Princeton Üniversitesi'nden bir gökbilimci ekibi ikiz yıldız keşfetti ve bu yıldızlara Kronos ve daha az tanınmış kardeşi Krios'un adını verdiler. Bunun nedeni, bu yıldızlardan birinin bir düzine veya daha çok sayıda Dünya benzeri kayalık gezegeni yutmuş olduğunun belirtilerini görmeleriydi. Bu yıldızların resmi adları HD 240430 ve HD 240429'dur ve ikisi de Dünya'dan yaklaşık 350 ışıkyılı uzaklıktadır.
Keşifin anahtarları, aralarında oldukça fazla mesafe bulunan bu iki yıldızın aslında bir çift yıldız olduğunun teyit edilmesiydi. İkinci olarak da Kronos'un çarpıcı biçimde olağandışı kimyasal bolluğa sahip olduğunun gözlenmiş olmasıydı. Bu yıldızlarla ilgili yayınlanan makalede başyazar olan Astrofizik Bilimleri'nde lisansüstü öğrencisi olan Semyeong Oh, çalışmayı David Spergel ile birlikte yapmış. Oh birlikte hareket eden yıldız çiftlerinin farklı kimyaları olduğunu, ancak hiçbirinin Kronos ve Krios kadar etkileyici olmadığını belirtmektedir.
Kronos kadar metal açısından zengin olan çoğu yıldızın diğer tüm elementleri de benzer bir düzeydedir. Kronos'ta ise azalmış geçici elementler bulunmaktadır ve bu da bu yıldızı, element bolluklarının genel görünümü açısından farklı yapmaktadır.
Bir başka deyişle, Kronos'ta, eşit düzeyde olması beklenen çoğunlukla gaz biçiminde bulunan oksijen, karbon, azot ve potasyum gibi geçici bileşikler olmaksızın, magnezyum, alüminyum, silikon, demir, krom ve itriyum dahil olmak üzere olağandışı yüksek seviyede kaya oluşumuyla ilgili mineraller bulunmaktadır. Bunu daha iyi ortaya koyabilmeyi sağlayan mükemmel bir yoldaş yıldızı olduğu için, Kronos'la ilgili bu bulgular çok daha iyi belirlenmiş durumda.
Kronos ve Krios, bazı gökbilimcilerin bu iki yıldızın çift yıldız olup olmadığını sorgulamalarına yetecek kadar birbirinden uzaktalar. Her ikisi de yaklaşık 4 milyar yıl yaşındadır ve bizim onlardan biraz daha yaşlı olan güneşimiz gibi, her ikisi de sarı G-türü yıldızlardır. Birbirlerinin etrafında 10.000 yıl ya da daha uzun bir dönemle dönmektedirler. Strasbourg Gökbilim Gözlemevi'nden Jean-Louis Halbwachs, 1986'da yaptığı gökyüzü taraması araştırmasında bu iki yıldızın birlikte hareket ettiklerini belirlemişti. Ancak Oh, bu yıldızların birlikte hareket ettiklerini, bağımsız olarak Avrupa Uzay Ajansı'nın Gaia uydusundan elde ettiği iki boyutlu konumölçümsel bilgi ile belirledi.
Flatiron Enstitüsü'ndeki araştırma ile ilgili tartışmalar sırasında bir araştırmacı veri setlerinin birleştirmesini önerdi. Yale Üniversitesi'nden Columbia Üniversitesi'ne doktora sonrası araştırmacı olarak gitmiş olan John Brewer, yıldızların tayfsal kimyalarını ve dikine hızlarını hesaplamak için Hawaii'de Mauna Kea'daki Keck Gözlemevi'nin verilerini kullanıyordu. Lisansüstü öğrencisi Oh, Brewer'in birlikte hareket katoloğundaki kendi verileri ile onun kimyasal bolluk kataloğundaki verilerin birleştirilmesiyle, yıldızların aynı kimyasal bileşimlere sahip olup olmadıklarının belirlenebileceğini önerdiğini belirtmiştir.
Çiftin bileşenlerinin birbirine uyan dikine hızları olmalıydı, ancak bu bilgiler Gaia veri setinde bulunmamaktaydı. Bu nedenle Brewer'ın verilerinde görülen bu iki yıldızın birbirine uyan hızları, Kronos ve Krios'un, birbirlerinden iki ışıkyılı uzakta olmalarına karşın bir çift olduklarına ilişkin kuramı destekledi.
Ardından araştırmacılar yıldızların arasındaki aşırı kimyasal farklılıkları fark ettiler. Bu tür bulguların doğruluğunu kanıtlamak için veriler tekrar tekrar denetlenmelidir. Belki de Kronos ve Krios, gezegen disklerini yıldız oluşumu evresinde farklı zamanlarda toplamış olabilirler. Bunu sınamak mümkün değil ama yine de bu pek olası görünmüyor.
Belki de bu iki yıldız yakın bir geçmişte bir araya gelmeye başlamışlardır. Böyle durumdaki çiftlere yıldız değiş tokuşu yapan çift yıldızlar deniyor.
Oh, kimyasal bolluk değerlerini, yoğunlaşma sıcaklığının bir fonksiyonu olarak grafiğe koyduğunda sonuçtan emin oldu. Yoğunlaşma sıcaklığı, geçici minerallerin yoğunlaşarak katılaştığı sıcaklıktır. Yoğunlaşma sıcaklıkları, gezegen oluşumunda önemli bir rol oynar. Çünkü Dünya gibi kayalık gezegenler yıldızın yakınındaki daha ılık bölgelerde daha kolay oluştuğu halde, Jüpiter gibi gaz gezegenler yıldızlarından çok daha uzak soğuk bölgelerde oluşurlar.
Oh, 1200 Kelvin derece sıcaklığın altında katılaşan minerallerin tümünün Kronos'ta düşük miktarda olan mineraller olduğunu, daha yüksek sıcaklıklarda katılaşan tüm minerallerin ise daha bol olduğunu gözledi.
Makalenin diğer yazarlarından biri olan Price-Whelan, gökadanın genelinde element bolluklarını değiştiren diğer işlemlerin böyle bir eğilim vermediğini belirtmektedir. Bu işlemlerin bazı elementleri seçici olarak arttırmakta olduğu ve yoğunlaşma sıcaklıklarına göre grafik çizilince bunun rasgele olduğu görülüyordu. Burada görülen, gökadadaki kimyasal evrimle ilgili değil, gezegen oluşumu ile ilgilidir.
Dünya gibi kayalık bir gezegeni oluşturan unsurların tamamı Kronos'ta artmış öğelerdir ve geçici elementler artmamıştır. Bu bulgu, gezegen yutulması senaryosunu başka olasılıklara göre daha güçlü hale getirmektedir.
Oh ve arkadaşları, geçici elementler olmaksızın bu çok miktarda kaya oluşumuna ilişkin minerallerin elde edilmesinin, yaklaşık olarak 15 Dünya kütlesi miktarında gezegenin yutulmuş olmasını gerektirdiğini hesapladı.
Gaz devi olan gezegenlerin yutulması aynı sonucu vermez. Örneğin Jüpiter'in kayalık çekirdeğinin kolaylıkla 15 Dünya kütlesi malzemeye yeterli olmasına karşın, bir yıldız tarafından yutulduğunda, Jüpiter'in çekirdeği dışında kalan büyük gaz zarfı nedeniyle karbon, azot, yani burada sözedilen geçici maddeler de artmış olacaktır. Burada gözlenen dengeyi sağlamak için de, bir sürü küçük gezegen de yutulmalıdır.
Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'ndeki NASA Ötegezegen Bilim Enstitüsü'nde çalışan gökbilimci Jessie Christiansen, etrafında yörüngede 15 Dünya boyutunda gezegen bulunan bilinen bir yıldızın bulunmadığını, Kepler Uzay Teleskobu'nun birçok çok gezegenli sistem keşfettiğini söylemiştir. Güneş benzeri bir yıldız etrafında 15'den fazla Dünya kütlesi kadar toplanabilir maddenin bulunması mümkündür. Örneğin Kepler-11, yakınında bulunan ve 22 Dünya kütlesinden fazla kütleye sahip altı gezegeni olan bir yıldızdır. HD 219134 adlı yıldızın da dört yakın gezegeninde, en azından 15 Dünya kütlesi kadar madde vardır.
Christiansen, "Şu anda halen, ötegezegenlerin nasıl ve ne zaman oluştuğunu belirlemek için farklı gözlemleri birleştirme aşamasındayız. Genellikle gezegenlerden gelen herhangi bir sinyali ayıklamayı zorlaştıran bir tozla sarılı oldukları ve çok aktif oldukları için, genç yıldızların çevresinde gezegen oluşumunu doğrudan gözlemek zordur. Dolayısı ile de elimizdeki sınırlı bilgiden mümkün olan en iyi sonuçları çıkarmak zorundayız. Gezegen sistemlerinin erken oluşum aşamalarındaki kütlelere ve maddenin bileşimine yönelik bu yeni pencere, gezegen oluşumu kuramları için önemli sınırlamalar sağlayabilir." demektedir.
Price-Whelan da araştırmanın yıldız oluşum modelleri için de geçerli olduğuna dikkat çekmiştir. Yaygın olarak kabul gören varsayımlardan biri, yıldızların bir [kimyasal] bollukla oluştuğu ve bu bollukları koruduğudur. Bu çalışma, en azından bazı durumlarda bunun doğru olmadığını göstermektedir.
Kaynak: www.princeton.edu
