Gökyüzünde ilk kez görüldü: Süper’kilo’nova

Kısaca hatırlatalım: Süpernovalar, ağır yıldızların hayatının sonundaki dev patlamalar. Kilonovalar ise genellikle iki nötron yıldızının birleşmesiyle ortaya çıkıyor ve evrene altın, platin gibi en ağır elementleri saçtığı düşünülen, daha nadir bir patlama türü. Bu yüzden kilonova yakalamak, sadece “gökyüzünde bir ışık noktası” görmekten çok daha fazlası anlamına geliyor: Evrenin ağır elementleri nasıl ürettiğine dair doğrudan ipucu sunuyor.

ÖNCE KIRMIZI, SONRA MAVİ

AT2025ulz’yi ilginç kılan detay, ışığının davranışı. İlk birkaç gün boyunca kaynak hızlı biçimde sönümlendi ve rengi daha çok kırmızıya yaslandı. Bu, 2017’deki ünlü kilonova olayı GW170817’ye benzer bir tablo çizdiği için astronomları heyecanlandırdı.

Fakat iş burada karıştı: AT2025ulz birkaç gün sonra yeniden parlaklaşmaya başladı ve bu kez maviye döndü. Dahası tayfında hidrojen izleri belirdi. Bu tür mavi “geri dönüş” ve hidrojen işareti, birçok araştırmacının “Bu kilonova değil, sıradan bir süpernova” demesine yol açtı. Normalde kilonovalar kısa ömürlüdür; birkaç gün içinde hızla sönüp kaybolur. AT2025ulz ise sanki sahnenin ışıklarını kapatıp tekrar açmış gibiydi.

Ekip tam da bu noktada farklı bir ihtimali savunuyor: Patlamanın erken dönemindeki kırmızı parıltı, bir nötron yıldızı birleşmesinden gelen kilonova bileşeni olabilir. Ardından süpernovanın genişleyen enkazı ve mavi ışığı devreye girerek kilonovanın izini “örtmüş” olabilir. Yani kilonova var, ama süpernovanın kalabalığında gizlenmiş durumda.

“YASAK” NÖTRON YILDIZLARI MI?

Bu hikâyeyi daha da çarpıcı yapan şey, kütleçekim dalgası verilerinin işaret ettiği olası “tuhaf” kütleler. Araştırmacıların yorumuna göre, eğer bu sinyal gerçekten iki kompakt cismin birleşmesinden geliyorsa, birleşen cisimlerden en az biri beklenenden daha düşük kütleli olabilir. Burada kritik nokta şu: Nötron yıldızları zaten “küçük” ve “aşırı yoğun” nesnelerdir; tipik olarak Güneş’in 1,2 ila 3 katı kütle aralığında düşünülür. Bu aralığın altına inmek, teorik olarak “olması zor” bir senaryoya işaret eder.

Peki Güneş’ten daha düşük kütleli bir nötron yıldızı nasıl oluşabilir? Ekip iki fikir öne sürüyor. Birinci senaryoda, çok hızlı dönen büyük bir yıldız süpernova olurken bir tür “bölünme” süreciyle iki daha küçük nötron yıldızı doğurabilir. İkinci senaryoda ise çöküşten sonra oluşan bir enkaz diski zamanla toparlanıp küçük bir nötron yıldızı oluşturabilir; tıpkı gezegenlerin disklerden birikerek oluşmasına benzer bir mantıkla.

Eğer böyle “yasak” kadar hafif nötron yıldızları gerçekten oluşabiliyorsa, süpernova sonrası doğan iki küçük nötron yıldızının birbirine kilitlenip kütleçekim dalgaları yayarak hızla yakınlaşması ve ardından birleşerek ayrı bir kilonova patlatması mümkün hale geliyor. Bu da “süperkilonova” denen fikri doğuruyor: Süpernova + kilonova, aynı olay örgüsünde.

NEDEN ÖNEMLİ? SIRADA NE VAR?

Bu tür bir olayın doğrulanması, iki nedenle büyük ses getirir. İlki, ağır elementlerin evrende nerede ve ne sıklıkla üretildiğine dair tabloyu daha netleştirebilir. İkincisi, nötron yıldızlarının nasıl doğduğu ve hangi koşullarda “normal sınırların” dışına çıkabildiği konusunda teorileri test eder; yani yıldız evrimi kitaplarının bazı sayfaları yeniden yazılabilir.

Ancak araştırmacılar temkinli: Bu açıklama şimdilik bir hipotez. AT2025ulz’nin davranışı hem kilonovaya benziyor hem de klasik süpernova kalıplarına tam oturmuyor; bu “arada kalmışlık” onu değerli kılıyor ama aynı zamanda kesin hüküm vermeyi zorlaştırıyor. Bir sonraki adım, benzer olayları daha hızlı yakalayıp daha yoğun gözlem yapmak: İlk birkaç saatte elde edilecek tayf verisi, kırmızı kilonova izinin gerçekten var olup olmadığını çok daha net gösterebilir.