Bugün öğrendim ki: WTF yıldızı, düzensiz bir şekilde %22'ye varan oranda kararmasıyla gökbilimcileri şaşırtmıştı. Yıldızın parlaklığındaki büyük ve düzensiz değişimleri açıklamak için çeşitli hipotezler öne sürüldü; ancak bunların hiçbiri, yıldızın alışılmadık davranışının tüm yönlerini tam olarak açıklayamıyor.
Kızılötesi (sol) ve ultraviyole (sağ) dalga boylarında Tabby'nin Yıldızı
Gözlem Verileri
J2000.0 Epoğu J2000.0 Ekinoksu (ICRS) Takımyıldız Kuğu[1] Sağ Yükseliş 20s 06d 15.45265s[2] Diklik +44° 27′ 24.7909″[2] Görünür Büyüklük (V) +11.705±0.017[3] Özellikler KIC 8462852 A Evrimsel aşama Ana dizi[3] Spektral tip F3V[3] B−V renk indeksi 0.557 V−R renk indeksi 0.349 R−I renk indeksi 0.305 J−H renk indeksi 0.212 J−K renk indeksi 0.264 KIC 8462852 B Spektral tip M2V[4] AstrometriKIC 8462852 A Radyal hız (Rv) −0.46±3.91[2] km/s Özgül hareket (μ) SY: −10.375±0.012 mas/yıl[2]
Dk.: −10.273±0.011 mas/yıl[2] Paralaks (π) 2.2545±0.0099 mas[2] Mesafe 1.447 ± 6 ışık yılı
(444 ± 2 parsek) Mutlak Büyüklük (MV) 3.08[3][5] KIC 8462852 B Özgül hareket (μ) SY: −10.097±0.231 mas/yıl[6]
Dk.: −10.610±0.254 mas/yıl[6] Paralaks (π) 2.2470±0.1620 mas[6] Mesafe 1.500 ± 100 ışık yılı
(450 ± 30 parsek) Konum (Tabby'nin Yıldızı'na göre)[4] Bileşen KIC 8462852 B Gözlem Epoğu 2019 Açısal mesafe 1951.88±0.06 mas Konum açısı 96.062±0.004° Yansıtılmış ayrılma 880±10 BA Ayrıntılar KIC 8462852 A Kütle 1.43[3] G☉ Yarıçap 1.58[3] G☉ Işıma gücü (bolometrik) 4.68[3] G☉ Yüzey yerçekimi (log g) 4.0±0.2[7] cgs Sıcaklık 6750±120[3] K Metalliklik 0.0±0.1[3] Dönme 0.8797±0.0001 gün[3] Dönme hızı (v sin i) 84±4[3] km/s KIC 8462852 B Kütle 0.44±0.02[4] G☉ Yarıçap 0.45±0.02[4] G☉ Sıcaklık 3720±70[4] K Diğer tanımlamalar TYC 3162-665-1, Boyajian'ın Yıldızı, WISE J200615.45+442724.7, KIC 8462852, NSVS 5711291, Gaia DR2 2081900940499099136, 2MASS J20061546+4427248, UCAC4 673-083862, TIC 185336364, APASS 52502626 Veritabanı referansları SIMBAD verileri
Tabby'nin Yıldızı (Kepler Giriş Kataloğunda KIC 8462852 olarak tanımlanır ve ayrıca Boyajian'ın Yıldızı ve WTF(NeredeBuAkı?) Yıldızı isimleriyle de bilinir), Dünya'dan yaklaşık 1.470 ışık yılı (450 parsek) uzaklıkta, Kuğu takımyıldızında yer alan ikili bir yıldızdır. Sistem, bir F-tipi ana dizi yıldızından ve kırmızı cüce bir yoldaştan oluşmaktadır.
Tabby'nin Yıldızı'nın, vatandaş bilim insanları tarafından Gezegen Avcıları projesinin bir parçası olarak keşfedilen, parlaklığında %22'ye varan azalma dahil olmak üzere alışılmadık ışık dalgalanmaları olmuştur. Keşif, Kepler uzay teleskobu tarafından toplanan verilerden yapılmıştır; bu teleskop, ötegezegenleri tespit etmek için uzak yıldızların parlaklığındaki değişiklikleri gözlemlemiştir. Yıldızın büyük düzensiz parlaklık değişimlerini açıklamak için çeşitli hipotezler öne sürülmüştür, ancak 2024 itibarıyla hiçbiri gözlemlenen tüm yönleri tam olarak açıklayamamıştır. Bir dünya dışı megayapı olduğu öne sürülmüştür, ancak kanıtlar bu öneriyi geçersiz kılma eğilimindedir.[9]
Eylül 2019'da gökbilimciler, Tabby'nin Yıldızı'nın gözlemlenen kararmalarının, başıboş bir öte-ayın parçalanmasından kaynaklanan parçalardan kaynaklanmış olabileceğini bildirdiler. Tabby'nin Yıldızı, büyük düzensiz kararmalara sahip tek yıldız değildir; YSO dippers adı verilen genç yıldız nesneleri gibi diğer yıldızlar da farklı kararma düzenlerine sahiptir.[kaynak belirtilmeli]
Adlandırma
[değiştir]
Bu yıldız için Uluslararası Astronomi Birliği tarafından onaylanmış resmi bir isim bulunmamaktadır.[10] "Tabby'nin Yıldızı" ve "Boyajian'ın Yıldızı" gayri resmi isimleri, yıldızın düzensiz ışık dalgalanmalarının keşfini 2015'te duyuran bilimsel makalenin baş yazarı olan Amerikalı gökbilimci Tabetha S. Boyajian'a atıfta bulunmaktadır.[11][12] "WTF Yıldızı" takma adı, makalenin "flux nerede?" alt başlığına bir göndermedir ve yıldızın radyasyon akısındaki gözlemlenen düşüşleri vurgulamaktadır.[8][13][14][15] Yıldıza ayrıca "LGM-2" takma adı da verilmiştir – ilk pulsar olan PSR B1919+21'e bir saygı duruşu niteliğindedir; bu pulsar başlangıçta dünya dışı bir medeniyetten gelen bir iletim olduğu varsayıldığında "LGM-1" takma adını almıştı.[16]
Çeşitli yıldız kataloglarında geçerli yıldız tanımlamaları verilmiştir. Kepler uzay teleskobu tarafından kataloglanan astronomik nesneler koleksiyonu olan Kepler Giriş Kataloğunda, Tabby'nin Yıldızı KIC 8462852 olarak bilinmektedir.[3] Hipparcos tarafından kataloglanan yıldızların geliştirilmiş bir koleksiyonu olan Tycho-2 Kataloğunda, yıldız TYC 3162-665-1 olarak bilinmektedir.[3] Kızılötesi İki Mikron Tüm Gökyüzü Araştırmasında (2MASS), yıldız 2MASS J20061546+4427248 olarak tanımlanmaktadır.[3]
Konum
[değiştir]
Kuğu takımyıldızındaki Tabby'nin Yıldızı, Kuzey Haçı'nın bir parçası olarak parlak yıldızlar Deneb ve Delta Cygni arasında kabaca yarı yoldadır.[18][19] 31 Cygni'nin güneyinde ve NGC 6866 yıldız kümesinin kuzeydoğusunda yer alır.[19] Kümeden sadece birkaç yay dakikası uzakta olmasına rağmen, küme ile ilgisi yoktur ve Güneş'e kümeden daha yakındır.
11.7 görünür büyüklüğüyle, yıldız çıplak gözle görülemez, ancak az ışık kirliliği olan karanlık bir gökyüzünde 5 inçlik (130 mm) bir teleskopla görülebilir.[20]
Gözlem Tarihçesi
[değiştir]
Tabby'nin Yıldızı en erken 1890'larda gözlemlenmiştir.[21][22][23] Yıldız, Tycho, 2MASS, UCAC4 ve WISE astronomik kataloglarında listelenmiştir[24] (sırasıyla 1997, 2003, 2009 ve 2012'de yayınlanmıştır).[25][26][27][28]
Tabby'nin Yıldızı'nın ışık dalgalanmaları hakkındaki ana bilgi kaynağı Kepler uzay teleskopudur. 2009'dan 2013'e kadar süren birincil ve genişletilmiş görevi sırasında, Kuğu ve Lyra takımyıldızlarındaki bir gökyüzü parçasında 100.000'den fazla yıldızın ışık eğrilerini sürekli olarak izlemiştir.[29]
2017 Işık Dalgalanmaları
[değiştir]
Tabby'nin Yıldızı için Normalize Edilmiş Akı
20 Mayıs 2017'de Boyajian ve meslektaşları, 14 Mayıs 2017'de başlamış olabilecek devam eden bir kararma olayı ("Elsie" olarak adlandırıldı)[36][39] hakkında The Astronomer's Telegram aracılığıyla rapor verdiler.[40] Bu olay, Las Cumbres Gözlemevi Küresel Teleskop Ağı, özellikle de Maui'deki teleskobu (LCO Maui) tarafından tespit edildi. Bu durum, Güney Arizona'daki Fairborn Gözlemevi (N2K Konsorsiyumu'nun bir parçası) tarafından doğrulandı (ve daha sonra LCO Kanarya Adaları tarafından).[41][42][43] Bu olayların kısa süresi (günler veya haftalar sürebilir) göz önüne alındığında, acilen daha fazla optik ve kızılötesi spektroskopi ve fotometri istendi.[40] Küresel olarak birden fazla gözlemciden polarimetri dahil olmak üzere koordineli gözlemler yapıldı.[44] Ayrıca, Lick Gözlemevi'ndeki bağımsız SETI projeleri Breakthrough Listen ve Near-InfraRed Optical SETI (NIROSETI) yıldızı izlemeye devam etti.[40][45][46][47] Üç günlük kararma olayının sonunda,[48] bir düzine gözlemevi spektrum almıştı ve bazı gökbilimciler teleskop zamanı ve kaynakları sağlamak için kendi projelerini bıraktılar. Genel olarak astronomik topluluk, gerçek zamanlı olarak bu eşsiz yıldız hakkında veri toplama fırsatı nedeniyle "hafifçe çıldırmış" olarak tanımlandı.[49] %2'lik düşüş olayı, Las Cumbres ve ışık eğrisine atıfta bulunarak "Elsie" (LC'nin eşseslisi) olarak adlandırıldı.
Liverpool Teleskobu'ndaki iki metrelik teleskopta bulunan FRODOSpec ile yapılan ilk spektrumlar, bir referans spektrumu ile bu düşüş arasında görünür bir değişiklik göstermedi.[45][46][47] Ancak, ikiz Keck teleskopları (HIRES) ve çok sayıda vatandaş bilim gözlemevi de dahil olmak üzere birkaç gözlemevi, Kepler olay 2, epoch 2 verilerindeki 759.75. günlerdeki bir düşüşe benzer bir desene sahip karmaşık bir şekle sahip bir kararma gösteren yıldızın spektrumlarını elde etti.[40][46][47] Elektromanyetik spektrum boyunca gözlemler yapıldı.[51][52]
"Celeste" olarak adlandırılan ikinci bir kararma olayının kanıtı[39], 13-14 Haziran 2017'de, muhtemelen 11 Haziran'da başlayan, amatör gökbilimci Bruce L. Gary tarafından gözlemlendi.[53] 14-15 Haziran'daki ışık eğrisi, kararma olayından olası bir toparlanmayı gösterse de, kararma daha sonra artmaya devam etti[53] ve 16 Haziran'da Boyajian olay, %2'lik bir parlaklık düşüşüne yaklaştığını yazdı.[36][54]
Üçüncü önemli %1'lik kararma olayı ("Skara Brae" olarak adlandırıldı)[39], 2 Ağustos 2017'de başladı[55][56] ve 17 Ağustos'a kadar toparlandı.[36][57]
Dördüncü önemli kararma olayı ("Angkor" olarak adlandırıldı)[39] 5 Eylül 2017'de başladı[58] ve 16 Eylül 2017 itibarıyla %2.3[34] ile %3[35] arasında bir kararma olayı olup, bu onu "bu yılın en derin düşüşü" yaptı.[36][59]
Yaklaşık %0.3'lük bir düşüşe neden olan başka bir kararma olayı, 21 Eylül 2017 civarında başladı ve 4 Ekim 2017'ye kadar tamamen toparlandı.[30]
10 Ekim 2017'de, Hereford Arizona Gözlemevi'nden Bruce L. Gary[61] ve Boyajian tarafından KIC 8462852'den (Tabby'nin Yıldızı) gelen yıldız ışığının yaklaşık iki hafta süren artan bir parlaklığı kaydedildi.[62] KIC 8462852'nin alışılmadık dalgalı yıldız ışığı olaylarını açıklamak için, KIC 8462852 yakınında 1.600 günlük eksantrik bir yörüngede dönen bir kahverengi cücenin geçişini içeren, kararmada bir "düşüş özelliği" ve tahmin edilen parlaklaşma aralıklarını içeren olası bir açıklama önerildi.[61][63][64]
Yaklaşık 20 Kasım 2017'de beşinci önemli bir kararma olayı başladı ve %0.44 derinliğe kadar düştü; 16 Aralık 2017 itibarıyla olay toparlandı, dip noktasında 11 gün sabit kaldı, tekrar soldu, toplam mevcut kararma derinliği %1.25 oldu ve tekrar toparlanıyordu.[61][31]
Yıldızın kararma ve parlaklaşma olayları izlenmeye devam ediyor; ilgili ışık eğrileri sık sık güncelleniyor ve yayınlanıyor.[37][65]
2018 Işık Dalgalanmaları
[değiştir]
Yıldız, Aralık 2017 sonundan Şubat 2018 ortasına kadar Güneş'in gökyüzündeki konumuna çok yakın olduğu için görülemedi. Gözlemler Şubat sonunda yeniden başladı.[37][66] 16 Mart 2018'de yeni bir dizi düşüş başladı. Bruce L. Gary'ye göre 18 Mart 2018'e kadar yıldız, g-bandında %1'den fazla, Tabetha S. Boyajian'a göre ise r-bandında yaklaşık %5 azaldı ve bu, Kepler Misyonu'ndan bu yana gözlemlenen en derin düşüş oldu.[38][67][68] AAVSO gözlemcisi John Hall tarafından onaylandığı üzere, >%5 derinliğinde ikinci ve daha derin bir düşüş 24 Mart 2018'de başladı. 27 Mart 2018 itibarıyla bu ikinci düşüş toparlanıyordu.
2019 Işık Dalgalanmaları
[değiştir]
2019 gözlem sezonu, yıldızın yıllık Güneş ile kavuşumundan sonra Mart ortasında yeniden göründüğünde başladı.[72]
Yer tabanlı gözlem kampanyası, Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) tarafından desteklendi ve bu uydu, 18 Temmuz – 11 Eylül 2019 tarihleri arasında yıldızı her 2 dakikada bir gözlemledi.[73][74] 3-4 Eylül 2019 tarihleri arasında %1.4'lük bir parlaklık düşüşü gözlemledi.[75]
Ekim 2019 ile Aralık 2019 arasında, en derini %2 derinliğinde olan en az yedi ayrı düşüş gözlemlendi. Gözlem sezonunun Ocak 2020 başlarında sona ermesiyle, yıldız bir kez daha parlaklığına kavuştu. 2019'daki düşüşlerin toplam birleşik derinliği %11 idi ve bu, 2011 ve 2013'te görülenlere benzerdi, ancak uzun bir zaman aralığına yayılmıştı.[76] Bu düşüş kümesi, Sacco ve ark. tarafından 1.574 günlük (4.31 yıllık) bir periyotta, orijinal "D800" düşüşünü oluşturan yörüngedeki malzemenin yeniden ortaya çıkması için öngörülen 17 Ekim 2019 tarihinin etrafında merkezlenmiştir.[77]
Işıma Gücü
[değiştir]
Kepler uzay teleskobu tarafından yıldızın ışık gücünün gözlemleri, iki yılda bir meydana gelen iki büyük kaydedilmiş parlaklık düşüşünün yanı sıra küçük, sık, periyodik olmayan parlaklık düşüşlerini göstermektedir. Yıldızın parlaklığındaki değişimlerin genliği ve değişimlerin periyodik olmaması, bu yıldızı gökbilimciler için özellikle ilginç kılmaktadır.[78] Yıldızın parlaklık değişimleri, yörüngede "sıkı bir düzende" hareket eden birçok küçük kütleyle tutarlıdır.[79]
İlk büyük düşüş, 5 Mart 2011'de yıldızın parlaklığını %15'e kadar azalttı ve bir sonraki, 726 gün sonra (28 Şubat 2013'te) %22'ye kadar azalttı. (Yaklaşık %8'lik üçüncü bir kararma, 48 gün sonra gerçekleşti.) Buna karşılık, Jüpiter büyüklüğünde bir gezegen bu boyuttaki bir yıldızı yalnızca %1 oranında gizleyecektir, bu da büyük düşüşler sırasında ışığı engelleyen şeyin bir gezegen olmadığını, yıldızın genişliğinin yarısını kaplayan bir şey olduğunu göstermektedir.[78] Kepler'in reaksiyon çarklarından ikisinin arızalanması nedeniyle, yıldızın Şubat 2015 civarındaki tahmin edilen 750 günlük düşüşü kaydedilemedi.[3][80] Işık düşüşleri belirgin bir desen göstermemektedir.[81]
Günlük kararmalara ek olarak, yüzyıllık fotoğraf plakalarının bir çalışması, yıldızın 100 yıl içinde (yaklaşık 1890'dan yaklaşık 1990'a kadar) yaklaşık %20 oranında kademeli olarak solduğunu öne sürmektedir; bu, herhangi bir F-tipi ana dizi yıldızı için benzeri görülmemiş olurdu.[21][22] Uzun vadeli fotoğraf arşivlerinden doğru büyüklükleri çıkarmak ise karmaşık bir prosedürdür, ekipman değişiklikleri için ayarlama gerektirir ve karşılaştırma yıldızlarının seçimine büyük ölçüde bağlıdır. Aynı fotoğraf plakalarını inceleyen başka bir çalışma, olası yüzyıllık kararmasının muhtemelen bir veri artefaktı olduğu ve gerçek bir astrofiziksel olay olmadığı sonucuna varmıştır.[23] 1895 ile 1995 yılları arasındaki plakaları inceleyen başka bir çalışma, yıldızın solmadığı, ancak 24 Ekim 1978'de %8'lik bir düşüş hariç, birkaç yüzde puan dahilinde sabit bir akıda kaldığına dair güçlü kanıtlar bulmuş ve bu durum varsayımsal örtücünün periyodunun 738 gün olduğunu göstermiştir.[82]
Kepler gözlemevinin dört yıllık bir süre boyunca yaptığı ışık ölçümlerini kullanan üçüncü bir çalışma, Tabby'nin Yıldızı'nın yılda yaklaşık %0.34 oranında solduğunu, daha sonra 200 günde yaklaşık %2.5 oranında daha hızlı solduğunu belirledi. Daha sonra önceki yavaş solma oranına geri döndü. Aynı teknik, Tabby'nin Yıldızı'na benzer büyüklük ve bileşime sahip 193 yıldızı ve 355 yıldızı incelemek için kullanıldı. Bu yıldızların hiçbiri böyle bir kararma sergilemedi.[83]
2018'de, yıldızın kararmasında olası bir 1.574 günlük (4.31 yıllık) periyodiklik rapor edildi.[77]
Yıldız Yoldaşı
[değiştir]
Tabby'nin Yıldızı'ndan 880±10 BA yansıtılmış ayrılma noktasında bulunan kırmızı cüce bir yıldız yoldaşının 2021'de aynı yönde hareket ettiği doğrulandı.[4][84] Karşılaştırma için bu, Jüpiter'in yörüngesinin yaklaşık 180 katı,[85] Neptün'ün yörüngesinin yaklaşık 30 katı[86] veya Ocak 2025 itibarıyla Voyager 1'in mesafesinin yaklaşık 5.3 katıdır.[87]
Hipotezler
[değiştir]
Başlangıçta ve Kohler'in 2017 çalışmasına kadar, Tabby'nin Yıldızı'nın spektrumu ve yıldız tipi göz önüne alındığında, parlaklık değişimlerinin içsel değişkenliğe atfedilemeyeceği düşünülüyordu.[3] Sonuç olarak, yıldızın etrafında dönen ve ışığını engelleyen malzemeleri içeren birkaç hipotez önerildi, ancak bunlardan hiçbiri gözlemlenen verilere tam olarak uymamaktadır.[88]
Önerilen açıklamalardan bazıları yıldızlararası tozu, çok büyük halka yapılarına sahip bir dizi dev gezegeni,[89][90] yeni yakalanmış bir asteroit alanını[3] ve sistemin Geç Ağır Bombardımana uğramasıyla ilgili senaryoları[91][92] ve yıldızın etrafında dönen yapay bir megayapıyı içermektedir.[93]
2018'e gelindiğinde, önde gelen hipotez, yıldızın kararmasıyla ilgili olan "kayıp" ısı akısının yıldızın içinde depolanabileceğiydi. Bu tür parlaklık değişimleri, yıldızın içindeki ısı taşınmasının verimliliğini etkileyen bir dizi mekanizmadan kaynaklanabilir.[94][95]
Ancak, Eylül 2019'da gökbilimciler, Tabby'nin Yıldızı'nın gözlemlenen kararmalarının, başıboş bir öte-ayın parçalanmasından kaynaklanan parçalar tarafından üretilmiş olabileceğini bildirdiler.[96][97]
Yörüngesel Toz Halkası
[değiştir]
Meng ve ark. (2017), Tabby'nin Yıldızı'nın Swift Gama Işını Patlaması Misyonu, Spitzer Uzay Teleskobu ve Belçika AstroLAB IRIS Gözlemevi'nden alınan gözlemsel verilerine dayanarak, yalnızca "yörüngesel materyalden" kaynaklanan "mikroskobik ince toz ekranlarının" tespit edilen şekilde yıldız ışığını dağıtabileceğini öne sürdüler.[98][52][99][100] Bu çalışmalara dayanarak NASA, 4 Ekim 2017'de Tabby'nin Yıldızı'nın alışılmadık kararma olaylarının yıldıza yörüngede dönen "düzensiz bir toz halkasından" kaynaklandığını bildirdi.[98] Önemli miktarda küçük parçacığın yörüngede dönmesi açıklaması Meng tarafından kaydedilen "uzun vadeli solmayı" kapsasa da,[52] açıklama aynı zamanda amatör gökbilimci Bruce L. Gary ve gökbilimci Tabetha S. Boyajian tarafından koordine edilen Tabby Ekibi tarafından daha yakın tarihli kararma olaylarında bulunan hafta süren solmalarla da tutarlı görünmektedir.[101][36][30][102][103] Kararma olaylarının daha sofistike, ilgili bir açıklaması, Tabby'nin Yıldızı yakınında 1600 günlük eksantrik bir yörüngede dönen "kahverengi bir cücenin" geçişini, kararmada bir "düşüş özelliği" ve "parlaklaşma"nın tahmin edilen aralıklarını içermektedir.[61][63][64][104] Tabby'nin Yıldızı'nın kararma ve parlaklaşma olayları izlenmeye devam ediyor; ilgili ışık eğrileri sık sık güncelleniyor ve yayınlanıyor.[37][105]
Bununla birlikte, Tabby'nin Yıldızı için gözlemlenenlere benzer veriler, Chandra X-ışını Gözlemevi'nden gelen destekleyici verilerle birlikte, alışılmadık ışık eğrisi dalgalanmalarına sahip olan bir beyaz cüce olan WD 1145+017'nin etrafında dönen toz kalıntılarıyla bulundu.[106] Ayrıca, düzensiz bir şekilde parlayan ve sönen yüksek oranda değişken yıldız RZ Piscium'un, yıldızın büyük miktarda gaz ve toza sahip olduğunu gösterdiği bulunmuştur; bu, yerel gezegenlerin yok edilmesinden kaynaklanıyor olabilir.[107][108]
Parçalanan Kuyruklu Yıldız Bulutu
[değiştir]
Işık azalması için önerilen bir açıklama, yıldızın etrafında eliptik yörüngede dönen parçalanan kuyruklu yıldızlardan oluşan bir buluttan kaynaklanmasıdır.[3][91][109][110] Bu senaryo, Tabby'nin Yıldızı etrafındaki bir gezegen sisteminin Güneş'in Oort bulutuna benzer bir şeye sahip olduğunu ve yakındaki bir yıldızın yerçekiminin o buluttan kuyruklu yıldızları sisteme daha yakın bir şekilde düşürerek Tabby'nin Yıldızı'nın spektrumlarını engellediğini varsayacaktır. Bu hipotezi destekleyen kanıtlar arasında Tabby'nin Yıldızı'ndan 132 milyar kilometre (885 AU) yakında bulunan bir M-tipi kırmızı cüce yer almaktadır.[3] Böyle bir buluttan gelen rahatsız olmuş kuyruklu yıldızların yıldızın gözlemlenen ışık gücünün %22'sini gizleyecek kadar yüksek sayılarda var olabileceği fikri şüpheyle karşılanmıştır.[78] Bazı kararma olaylarının pürüzsüz sığ girişi ve keskin çıkışı, yanı sıra bazı simetrik üçlü düşüşler, kuyruklu yıldız senaryosu ile açıklanması zordur. Bunun yerine, bir toz bulutu içine gömülü birkaç asteroit benzeri cisim, yıldızın ışık eğrisini daha iyi açıklayabilir.[111]
Güneş'in Kuiper Kuşağı'na benzeyen bir asteroit kuşağının daha uzakta aranması için yapılan milimetre altı dalga boyu gözlemleri, uzak bir "yıkıcı" gezegen parçalanma açıklamasının olası olmadığını göstermektedir; parçalanmış bir asteroit kuşağının kuyruklu yıldızları iç sisteme dağıtma olasılığı hala belirlenmelidir.[112]
Etrafında Birleşen Malzemeye Sahip Daha Genç Yıldız
[değiştir]
Gökbilimci Jason T. Wright ve Tabby'nin Yıldızı'nı inceleyen diğerleri, eğer yıldızın konumu ve hızının önerdiğinden daha genç olsaydı, etrafında hala birleşen materyal olabileceğini öne sürmüşlerdir.[8][15][113]
NASA Kızılötesi Teleskop Tesisi (NASA IRTF) kullanılarak yapılan sistemin 0.8–4.2 mikrometre spektroskopik çalışması, olgun merkezi yıldızın birkaç astronomik birimi içinde birleşen malzeme için herhangi bir kanıt bulamadı.[91][92]
Gezegensel Kalıntı Alanı
[değiştir]
İspanya'daki Nordic Optik Teleskobu kullanılarak yüksek çözünürlüklü spektroskopi ve görüntüleme gözlemleri, ayrıca spektral enerji dağılımı analizleri yapılmıştır.[3][89] Büyük bir çarpışma senaryosu, kızılötesi dalga boylarında parlayacak sıcak toz yaratırdı, ancak gözlemlenen bir kızılötesi enerji fazlalığı yoktur, bu da büyük gezegen çarpışma kalıntılarını dışlamaktadır.[78] Diğer araştırmacılar, Kepler'in bu tür bir çarpışmanın nadirliği nedeniyle böyle bir olayı asla görememe olasılığı çok düşük olduğundan, gezegensel kalıntı alanı açıklamasının olası olmadığını düşünmektedir.[3]
Yıldızın etrafındaki birleşen malzeme olasılığında olduğu gibi, NASA IRTF kullanılarak yapılan spektroskopik çalışmalar, merkezi yıldızdan birkaç astronomik birim içinde buharlaşan veya patlayan bir gezegenden kaynaklanan sıcak yakın toz veya yörüngesel madde için herhangi bir kanıt bulamadı.[91][92] Benzer şekilde, NASA'nın Spitzer Uzay Teleskobu ve Geniş Alan Kızılötesi Araştırma Gezgini'nden alınan geçmiş kızılötesi verilerinin incelenmesi, sistemdeki meteorların veya gezegenlerin yıkıcı çarpışmalarından kaynaklanabilecek sıcak toz taneciklerinin göstergesi olacak bir kızılötesi emisyon fazlalığı kanıtı bulamadı. Bu emisyon eksikliği, alışılmadık derecede eksantrik bir yörüngedeki soğuk kuyruklu yıldızların bir sürüsünün yıldızın benzersiz ışık eğrisinden sorumlu olabileceği hipotezini desteklemektedir, ancak daha fazla çalışmaya ihtiyaç vardır.[91][7]
Bir Gezegenin Tüketilmesi
[değiştir]
Aralık 2016'da bir araştırmacı ekibi, Tabby'nin Yıldızı'nın bir gezegeni yuttuğunu öne sürdü; bu durum, yerçekimi enerjisinin salınması nedeniyle geçici ve gözlemlenmemiş bir parlaklık artışına neden oldu. Gezegen yıldızına düşerken parçalanmış veya uyduları soyulmuş olabilir, bu da yıldızın etrafında eksantrik yörüngelerde dönen enkaz bulutları bırakmış olabilir. Yıldızın etrafında yörüngede dönen gezegensel kalıntılar daha sonra gözlemlenen yoğunluk düşüşlerini açıklayabilir.[114] Ek olarak araştırmacılar, tüketilen gezegenin yıldızın parlaklığını 10.000 yıl öncesine kadar artırmış olabileceğini ve yıldız akısının şimdi normal duruma geri döndüğünü öne sürüyorlar.[114][115]
Salınımlı Halkalara Sahip Büyük Gezegen
[değiştir]
Sucerquia ve ark. (2017), salınımlı halkalara sahip büyük bir gezegenin Tabby'nin Yıldızı ile ilişkili alışılmadık kararmaları açıklamaya yardımcı olabileceğini öne sürdü.[116][117]
Truva Sürüleri Takip Edilen Büyük Halkalı Gezegen
[değiştir]
Ballesteros ve ark. (2017), L5 Lagrange noktasında bir Truva asteroidi sürüsü tarafından takip edilen büyük, halkalı bir gezegen önerdi ve liderdeki Truva cisimleri nedeniyle 2021 başlarında başka bir olayın ve 2023'te varsayımsal gezegenin başka bir geçişinin olacağını tahmin eden bir yörünge tahmin etti.[118] Model, bir gezegen için büyük (çok genç olmadıkça) 4.7 Jüpiter yarıçapında bir gezegen önermektedir. Yaklaşık 0.5 G☉'luk erken bir kırmızı cüce kızılötesinde kolayca görülecektir. Mevcut radyal hız gözlemleri (σv ≈ 400 m/s'de dört koşu), modeli zar zor kısıtlamaktadır, ancak yeni radyal hız ölçümleri belirsizliği büyük ölçüde azaltacaktır. Model, Mayıs 2017 kararma olayı için gezegenin KIC 8246852'nin arkasından geçişinin ikincil tutulmasına karşılık gelen, yıldız akısında yaklaşık %3'lük bir azalma ve yaklaşık 2 günlük bir geçiş süresi ile kesikli ve kısa ömürlü bir olay öngörmektedir. Eğer bu Mayıs 2017 olayının nedeni ise, gezegenin yörünge periyodu 12.41 yıl ve yarı büyük ekseni 5.9 AU olarak daha kesin tahmin edilmektedir.[118]
İçsel Işıma Değişimleri
[değiştir]
Tabby'nin Yıldızı'nın derin kararma olayları sırasında gözlemlenen kızıllık, fotosferinin soğumasıyla tutarlıdır.[119] Tozla örtülmeyi gerektirmez. Böyle bir soğuma, yıldızın güçlü diferansiyel dönüşü nedeniyle konveksiyonun azalması gibi nedenlerle ısı taşınmasının verimliliğinin azalmasından kaynaklanabilir veya radyatif ve konvektif ısı taşınması arasındaki geçişe yakınsa ısı taşınmasının modlarındaki değişikliklerden kaynaklanabilir. "Kayıp" ısı akısı, iç ve potansiyel enerjide küçük bir artış olarak depolanır.[94]
Bu erken F yıldızının radyatif ve konvektif taşınım sınırı yakınındaki olası konumu, yıldızın gözlemlenen parlaklık değişimlerinin, bir faz geçişi yakınında bulunan bir sistemde bilinen "çığ istatistiklerini" andırdığı bulgusuyla destekleniyor gibi görünmektedir.[120][121] Kendiliğinden benzer veya kuvvet yasası spektrumuna sahip "çığ istatistikleri", bir faz geçişine veya iki farklı türde dinamik davranış arasındaki bir bifurkasyon noktasına yakın çalışan karmaşık dinamik sistemlerin evrensel bir özelliğidir. Bu tür kritik nokta yakınındaki sistemlerin genellikle "düzen" ile "kaos" arasında orta düzeyde davranış sergilediği gözlemlenir. Kepler Giriş Kataloğundaki diğer üç yıldız da parlaklık değişimlerinde benzer "çığ istatistikleri" sergilemektedir ve bunların üçü de manyetik olarak aktif olarak bilinmektedir. Yıldız manyetizmasının Tabby'nin Yıldızı'nda rol oynadığı varsayılmıştır.[121]
Yapay Bir Megayapı
[değiştir]
Bazı gökbilimciler, Tabby'nin Yıldızı'nı örten nesnelerin, bir Dyson sürüsü gibi, yabancı bir medeniyet tarafından yapılmış bir megayapının parçaları olabileceğini speküle etmişlerdir,[8][79][93][110] gelişmiş bir medeniyetin enerji ihtiyaçları için ışığının bir kısmını yakalamak üzere bir yıldızın etrafına inşa edebileceği varsayımsal bir yapıdır.[122][123][124] Steinn Sigurðsson'a göre, megayapı hipotezi olası değildir ve Ockham'ın usturası tarafından desteklenmemekte ve kararmayı yeterince açıklamakta yetersiz kalmaktadır. Bununla birlikte, yanlışlanabilir bir hipotez olduğu için bilimsel bir araştırma konusu olarak geçerli kaldığını belirtmektedir.[120] Bu konudaki kapsamlı medya kapsamı nedeniyle, Tabby'nin Yıldızı, Kepler'den Steve Howell tarafından, yıllarca süren araştırmadan sonra beş yıldızlı bir sistemin parçası olduğu ortaya çıkan tuhaf bir ışık eğrisine sahip bir yıldız olan KIC 4150611 ile karşılaştırılmıştır.[125][126] Kararmaya yabancı zekanın neden olma olasılığı tamamen spekülatiftir;[103] ancak, doğal açıklamalar henüz kararma fenomenini tam olarak açıklayamadığı için yıldız mükemmel bir SETI hedefi olmaya devam etmektedir.[8][93] En son sonuçlar, yalnızca opak nesneleri içeren açıklamaları (yıldızlar, gezegenler, asteroit sürüleri veya uzaylı megayapıları) dışlamıştır.[127]
Öte-aylar
[değiştir]
2019 yazında yayımlanan iki makale, büyük uyduların gezegenlerinden ayrılmasını içeren makul bilimsel senaryolar sundu. Gaz devlerinin ve büyük gazlı uydularının gezegen sisteminin oluşumundan sonraki ilk birkaç yüz milyon yıl boyunca göçlerinin sayısal simülasyonları yapıldı. Vakaların yaklaşık %50'sinde, sonuçlar, uydunun ana gezegeninden kurtulduğu ve yörüngesinin Tabby'nin Yıldızı'nınkine benzer bir ışık eğrisi üretecek şekilde geliştiği bir senaryo ortaya koymaktadır.[97][128][129][130]
Takip Çalışmaları
[değiştir]
2015 itibarıyla, çok sayıda optik teleskop, başka bir çok günlük kararma olayını beklentisiyle Tabby'nin Yıldızı'nı izliyordu; örtücü kütlenin katı bir nesne mi, yoksa toz veya gazdan mı oluştuğunu belirlemek için spektrograflarla donatılmış büyük teleskoplarla planlanan takip gözlemleri yapıldı.[131] Ek takip gözlemleri, yer tabanlı Green Bank Teleskobu'nu, Very Large Array Radyo Teleskobu'nu[89][132] ve Nancy Grace Roman Uzay Teleskobu, TESS ve PLATO gibi ötegezegen bilimi odaklı gelecekteki yörünge teleskoplarını içerebilir.[93][124]
2016'da Tabetha Boyajian liderliğindeki, yıldızın anormal ışık eğrisi üzerine ilk çalışma makalesinin baş yazarı, bir Kickstarter bağış kampanyası yürütüldü. Proje, yıldızın sürekli izlenmesi için Las Cumbres Gözlemevi Küresel Teleskop Ağı'nın kullanılmasını önerdi. Kampanya, bir yıllık teleskop zamanı için yeterli olan 100.000 ABD Dolarının üzerinde para topladı.[133][güncellenmeli] Dahası, 2016 itibarıyla, Amerikan Değişken Yıldız Gözlemcileri Birliği himayesinde çalışan elliden fazla amatör gökbilimci, AAVSO'nun Ekim 2015'teki yıldız uyarısından bu yana etkin bir şekilde tam kapsama sağlıyordu,[134] yani neredeyse sürekli bir fotometrik kayıt.[135] Ocak 2018'de yayınlanan bir çalışmada Boyajian ve ark., Tabby'nin Yıldızı'nı engelleyen şeyin farklı dalga boylarındaki ışığı farklı şekilde filtrelediğini, bu nedenle opak bir nesne olamayacağını bildirdi. Bunun en olası nedeninin uzay tozu olduğu sonucuna vardılar.[101][36][136]
Aralık 2018'de, Tabby'nin Yıldızı'ndan lazer ışığı emisyonları için, bu mesafeden 24 MW'lık bir lazeri tespit edebilecek kadar hassas olan Otomatik Gezegen Bulucu (APF) kullanılarak bir arama yapıldı. Bir dizi aday tespit edilmesine rağmen, daha ileri analizler bunların yıldızdan değil, Dünya'dan geldiğini gösterdi.[137]
SETI Sonuçları
[değiştir]
Ekim 2015'te SETI Enstitüsü, yıldızın yakınındaki olası zeki dünya dışı yaşamdan radyo emisyonlarını aramak için Allen Teleskop Dizisi'ni kullandı.[138][139] İlk iki haftalık incelemenin ardından SETI Enstitüsü, yıldız sisteminden teknolojiyle ilgili radyo sinyali kanıtı bulmadığını bildirdi.[140][141][142] 180–300 Jy seviyesinde bir 1 Hz kanalında veya 100 kHz kanalında 10 Jy üzeri orta bant sinyallerinde dar bantlı radyo sinyali bulunamadı.[141]
2016'da, VERITAS gama ışını gözlemevi, astronomların akı olarak 180 Jy'ye kadar olan nanosaniye atımlarına karşı duyarlı verimli bir yöntem geliştirdiği, astronomik nesnelerden ultra hızlı optik geçici olayları aramak için kullanıldı. Bu teknik, 2009'dan 2015'e kadar Tabby'nin Yıldızı'nın arşivlenmiş gözlemlerine uygulandı, ancak herhangi bir emisyon tespit edilmedi.[143][144]
Mayıs 2017'de, lazer ışığı emisyonlarına dayanan ilgili bir arama rapor edildi ve Tabby'nin Yıldızı'ndan teknolojiyle ilgili sinyal kanıtı bulunamadı.[145][146]
Eylül 2017'de, SETI@Home'un bazı çalışma birimleri, bu yıldız çevresindeki bir RF araştırmasına dayanarak oluşturuldu.[147] Bu, SETI@Home çalışma birimlerinin boyutunun iki katına çıkarılmasıyla birleştirildi, böylece bu bölgeyle ilgili çalışma birimleri muhtemelen niceleme gürültüsüyle daha az sorun yaşayacak ilk çalışma birimleri olacaktır.
EPIC 204278916
[değiştir]
Ana madde: EPIC 204278916
EPIC 204278916 olarak adlandırılan bir yıldız,[148][149] ve bazı diğer genç yıldız nesneleri, Tabby'nin Yıldızı'nda gözlemlenenlere bazı benzerlikler gösteren düşüşler sergilediği gözlemlenmiştir[ne zaman?]. Ancak, birkaç açıdan farklıdırlar. EPIC 204278916, Tabby'nin Yıldızı'ndan çok daha derin düşüşler gösterir ve bunlar daha kısa bir süre boyunca kümelenirken, Tabby'nin Yıldızı'ndaki düşüşler birkaç yıla yayılmıştır. Ayrıca, EPIC 204278916 bir yıldız öncesi diskiyle çevriliyken, Tabby'nin Yıldızı bir disk kanıtı göstermeyen normal bir F-tipi yıldız gibi görünmektedir.[148]
Diğer Yıldızlar
[değiştir]
2019'da sunulan benzer 21 yıldızın genel bir çalışması yapıldı.[150][151]
Işık Eğrisi Galerisi
[değiştir]
Temel (>= %1) kararmaların birleştirilmiş çizimi (3 Nisan 2021)
Tüm ışık eğrisi verileri − Aralık 2009 - Mayıs 2013, tarama günleri 0066 - 1587 (Kepler)
5 Mart 2011 − gün 792
%15 maksimum düşüş (Kepler)
28 Şubat 2013 − gün 1519
%22 maksimum düşüş (Kepler)
17 Nisan 2013 − gün 1568
%8 maksimum düşüş (Kepler)
Bir yıllık ışık eğrisi − 4 Mayıs 2018'e kadar (HAO)[30][31][32]
10 Ekim 2019 ve 11 Ocak 2020 arasındaki ışık eğrisi (HAO)[76]
Ayrıca bakınız
[değiştir]
Parçalanmış gezegen
Gelgit ile ayrılmış öte-ay
Alışılmadık kararma dönemlerine sahip yıldızların listesi
İnsanların adını taşıyan yıldızlar
Referanslar
[değiştir]