İçeriğe atla

Cassiopeia A

Koordinat:Sky map 23sa 23d 26s; +58º 48' 20,9″
Cassiopeia A
Üç kaynaktan alınmış bileşik görüntü. Kırmızı kızılötesi veri Spitzer Uzay Teleskobu, turuncu görünen ışık verisi Hubble Uzay Teleskobu ve mavi ile yeşil renkli görüntü Chandra X-ışını Gözlemevi
Olay türüSüpernova kalıntısı, astronomik radyo kaynağı Bunu Vikiveri'de düzenleyin
Tip IIb[1]
Tarih1947
TakımyıldızKraliçe
Sağ açıklık23sa 23d 26s
Dik açıklık+58° 48′ 20.9″
DönemJ2000
Galaktik koordinatlarG111.7-2.1
Uzaklık11 kIy (3.4 kpc)[2]
Boyut5 Yay-dakika
KalıntıKabuk
Ana gökadaSamanyolu
Renk (B-V)?
Önemli özelliklerGüneş sistemimiz dışındaki parlak radyo kaynağı.
En yüksek kadir (V)6
BelirtmelerSN 1671, SN 1667, SN 1680, SNR G111.7-02.1, 1ES 2321+58.5, 3C 461, 3C 461.0, 4C 58.40, 8C 2321+585, 1RXS J232325.4+584838, 3FHL J2323.4+5848, 2U 2321+58, 3A 2321+585, 3CR 461, 3U 2321+58, 4U 2321+58, AJG 109, CTB 110, INTREF 1108, [DGW65] 148, PBC J2323.3+5849, 2FGL J2323.4+5849, 3FGL J2323.4+5849, 2FHL J2323.4+5848
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam
[Vikiveri'de düzenle]


Cassiopeia A (Cas A), Kraliçe takımyıldızı bölgesinde bulunan süpernova kalıntısı ve 1 GHz.'de 2720 Jy akı ile gökyüzünün en parlak gök bilimsel radyo kaynağı. Süpernova, Samanyolu'na 11,000 ışık yılı (3.4kpc) uzaklıkta oluşmuştur.[2][3] Süpernovadan uzaklaşan bulut ve malzeme, şu an yaklaşık olarak 10 ışık yılı (3.1 kpc) mesafeye ulaşmıştır. Radyo parlaklığı çok berrak olmasına rağmen optik olarak çok soluktur ve ancak uzun süreli pozlama fotoğraflarında görülebilir.

Cas A, Third Cambridge Catalogue of Radio Sources'da 3C461 ve Green Catalog of Supernova Remnants'da da G111.7-2.1 olarak geçmektedir. Genişleyen kabuğun sıcaklığı yaklaşık olarak 50 milyon derece Fahrenheit (30 megakelvin) olarak hesaplanmaktadır ve saatte 10 milyon mil'den daha fazla bir hızla yol almaktadır.

Genel özellikler

Chandra X-ışını Uzay Teleskopu'nun, kalıntıyı 1 milyon saniye pozlayarak elde ettiği görüntüler, şaşırtıcı detaylar ortaya çıkartmıştır. Bunların başında, şimdiye kadar varlığı bilinmeyen jetler[not 1] geliyor. Bu jetler silikon iyonlarını ortaya çıkarmak için özel işlem görmüş fotoğraflarda daha belirgin. Jetlerin silikon atomları bakımından böylesine zengin olmasına karşılık fazlaca demir içermemeleri, patlamanın hemen başında oluştuklarını düşündürüyor. Aksi halde, ölen dev yıldızın merkez bölgelerinde birikmiş demirle dolu olmaları gerekirdi. Fotoğraflarda, merkezin çökmesiyle oluşan ve hâlâ saniyede 10.000 km hızla yayılan şok dalgasının sınırı yakınlarında izlenen parmak biçimli parlak mavi yapılarsa, neredeyse tümüyle gaz halindeki demirden oluşuyor.[4] Demir, yıldızın sıcak merkezindeki son füzyon durağı. Süpernova sırasında bir şekilde jetlere dik olarak püskürtülmüştür.

Görüntülerin merkezinde izlenen parlak kaynağın, çökerek süpernovayı tetikleyen ve son derece yoğun bir nötron yıldızı haline gelen merkez olduğu sanılmaktadır. Bu nokta saniyede 330 km hızla süpernova kalıntısının merkezinden uzaklaşmakta. Belli ki, patlama asimetrik olmuş ve çöken merkeze bir doğrusal hareket de sağlamış. Ancak hareketin yönü, gök bilimcileri şaşırtmaktadır. Hareketin normalde jetlerle aynı düzlemde olması beklenirken, onlara dik bir yönde. Dahası, atarca diye bilinen hızlı dönüşlü nötron yıldızlarının tersine sakin görünümlü bu soluk nötron yıldızı, kutuplarından ışınım püskürtür görünmüyor. Araştırmacılar Cas A'yı oluşturan patlamayla püsküren jetlerin, gama ışını patlamalarına yol açtığı düşünülen çok daha güçlü "hipernova"larda ortaya çıkan jetler kadar enerjik olmadıkları görüşündeler. Süpernova, patlama sırasında son derece güçlü bir manyetik alan oluşturmuş ve yüklü parçacıklardan oluşan jetler, bu manyetik alanca hızlandırılmış görünüyor. Ancak bu manyetik alanın daha sonra atarca rüzgarı bulutsusu diye adlandırılan ve yüksek enerjilerde hareket eden mıknatıslanmış elektron bulutlarının oluşmasını baskıladığı düşünülmektedir.[5]

Süprenovanın gözlemi

Cassiopeia A, bundan yaklaşık 330 yıl önce patlamıştır. Bu süpernova kalıntısı bu güne kadar Samanyolu Gökadası'nda bilinen en genç kalıntıdır. Bu kalıntının incelenmesi gökbilimcilere bir patlamanın nasıl oluştuğuna dair yeni bilgiler sağlayacak, açığa çıkan ağır elementlerin yıldızlararası gazı nasıl beslediğini ve patlamayla oluşan şok dalgalarının yeni yıldız oluşumlarını nasıl tetiklediğini gösterecektir.

Cassiopeia A, Hubble Uzay Teleskobu fotoğrafı

Cassiopeia A'nın ilk görüntülerinde, daha önce görülmemiş yapılanmalar ve ayrıntılar göz önüne çıkmıştır. Gözlemlerden 8 yıl sonra, bilim insanları, bu kalıntının patlamadan sonraki dönemde, zaman içindeki değişimini bir video görüntüsü haline getirebiliyorlar.[6] Bu boyutlandırmayı yapan ekip videodaki hareketlerden patlama sonucu saçılan maddenin kaçış hızını ölçebilmişlerdir. Ayrıca bu buluntunun bugünkü kabul edilen teorik modellemelerden daha yavaş olduğunu açığa çıkarmışlardır. Ekibin görüşüne göre patlamadaki bu gizemli kayıp enerji kozmik ışın ivmelenmesidir. Ekip bu süpernovadaki enerjinin %30'unun, yüklü parçacıkların kozmik ışın ivmelenmesiyle kaybolduğunu ve bu parçacıkların devamlı bir şekilde yer atmosferini bombardıman ettiğini göstermişlerdir.

Cassiopeia A bulutsusu giderek soluklaşıyor sanılırken Spitzer kızılaltı uzay teleskopu, bulutsunun merkezindeki nötron yıldızının 50 yıl önce bir patlama daha geçirdiğini belirlemiştir. Bu gizemli patlamanın ışığı yayıldıkça çevredeki toz bulutunu ısıtmakta ve kızılaltı dalgaboylarında ışımasına yol açmaktadır.

Ayrıca bakınız

  • Süpernova kalıntıları dizini

Notlar

  1. ^ (zıt iki yönde püsküren enerjik parçacık sütunları)

Kaynakça

  1. ^ "Scientists Hold Séance for Supernova". 28 Ocak 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Mayıs 2008. 
  2. ^ a b Fesen, Robert A.; Hammell, Molly C.; Morse, Jon; Chevalier, Roger A.; Borkowski, Kazimierz J.; Dopita, Michael A.; Gerardy, Christopher L.; Lawrence, Stephen S.; Raymond, John C.; van den Bergh, Sidney (Temmuz 2006), "The Expansion Asymmetry and Age of the Cassiopeia A Supernova Remnant", The Astrophysical Journal, 645 (1), ss. 283-292, doi:10.1086/504254, 27 Haziran 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 3 Nisan 2009 
  3. ^ Stover, Dawn (2006), "Life In A Bubble", Popular Science, 269 (6), s. 16 
  4. ^ Science, 24 Eylül 2004
  5. ^ NASA basın bülteni, 23 Ağustos 2004
  6. ^ "Cas A video canlandırma". 17 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Nisan 2009. 

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Süpernova</span> Büyük Yıldızların Ölümü

Süpernova, enerjisi biten büyük yıldızların şiddetle patlaması durumuna verilen addır. Bir süpernovanın parlaklığı Güneş'in parlaklığının yüz milyon katına varabilir.

<span class="mw-page-title-main">Magnetar</span> bir yıldız çeşidi

Magnetar, ışıma enerjisini sahip olduğu muazzam manyetik alanından sağlayan bir çeşit nötron yıldızıdır. Bu tip atarcalar çok yüksek enerjili x-ışını ve gama ışını yayınımı yapmaktadırlar. Magnetarlar “tekrarlayan yumuşak gama ışın kaynakları”-SGR-(soft gamma repeaters) ve “Anormal x-ışını atarcaları”-AXP- olmak üzere iki grupta sınıflandırılmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Nötrino</span> atom altı ya da temel parçacıklardan biri

Nötrino, ışık hızına yakın hıza sahip olan, elektriksel yükü sıfır olan ve maddelerin içinden neredeyse hiç etkileşmeden geçebilen temel parçacıklardandır. Bu özellikleri nötrinoların algılanmasını oldukça zorlaştırmaktadır. Nötrinoların çok küçük, ancak sıfır olmayan durgun kütleleri vardır. Yunan alfabesindeki ν (nü) ile gösterilir.

Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan, trilyonlarca yıla ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.

<span class="mw-page-title-main">SN 1572</span>

SN 1572, "B Cassiopeiae" ya da 3C 10 bir Type Ia supernovaydı. Kraliçe takımyıldızı bölgesinde bulunan SN 1572, tarihsel kayıtlara göre insan gözüyle tespit edilmiş en eski sekiz süpernovadan biridir. Bu kayıtlara göre süpernova, 1572 Kasım'ının başlarında patlamış ve o dönemde pek çok farklı kaynak tarafından bağımsız olarak tespit edilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Süpernova kalıntısı</span> patlamadan arta kalanlar

Süpernova kalıntısı (SNR) süpernova yıldızının dev patlamasıyla oluşmuş bir yapıdır. Süpernova kalıntısı, genişleyen bir şok dalgasıyla sınırlanır ve patlama sonucu ortaya çıkan, genişleyen malzemeden oluşur.

<span class="mw-page-title-main">SN 185</span>

SN 185 Erboğa ve Pergel takımyıldızları arasında Alfa Erboğa yönü yakınlarında 185 yılında ortaya çıkan bir süpernova. Bu "misafir yıldız" Hou Hanshu'da da belirtildiği üzere Çinli gök bilimciler tarafından gözlenmiş ve Roma literatürüne de geçmiştir. Sekiz ay boyunca gökyüzünde görünen süpernovanın insanoğlu tarafından kaydedilen ilk süpernova olduğu düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">SN 1604</span> Yılancı takımyıldızı yönünde Samanyolunda ortaya çıkan bir süpernova

Süpernova 1604, gökyüzünde Yılancı takımyıldızı yönünde Samanyolu'nda ortaya çıkan bir süpernova. Eylül 2011 itibarıyla galaksimizde gözlenmiş son süpernovadır ve Dünya'dan yaklaşık olarak 20.000 ışık yılı uzaklıktadır. -2,5 kadir görünen parlaklığıyla gece gökyüzünde tüm yıldızlardan ve Venüs hariç tüm gezegenlerden daha parlak olarak çıplak gözle gözlemlenebilmiştir. Süpernova 1604, üç hafta boyunca gündüzleri de görülebiliyordu.

<span class="mw-page-title-main">IC 443</span>

IC 443 İkizler takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 5.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir süpernova kalıntısı. Max Wolf tarafından 25 Eylül 1892 tarihinde keşfedilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Hipernova</span> devasa yıldızların ölümü

Hipernova, süpernovadan yüzlerce kat güçlü olan yıldız ölüm şeklidir. Ölmekte olan yıldızın kutup bölgelerinde az olan basınç, patlamanın her yöne yayılması yerine kutupsal olarak iki yönlü ve daha yoğun olmasına sebep olur. Bu tür patlamada, patlama yönünde olan uzak cisimler büyük zarar görürken yakın olduğu halde patlama doğrultusunda olmayanlarsa az bir etkiye maruz kalırlar. Etkisi yıllarca sürebilir. Çok fazla radyasyon ve ışık yayar. Güneş'ten onlarca kat daha parlak olabilirler. Sönünce hiçbir etkisi kalmaz, ancak sönünceye kadar enerji yaymaya devam ederler.

<span class="mw-page-title-main">SNR B0525-66.1</span>

SNR B0525-66.1 Kılıçbalığı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 170.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir süpernova kalıntısıdır. Büyük Macellan Bulutu içinde yer alan ve yaşı 5.000 yıl olarak tahmin edilen bulutsu, δ Doradus yıldızının 2 derece batısında yer alır. Patlama enerjisinin ortalama bir süpernova patlamasının hemen hemen iki katı olduğu tahmin edilmektedir.

<span class="mw-page-title-main">SNR 0509-67.5</span>

SNR 0509-67.5, Kılıçbalığı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 160.000 ışık yılı uzaklıkta ve Büyük Macellan Bulutu içinde bulunan bir süpernova kalıntısıdır.

<span class="mw-page-title-main">Tip Ib ve Ic süpernova</span>

Ib ve Ic tipi süpernovalar, çok büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinin çökmesi sonucu oluşan patlamaların kategorilerinden ikisidir. Bu tür yıldızlar yüzeylerindeki Hidrojenin tamamını tüketirler. Ia tipi bir Süpernova'nın spektrumu ile kıyaslandığında, silikona ait emilim çizgilerinin eksik olduğu görülür. Bu Ib ve Ic tipi Süpernovaların çekirdeklerindeki helyumun da büyük çoğunluğunun tükendiği Hipotezi yapılmıştır. Bundan dolayı bu iki tip süpernovaya tükenmiş çekirdeği çöken süpernova denir.

<span class="mw-page-title-main">Dünya'ya yakın süpernova</span>

Dünya'ya yakın süpernova, Dünya'ya yakın bir yıldızın patlaması ile oluşan süpernovalardır. Biyosferde fark edilebilir etkiler yaratır.

Süpernova nükleosentezi kuramı, süpernova patlamalarındaki farklı pek çok kimyasal elementin nasıl üretildiğini açıklamaya çalışır. İlk kez 1954 yılında Fred Hoyle tarafından geliştirilmiştir. Nükleosentez, diğer bir deyişle hafif elementlerin ağır elementlere ergimesi, patlayıcı oksijenin yanması ya da silikonun yanması esnasında ortaya çıkar. Bu birleşme tepkimeleri, silikon, sülfür, klor, argon, sodyum, potasyum, kalsiyum, skandiyum, titanyumun yanı sıra, vanadyum, krom, manganez, demir, kobalt ve nikel gibi demir zirve elementlerinin oluşumuna yol açar. Büyük yıldızlarda saf hidrojen ve helyumdan ergiyebildikleri için bunlara “primer elementler” denir. Süpernovalardan atılımları sonucu, yıldızlararası ortamda bollukları artar. Nikelden ağır elementler, r-süreci denen bir süreçte nötronların hızlı bir biçimde tutulmasıyla ortaya çıkarlar. Ancak bunlar primer kimyasal elementlerden oldukça azdır. Yetersiz miktarda bulunan ağır elementlerin nükleosentezine yol açtığı düşünülen diğer süreçler, rp-süreci olarak bilinen proton yakalanması ve gamma süreci olarak bilinen ışıl parçalanmadır. Işıl parçalanma, ağır elementlerin en hafif ve en nötron fakiri izotoplarını sentezler.

<span class="mw-page-title-main">Nükleosentez</span> Başta proton ve nötronlar olmak üzere önceden var olan nükleonlardan yeni atom çekirdekleri yaratan süreç

Nükleosentez, daha önceden var olan çekirdek parçacıklarından, esasen proton ve nötronlardan, yeni atomik çekirdeklerin yaratılması sürecidir. İlk atomik çekirdekler, Büyük Patlama'dan yaklaşık üç dakika sonra, Büyük Patlama nükleosentezi olarak bilinen sürecin sonunda oluşmuştur. Hidrojen ve helyumun ilk yıldızların bileşenlerini oluşturması ve kainatın bugünkü hidrojen/helyum oranı o zamanlara dayanır.

<span class="mw-page-title-main">Patlama</span> ani ısı yükselmesi ve gaz salınımı ile oluşan enerji salınımı

Patlama, genellikle ani ısı yükselmesi ve gaz salınımı ile oluşan, çok yüksek bir sesle birlikte gerçekleşen hızlı hacim artışı ve aşırı yüksek enerjinin açığa çıkmasına sebep olan kimyasal olaydır. Bu özelliğe sahip maddelere "patlayıcı" adı verilir.

<span class="mw-page-title-main">SN 2006gy</span>

SN 2006gy, NGC 1260 galaksisinde keşfedilen hipernova. Astronomların ölçümlerine göre süpernovanın patladığındaki mutlak parlaklığı -22 kadire ulaşmıştır. Bu parlaklık şu ana kadar gözlemleyebildiğimiz en parlak ve en büyük süpernova olarak kabul ediliyor. Bu parlaklık seviyesine ulaşabilecek bir yıldızın en az 150 Güneş kütlesine sahip olması gerekiyor. Bu büyüklükteki bir yıldız evrenin ilk zamanlarındaki yıldızların boyutuna yakın olduğu için bu süpernovadan öğreneceğimiz bilgiler ile evrenin ilk zamanlarındaki yıldızlar hakkındaki bilgimizi büyük ölçüde genişletebiliriz. California Üniversitesi'nden Nathan Smith bu süpernova hakkında şu sözleri söylemiştir:

Bu gerçekten çok büyük bir patlamaydı, tipik bir süpernovadan 100 kat daha fazla enerji salınımı oluştu.

<span class="mw-page-title-main">SN 1993J</span> Süpernova

SN 1993J, NGC 3031 galaksisinde gözlenen bir süpernovadır. 28 Mart 1993'te İspanya'da F. Garcia tarafından keşfedildi. O zamanlar, SN 1987A'nın arkasında 20. yüzyılda gözlemlenen ikinci en parlak tip II süpernovaydı.

<span class="mw-page-title-main">Atarca rüzgarı bulutsusu</span> atarca tarafından üretilen rüzgarlarla güçlendirilmiş süpernova kalıntısı kabuğunun içinde bulunan bir bulutsu

Atarca rüzgarı bulutsusu, bazen merkezindeki bir atarca tarafından üretilen rüzgarlarla güçlendirilmiş süpernova kalıntısı (SNR) kabuğunun içinde bulunan bir bulutsu türüdür. Yunanca "πλήρης", "pleres", yani "tamamlamak" anlamına gelen kelimeden türetilen pleryon olarak da adlandırılır. Bu bulutsular, 1976 yılında süpernova kalıntılarının içinde radyo dalga boylarında artışlar gösteren bir sınıf olarak önerildi. O zamandan beri bunların, kızılötesi, optik, milimetre, X-ışını ve gama ışını kaynakları olduğu bulunmuştur.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.