Süpernova Nedir

Süpernova Nedir

süpernova, şiddetle patlayan ve bunun sonucunda parlaklığı aniden normal düzeyinin yüz milyonlarca katına çıkan yıldızlar sınıfının ortak adı. Sözcük, bir başka patlayan yıldız türü olan novadanÇ) türetilmiştir. Süpernovalar birçok bakımdan novalara benzer. Her ikisi de aniden parlar, sonra yavaş yavaş soluklaşır. İkisinin de ışık tayfında maviye kaymış salım çizgileri bulunur; bu durum, dışarı sıcak gazlar püskürttüklerine işaret eder. Ama süpernova patlamaları genel olarak o yıldızların etkin (yani enerji üretim) yaşamlarının sonu demektir. Herhangi bir yıldız süpernova haline geldiğinde, uzaya çok miktarda madde (birkaç Güneş’e eşit malzeme) püskürtür; bu püskürme o denli şiddetli olur ki, süpernovanın içinde yer aldığı ve yüz milyonlarca yıldızdan oluşan bütün bir gökada aydınlanır.

Süpernovalar geçmişten beri bilinmektedir; bunların en ünlüsü, İS 1054’te Boğa Takımyıldızı’nın boynuzlarından birinde gözlemlenenidir. Bu patlamanın kalıntıları bugün Yengeç Bulutsusu biçimde izlenebilmektedir; bu bulutsu, dışarı doğru düzensiz biçimde püsküren ışıldayan gazlar ile bunun merkezinde yer alan ve hızla dönmekte olan bir nötron yıldızından (pulsar) oluşmaktadır. 1054 süpernovası Çinli ve Koreli göz-lemcilerce kaydedilmişti; Kuzey Amerika’ nın güneybatısında yaşayan Yerliler tarafından da görülmüş olabilir, çünkü Arizona ve New Mexico’daki kaya resimlerinde bu olayı andıran çizimlere rastlanmıştır. Patlama gündüz görülebilecek denli şiddetliydi ve parlaklığı haftalarca sürmüştü. Samanyolu Gökadası’nda, benzer büyüklükte ikinci bir süpernova haline gelmesi olası olan yıldız, yalnızca Güney Yanküre’den göz-lemlenebilen Eta Karina’dır. Eta Karina yaşlı ve gökada içinde bilinen en büyük kütleli yıldızdır. En büyük kütleli yıldızlar en kısa yaşayanlar olduğundan, Eta Kari-na’nın birkaç 10 binyıl sonra bir süpernova haline geleceği sanılmaktadır.

Süpernovalar, patlama biçimlerine bağlı olarak I. Tip ve II. Tip olarak kabaca iki sınıfa ayrılabilir. Klasik biçim olarak adlandırılan tarzda patlayan II. Tip süpernovalar, patlamadan hemen önce, yani etkin yaşamlarının sonunda, en azından sekiz Güneş kütlesindeki bir yıldız biçimindedir. Yıldız bu evresine, merkezinde ya da merkezine yakın kesimlerde gerçekleşen sıkışma ve hafif elementlerin daha ağır elementlere dönüşme (yani çekirdek kaynaşması) süreçleri sonucunda nükleer enerji salarak ulaşır. Ama demirden daha ağır elementlerin oluşması enerji gerektirir; oysa yıldız artık bu olanağa sahip değildir. Bunun sonucunda, yıldızın merkezinde bir demir çekirdek oluşur. Demir çekirdek büyüdükçe devasa kütleçekimi kuvvetine dayanamaz duruma gelir ve içine çökmeye başlar. Bu çökme, demir atomu çekirdeklerinin ve serbest elektronların ezilerek katı, hızla dönen bir çekirdek haline gelmesine kadar sürer. Hemen hemen tümüyle nötronlardan oluşan bu çekirdek yaklaşık 10 km çapında olmakla birlikte, kütlesi birkaç Güneş kütlesi kadardır. Bu kütlenin bir çay kaşığını dolduracak kadar bir miktarı Yer üzerinde yaklaşık 50 milyar ton çeker. Yıldızın dış katmanlarından içeri düşen malzemeler çekirdekten dışarı sıçrayınca süpernova patlaması gerçekleşir. Püsküren malzeme miktarı yıldızın başlangıçtaki kütlesine bağlıdır. Üst sınırın 100 Güneş kütlesine denk olduğu tahmin edilmektedir.

Bazı durumlarda içeri göçme o denli büyüktür ki, bu göçmeyi hiçbir şey durduramaz. Bunun sonucunda bir kara delik(*) oluşur. İçeri düşen malzemeler kara deliğin içinde yok olur. Bu gökcisimlerinin kütleçekimi ışığı bile tutacak kadar güçlüdür.

I. Tip süpernovalar ise, son dönemlerde gerçekleştirilen gözlemler sonucunda kısmen açıklanabilir duruma gelmiştir. Bunlarda da patlama süreci II. Tip’teki gibi gelişir. Ama I. Tip süpernovaların başlangıç yıldızları daha hafif, Güneş’in kütlesinin dört-sekiz katı kadar kütleye sahip olan yıldızlardır. Bu tür süpernovalar, novaların aşırı örnekleri olabilir; yani bir beyaz cücenin üzerine, yoldaşı bir kırmızı devden o denli çok malzeme akmıştır ki, cüce sonunda bir nötron yıldızına dönüşmüştür.

I. Tip süpernovalarda içe düşen malzeme miktarı daha azdır. Bu nedenle üzerindeki malzemelerin arasından kolayca geçip en çok dışarı püsküren maddeler, geri sıçrama sırasında çekirdeğin yüzeyine yakın kesimlerde oluşan kısa ömürlü (yani radyoaktif) elementler, özellikle de nikel-56’dır. Ayrıca, nikel-56 kobalt-56’ya, o da demir-56’ya bozunduğunda önemli miktarda enerji açığa çıkar. Patlamayı izleyen haftalardaki parlamanın nedeni bu enerji salimidir.

Süpernova patlamaları sırasında yalnızca dev miktarlarda elektromagnetik ışınım değil, aynı zamanda kozmik ışınlar ve Güneş sisteminin bileşenlerini (Yer dahil) oluşturan pek çok ağır element de salınır. Son dönemlerde gerçekleştirilen gözlemlerde, bu püskürmüş maddelerin yakınlarındaki bulutsularla (gaz ve toz bulutları) çarpışmasının, bulutsuların belirli bölgelerde sıkışarak yeni yıldızlar ve olasılıkla gezegenler oluşturmasına yol açtığı saptanmıştır. Bu yeni oluşmuş yıldız ve gezegen kütlelerinde, hem bulutsu malzemelerinin, hem de süpernova artıklarının bulunması gerekir. Öte yandan, Mars ile Jüpiter arasındaki bir yörüngede dolanan küçük gezegenler (aste-roit) kuşağından toplanan göktaşı örnekleri üzerinde yapılan incelemeler, Güneş sisteminin 4,6 milyar yıl kadar önce yakınlardaki bir ya da birkaç süpernova patlaması sonucunda oluşmuş olabileceğini ortaya koymuştur.

Yorum yazın