklık ve kimyasal bileşimlere sahip yıldız modelleriyle uzlaştırmak için çok sayıda simülasyon varyasyonu yürüttüler. Modeller ve gözlemler, ölmekte olan yıldızın zarfının yıldızlararası uzaya çarpmasıyla oluşan şok dalgası dahil olmak üzere, en önemli istatistikleri çıkardılar.
IRS 3, galaksi merkezinden 16 ışık yılı uzakta doğmuş ve içeri doğru göç etmiş olabilir. Güneşimizden yaklaşık altı kat daha kütleli ve yaklaşık 72 milyon yaşında olabilir. Bu, Güneşimizin beklenen 10 milyar yıllık ömrüne kıyasla oldukça genç bir yaştır.
IRS 3'ün yüzey sıcaklığı yaklaşık 2800 K (yaklaşık 2500 santigrat derece) olsa da, Güneşimizin yüzey sıcaklığı olan 5.500 °C'ye kıyasla 60.000 kat daha parlak olabilir.
Önemlisi, bu çalışma, bu tür yıldızların zorlu koşullara rağmen galaksi merkezlerine kimyasal açıdan zengin uzay tozunu ve suyu sağlamaya devam edebildiğini göstermektedir.
Webb'in MIRI cihazı için ESA bilim insanı ve çalışmanın ortak yazarlarından Macarena Garcia Marin, "Bu, yıldız için sürekli bir orta-kızılötesi spektrumunun ilk kez toplandığı zamandır, bu da silikat tozundan gelen özellikleri tespit etmemize ve yıldızın gerçek kimyasal kimliğini ortaya çıkarmamıza olanak tanıyor" diyor. Yıldız ölmekte olduğu evrede, yüzlerce yıllık aralıklarla, potansiyel olarak 5.000 yıl öncesine kadar uzanan iç içe geçmiş kabuklar oluşturarak şişkin dış katmanlarını "öksürüyor".
Garcia Marin, "Suyun tespiti özellikle heyecan verici çünkü moleküler malzemenin yoğun radyasyonun hakim olduğu bir ortamda hayatta kalabildiğini gösteriyor" diye ekliyor.
Yıldızlardan gelen su ve diğer yıldız maddelerinin radyasyonla karıştığını ve kozmik bir mayalanma sürecine girdiğini düşünürsek, ne tür olağanüstü ürünlerin ortaya çıkabileceğini kim bilebilir?
Garcia Marin, "Bu, süperdev bir kara deliğe yakın yerlerde bile yıldızların çevrelerine malzeme katkıda bulunmaya devam edebileceğini gösteriyor" diye sonlandırıyor.
