Süpernova: Oluşumu, özelliği, tarihi ve çeşitleri

süpernova

Süpernova nedir ve nasıl oluşur bahsedelim. Süpernova şiddetli bir şekilde patlayan yıldızların parlaklığının, patlamadan sonra aniden normal seviyenin milyonlarca katına çıktığı sıra dışı olaylardır. Süpernova terimi, başka bir tür patlayan yıldızın adı olan nova'dan (Latince: "yeni") türetildi. Süpernova, birçok yönden novaya benziyor. Her ikisi de birkaç hafta süren muazzam bir parlaklık ve ardından gelen yavaşça sönme özellikleri ile biliniyor. Spektroskopik açıdan (tayf bilimi) bakıldığında süpernovada maviye kayan emisyon çizgileri görülür ve bu da sıcak gazların dışarıya doğru itildiğini gösterir.

Süpernova nasıl oluşuyor?

Şimdiye kadar kaydedilmiş en parlak ve en enerjik süpernova patlamalarından birinin illüstrasyonu.
Şimdiye kadar kaydedilmiş en parlak ve en enerjik süpernova patlamalarından birinin illüstrasyonu. (NASA/ CXC/M.Weiss)

Süpernova bir insanın gördüğü en büyük patlamadır. Bunlar yıldız patlamalarıdır ve her patlama son derece parlak ve güçlüdür. Bunlar bir diğer galaksiden dahi görülebilir. Süpernova esasında ölmekte olan büyük bir yıldızın son nefesidir. Bir yıldızın süpernovaya dönüşmesi için Güneş'in kütlesinin en az beş katı büyüklüğünde olması gerekiyor.

Büyük yıldızlar çekirdeklerinde veya merkezlerinde büyük miktarda nükleer yakıt yakarlar. Bu faaliyet tonlarca enerji üretir, bu nedenle merkezleri sıcaktır. Isı, basınç oluşturur ve bu nükleer yanmanın yarattığı basınç gazdan oluşan yıldızı bir arada tutarak çökmesini önler.

Normal şartlarda yıldız iki zıt kuvvet arasında dengede duruyor. Yıldızın yerçekimi, yıldızı mümkün olan en küçük ve en sıkı küreye sıkıştırmaya çalışırken yıldızın çekirdeğinde yanan nükleer yakıt güçlü bir dış basınç oluşturuyor. Bu dışa doğru itme hareketi, yerçekiminin içe doğru sıkıştırma hareketine direnir.

Yıldızın yakıtı bittiğinde soğumaya başlar. Bu soğuma basıncın düşmesine neden olur. Sonunda yerçekimi galip gelir ve yıldız aniden çöker. Dünya'nın kütlesinin bir milyon katındaki bir cismin 15 saniyede çöktüğünü hayal edin. Çökme o kadar hızlı gerçekleşir ki yıldızın dış kısmının patlamasına neden olan muazzam şok dalgaları oluşur.

Bu çökmenin ardından geride genelde çok yoğun bir çekirdek ve bulutsu adı verilen genişleyen sıcak gaz bulutu kalır. Güneş'in yaklaşık 10 katı büyüklüğündeki bir yıldızın başlattığı süpernova sonunda evrendeki en yoğun nesneye yani kara deliğe dönüşür.

İkinci bir tür süpernova, iki yıldızın birbirinin etrafında döndüğü ve bu yıldızlardan en az birinin Dünya büyüklüğünde bir beyaz cüce olduğu sistemlerde meydana geliyor. Beyaz cüce, Güneş büyüklüğünde olan ve yakıtı biten yıldızın geride bıraktığı nesnedir. Bir beyaz cüce diğeriyle çarpıştığında veya yakındaki daha büyük bir yıldızdan çok fazla materyal çektiğinde patlar.

Süpernova ne kadar sık oluşuyor?

Bir galakside her yüzyılda 3 ila 5 süpernova patlaması yaşandığından bir tanesi görmenin çok nadir olduğunu düşünebilirsiniz. Ancak Samanyolu gibi galaksilerin miktarı sayısız olduğundan (yaklaşık 100 milyar) gözlemciler her yıl yüzlerce süpernova tespit ediyor. Samanyolu'ndaki toz parçacıkları nedeniyle kendi galaksimizdekileri görmemiz zor olmaktadır. Samanyolu'nda gözlemlenen son süpernova Johannes Kepler tarafından 1604'te kayda alındı. Tüm evrende, her 10 saniyede bir süpernova patlaması olduğu tahmin edilir.

Nova ile farkı

Bir süpernova patlaması, bir nova patlamasından farklı olarak yıldızın ömrünün (yani enerji üretiminin) bittiğinin işaretidir. Bir yıldız süpernovaya dönüştüğünde birkaç Güneş kütlesine denk miktarda madde büyük bir enerji patlamasıyla uzaya fırlatılır. Süpernova patlamaları sadece muazzam miktarlarda radyo dalgaları ve X-ışınları yaymıyor aynı zamanda kozmik ışınlar da oluşturuyor.

İLGİLİ:  Buhar enerjisinin tarihi ve buharlı makinelerin icadı

Kozmik ışınlar, süpernovanın etrafındaki manyetik alana girerek hızlanan ve kazandığı yüksek enerjiyle uzaya salınan parçacıklardır. Bu parçacıklar atmosferimize ulaştığında atomlarla çarpışıyor ve oluşan yeni parçacıklar başımıza yağmur olup yağıyor.

Bu yüzden bazı gama ışını patlamaları süpernova ile ilişkilendirilir. Süpernovalar ayrıca Dünya'nın ve de Güneş Sistemi'nin bileşenlerini oluşturan ağır elementleri uzay ortamına salar. Spektral analiz ile bir bölgede bolca ağır element keşfedilmesi o elementlerin bir patlama sonucu oluştuğuna işaret eder. Süpernova kalıntısının kabuğu durmadan genişlemeye devam eder ta ki çok ileri bir aşamaya gelerek uzayda kaybolana dek.

Bazı süpernovalar o kadar uzaktadır ki tamamen söndükten 400 yıl sonra dahi ışıkları Dünya'ya ulaşmaya devam eder.

Süpernovanın tarihi

Tarihsel olarak, 17. yüzyılın başlarına dek yalnızca yedi süpernova kaydedildi. Bunların en ünlüsü 1054'te gerçekleşti ve Toros takımyıldızının boynuzlarından birinde görüldü. 6500 ışık yılı uzaklıktaki bu patlamanın kalıntıları bugün Yengeç Bulutsusu adını almıştır. Düzensiz bir şekilde dışa doğru hareket eden gazların parlayan püskürmeleri ve pulsar adı verilen, hızla dönen ve titreşen merkezdeki nötron yıldızı bu süpernovanın sonuçları arasında.

Çinli ve Koreli gözlemciler 1054'te bir süpernova kaydettiler. Arizona ve New Mexico'da keşfedilen bazı kaya resimlerine göre aynı süpernova güneybatı Amerika yerlileri tarafından da görülmüş olabilir. Zira gündüz görülebilecek kadar parlaktı ve büyük parlaklığı haftalarca sürdü. Dünya'dan gözlemlenen diğer önemli süpernovalar 185, 393, 1006, 1181, 1572 ve 1604 yıllarında gerçekleşmiştir.

MS 185 yılında yaşanan süpernova Çinli astronomlar tarafından kayda alındı. Antik astronomlar gözlemlerini Hou Han'ın Kitabı adlı eserde topladı. Burada gökyüzündeki cismin bir yıldız gibi parladığını, bambu hasırının yarı boyutunda olduğunu ve kuyrukluyıldızın aksine hareket etmediğini söylediler. "Misafir yıldız" adını verdikleri süpernova gökyüzünde 8 ay boyunca görülmeye devam etti.

1604'ten beri kaydedilen yüzlerce süpernova arasında bize en yakını ve en kolay gözlemleneni, ilk olarak 24 Şubat 1987 sabahında Kanadalı gökbilimci Ian K. Shelton tarafından Şili'deki Las Campanas Gözlemevi'nde kayda alındı. SN 1987A olarak adlandırılan ve bir zamanlar aşırı derecede cılız olan bu nesne sadece birkaç saat içinde 4,5 kat büyüklüğe ulaşmış ve böylece çıplak gözle görülebilir hale gelmişti.

Büyük Macellan Bulutu'ndaki 1987A süpernovası. En soldaki fotoğraf süpernovanın sönük dış ve daha parlak iç halkasını gösteriyor. Kum Saati Bulutsusu'na özgü bir özelliktir.
Büyük Macellan Bulutu'ndaki 1987A süpernovası. En soldaki fotoğraf süpernovanın sönük dış ve daha parlak iç halkasını gösteriyor. Kum Saati Bulutsusu'na özgü bir özelliktir.

Yukarıdaki görselde 3 yıl arayla çekilmiş iki görüntü var. Süpernovanın şok dalgası, yıldızdan daha önce salınmış olan ve daha yavaş hareket eden halkaya ulaşarak ona çarpıyor. Bu da merkezdeki boğumu meydana getiriyor. Sol alttaki parlak noktası ise ilgisiz bir yıldıza ait.

Yeni keşfedilen bu süpernova yaklaşık 160.000 ışık yılı uzaklıktaki Büyük Macellan Bulutu'nda bulunuyor. Hubble Uzay Teleskobu tarafından gözlemlendi ve patlama Güney Yarımküre'deki gökbilimciler tarafından yoğun ilgiyle karşılandı. SN 1987A'nın parlaklığı Mayıs 1987'de yaklaşık 2,9 büyüklüğünde zirve yaptı ve sonraki aylarda yavaş yavaş azaldı.

Süpernova türleri ve oluşumları

Süpernovalar patlama şekillerine göre iki geniş sınıfa ayrılıyor: Tip I ve Tip II. Tip I süpernova, Tip II'den üç kat daha yüksek parlaklığa sahiptir. Ayrıca, spektrumlarının hidrojen çizgisi içermemesi ve yaklaşık iki kat daha hızlı genişlemeleri ile Tip II süpernovalarından ayrılırlar.

İLGİLİ:  Jüpiter gezegeninin özellikleri, uyduları, iç yapısı, halkası

Tip II süpernova oluşumu

Tip II süpernovası en tipik süpernova patlamasıdır ve Popülasyon I adında devasa bir öncü yıldızı olur. Öncü yıldız ömrünün sonunda sekiz Güneş kütlesi büyüklüğüne ulaşır. Bunlar yalnızca sarmal galaksilerde, çoğunlukla kolların yakınında görülüyor. Yıldız, evriminin bu aşamasına kadar hafif elementleri sıkıştırma ve ısıtma süreciyle çekirdeğinden salınan nükleer enerji yoluyla parlar. Bu süreç hidrojen veya helyum gibi elementlerin nükleer füzyon ile daha ağır elementlere dönüşmesini sağlıyor. Demirden daha ağır olan elementler enerji üretmek yerine enerjiyi emerler. Ancak ölmekte olan bir yıldızda artık enerji kalmadığından yaşlanan ağır yıldızın merkezinde demirden bir çekirdek oluşur.

tip-ii-supernova

Demir çekirdek fazla ağır hale geldiğinden füzyon reaksiyonlarının neden olduğu mevcut dışa itiş hareketi artık kendini desteklemeye yetmez. Ağırlığı nedeniyle çekirdekteki yerçekimi muazzam boyutlara gelmiştir ve sonuç olarak çekirdek çökmeye başlar. Eğer çekirdeğin kütlesi yaklaşık üç Güneş kütlesinden azsa çökme, serbest elektronlar çekirdeği hızla dönmekte olan sıkışık bir cisim haline getirinceye kadar devam eder.

Bu çekirdek neredeyse tamamen nötronlardan oluşur ve bunlar sadece 20 km genişliğinde bir alana sıkıştırılan ancak toplam ağırlığı birkaç Güneş'e eşit olan nötronlardır. Bu olağanüstü yoğun maddeden bir çay kaşığı Dünya'da 50 milyar ton ağırlığına denk gelecektir. Bu nesneye nötron yıldızı deniyor.

Süpernova patlaması, nükleer yakıtı bitmiş olan yıldızın dış katmanlarının çekirdeğe akması ve sıkılaşarak çökmeyi bırakan çekirdeğin içindeki maddeleri aniden dışarı itmesiyle olur. Bu çarpışmanın ürettiği şok dalgası dışarı doğru yayılır ve yıldızın dış gaz katmanlarını patlatır. Dışarıya doğru püskürtülen maddenin miktarı yıldızın kütlesine bağlı.

Çekirdeğin kütlesi üç Güneş kütlesini aşarsa, çöken çekirdek nötron yıldızı oluşturamayacak kadar büyük demektir. İçe doğru patlayan yıldız daha küçük ve yoğun bir cisme, yani bir kara deliğe dönüşür. Yerçekimi alanı o kadar yoğundur ki ışık bile buradan kaçamaz. Kara deliğin içine düşen her şey kaybolmaktadır. Geçici nötron oluşumu nedeniyle geri tepen materyaller, yıldızın tamamının kara deliğe düşmesini önler ya da tam merkezi ıskalayarak kara deliğin etrafında dönüp dururlar. Bu ipuçları bizlere kara delikleri tespit etme şansı veriyor.

Tip I süpernova oluşumu

Tip I süpernovalar spektrumlarına göre üç alt gruba–Ia, Ib ve Ic–ayrılıyor. Tip I'deki patlamanın mekanizmasının detayları henüz belirsizliğini korumaktadır. Ancak böyle bir süpernovanın en azından orta derecede büyük bir yıldız ve bir beyaz cüceden meydana gelen ikili yıldız sistemlerinde oluştuğu düşünülüyor. Bu olayda büyük yıldızın materyali beyaz cüceye akıyor. Eğer materyal akışı beyaz cücenin kütlesini Chandrasekhar sınırının (1,44 Güneş kütlesi) üzerine çıkarmaya yeterse, yaşanan patlama termonükleer (çok yüksek sıcaklıklı çekirdeksel tepkime) boyutta oluyor.

1997'de Hubble Uzay Teleskobu tarafından gözlemlenen üç uzak Tip Ia süpernovası. Alttaki görüntüler, üstteki geniş görüntülerin detaylarıdır. Soldaki ve ortadaki süpernovalar yaklaşık 5 milyar yıl önce, sağdaki ise 7 milyar yıl önce meydana geldi. Dünya 4,5 milyar yaşındadır. (AURA/STScI/NASA/JPL)

Kütle akışının daha az olduğu ve yalnızca yüzeysel bir patlama yaşanan sıradan bir novanın aksine, bir Ia süpernova patlamasında beyaz cüce tamamen yok olur. Ardından başta nikel-56 olmak üzere radyoaktif elementler oluşur. Nikel-56, kobalt-56'ya ve o da demir-56'ya bozunduğunda (ayrıldığında), önemli miktarda enerji açığa çıkar ve bu da patlamayı takip eden haftalarda yayılan ışığın çoğunun kaynağı olur.

Tip Ia süpernovalarının hepsi aynı parlaklığa sahip olduğundan evrenin yapısına dair yararlı ipuçları sunuyorlar. Bu nesnelerin parlaklığını ölçerek evrenin genişleme oranını ve bu oranın zaman içindeki değişimini ölçebiliyoruz.

İLGİLİ:  Venüs gezegeninin özellikleri, atmosferi ve yapısı

Karanlık enerji evrendeki baskın bileşendir (yüzde 73) ve karanlık enerji 1998 yılında tam da bu yöntemle keşfedildi. Evren şu anki büyüklüğünün sadece üçte ikisiyken patlayan Tip Ia süpernovası o zamanlar daha sönüktü ve karanlık enerjisi olmayan bir evrene kıyasla daha uzaktaydı. Bu durum, evrenin genişleme hızının şimdi geçmişte olduğundan daha yüksek olduğunu gösterdi. Bunun nedeni uzaydaki karanlık enerjiydi. (Evrenin ilk dönemlerinde karanlık enerji çok azdı.)

Süpernovanın bize öğrettikleri

Bilim adamları süpernovalar üzerinde çalışarak evren hakkında birçok bilgiye ulaştılar. Uzaydaki mesafeleri ölçmek için Tip II süpernovayı (beyaz cüceleri içeren) bir cetvel gibi kullanıyorlar.

Ayrıca yıldızların evrenin fabrikaları olduğunu da öğrendiler. Yıldızlar, evrenimizdeki her şeyi meydana getiren kimyasal elementleri üretiyorlar. Yıldızlar, çekirdeklerindeki hidrojen gibi basit elementleri daha ağır elementlere dönüştürürler. Bu karbon ve nitrojen gibi daha ağır elementler yaşam için ihtiyaç duyulan elementler oluyor.

Altın, gümüş ve uranyum gibi ağır elementleri ise yalnızca büyük yıldızlar yapabiliyor. Bir süpernova patlaması meydana geldiğinde yıldız hem depolanmış hem de yeni oluşmuş materyallerini uzaya yayar.

Bilim adamları süpernovayı nasıl tespit ediyor?

NASA bilim adamları süpernovaları aramak ve incelemek için farklı teleskopla kullanıyor. Bunların bir örneği evreni X-ışını görüşü ile görmeyi sağlayan NuSTAR (Nükleer Spektroskopik Teleskop Dizisi) teleskobudur. NuSTAR, bilim insanlarının süpernovaları ve genç nebulaları gözlemlemelerine yardımcı oluyor.

Bir süpernova nötrino fabrikasıdır

10 saniyelik bir süre içinde çöken süpernova çekirdeği evrendeki hemen her şeyin içinden geçebilen 1058 adet nötrino parçacığını uzaya salar (1'in yanında 58 sıfır). Süpernovadan fırlayan parçacıklar Büyük Hadron Çarpıştırıcısı'ndan 1000 kat daha hızlıdır.

Ancak bir yıldız patladığında merkezi o kadar yoğun hale gelir ki nötrinoların geçmesi bile biraz zaman alır. Tüm nötrinolar yıldızdan kurtulduğunda enerjisinin yüzde 99'unu beraberlerinde götürmüş olurlar.

Bilim adamları, SNEWS adı verilen erken uyarı sistemini ile bu tür nötrino patlamalarını izliyor. SNEWS, dünya çapına yayılmış bir nötrino dedektör ağıdır. Bir nötrino patlaması tespit eden detektör merkezi bilgisayara bir datagram gönderir. 10 saniye içinde ikiden fazla benzer datagram alınırsa bilgisayar tüm astronom topluluğunu patlayan bir yıldıza dair otomatik olarak uyarır.

Ancak uyarı almak için illa uzman bir gökbilimci olmanız gerekmiyor. Herkes bir süpernova patlamasından haberdar olabilir. Tek yapmanız gereken kaydolmak.

Dünya'ya ulaşan süpernova parçacığı

Süpernovanın içindeki element ve nötrino oluşumuna ek olarak nükleer reaksiyon da gerçekleşir ve radyoaktif izotoplar oluşturur. Bu radyoaktivitenin bir kısmı gama ışınları gibi uzayda görebildiğimiz ışıklara dönüşüyor.

1998'de fizikçiler okyanus tabanından gelen kabukları incelediler ve bir radyoaktif demir izotopu olan 60Fe katmanları buldular. Bunlar süpernovanın bolca oluşturduğu bir elementti. 60Fe'nin bozulma oranını kullanarak Dünya'ya ne kadar zaman önce indiğini hesapladılar. Yaklaşık 2,8 milyon yıl önce yakınlardaki bir süpernova tarafından gezegenimize gelmişti.

Neyse ki süpernovaya dönüşebilecek en yakın yıldız 150 ışık yılı uzaklıkta olduğundan bize zarar verme şansı yoktur. Parçacıklarını gezegenimize ulaştıran yukarıdaki süpernova dahi 100 ışık yılı uzaktaydı ve kitlesel yok oluşa neden olamazdı.

Burcu Kara tarafından

Genellikle modern tarih, yakın tarih ve popüler bilim üstüne içerikler üretiyor. Özel ilgi alanları arasında Kuzey Afrika ve Güney Amerika'nın sömürge tarihi ve Avrupa'daki eski monarşiler yer alıyor.