BĠR ASTROFĠZĠKSEL ARAÇ OLARAK GÜNEġ VE KEPLER ĠLE

Güneş ve Güneş Benzeri Yıldızlar Sempozyumu - İstanbul
BĠR ASTROFĠZĠKSEL ARAÇ OLARAK GÜNEġ VE KEPLER ĠLE
COROT UYDULARININ KATKILARI
Mutlu YILDIZ
Ege Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Bornova 35100 İzmir
mutlu.yildiz@ege.edu.tr
Özet: Yakın olmasından dolayı Güneş‟in birçok niceliği çok duyarlı bir şekilde saptandığından çok
özel bir yıldızdır. Bu nedenle, doğrudan gözleme olanağımız bulunmayan derin iç katmanlarını en iyi
bildiğimiz yıldız da Güneş‟tir. Bu yıldızda kaydettiğimiz her gelişme diğer yıldızlara, özellikle de
Güneş benzeri yıldızlara ilişkin bilgilerimize de yansımaktadır. Bu bağlamda saydamsızlık artırımı
yoluyla yıldızlara ilişkin hangi sorunlara çözüm bulunacağı bu çalışmada ele alınmıştır.
1. GiriĢ
En ayrıntılı bildiğimiz yıldız, yakın olmasının doğal sonucu olarak, Güneş‟tir. Kütle, yarıçap,
ışınım gücü ve etkin sıcaklık gibi temel parametrelerin yanı sıra, radyoaktif elementlerden
yaşı, helyosismik verilerin sayesinde ise dış konvektif mıntıkanın (zone) taban yarıçapı
(0,713R), hemen hemen merkezden yüzeye ses hızı ve yüzey helyum bolluğu (0,25) çok iyi
bir şekilde bilinmektedir (Basu ve Antia, 1995, 1997; Basu ve ark., 1997). Bu veriler
Güneş‟in içyapı ve evrimine ilişkin çok ciddi kısıtlardır. Bu kısıtlar, diğer yıldızlar için ya
yoktur ya da hassaslık düzeyi çok daha düşüktür. Bu kısıtlar Güneş‟i içyapısını ve evrimini en
iyi bildiğimiz yıldız yapmaktadır. Diğer yıldızların yapı ve evrimi için gerekli olan bir takım
fiziksel niceliklerin değerini eğer herhangi bir yolla saptama olanağı yoksa Güneş‟teki değer
alma yoluna gidilir - örneğin, kimyasal içerik, konvektif parametre için.
Nükleer tepkimelerle enerji üretmek ve ürettiği bu enerjiyi etrafına yaymak tüm yıldızların
ortak özellikleri olmasına rağmen yapıları birbirinden oldukça farklıdır. Bu farklılığın ardında
yatan ana etkenin yıldızların kütlesi olduğu iyi bilinmektedir. Ana-kol yıldızlarını göz önünde
tutacak olursak, büyük kütleli yıldızların küçük kütleli yıldızlara göre çok daha sıcak olmaları
yapısal özellikleri iki grup halinde incelememizi olanaklı kılmaktadır. Sıcak olan yıldızlarda
yoğunluk göreli olarak düşük olduğundan hidrostatik dengeyi sağlayan basınç türü ideal gaz
denklemidir. Öte yandan, Güneş ve benzeri soğuk yıldızlar için, yoğunluk, parçacıklar
arasındaki Coulomb etkileşimi ihmal edilemeyecek kadar yüksektir. Bu durum, gerek hal
denkleminde gerekse yıldız modellerinin diğer içindekilerinde bazı karmaşıklıklara yol
açmaktadır, özellikle de saydamsızlıkta (opasite). Bu karmaşıklığın doğal bir sonucu olarak,
soğuk yıldızların gözlenen özellikleri ile modelleri arasında ciddi farklar ortaya çıkmaktadır:
Gözlenen yarıçaplar model yarıçaplarından çok daha büyüktür (bkz. örn. Clausen ve ark.,
2009).
Güneş tüm bu soğuk yıldızlar için bir numunedir çünkü ışınımsal dengedeki iç kısım ve
konvektif kararsız dış katmanlar ortak birçok özelliğe sahip olmalarına neden olmaktadır. Bu
yıldızların etrafında çok sayıda harici gezegenlerin farklı yöntemlerle keşfedilmesi dikkatlerin
bu yıldızların üzerinde toplanmasına neden olmuştur. Yaşama en elverişli fiziksel koşullar bu
yıldız sistemlerinde bulunmaktadır.
Güneş benzeri yıldızların araştırma konusu olmasındaki bir diğer önemli neden ise
asterosismolojiye (yıldız sismolojisi) dayanmaktadır. Bu tür yıldızlarda çok sayıda titreşim
gözlendiği gibi titreşimlerin biçem (mod) tayini de yapılmaktadır. Bir titreşimin frekansı n
141
Bir Astrofiziksel Araç Olarak Güneş ve Kepler ile Corot Uydularının Katkıları
mertebesine ve l derecesine bağlıdır. Frekanslar arasındaki küçük (  nl   nl  n1,l 2 ) ve
büyük ayrılmalar (  nl   nl  n1,l ), sırasıyla, yıldızın yaşına ve ortalama yoğunluğuna
bağlıdır. Dolayısıyla model ile gözlemin uyumu bize yıldızın yaşını ve yoğunluğunu verir.
Sismik olan ve olmayan tüm gözlemsel veriler göz önünde tutulduğunda en bol veriye sahip
olduğumuz yıldızlar Güneş, α Centauri A ve B‟dir. Bu yıldızların, diğer soğuk yıldızlar için
de önemli olan, yapısına ve evrimine ilişkin günümüzdeki temel sorunlar takip eden
kısımlarda ele alınacaktır.
2.
GüneĢ Ġçyapısına Dair Sorunlar
Güneş‟in yukarıda anılan helyosismik verileriyle modelleri arasındaki iyi uyum yakın
zamandaki (Asplund ve ark., 2005) kimyasal içerik bulgularıyla ortadan kalktı; özellikle ses
hızı ve konvektif mıntıkanın taban yarıçapı için var olan uyum ciddi bir şekilde bozuldu. Bu
uyumsuzluğun çözümü için çeşitli öneriler ele alınmıştır: Neon bolluğundaki belirsizlik
(Bahcall ve ark., 2004), yayılma katsayısında artırım (Guzik ve ark., 2005), sıcaklığa bağlı
saydamsızlık artırımı (Bahcall ve ark., 2004; Christensen-Dalsgaard ve ark., 2009) vb...
3.
α Centauri A ve B’nin Yapısına ve Evrimine ĠliĢkin Sorunlar
α Centauri A ve B‟nin yapı ve evrimine ilişkin temel sorun, sismik olan ve olmayan verilerin
sistemin yaşı için birbirinden çok farklı yaşlar vermesidir: Sismik olmayan veriler 9 milyar yıl
gibi bir yaş verirken, sismik veriler dikkate alındığında yaş 5,5 milyar yıl olmaktadır (Miglio
ve Montalban, 2005; Yıldız, 2007).
α Centauri A ve B‟nin sismik kısıtlara (constraints) uyan modellerinin ışınım güçleri oranı
(LA/LB=2,87) ile gözlenen ışınım güçleri (3,05) oranı uyumlu olmamaktadır. Bu durum
yukarıda belirtilen soğuk yıldızların yarıçaplarına ilişkin problem ile aynı nedenden
kaynaklanmış olabilir.
4.
Saydamsızlık Artırımı
Yıldız (2010) saydamsızlığı sıcaklık ve yoğunluğun fonksiyonu olarak uygun şekilde
arttırarak hem Güneş hem de α Centauri A ve B modellerinde iyileştirme yapmaya çalışmıştır.
Aşağıdaki gibi bir saydamsızlık artırımı (  ) bu işi görmektedir;
1/2
2
 Z

  42,5 1  eff ,O  103(log T 5,8)
8 

burada,  , T , Z eff ,O , sırasıyla, yoğunluk, sıcaklık ve oksijenin etkin yükünü göstermektedir.
Böylesi bir artırım yoğunluğun da fonksiyonu olduğundan miktarı da yıldız kütlesine bağlı
olacaktır. Küçük kütleli yıldızlar büyük kütleli yıldızlara göre daha yoğun olduğundan küçük
kütleli yıldızlar için artırım miktarı daha fazla olacaktır.
Elde edilen sonuçlara göre özellikle basınç (ya da yoğunluk) iyonlaşmasının gerçekleştiği
katmanlarda ciddi bir saydamsızlık artırımı gerekmektedir. Böylesi bir artırımın gerekçesi
tahmin edilebileceği gibi hal denklemine dayanmaktadır. Anlaşılan o ki, klasik Debye-Hückel
yaklaşımı Coulomb etkileşimini abartılı vermektedir (Saumon ve ark., 1995). Bu gibi bir
durum sadece Güneş, α Centauri A ve B için değil tüm soğuk yıldızların yapısına ilişkin
sorunlara açıklama getirme potansiyeline sahiptir.
142
Güneş ve Güneş Benzeri Yıldızlar Sempozyumu - İstanbul
5.
Kepler ve CoRoT Yıldızları
Atmosfer üstü projelerden olan Kepler ve CoRoT ‟un iki önemli araştırma alanı vardır: 1)
yaşama elverişli mıntıkalar bulmak, 2) yıldızların sismik özelliklerini kaydetmek. Her iki
projenin de ürünleri geçtiğimiz bir yıl içerisinde literatürde her iki alanda da yerini aldı ve
almaya da devam etmektedir. Bunlardan Kepler üç Güneş benzeri yıldızın (KIC 6603624,
KIC 3656476 ve KIC 11026764) sismik özelliklerini yıldız yapısı ve evrimi açısından son
derece önemli olan frekanslar arasındaki küçük ve büyük ayrılmaları verecek düzeyde
kaydetmeyi başardı (Chaplin ve ark., 2009). Bu yıldızların ayrıntılı incelenmesi yıldız
astrofiziğinin önemli sorunlarını çözme konusunda önemli bir mesafe kat etmemizi
sağlayacaktır.
Öte yandan CoRoT projesi kapsamında da gerek Güneş benzeri gerekse delta Scuti türü
zonklayan yıldızların asterosismik kayıtları yapıldı. Güneş benzeri yıldızlar için frekanslar
arasındaki büyük ayrılmalar tespit edilebilirken küçük ayrılmalar duyarlı bir şekilde elde
edilemedi. Ancak, delta Scuti yıldızları için, özellikle HD 174936 (García Hernández ve ark.,
2009) ve HD 50844 (Poretti ve ark., 2009) için, çok sayıda titreşim frekansı kaydedildi: HD
174936 için 422 ve HD 50844 için 462 frekans. Her ne kadar delta Scuti yıldızları için çapsal
düğüm sayısı (n) tespit edilemediğinden frekanslar arasındaki küçük ve büyük ayrılmalar
bulunamasa da, bu kadar çok sayıda frekans kullanılarak yapı ve evrime ilişkin önemli kısıtlar
üretmek için şansımız vardır.
6.
TartıĢma ve Sonuç
Güneş diğer yıldızları incelerken başlıca bir araç olarak son derece önemli bir işleve sahiptir.
Güneş modeliyle gözlemler arasındaki ses hızı ve konvektif katmanın taban yarıçapı
bağlamındaki farklar sıcaklığın fonksiyonu olarak saydamsızlık artırımı ile giderilmektedir. α
Centauri A ve B modelleriyle gözlemler arasındaki farkı gidermek için daha genel bir artırım
fonksiyonu kullanarak üç yıldız için olan sorunlar çözülebilmektedir. Böylesi bir çözüm
gözlenen yarıçaplarla model yarıçapları arasında ciddi farklar bulunan soğuk yıldızlar için de
işe yarar görünmektedir. Bu ve benzeri çözümleri sınamak için CoRoT ve Kepler projeleri
kapsamında asterosismik gözlemleri yapılmakta olan Güneş benzeri yıldızlar iyi uygulama
alanı olacaktır.
Kaynaklar
- Asplund, M., Grevesse, N., Sauval, A.J., 2005, in Bash, F.N., Barnes, T.G., eds., ASP Conf. Ser.
336, Cosmic Abundances as Records of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, Astron. Soc. Pac.,
San Francisco, p.25
- Bahcall, J.N., Serenelli, A.M., Pinsonneault, M., 2004, ApJ, 614, 464
- Basu, S., Antia H. M., 1995, MNRAS, 276, 1402
- Basu, S., Antia H. M., 1997, MNRAS, 287, 189
- Basu, S., Chaplin, W. J., Christensen-Dalsgaard, J., 1997, MNRAS, 292, 243
- Chaplin, W. J., Appourchaux, T., Elsworth, Y., ve ark, 2009, ApJ, 713, 169
- Christensen-Dalsgaard, J., Di Mauro, M.P., Houdek, G., Pijpers, F., 2009, A&A, 494, 205
- Clausen, J.V., Bruntt, H., Claret, A., Larsen, A., Andersen, J., Nordstrm, B., Gimenez, A., 2009,
A&A, 502, 253
- García Hernández, A., Moya, A., Michel, E., ve ark., 2009, A&A, 506, 79
- Guzik Joyce, A., Watson, L. Scott, Cox, Arthur N., 2005, ApJ, 627, 1049
- Miglio, A., Montalban, J., 2005, A&A, 441, 615
- Poretti, E., Michel, E., Garrido, R., ve ark., 2009, A&A, 506, 85
143
Bir Astrofiziksel Araç Olarak Güneş ve Kepler ile Corot Uydularının Katkıları
- Saumon, D., Chabrier, G., van Horn, H.M., 1995, ApJS, 99, 713
- Yıldız, M., 2007, MNRAS, 374, 1264
- Yıldız, M., 2010, MNRAS‟a gönderildi
144