Yıldızlar öbeği

Yıldızlar öbeği veya yıldız popülasyonları, 1944 yılında Walter Baade tarafından Samanyolu Galaksisinde yer alan yıldızların gruplandırılmasıdır. Baade, söz konusu çalışmasının özet bölümünde, bu sınıflandırmanın esas itibarıyla Jan Oort tarafından 1926 yılında yapılan sınıflamaya dayandığını kabul etmektedir.[1]

Baade, daha mavi yıldızların spiral kollarla güçlü bir şekilde ilişkilendirildiğini ve sarı yıldızların merkezi galaktik çıkıntı ve küresel yıldız kümelerinde baskın olduğunu gözlemledi.[2] İki ana bölüm, Popülasyon I ve Popülasyon II olarak tanımlandı ve 1978'de Popülasyon III adı verilen yeni, varsayımsal bir bölüm eklendi.

Popülasyon türleri arasında, gözlemlenen yıldız spektrumlarıyla ilgili önemli farklılıklar bulunmaktadır. Bu farklılıkların daha sonra yıldız oluşumu, gözlemlenen kinematikler,[3] yıldız yaşı ve hem spiral hem de eliptik galaksilerin evrimiyle ilgili olabileceği gösterildi. Bu üç basit popülasyon sınıfıyla yıldızlar, kimyasal bileşimlerine veya metalikliklerine göre kullanışlı bir şekilde ayrılmıştır.[3][4][5]

Tanım gereği, her popülasyon grubu, azalan metal içeriğinin yıldızların yaşının artması anlamına geldiğini gösterir. Bu nedenle, evrendeki ilk yıldızlar (çok düşük metal içeriği) Popülasyon III olarak kabul edildi, eski yıldızlar (düşük metaliklik) Popülasyon II ve yakın tarihli yıldızlar (yüksek metaliklik) Popülasyon I olarak adlandırıldı.[6] Güneş, %1.4'lük göreceli olarak yüksek bir metaliklikle Popülasyon I olarak kabul edilir. Astrofizik terminolojisinde helyumdan daha ağır olan her elementin "metal" olarak kabul edildiğini ve buna oksijen gibi kimyasal ametallerin de dahil olduğunu belirtmek gerekir.[7]

Yıldız spektrumu gözlemleri Güneşten daha yaşlı olan yıldızların Güneş'e göre daha az miktarda ağır elementleri içerdiğini ortaya çıkarmıştır.[3] Bu durum, metalikliğin yıldız nükleosentezi süreciyle yıldız nesilleri boyunca evrimleştiğini göstermektedir.

Günümüzde kabul edilen kozmolojik modeller kapsamında, Büyük Patlama sonucunda ortaya çıkan tüm maddelerin büyük çoğunluğu hidrojen (%75) ve helyumdan (%25) oluşmakta olup, bunların dışında lityum ve berilyum gibi diğer hafif elementlerden oluşan az miktardaki diğer maddeler bulunur.[8] Evren hızlı bir biçimde soğuduğunda, Popülasyon III olarak adlandırılan ilk yıldızlar herhangi bir ağır metal içermeyecek biçimde oluşmuştur. Bu durumun yaratmış olduğu etkiler nedeniyle bu popülasyondaki yıldızların kütleleri Güneş'in kütlesine oranlar yüzlerce kat daha büyüktür. Bunun karşılığında, söz konusu dev yıldızlar çok hızlı bir biçimde dönüşmüş ve nükleosentez süreçleri sonucunda ilk 26 element (periyodik tabloda demire kadar olan bölüm) ortaya çıkmıştır.[9]

Birçok teorik yıldız modeli, yüksek kütleli popülasyon III yıldızlarının çoğunun enerjilerini hızla tükettiğini ve muhtemelen son derece güçlü çift kararsızlığı süpernovaları halinde patladığını göstermektedir. Bu patlamalar, daha sonraki yıldız nesillerine dahil edilmek üzere yıldızlararası ortama (ISM) metaller fırlatarak materyallerini tamamen evrene saçmıştır. Bunların yok olması, galaktik yüksek kütleli Popülasyon III yıldızlarının gözlemlenebilmesinin zor olduğunu göstermektedir.[10] Bununla birlikte, bazı Popülasyon III yıldızları, evrenin erken dönemlerinde ışığı görülen yüksek kırmızıya kayan galaksilerde görülebilir.[11] Bilim insanları, Samanyolu'ndaki spiral kolların ikili sisteminde bulunan, son derece küçük, Güneş'ten biraz daha küçük, ultra metal fakiri bir yıldızın kanıtını bulmuşlardır. Bu keşif, daha da eski yıldızları gözlemleme olasılığının önünü açmaktadır.[12]

Çift kararsızlığı süpernovası üretemeyecek kadar büyük yıldızlar muhtemelen foto-bozunma olarak bilinen bir süreçle kara deliklere çökecektir. İşte bu süreç sırasında bir miktar madde göreli püskürmeler şeklinde dışarı kaçmış ve bu da evrene ilk metalleri dağıtmış olabilir.[13][14][a]

Şimdiye kadar gözlemlenen[10] ve Popülasyon II olarak bilinen en yaşlı yıldızlar çok düşük metalikliğe sahiptir;[6][16] sonraki nesil yıldızlar doğdukça, oluştukları gaz bulutları Popülasyon III'ten önceki nesil yıldızlar tarafından üretilen metal bakımından zengin tozu aldıkça daha fazla metal yönünden zenginleşmişlerdir.

Popülasyon II yıldızları yok olurken, gezegenimsi bulutsular ve süpernovalar aracılığıyla yıldızlararası ortama metalce zengin malzeme taşıyarak, yeni yıldızların oluştuğu bulutsuları daha da zenginleştirdiler. Güneş de dahil olmak üzere bu en genç yıldızlar bu nedenle en yüksek metal içeriğine sahiptir ve Popülasyon I yıldızları olarak bilinirler.

Popülasyon I yıldızları, her üç popülasyon içinde en yüksek metalikliğe sahip genç yıldızlardır ve daha çok Samanyolu Galaksisi'nin spiral kollarında bulunurlar. Güneş orta Popülasyon I yıldızı olarak kabul edilirken, Güneş benzeri μ Arae metaller açısından çok daha zengindir.[17] ("Metal zengini yıldız" terimi, Güneş'ten önemli ölçüde daha yüksek metalikliğe sahip yıldızları tanımlamak için kullanılır; bu değer ölçüm hatasıyla açıklanabilecek olandan daha yüksektir).

Popülasyon I yıldızları genellikle Galaktik Merkez'in etrafında düşük bağıl hızla düzenli eliptik yörüngelere sahiptir. Daha önce, Popülasyon I yıldızlarının yüksek metalikliklerinin, gezegen sistemlerine sahip olma olasılıklarını diğer iki popülasyondan daha fazla hale getirdiği varsayılmıştır, çünkü gezegenlerin, özellikle de karasal gezegenlerin, metallerin birikmesiyle oluştuğu düşünülmektedir.[18] Bununla birlikte, Kepler Uzay Teleskobu verilerinin incelenmesi, çeşitli metalikliklere sahip yıldızların etrafında daha küçük gezegenler bulunduğunu, yalnızca daha büyük, potansiyel gaz devi gezegenlerin nispeten daha yüksek metalikliğe sahip yıldızların etrafında yoğunlaştığını göstermiştir - ki bu da gaz devi oluşumu teorileri üzerinde etkileri olan bir bulgudur.[19] Orta Popülasyon I ve Popülasyon II yıldızları arasında orta disk Popülasyonu yer almaktadır.

Popülasyon II ya da metal fakiri yıldızlar, helyumdan daha ağır elementleri nispeten daha az içeren yıldızlardır. Bu nesneler evrenin daha erken bir döneminde oluşmuştur. Orta Popülasyon II yıldızları Samanyolu'nun merkezine yakın şişkinlikte yaygınken, galaktik halkada bulunan Popülasyon II yıldızları daha yaşlıdır ve bu nedenle daha fazla metal eksikliği vardır. Küresel yıldız kümeleri de yüksek sayıda Popülasyon II yıldızı içerir.[20]

Popülasyon II yıldızlarının bir özelliği, genel metalikliklerinin daha düşük olmasına rağmen, Popülasyon I yıldızlarına kıyasla genellikle demire (Fe) göre daha yüksek bir "alfa elementi" (alfa süreci ile üretilen oksijen ve neon gibi elementler) oranına sahip olmalarıdır; mevcut teori bunun, tip II süpernovaların oluşumları sırasında yıldızlararası ortama daha etkili biçimde katkıda bulunmalarının bir sonucu olduğunu, oysa tip Ia süpernova metal zenginleşmesinin evrenin gelişiminde daha sonraki bir aşamada gerçekleştiğini öne sürmektedir.[21]

Bilim insanları, Timothy C. Beers ve arkadaşlarının HK objektif-prizma araştırması[22] ve Norbert Christlieb ve arkadaşlarının Hamburg-ESO araştırması[23] da dahil olmak üzere, başlangıçta soluk kuasarlar için başlatılan birkaç farklı araştırmada bu en eski yıldızları hedef almışlardır. Şimdiye kadar, yaklaşık on ultra metal fakiri (UMP) yıldız (Sneden Yıldızı, Cayrel Yıldızı, BD +17° 3248 gibi) ve bugüne kadar bilinen en eski yıldızlardan üçü: HE 0107-5240, HE 1327-2326 ve HE 1523-0901 ortaya çıkarılmış ve ayrıntılı olarak incelenmiştir. Caffau Yıldızı 2012 yılında Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması verileri kullanılarak bulunduğunda şimdiye kadarki en metal fakiri yıldız olarak tanımlanmıştır. Ancak, Şubat 2014'te SkyMapper astronomik araştırma verilerinin yardımıyla bulunan SMSS J031300.36-670839.3 adlı daha da düşük metalikliğe sahip bir yıldızın keşfedildiği duyurulmuştur. Metal eksikliği açısından daha az aşırı, ancak daha yakın ve daha parlak ve dolayısıyla daha uzun süredir bilinen yıldızlar bir kırmızı dev olan HD 122563 ve bir altdev olan HD 140283'tür.

Popülasyon III yıldızları,[24] muhtemelen yakınındaki diğer bir erken dönem Popülasyon III süpernovadan kaynaklanan diğer metallerle karışık püskürmelerden kaynaklananlar dışında fiilen hiçbir metal bulunmayan sıcak, parlak, aşırı derecede büyük varsayımsal bir Popülasyondur. Bu terim ilk olarak 1965 yılında Neville J. Woolf tarafından tanımlanmıştır.[25][26] Bu biçimdeki yıldızlar evrenin oldukça erken dönemlerinde var olmuş olması muhtemeldir (ör. yüksek kırmızıya kayma) ve bildiğimiz hayatın ve gezegenlerin sonraki oluşumları için gerekli olan hidrojenden daha ağır kimyasal elementlerin üretimini başlatmış olabilir.[27][28]

Popülasyon III yıldızlarının varlığı fiziksel kozmolojiden çıkarsanmaktadır ancak bunların henüz doğrudan bir gözlemi yapılamamıştır. Varlıklarının dolaylı kanıtları evrenin uzak oldukça uzak kısımlarındaki kütleçekimsel merceklenme etkisinde bulunabilir.[29]  Bunların varlığı kuasar emisyon spektrumunda gözlemlenen Büyük Patlama kaynaklı olamayacak ağır elementlerin varlığına dayandırılabilir.[9] Bunların ayrıca soluk mavi galaksilerin bileşenleri olduğu düşünülmektedir. Bu yıldızlar muhtemelen büyük çoğunluğu yıldızlararası ortamın hidrojen gazı oluşturmasının bir ana hâl değişimi olan evrenin reiyonizasyon dönemini tetiklemiştir. UDFy-38135539 galaksisinin gözlemleri söz konusu reiyonizasyon sürecinin bir rol oynamış olabileceğini göstermiştir. Avrupa Güney Rasathanesi, z = 6,60 (kırmızıya kayma değeri) düzeyinde Büyük Patlama'dan yaklaşık 800 milyon yıl sonrasındaki reiyonizasyon döneminden kalma oldukça parlak Cosmos Redshift 7 galaksisinde bir grup erken dönem yıldız öbeği keşfetmiştir. Galaksinin geri kalanında sonraki döneme ait kırmızımsı Popülasyon II yıldızları bulunmaktadır.[27][30] Bazı teoriler ise Popülasyon III yıldızlarının iki jenerasyonu bulunduğunu savunmaktadır.[31]

Halihazırdaki teori ilk yıldızların oldukça devasa olup olmadığına göre ikiye ayrılmaktadır. Birinci olasılık bu yıldızların günümüzdeki yıldızlardan birkaç yüz güneş kütlesinden bin güneş kütlesine erişebilecek kadar daha büyük olduğudur. Bu kapsamdaki yıldızlar yalnızca 2-5 milyon yıl sürecek oldukça kısa ömürlü olmalıdır.[32] Öte yandan, 2009 ve 2011'de ortaya atılan teoriler, ilk yıldız gruplarının birkaç daha küçük yıldız tarafından çevrelenmiş dev bir yıldızdan müteşekkil olmuş olabileceğini öne sürmektedir.[33][34][35] Daha küçük yıldızlar doğdukları kümede kalsalardı çok daha fazla gaz biriktirecek ve günümüze kadar varlıklarını sürdüremeyeceklerdi. Ancak 2017'de yürütülen bir çalışmaya göre, 0,8 güneş kütlesine (M☉) veya daha azına sahip bir yıldızın doğduğu kümeden daha fazla gaz birikimi gerçekleştiremeden kümeden dışarı fırlatılması halinde, Samanyolu galaksisi bünyesinde bulunması ihtimali de dahil, günümüze kadar varlığını sürdürebilir.[36]

HE 0107-5240 gibi Popülasyon III yıldızlarından kaynaklanan metaller nedeniyle oldukça kıt metallik gösteren Popülasyon II yıldızlarının verilerinin analizi bu metal yoksunu yıldızların 20~130 güneş kütlesinde olduğunu iddia etmektedir.[37] Diğer taraftan, eliptik galaksilerle ilişkili olan küresel yıldız kümelerinin analizi, bu yıldızların metalik bileşenlerinin, tipik olarak oldukça büyük yıldızlarla ilişkili olan çift kararsızlığı süpernovalarından kaynaklandığını göstermektedir.[38]  Bu durum aynı zamanda, modelin daha küçük Popülasyon III yıldızları üzerine inşa edilmesine rağmen neden hiç sıfır metalliğe sahip düşük kütleli yıldız gözlemlenemediğini de açıklamaktadır.[39][40] Muhtemelen çift kararsızlığı süpernovası tarafında meydana getirilen[16] kahverengi cüceler veya kırmızı cücelerden oluşan sıfır metalliğe sahip kümeler karanlık madde adayları olarak önerilmiş ancak kütleçekimsel mikromercekleme vasıtasıyla büyük kütleli sıkı halo cisimlerinin bu tiplerinin araştırmaları negatif sonuçlar üretmiştir.[41][42]

NASA'nın James Webb Uzay Teleskobu'nun amaçlarından biri de Popülasyon III yıldızlarının tespit edilmesidir.[43] 8 Aralık 2022 tarihinde, Popülasyon III yıldızlarından biri olabilecek olası bir tespit gerçekleştirildiği raporlanmıştır.[44][45]