Yüzüğünüz süpernova patlamasının, akıllı telefonunuz beyaz cüce nin tanığı Güneş Sistemi nin doğum öncesi resmi Tabii o zaman bizler olmadığımızdan fotoğrafı kendimiz çekemeyeceğimize göre o resim yukarıdaki (Samanyolu nun uydularından Küçük Macellan Bulutu nda NGC 602 yıldız oluşum bölgesi) olamaz. Ama, gökbilimcilere göre Güneşimiz de doğmadan önce böyle bir manzara içinde olacaktı. Hatta daha biraz öncesinde...
Gökbilimciler meteoritlerde hapsolmuş kararsız izotoplar (bir elementin proton sayısı aynı, ama nötron sayısı farklı olan türleri) üzerinde yaptıkları radyometrik ölçümlerle (teorik yarılanma ömürleriyle, örneklerdeki değerlerin karşılaştırılması) yalnızca 160.000 yıllık bir hata payıyla Güneş Sistemimizin yaşını 4 milyar, 567.3 milyon yıl olarak hesaplıyorlar. Ama yaşam doğmadan önce başlıyor. İşte araştırmacılar da, bazı ağır element izotoplarının yaşlarından hareketle, Güneş Sistemi nin doğum öncesi gelişim seyrini belirlemişler. Araştırmacılar, bu dönemi insanların gelişim sürecindeki embriyo ve cenin aşamalarına benzetiyorlar. Bu tabloya göre Güneş Sistemi nin içinde doğacağı dev moleküler bulut içindeki altın, gümüş ve platin gibi ağır metallerin son yüzde 1 lik bölümü, Güneş in doğuşundan 100 milyon yıl önce, ömrünü muazzam bir süpernova patlamasıyla noktalayan bir yıldız tarafından eklenmiş. Ardından yaklaşık 30 milyon yıl önce Güneş benzeri bir yıldız da, ömrünün sonlarında girdiği kırmızı dev aşamasında, dış katmanlarında oluşan (örneğin akıllı telefonlarınızda kullanılanlar gibi) nadir toprak elementlerini, dış katmanlarıyla birlikte uzaya salmış ve Güneş Sistemi nin doğacağı ortama eklemiş. Dünya büyüklüğüne sıkışmış ölü merkeziyse, şimdi sıcak bir beyaz cüce olarak bir yerlerde dolaşıyor olmalı. Radyoaktif kararsız izotopların bilinen bozunma sürelerinden yola çıkan araştırmacılar, içinde Güneş ve kardeşlerinin oluştuğu moleküler buluttaki bu tür yavaş süreç element sentezi ürünlerinin son yüzde 1 lik bölümünün böyle bir olayla eklendiğini düşünüyorlar. Bu olayı izleyen 30 milyon yıllık kuluçka dönemi boyunca sürekli yoğunlaşan doğumhanenin bir bölümünün kendi üzerine çöküp sıkışmasıyla, sonunda Güneş ve (sonradan etrafa dağılan) kardeşleri hep birlikte ortaya çıkmışlar. YILDIZ TOZUNDAN YAPILIYIZ Orion (Avcı) Takımyıldızı nda bulunan ünlü Atbaşı Bulutsusu, yıldız doğumevleri olan dev moleküler gaz ve toz bulutlarına bir örnek. Yıldızlar, gökadalardaki yıldızlararası dev moleküler gaz ve toz bulutlarının çeşitli etkenlerle yer yer kendi üzerlerine çökmesiyle ve çoğu kez kümeler halinde ortaya çıkarlar. Güneş benzeri yıldızlar milyarlarca yıl, daha küçük olanlar çok daha uzun yaşarken, Güneş ten çok daha büyük dev yıldızlarsa yakıtlarını en fazla 30-40 milyon yıl içinde tüketerek muazzam süpernova patlamalarıyla yaşamlarını noktalarlar. Yıldızların ölümlerinden kısa süre önce ya da süpernova patlamaları sürecinde oluşan ağır elementler de uzaya salınarak ya da patlamalarla saçılarak bu bulutlara karışır ve yeni kuşak yıldızların hamuru olacak malzemeyi, gökbilim tabiriyle zenginleştirir. Dolayısıyla, gezegenler ve bizler dahil üzerlerinde yaşayan her canlı, daha eski yıldızlarda üretilen maddelerden yapılıyız.
AĞIR ELEMENTLER NASIL OLUŞUR? Güneş benzeri yıldızlar milyarlarca yıllık yaşamları süresince yavaş süreçte nötron yutarak dış katmanlarında oluşan ağır elementleri, ömürlerinin sonunda bu katmanlarla birlikte gezegenimsi bulutsu şeklinde uzaya salıyorlar. Güneş benzeri yıldızlar, merkezlerindeki hidrojeni füzyon tepkimeleriyle oksijen ve karbona kadar, dev yıldızlarsa en son demire kadar dönüştürürler. Peki ama, altın, gümüş, kurşun, uranyum gibi demirden çok daha ağır elementler nasıl ortaya çıkıyor? Yıldızların merkezlerinde sentezlenen elementlerden bir kısmı, ısı aktarımı süreçleriyle dış katmanlara taşınır. Sonra nötron yutup bu nötronlardan bazılarının (eksi beta bozunması denen bir süreçle) protona dönüşmesiyle daha da ağır (bizmuta kadar) elementler haline gelirler. Süpernova patlamalarının şok dalgaları ve yoğun nötron akısında demirden ağır elementler birkaç saniye içinde oluşur. Bu yavaş süreç, yıldızın nötronların görece az olduğu dış katmanlarında uzun sürelerde gerçekleşir. Merkezdeki tepkimelerin ürettiği basıncın yıldızın çökmesini önlediği anakol denen uzun denge döneminin tökezlemeye başlamasıyla da, ağır elementler uzaya dağılırlar. Hızlı süreçteyse, bir dev yıldızda sentezlenen elementler, süpernova patlamasının şok dalgasıyla nötronları yutup beta bozunumuyla daha da ağır elementlere ve izotoplarına dönüşürler. Avustralya nın Monash Üniversitesi nden Dr. Maria Lugaro ve Prof. Alexander Heger in yönetimindeki bir gökbilimci ve astrofizikçiler ekibi, Dünya ya düşen Güneş Sistemi nin oluşum artığı meteoritlerde bulunan radyoaktif ağır izotop çekirdeklerinin miktarını, kuramlara göre dev moleküler bulutta bulunması gerekenlerle karşılaştırıp Güneş Sistemi ne ağır element izotoplarının en son ne zaman eklendiğini hesaplamışlar. Araştırmacılar, meteoritlerdeki radyoizotoplardan, yarılanma ömrü yaklaşık 9 milyon yıl olan 182 Hf (hafniyum) ve 16 milyon yıl olan 129 I (iyot) radyo izotoplarını inceleyerek, oluşumlarında bulunmaları gereken kütleyle mevcut kütleleri arasındaki farktan yaşlarını hesaplamışlar. Vardıkları sonuç: 129 I, altın, gümüş gibi ağır elementlerle birlikte yaklaşık 100 milyon yıl önce dev bir yıldızın ömrünü noktalayan bir süpernova patlamasının şok dalgası ve yoğun nötron akısı içinde hızlı süreçle nötron yutarak oluşmuş. 182 Hf ise Güneş Sistemi nin doğumundan 30 milyon yıl önce Güneş benzeri bir yıldızın ömrünün sonuna doğru şişen dış katmanlarında oluştuktan sonra uzaya salınmış. Hızlı ve yavaş nötron yutma süreçleri ürünü bu izotoplar, dev moleküler bulut içindeki öteki elementlere karıştıktan sonra, yaklaşık 30 milyon yıllık bir kuluçka döneminin ardından bulutun yoğun bir bölümü kendi üzerine çökerek Güneş Sistemini oluşturmuş.
Raşit Gürdilek KAYNAKLAR: Probing the solar system s prenatal history, Science, 8 Ağustos 2014 Step closer to birth of the sun, Monash Üniversity, 7 Ağustos 2014 http://en.wikipedia.org/wiki/supernova_nucleosynthesis ETİKETLER: Güneş, Güneş Sistemi, moleküler bulut, radyometri, radyoizotop, hafniyum, iyot