Kimya yıldız evrimini nasıl etkiliyor? Erken Evren’deki kimyasal bolluk şimdikinden çok farklı (ve çok daha basit) olduğu için bu önemli bir soru. Genç Evren ve içerisinde oluşan yıldızlar büyük oranda hidrojen ve helyumdan yapılmışken şimdiki devrede yıldızlar, genel olarak, küçük ama önemli miktarlarda daha kompleks (astronomlar için adı “metaller” olan) elementler içerir. Genç, metal fakiri yıldızların X-ışın emisyonu miktarını hesaplamak, astronomların “metalliğin” genç yıldızların özellikleri üzerindeki etkilerini belirlemeye çalışmasının bir yoludur. X-ışın emisyonu, yıldız faaliyetinin bir izleyicisi görevi görür ve genç, aktif yıldızların belirlenmesini sağlar. Şanslıyız ki Küçük Macellan Bulutu’na (SMC – galaksimiz Samanyolu’nun bir yoldaş galaksisi), içerisindeki yıldızlarda helyumdan daha ağır elementlerin bolluğunun çok az olduğu nispeten yakın bir laboratuvara sahibiz. SMC’deki, NGC 602 olarak bilinen bir genç yıldızlar bölgesinin bu büyüleyici kompozit görseli, bu genç bölgenin yıldız faaliyeti özelliklerini ortaya çıkarmak için optik, kızılötesi ve X-ışın görüntülerini bir araya getiriyor. Özellikle X-ışın görüntüsü, NGC 602’den yayılan ve çok sayıda sönük, genç, Güneş benzeri kütleli yıldızın birleşik X-ışın faaliyetinden ortaya çıktığı düşünülen dağınık bir parlama gösteriyor. Açıkça görülüyor ki, düşük metalliğe sahip genç Güneş tipi yıldızlar da daha fazla metal zengini kuzenleriyle aynı aşırı davranışları sergileyebilir.
Görsel: X-ışın: NASA/CXC/Univ.Potsdam/L.Oskinova et al; Optik: NASA/STScI; Kızılötesi: NASA/JPL-Caltech