Tip Ia süpernova

Tip Ia süpernova, bir çift yıldız sisteminde bulunan beyaz cücenin termonükleer bir patlamayla tamamen parçalanmasıdır. Ağır yıldızların ölümünü simgeleyen çekirdek çöküşlü süpernovalardan bambaşka bir olaydır: burada ölü bir yıldız, yoldaşından madde alarak ya da başka bir beyaz cüceyle birleşerek kritik bir sınıra yaklaşır ve içindeki karbon ile oksijen birkaç saniye içinde kontrolsüzce yanar. Geride ne nötron yıldızı ne kara delik kalır; yıldızın bütün kütlesi uzaya dağılır.

Bu patlamaları değerli kılan, en parlak anlarında birbirine çok benzemeleridir. Bu sayede Tip Ia süpernovalar milyarlarca ışık yılı uzaktaki galaksilere uzaklık ölçmek için "standart mum" olarak kullanılır ve 1998'de evrenin genişlemesinin hızlandığını ortaya çıkaran gözlemlerin temelini oluşturdu. Süpernova türlerinin genel tanıtımı ve tarihteki örnekler Süpernovalar sayfasında; bu sayfa yalnızca Tip Ia'ya odaklanıyor.

Nasıl tanınır?

Süpernovalar köken yerine tayflarına göre sınıflanır. Tayfında hidrojen çizgisi olmayan patlamalar Tip I'dir; bunların içinde güçlü bir iyonlaşmış silisyum soğurma çizgisi gösterenlere Tip Ia denir. Bu sınıflama, Rudolph Minkowski ile Fritz Zwicky'nin geliştirdiği sisteme dayanır. Tip Ia'lar sarmal, düzensiz ve eliptik, yani her türden galakside görülür ve yıldız oluşumunun sürdüğü bölgeleri yeğlemez. Bu durum, yaşlı ve uzun ömürlü sistemlerden geldiklerine işaret eder.

Patlamanın fiziği

Beyaz cüce, yakıtını tüketmiş bir yıldızın geride kalan sıcak çekirdeğidir; kendi ağırlığı altında çökmesini elektronların kuantum mekaniksel dejenerelik basıncı önler. Bu basıncın taşıyabileceği en büyük kütle, düşük hızla dönen karbon-oksijen beyaz cüceler için yaklaşık 1,44 Güneş kütlesidir. Bu değer Chandrasekhar sınırı olarak bilinir ve adını sınırı hesaplayan Subrahmanyan Chandrasekhar'dan alır.

Günümüzdeki modellere göre beyaz cüce bu sınıra aslında hiç ulaşmaz. Kütle arttıkça çekirdekteki basınç ve yoğunluk yükselir; sınırın yaklaşık yüzde 99'una gelindiğinde yaklaşık 1.000 yıl süren bir konveksiyon, yani "kaynama" evresi başlar. Bu evrenin bir anında karbon füzyonuyla beslenen bir alev cephesi doğar. Normal bir yıldız ısındığında genleşip soğuyarak kendini dengeler; dejenerelik basıncı ise sıcaklığa bağlı olmadığı için beyaz cüce bunu yapamaz ve tepkime kaçak hâle gelir. Alevin sesten yavaş bir yanmadan sesten hızlı bir patlamaya dönüşüp dönüşmediği hâlâ tartışılıyor.

Birkaç saniye içinde karbon ve oksijenin büyük kısmı daha ağır elementlere dönüşür ve 1-2 × 10⁴⁴ joule mertebesinde enerji açığa çıkar. Patlamadan sonraki haftalarda ışığı, patlamada üretilen radyoaktif nikel-56'nın kobalt-56'ya, onun da demir-56'ya bozunması besler; nikel-56'nın yarı ömrü 6 gün, kobalt-56'nınki 77 gündür.

Patlayan sistem: tek mi, çift mi?

Tip Ia'nın arkasındaki sistem uzun süredir astronominin çözülmemiş sorularından biridir. Başlıca iki senaryo vardır:

• Tek dejenere senaryo: Beyaz cüce, kırmızı dev, alt dev ya da ana kol yıldızı olabilen normal bir yoldaştan madde çeker ve kütlesi yavaş yavaş sınıra yaklaşır. Tahminlere göre bu yol tüm Tip Ia'ların en fazla yüzde 20'sini açıklar.
• Çift dejenere senaryo: Birbirine yakın dolanan iki beyaz cüce, kütleçekim dalgası yayarak enerji kaybeder, sarmal çizerek yaklaşır ve birleşir. Toplam kütle sınırı aşar.

Gözlemler giderek ikinci senaryoyu destekliyor. Sloan Dijital Gökyüzü Taraması verilerinde incelenen 4.000 beyaz cüce içinde 15 çift sistem bulundu; buradan Samanyolu'nda yaklaşık 100 yılda bir beyaz cüce birleşmesi olduğu hesaplandı ve bu sıklık çevremizde görülen Tip Ia oranıyla uyuşuyor. NASA'nın Swift uydusu, incelediği Tip Ia'ların hiçbirinde dev ya da süperdev bir yoldaşın izine rastlamadı. Büyük Macellan Bulutu'ndaki SNR 0509-67.5 kalıntısının merkezinde hiçbir yoldaş yıldız bulunamadı; bu da onu yalnızca iki beyaz cücenin birleşmesiyle açıklanabilen bir örnek yaptı. SN 1006 için de benzer bir sonuç öne sürüldü.

Tablo yine de tek renkli değil. 2011'de Palomar Geçici Olaylar Taraması'nın bulduğu PTF 11kx'te kırmızı dev bir yoldaşın izleri görüldü; sonraki analizler ise çevredeki maddenin bu senaryo için fazla kütleli olduğunu, bir beyaz cücenin dev bir yıldızın sıcak çekirdeğiyle birleştiği "çekirdek dejenere" senaryoya daha iyi uyduğunu öne sürdü. Bazı sönük patlamalar ise ayrı bir alt sınıf olarak Tip Iax adıyla anılıyor; bunlar beyaz cüceyi tamamen yok etmeyip geride bir "zombi yıldız" bırakabilir.

Standart mum ve hızlanan evren

Tüm Tip Ia'lar aynı tepe parlaklığına ulaşmaz; ama 1990'larda Şilili ve Amerikalı gökbilimcilerin yürüttüğü Calán/Tololo Süpernova Taraması, ışık eğrisinin ne kadar hızlı sönükleştiğinden ölçülen tek bir parametreyle bu farkların düzeltilebildiğini gösterdi. Phillips ilişkisi denen bu düzeltmeyle göreli uzaklıklar yaklaşık yüzde 7 doğrulukla ölçülebildi. Tip Ia'lar ikincil bir standart mumdur: mutlak ölçekleri, yakın galaksilerdeki Sefe değişenleri gibi birincil yöntemlerle ayarlanır.

1998'de iki bağımsız ekip, Süpernova Kozmoloji Projesi ve Yüksek Kırmızıya Kaymalı Süpernova Arama Ekibi, uzak Tip Ia'ların beklenenden sönük olduğunu buldu. Adam Riess ve arkadaşlarının ifadesiyle uzak süpernovalar, kozmolojik sabit içermeyen bir evrende beklenenden ortalama yüzde 10-15 daha uzaktaydı. Bu, evrenin genişlemesinin yavaşlamadığını, tersine hızlandığını gösteriyordu. Bu hızlanmanın nedeni bugün karanlık enerji olarak adlandırılıyor. Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt ve Adam Riess, keşifleri nedeniyle 2011 Nobel Fizik Ödülü'nü paylaştı.

Verileri göster

1006	SN 1006 gökte parladı
1990'lar	Phillips ilişkisi bulundu
1998	Hızlanan evren keşfedildi
2011	SN 2011fe, M101'de
2011	Hızlanan evrene Nobel
2014	SN 2014J, M82'de
2019	Mercekle üç kez görülen Tip Ia

Yakından izlenen örnekler

SN 1006: Kurt (Lupus) takımyıldızında görülen ve kayıtlı tarihin muhtemelen en parlak yıldız olayı olan bu patlama, NASA'ya göre bir beyaz cücenin ölümüydü. Kalıntısının bir kesiti aşağıda görülüyor.

SN 2011fe: 24 Ağustos 2011'de Palomar taramasıyla, yaklaşık 21 milyon ışık yılı uzaktaki Fırıldak Galaksisi'nde (M101) bulundu. O güne kadar yakalanan en genç Tip Ia'ydı. Hubble'ın daha önceki görüntülerinde o noktada bir yıldız görünmemesi kırmızı dev bir kaynağı dışladı; genişleyen maddede karbon ve oksijen bulunması da patlayanın bir karbon-oksijen beyaz cüce olduğunu düşündürdü.

SN 2014J: Ocak 2014'te Puro Galaksisi'nde (M82), Londra Üniversitesi Gözlemevi'ndeki bir lisans dersi sırasında tesadüfen bulundu. 42 yılın en yakın Tip Ia süpernovasıydı ve 31 Ocak'ta 10,5 kadir parlaklığa ulaşarak amatör teleskoplarla da izlendi.

Kısaca

• Tip Ia süpernova, çift sistemdeki bir beyaz cücenin termonükleer patlamayla tamamen yok olmasıdır; geride sıkışık bir kalıntı bırakmaz.
• Tayfında hidrojen yoktur, güçlü bir iyonlaşmış silisyum çizgisi vardır.
• Patlama, karbon-oksijen beyaz cüceler için yaklaşık 1,44 Güneş kütlesi olan Chandrasekhar sınırının yakınında tetiklenir.
• Patlayan sistemin bir yoldaştan madde çeken tek beyaz cüce mi, yoksa birleşen iki beyaz cüce mi olduğu hâlâ tartışılıyor; gözlemler çoğunlukla ikinciyi destekliyor.
• Düzeltilmiş tepe parlaklıkları onları kozmik uzaklık ölçümünün temel araçlarından biri yapar.
• 1998'de uzak Tip Ia'lar evrenin genişlemesinin hızlandığını gösterdi; keşif 2011 Nobel Fizik Ödülü'nü getirdi.