DünyaNasıl YapılırTeknolojiYaşam
Trend

Süpernova nedir? Tüm yıldızların kaderinde bundan geçmek mi var?

Evrenin en etkileyici havai fişek gösterilerinden biri.

Süpernova nedir? Tüm yıldızların kaderinde bundan geçmek mi var?

Süpernova nedir, evrendeki en muhteşem havai fişek gösterilerinden biridir. Yeterince büyük bir yıldızın can çekişmesindeki son nefesi, yıldızın patlamaya hazır finali, genellikle bir saniyeden daha kısa bir sürede tüm bir galaksideki en parlak ışık noktası haline gelir ve daha sonra birkaç hafta boyunca öyle kalabilir ve ardından her tarafa yayılmış muhteşem bir bulutsuya dönüşür. yüzlerce ışık yılı değilse de düzinelerce.

Yine de bir yıldızın yaşamının böylesine şiddetli bir şekilde sona ermesine neden olan nedir ve bir süpernova her yıldızın kaderi midir? Bir süpernova kara delik oluşturabilir mi?

Peki ya kendi Güneşimiz? O da bundan birkaç milyar yıl sonra muhteşem bir son yay için mukadder mi? Neyse ki, süpernovalar en aktif olarak incelenen gök olaylarından bazılarıdır, bu yüzden şimdilik bazı sırları kendilerine saklamalarına rağmen onlar hakkında bildiğimiz çok şey var.

Süpernova nedir?
Bir süpernova, belirli yıldızların “ölme” sürecinde kilit bir aşamadır. Her biri farklı bir süreç ve koşulların ürünü olan iki geniş süpernova sınıfı vardır.

Tip II süpernova, çoğu insanın süpernova hakkında düşündüklerinde düşündüğü türdür; çekirdek çöküşü olarak bilinen bir şeyin neden olduğu ölmekte olan bir yıldızın klasik patlaması. Çoğu yıldızın yaşamları boyunca geçtiği birkaç aşama vardır ve süpernovalar söz konusu olduğunda, esas olarak Güneşimiz gibi sadece daha büyük olan ana dizi yıldızlarından bahsediyoruz.

Kırmızı cüceler gibi ana dizinin seviyesinin altındaki yıldızlar, ana dizi yıldızının tavşanının meşhur kaplumbağasıdır ve sınırlı hidrojen yakıtlarını sürekli olarak trilyonlarca yıl boyunca makul bir şekilde yakabilirken, Güneşimiz gibi daha büyük yıldızlar birkaç milyar yıl sonra kendilerini yakarlar. az.

Bir anakol yıldızının yaşamının bu geç evresinde bir süpernova mümkün hale gelir. Ana dizideki her yıldız süpernovaya gitmeyecek olsa da, bunu yapanlar önce hidrojen rezervlerini tükettikten sonra “dev” bir aşamadan geçecek ve bunun yerine helyum ile hidrojen yerine oksijen, silikon ve karbon gibi artık daha ağır elementleri kaynaştırmaya başlayacaklar ( bu ağır elementlerin sınırlı kaynaşması genç yıldızlarda da gerçekleşir, ancak birincil füzyon reaksiyonlarını hesaba katmaz).

Bu nükleer reaksiyonlar, dev fazına geçtikten sonra bir yıldızı birkaç milyar yıl daha ayakta tutacaktır, ancak sonunda, füzyon süreci periyodik tabloyu daha az elementleri demire ve hatta altın gibi daha ağır elementlere kaynaştırmaya başladığı noktaya kadar tırmanır. Atomları demire kaynaştırmaya başladığınızda, süreç aslında onu üretmek yerine enerjiyi emer, bu nedenle bir yıldız bir kez ağır bir demir çekirdek büyütmeye başladığında, ağır metal füzyonu başka bir yerde üretilen enerjiyi emdiği için sonu hızlanan bir hızla yaklaşır.

Supernova nedir Tum yildizlarin kaderinde bundan gecmek mi var
Büyük Macellan Bulutu galaksisinde 170.000 ışıkyılı uzaklıkta yer alan süpernova kalıntısı SNR 0509-67.5. | Kaynak: NASA, ESA, CXC, SAO, Hubble Miras Ekibi (STScI/AURA) ve J. Hughes (Rutgers Üniversitesi)

Bu, yıldız için büyük bir sorun haline geliyor çünkü önceki milyarlarca yıl boyunca herhangi bir kütle kaybetmemiş gibi. Daha önce altındaki füzyon reaksiyonlarının ürettiği enerjiyle havada tutulan ağır gaz ve plazmadan oluşan dış katmanları aniden bir devrilme noktasından geçer ve kütleleri yıldızın kaldıramayacağı kadar büyüktür. Bu katmanlar hızla yıldızın çekirdeğine doğru çökerek süpernova sürecini başlatır.

Diğer süpernova sınıfı, bir Tip I süpernova, daha az anlaşılır ve aslında Tip Ia, Ib ve Ic süpernovalara bölünmüştür. Gökbilimciler, en az bir beyaz cüce yıldıza sahip ikili yıldız sistemlerinde meydana geldiği düşünülen Tip Ia süpernovanın mekaniği konusunda oldukça rahatlar, bu yüzden bunu temsili bir örnek olarak kullanacağız.

Bir beyaz cüce, yoldaş yıldızının yörüngesinde dolanırken, sürekli olarak etrafındaki malzemeyi bir toplanma diskine emer. Chandrasekhar limiti olarak bilinen ve altında beyaz cücenin kararsız hale gelmeden malzeme biriktirebileceği (yaklaşık 1.44 güneş kütlesi) bir üst kütle sınırı vardır. Tip Ia süpernova söz konusu olduğunda, beyaz bir cüce, yoldaşından kendisini bu kütle sınırını aşan bir malzeme toplar ve artık kendi kütlesini destekleyemez.

Beyaz cücenin bu sınırın altında daha mütevazı bir miktarda malzeme biriktirdiği ve ek kütleden nispeten hafif bir enerji patlaması ürettiği, ancak bunun dışında bozulmadan kaldığı bir novadan farklı olarak, Tip Ia süpernovada, beyaz cüce patlayıcı bir şekilde dengesizleşir ve süreçte kendini yok eder.

Tip Ib ve Ic süpernovalar, yıldızların çekirdeklerindeki füzyon reaksiyonlarını sürdürmek için yakıtlarını tüketmelerinden sonra çekirdek çöküşünün bir fonksiyonu olmaları bakımından Tip II süpernovalara çok benzer. Bu durumda tek gerçek fark oldukça akademiktir; Tip Ib ve Tip Ic süpernovalar, sırasıyla Tip Ib ve Tip Ic için en dıştaki hidrojen katmanlarını veya en dıştaki hidrojen katmanlarını ve bunun altındaki helyum katmanının önemli bir bölümünü döken yıldızlarda bir çekirdek-çöküş olayı sırasında meydana gelir.

İlgili Makaleler

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak.

Başa dön tuşu