Tabanca Yıldızı

Koordinat: 17s 46d 15,240sn; -28º 50' 03,58″

Tabanca Yıldızı

HUT NICMOS tarafından elde edilen Tabanca Yıldızı ve Tabanca Bulutsusu'nun yapay olarak renklendirilmiş fotoğrafı.
Gözlem verisi
Takımyıldız Yay
Bahar açısı (α) 17s 46d 15,240sn[1]
Yükselim (δ) -28° 50′ 03,58″[1]
Görünür parlaklık  (V) görünmez 4[1]
Görünür parlaklık  (J) 11,828
Sınıflandırma
Tayfsal sınıf
B
Değişen yıldız türü düzensiz LBV
Gökölçümsel nitelikleri
Dikey hız (Rv) -3,4 km/sn
Iraklık açısı (π) 5,40 ± 1,68 mys
Uzaklık25.000 Iy
Özdevinim nitelikleri
Bahar açısı payı (μ) -10,16 mys/y
Yükselim payı (μ) -23,21 mys/y
Fiziksel özellikler
Kütle (m) 80-150 M⊙
Yarıçap (r) 306[2] R⊙
Aydınlatma gücü 1.600.000[2] L⊙
Etkin sıcaklık 11.800[2] K
Dönüş 1265 gün
Dönme hızı (v sin i) 20 km/sn
Tahmini yaş ≈4×106 y
Katalog belirtmeleri
Pistol Star, V4647 Sgr

Tabanca Yıldızı (İngilizce'de Pistol Star), Samanyolu Gökadası'nın bilinen aydınlatma gücü en yüksek yıldızlarından bir mavi üstündevdir. Galaksi merkezi'nde bulunan Beşiz Kümesi içindeki pek çok büyük kütleli genç yıldızdan birisidir. İsmini aydınlatmış olduğu Tabanca Bulutsusu'ndan alır. Yıldız, Yay takımyıldızı içinde yaklaşık olarak 25.000 ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır. Yıldızlararası tozun soğurucu etkisiyle gizlenmemiş olsaydı, 4. kadirden bir yıldız olarak çıplak gözle gözlemlenebilecekti.

Keşif

Gökadamız, Tabanca Yıldızı'nın bulunduğu konum nedeniyle yüzeyinden saldığı bu muazzam ışığı engellemektedir. Öyle ki, yer yüzündeki en güçlü optik teleskoplar bile Tabanca Yıldızı'nı görsel bölgede görüntüleyemezler. Ancak, yaydığı kızılötesi ışığın en fazla %10'u Dünya'ya ulaşabilmektedir. Bu sayede onu ancak algılama yeteneği yüksek kızılötesi dedektörlerle donatılmış teleskoplarla görebiliriz. Bundan dolayı, varlığı ilk kez 1990 yılı başlarında Dünya'da bulunan teleskoplara takılı bu tür bir dedektörle tespit edilebilmiştir.

Tabanca Bulutsusu içersindeki bu dev yıldızın ilk belirgin görüntüsü 13 Eylül 1997'de Hubble Uzay Teleskobu'yla elde edildi. Yıldız, gözle görülemeyen ışınımının kızılötesi ışınımı algılayan bir dedektör sayesinde görüntülenebilmiştir. Başlıktaki bu yıldıza ait fotoğraf, gerçekte onun çıplak gözle görülebileceği görüntüsü değildir. Bilim adamları, renk çevirimi denilen bir tekniği kullanarak, hedeflenen cismi olduğu gibi görmeye çalışmaktadırlar.

Özellikler

Yaklaşık 4 milyon yıllık yaşı süresince güneş kütlesinin onbeş katı kadarlık bir maddeyi püskürterek kendisini çevreleyen dev bulutsuyu oluşturmuştur. Bulutsunun, Tabanca Yıldızı ile aynı kimyasal kompozisyona sahip olduğunun tespiti bunu destekleyen bir diğer önemli bulgudur. Tabanca Bulutsusu o kadar yaygındır ki, Güneş'e en yakın yıldız olan Alfa Centauri arasındaki mesafe kadar bir boşluğu kaplamaktadır. Yani boyutu yaklaşık 4 ışık yılı (40 trilyon km) dır. Benzer bir yapı gökadamızın bir başka üstündev yıldızı olan Eta Carinae çevresinde de mevcuttur. İlginç olan şudur ki; yapılan hesaplamalara göre Tabanca Yıldızı'nın ilk oluştuğu andaki kütlesi teorik üst limiti (100 güneş kütlesini) aşmaktadır. Gökbilimciler, bu kadar aşırı bir kütleye sahip bir yıldızın gökada merkezine yakınlığının tesadüf olmadığına dikkat çekmektedirler. Tabanca Yıldızı'na ilişkin bulgular, yıldız oluşum sürecinde bize model oluşturan Güneş'ten daha yüksek kütleli yıldızların gökada merkezi civarında oluşmaya meyilli olduklarını göstermektedir.

Tabanca Yıldızı'nın kütlece güneşten yaklaşık 150 kez daha büyük olduğu hesaplanmaktadır. Çapının ise yaklaşık olarak 400 milyon km olabileceği tahmin edilmektedir ki bu değer onun Güneş'in bulunduğu noktada olması durumunda Dünya'yı içine alabileceğini göstermektedir. Oluşturduğu yıldız rüzgarı, Güneş'ten 10 milyar kat daha güçlüdür. Yaşı ve geleceği tam olarak bilinmemektedir ancak, 1 ile 3 milyon yıl içerisinde yaşamının bir süpernova veya üstünnova olarak sonlanacağı tahmin edilmektedir. İlk bulgular, Güneş'ten 100 milyon kat fazla güç üreten bu yıldızın bilinen aydınlatma gücü en yüksek yıldız olabileceğini düşündürmüştür.

Tabanca Yıldızı, tıpkı Eta Carinae gibi mavi değişen yıldızlar sınıfına dahil edilmektedir.[3] Bu özellikleri nedeniyle bir değişen yıldız olarak V4647 Sgr adıyla da anılır.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. 1 2 3 "V* V4647 Sgr -- Variable Star of irregular type". SIMBAD. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=pistol+star. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2013.
  2. 1 2 3 Najarro, F.; Figer, D. F.; Hillier, D. J.; Geballe, T. R.; Kudritzki, R. P. (2009). "Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster". The Astrophysical Journal 691 (2): 1816. DOI:10.1088/0004-637X/691/2/1816.
  3. ↑ Najarro, F. (2005). "The Fate of the Most Massive Stars". ASP Conference 332. ss. 58–68.

Dış bağlantılar

This article is issued from Vikipedi - version of the 7/3/2016. The text is available under the Creative Commons Attribution/Share Alike but additional terms may apply for the media files.