Süpernovalar

Süpernova, bir yıldızın güçlü ve çok parlak patlamasıdır. Patlama sırasında yıldız haftalar boyunca içinde bulunduğu galaksinin tamamıyla yarışabilecek kadar ışır, sonra aylar içinde söner. Süpernovalar yalnızca görsel birer olay değildir: yıldızlar arası ortama oksijenden rubidyuma kadar uzanan elementleri saçarak sonraki yıldız ve gezegen kuşaklarının malzemesini hazırlarlar.

İki bambaşka mekanizma aynı adı taşır. Birinde ağır bir yıldızın demir çekirdeği çöker; diğerinde bir beyaz cüce yoldaşından madde toplayarak kritik kütleye ulaşır ve nükleer bir kaçak tepkimeyle kendini yok eder.

Ne kadar güçlü?

Bir Tip Ia süpernovası yaklaşık 1 – 2 × 1044 joule enerji açığa çıkarır ve en parlak anında −19,3 salt kadire ulaşır; bu Güneş'in yaklaşık 5 milyar katı parlaklık demektir. Fırlatılan madde Tip Ia'da saniyede 5.000 – 20.000 kilometre (ışık hızının kabaca %3'ü), çekirdek çökmeli patlamalarda ise saniyede 70.000 kilometreye (0,23c) kadar hız kazanır.

Türleri: tayf ne söylüyor

Süpernovalar, patlamanın hemen sonrasındaki tayflarında hangi çizgilerin bulunduğuna göre adlandırılır.

• Tip Ia: Tayfında 615,0 nm'de iyonlaşmış silisyum soğurma çizgisi görülür. Mekanizması termal kaçak tepkimedir: bir beyaz cüce yoldaşından madde toplayarak Chandrasekhar sınırına (karbon-oksijen bileşimi için yaklaşık 1,44 Güneş kütlesi) yaklaşır ve karbon füzyonu kontrolsüz biçimde tutuşur. Hep benzer parlaklıkta olmaları, Tip Ia'ları kozmik uzaklık ölçmede “standart mum” haline getirmiştir.
• Tip Ib: Tayfında nötr helyum çizgileri vardır; dış hidrojen zarfını kaybetmiş ağır yıldızlardan, WC türü Wolf–Rayet yıldızlarından gelir.
• Tip Ic: Helyum çizgileri de yoktur; WO türü ya da zarfı tamamen soyulmuş ağır yıldızlardan gelir. Tip Ic'lerin küçük bir yüzdesi gama ışını patlamalarıyla birlikte görülür.
• Tip II: Tayfında hidrojen Balmer çizgileri bulunur; yani yıldız hidrojen zarfını koruyarak patlamıştır. Işık eğrisinde bir düzlük görülürse II-P, düzgün bir düşüş görülürse II-L denir. Dar çizgiler IIn, zamanla Tip Ib özelliklerine geçiş IIb olarak adlandırılır.

Yani harfler kökene değil, görünüme bakar: Ib, Ic ve II hepsi çekirdek çökmesiyle oluşur; Ia ise bambaşka bir olaydır.

Kütle eşikleri

Hangi yıldızın nasıl öleceği kütlesine bağlıdır. Yaklaşık 8 Güneş kütlesinin altındaki yıldızlar çekirdek çökmesi yaşamaz, beyaz cüce bırakır. 9 – 12 Güneş kütlesi aralığında karmaşık yanma evreleri ve olası çekirdek çökmesi vardır. Metal içeriği çok düşük, 140 – 250 Güneş kütlesi aralığındaki dev yıldızlarda çift-kararsızlık süpernovası beklenir; 250 Güneş kütlesinin üzerinde ise fotoparçalanma devreye girer ve büyük kütleli bir kara delik oluşur.

Tarihteki süpernovalar

Gözle görülen süpernovalar tarih boyunca kayda geçti; birkaçı gündüz bile görülebilecek kadar parlaktı.

Adlandırma	Yıl	Takımyıldız	En parlak kadir
SN 185	185	Centaurus	−6
SN 1006	1006	Lupus	−7,5 ± 0,4
SN 1054	1054	Taurus	−6
SN 1572 (Tycho)	1572	Cassiopeia	−4
SN 1604 (Kepler)	1604	Ophiuchus	−2
SN 1885A	1885	Andromeda galaksisi	—
SN 1987A	1987	Büyük Macellan Bulutu	—

SN 1054'ün artığı bugün Yengeç Bulutsusu olarak gözlenir; ayrıntısı o sayfadadır. Samanyolu'nda yüzyılda ortalama 1,6 – 4,6 süpernova beklenir, yani kabaca 61 yılda bir; buna karşın galaksimizde çıplak gözle gözlenen son süpernova 1604'teki Kepler süpernovasıdır. Arada geçen dört yüzyıl, galaktik tozun çoğu patlamayı bizden sakladığını gösteriyor.

Terimin ve araştırmanın kısa tarihi

“Süpernova” sözcüğünü Walter Baade ve Fritz Zwicky 1931'de astrofizik derslerinde kullanmaya başladı; basılı metinlerde 1933 (Lundmark) ve 1934 (Baade ve Zwicky) tarihlerinde göründü. Aynı ikili, patlama sonrası geride çok yoğun bir nötron yıldızı kalacağını da öngördü — bu öngörünün doğrulanması 1967'deki pulsar keşfiyle gelecekti.

SN 1987A özel bir dönüm noktasıdır: Güneş dışında bir astronomik kaynaktan nötrino ölçülen tek olaydır ve çekirdek çökme kuramının en doğrudan kanıtını sağlamıştır. Daha yeni bir kilometre taşı SN 2016gkg'dir: optik bir süpernovada patlamanın ilk şok kırılması ilk kez o olayda gözlendi.

Açık sorular

Tip Ia süpernovalarının tam senaryosu hâlâ tartışmalıdır: beyaz cücenin maddeyi normal bir yoldaştan mı topladığı, yoksa iki beyaz cücenin birleşmesiyle mi patladığı sorusu kesin yanıt bulmamıştır. Bu önemlidir, çünkü Tip Ia'lar evrenin genişlemesini ölçmede kullanılır ve küçük sistematik farklar kozmolojik sonuçları etkiler. Çekirdek çökmeli patlamalarda şokun nasıl “yeniden canlandığı” ve hangi yıldızın patlayıp hangisinin doğrudan kara deliğe çöktüğü de aktif araştırma konusudur.

Kısaca

• Süpernova, bir yıldızın haftalarca bir galaksi kadar parlayarak patlamasıdır.
• İki ayrı mekanizma vardır: beyaz cücede termal kaçak tepkime (Tip Ia) ve ağır yıldızda çekirdek çökmesi (Tip Ib, Ic, II).
• Tip Ia yaklaşık 1–2 × 1044 joule enerji verir ve −19,3 salt kadire ulaşır.
• Chandrasekhar sınırı karbon-oksijen beyaz cüceler için yaklaşık 1,44 Güneş kütlesidir.
• Tarihte gözle görülenlerin en parlağı SN 1006'dır (−7,5 kadir); Samanyolu'nda gözlenen son süpernova 1604'tedir.
• SN 1987A, Güneş dışında nötrino ölçülen tek astronomik kaynaktır.
• Süpernovalar oksijenden rubidyuma kadar elementleri yıldızlar arası ortama yayar.

Kaynaklar: Wikipedia — Supernova, Wikipedia — Stellar evolution, Wikipedia — Crab Nebula, Wikipedia — Neutron star