İçeriğe atla

Tip Ia süpernova

Tip Ia süpernova, alt kataklizmik değişen yıldızlar kategorisinde olan bir beyaz cüce yıldızın, şiddetli patlamasının sonuçlarından biri. Süpernovalar ani patlayan ve parlaklıklarında büyük bir artış gösteren sistemler olup görünür parlaklıkları -16 ile -20 kadire kadar yükselebilir. Novalardan çok daha büyük patlama şiddetlerine sahiptirler. Ani patlamaları nedeniyle kataklizmik değişenler sınıfına dahil edilirler.

Tip Ia Süpernovalarının (Tip Ia SN), kütleli beyaz cüceler üzerinde madde yığılmasıyla oluşan termonükleer patlamalar sonucu gerçekleştiği bilinmektedir. Patlama anında parlaklıkları, bir gökadanın toplam parlaklığına ulaşabilen Tip Ia SN'lar gökada ötesi uzaklıkları saptamak ve temel kozmolojik parametreleri ölçmek için iyi bir adaydırlar. Bunun yanı sıra Tip Ia SN'lar yıldızlar arası ortamdaki maddenin kimyasal zenginliklerine ağır elementler bakımından katkıda bulunurlar. Yıldızlar arası ortama SN'lar tarafından fırlatılan enerji yeni bir yıldızın oluşumunu tetikler. Tip Ia SN'lar gökada oluşumda geri besleyici bir etki oluşturur. Bu da gökadaların oluşumu ve yıldızlar arası ortamın evrimi hakkında bilgiler verir.

Uzlaşılan model

SN1998aq tayfı, Tip Ia süpernova, bir gün sonra B bandının maksimum ışığı.[1]

Dejenere bir C+O beyaz cüce yanması sonucunda oluşan Tip Ia SN patlamaları için tanımlanan iki model vardır. Birincisi; iki düşük kütleli dejenere C+O beyaz cücesinin eş yıldız ile birleşmesi sonucunda oluşan patlamadır. Bu patlamanın gravitasyonel radyasyondan dolayı açısal momentumun kaybından kaynaklandığı çok yaygın bir görüştür. Bu senaryo çok desteklenmemiştir. Gözlemsel olarak yapılan araştırmalar sonucu bu çift sistemlerden yalnızca birkaç tane keşfedilmiştir.

Livio ve Truran (1994) Tekrarlayan Novalar tarafından fırlatılan maddedeki bollukları incelediler ve sonucu patlama süresince fırlatılan zarfın kütlesinin yığılan madde miktarından daha az olduğunu gördüler. Bu olay Tekrarlayan novaların içerdikleri beyaz cücelerin kütlelerinin Chandrasekhar limitine doğru büyümesini sağlamaktadır. Bu durum Tekrarlayan Novaları Tip Ia SN adayı yapmaktadır. Tekrarlayan Novalar, MBC ≥ 1,25 M kütleli beyaz cücelere ve ≥10–8 M / yıl kütle yığılma oranına sahiptirler. Oysa klasik novalarda kütle yığılma oranı 10–8 ≥ M ≥ 10–11 olduğundan bunların SN Tip Ia adayı olmaları zordur.

İkincisi; evrimleşmiş bir eş yıldızın Roche lobunu doldurmasıyla bu yıldızın maddesini Chandrasekhar limitine yakın bir kütleye sahip beyaz cüceye transfer etmesi sonucu oluşan patlamadır. Patlama, beyaz cücenin merkezine yakın bir yerde oluşan sıkışma sonucunda meydana gelen ısıyla tetiklenmektedir.

Önerilen bu ikinci model daha sonra geliştirilerek, çift sistemin başlangıç yörüngesel periyodu ve eş yıldızın başlangıç kütlesine göre izole olmuş iki yeni modele ayrılmıştır.

Bunlardan ilki; 100–800 günlük başlangıç yörüngesel periyoda sahip düşük kütleli (1 M) bir kırmızı dev (KD) bileşen ve 1,2 M kütleli bir beyaz cüce (BC) içeren sistemdir (KD+BC modeli). Tekrarlayan novalar sınıfına ait T CrB (Porb = 228 gün, MBC1.37 M) ve RS Oph (Porb= 460 gün, MBC=1.35 M ) kırmızı dev bileşene ve Chandrasekhar limitine yakın kütleli bir beyaz cüceye sahip olduklarından bu sistemler KD+BC modeli ile uyumludur.

İkincisi ise Porb 0.5–5 günlük başlangıç yörüngesel periyoda sahip gelişmekte olan 2-3 M kütleli bir ana kol (AK) yıldızı ve 1.0-1.2 M kütleli bir beyaz cüce (BC) içeren sistemdir (AK+BC modeli). Tekrarlayan novalar sınıfına ait U Sco (Porb=1.23 gün, MBC=1.37±0.01 M ) ve V394 CrA (Porb= 0.758 gün, MBC=1.37±0.01 M ) Helyum bakımından zengin bir zarf içinde gelişmekte olan bir ana kol yıldızı ve Chandrasekhar limitine yakın kütleli bir beyaz cüceye sahip olduklarından bu sistemler de AK+BC modeli ile uyumludur.[2]

Tip Ia süpernovaların oluşumu

Önerilen bu iki modele uygun ata sistemler; KD+BC modeli için bir sistemin sıfır yaştaki ana kol yıldızdan (A evresi) SN Tip Ia patlamasına kadar olan (F evresi) gelişimi aşağıdaki gibi özetlenmiştir.

A Evresi: Hem baş hem de eş yıldız sıfır yaşlı ana kol yıldızıdır.
B Evresi: Başyıldız önce bir asimptotik dev kol yıldızı olmak için gelişir. Yıldızın evrimi sonunda yavaş bir rüzgâr (veya süper bir rüzgâr) eser.
C Evresi: Yavaş rüzgâr yörüngesel açısal momentumu taşır ve buna karşılık olarak genel zarf evrimine benzer bir süreç gibi iki yıldız arasındaki uzaklık azalır.
D Evresi: Sistemde bir C+O beyaz cücesi ve sıfır yaşlı bir ana kol yıldızı kalır.
E Evresi: Eş yıldız bir helyum çekirdeği oluşturarak kırmızı dev aşamasına doğru gelişir ve kritik Roche lobunu doldurur. Kütle transferi başlar ve beyaz cüce kuvvetli bir rüzgâr üfler. Bu rüzgâr Kırmızı dev bileşeni derin bir konvektif zarfa sahip olsa bile kütle transferini dengede tutar.
F Evresi: Beyaz cüce Chandrasekhar limitine doğru gelişir ve SN Tip Ia’ olarak patlar.

Beyaz cüce ve ana kol yıldızı içeren çift sistemin SN Tip Ia patlamasına kadar olan gelişimi aşağıdaki gibi özetlenmiştir.

A Evresi: Baş yıldız, Helyum çekirdeğinin kütlesi 1.0 M < M1,He<1.4 M oluncaya kadar büyüdüğünde Roche lobunu doldurur ve genel zarf evrimine uğrar.
B Evresi: Genel zarf evriminden sonra sistem bir helyum yıldızı ile bir ana kol yıldızı içermiş olur. Sistemin yörüngesel periyodu Porb0.4–20 gün ve iki yıldız arasındaki uzaklık a3–40 R olur.
C Evresi: Helyum yıldızı büzülür ve bir helyum ana kol yıldızı olmak için merkezi helyum yanmasını başlatır. Başyıldız ana kol yıldızı olarak 107 kalır.
D Evresi: Helyum tükenince bir Karbon-Oksijen çekirdeği gelişir. Çekirdek kütlesi 0.9–1.0 M ulaşınca helyum yıldızı kırmızı dev aşamasına doğru gelişir ve tekrar iç kritik Roche lobunu doldurur. Kütle transferinin kararlı olduğu bir kütle oranında (mA/mB < 0.79) tamamı He olan kütle eş yıldıza transfer olur.
E Evresi: Eş yıldız 0.1-0.4 M kadar tamamı Helyum olan maddeyi alınca sonunda Helyum bakımından zengin bir yıldıza dönüşür (U Sco'da olduğu gibi). İki yıldız arasındaki mesafe ve yörüngesel periyot kütle transfer fazı boyunca aşamalı bir şekilde artar. Sonunda yörüngesel periyot Porb=P00.5–40 gün' olur.
F, G, H, I, J Evresi: Sistemde bir beyaz cüce ve bir ana kol yıldızı kaldıktan sonra yörüngesel periyot uygun bir süreye (0.5–5 gün) ve iki yıldız kütlesi uygun bir değere ulaşınca (M2=MAK 2–3 M ve M1=MBC1–1.2 M) sistem SN Tip Ia patlamasına doğru gelişir.

Ayrıca bakınız

  • Karbon patlaması
  • Süpernova gözlem tarihi
  • Süpernova kalıntıları
  • Evrensel mesafe ölçeği

Kaynakça

  1. ^ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh (2008), "Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae", Astronomical Journal, 3 Haziran 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 19 Mayıs 2008 
  2. ^ della Valle ve Livio, 1996; Hachisu ve ark, 1999a,b; Höflich ve Stein, 2002; Hachisu ve Kato, 2002a,b

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Kahverengi cüce</span>

Kahverengi cüceler, ilk kez 1995 yılında keşfedilen, ne yıldız ne de gezegen kategorisine konabilen gök cisimleri. Ancak son yıllarda bazı gök bilimciler kütlelerinin büyüklüğüne ve buna bağlı olarak sıcaklıklarına ve buna da bağlı olarak renklerine göre O, B, A, F, G, K ve M olarak sıralanan geleneksel yıldız kategorilerine kahverengi cüceleri de T ve Y sınıfları olarak eklemektedir.

<span class="mw-page-title-main">Beyaz cüce</span> bir yıldızın yaşam döngüsünde ışık saçtığı son halinden bir önceki hali

Beyaz cüce, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği aşamadan sonra orta kütleli bir yıldızın evriminden kaynaklanan küçük ama yüksek yoğunluğa sahip yaşlı bir yıldızdır. Yüksek yüzey sıcaklığına rağmen çok düşük bir parlaklığa sahiptir ve bu nedenle Hertzsprung-Russell diyagramında ana kolun çok aşağısında yer alır. Kütlesi 8 kata kadar azaldığı halde yüksek yüzey sıcaklığını uzun süre koruduğundan "beyaz cüce" olarak adlandırılır.

<span class="mw-page-title-main">Nötron yıldızı</span> dev yıldızların ölümünden sonra arda kalan yoğun nötron topu

Nötron yıldızı, yıldızların yaşamlarının son bulabileceği biçimlerden biridir. Bir nötron yıldızı, dev bir yıldızın Tip II, Tip Ib veya Tip Ic süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur. Bu yıldızlar neredeyse tamamen nötronlardan oluşsa da az miktarda proton ve elektron da içerir. Bu proton ve elektronlar olmadan, nötron yıldızları uzun süre var olmaya devam edemezdi. Çünkü nötronlar serbest haldeyken kararsızdır ve beta ışıması yaparak kısa süre içinde proton ve elektronlara ayrışır. Ancak yıldızın içindeki yüksek basınç sebebiyle proton ve elektronların birleşerek nötronlara dönüşmesi, nötron yıldızlarının daha kararlı bir yapıya sahip olmasını sağlar.

<span class="mw-page-title-main">Çift yıldız</span>

Çift yıldız, ortak kütle merkezinde yörünge yapan iki yıldızdan oluşan bir yıldız sistemidir. İki, üç, dört ya da daha çok yıldızlı sistemler çoklu yıldız sistemleri olarak adlandırılır. Bu sistemler, özellikle daha uzakken, çıplak göze tek bir ışık noktası olarak görünürler ve diğer yollarla çift olarak ortaya çıkarlar. Son iki yüzyıl boyunca yapılan araştırmalar sonucunda, evrende gözlemlediğimiz yıldızların yarısı ya da daha fazlasının, çoklu yıldız sistemlerinin parçası olduğunun farkına varıldı.

<span class="mw-page-title-main">Kırmızı dev</span> yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız

Kırmızı dev, yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız. 4.700 °C ya da daha düşük sıcaklıkta olabilir. Dış atmosferi şişkin ve seyrektir. Kırmızı devin dış görünümü sarı-turuncudan kırmızıya uzanabilmektedir ve K ve M tayfsal tipini içerir ayrıca S sınıfı yıldız ve karbon yıldızı.

<span class="mw-page-title-main">Kırmızı cüce</span>

Hertzsprung-Russell diyagramına göre kırmızı veya kızıl cüce, küçük ve nispeten soğuk, ya geç K ya da M spektral tipi bir yıldıza verilen isimdir. Yıldızların büyük çoğunluğunu oluşturan kırmızı cüceler yaklaşık olarak Güneş'in yarısından daha az kütleye sahiptirler ve yüzey sıcaklıkları 3.500 K'den düşüktür.

<span class="mw-page-title-main">Kırmızı üstdev</span>

Kırmızı (al) üstdevler, tayf tipi K-M ve aydınlatma gücü sınıfı I olan üstdev yıldızlardır. Hacim olarak evrenin en büyük yıldızlarıdırlar.

<span class="mw-page-title-main">Dev yıldız</span>

Dev yıldız, aynı yüzey sıcaklığına sahip bir anakol yıldızından önemli ölçüde daha büyük bir yarıçapa ve aydınlatma gücüne sahip olan yıldızdır. Büyük bir boyut mutlaka büyük kütle anlamına gelmez, dev bir yıldızın yoğunluğu bazen çok düşük olabilir. Hertzsprung-Russell diyagramındaki anakolun tepesinde yer alırlar ve aydınlatma sınıfları II ve III'e karşılık gelir. Dev ve cüce terimleri, 1905 civarında Ejnar Hertzsprung tarafından benzer sıcaklık veya tayf tipine rağmen oldukça farklı aydınlatma gücüne sahip olan yıldızlar için türetilmiştir.

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

Nova, bir beyaz cüce üzerinde görülen kataklismik nükleer patlamadır, yıldızın ani ışımasına sebep olur. Novalar diğer ışıma fenomenleri süpernovalar ya da parlak kırmızı nova ile karıştırılmamalıdır. Novanın bir çift yıldız sistemindeki beyaz cüce üzerinde olduğu düşünülür.

<span class="mw-page-title-main">Cüce nova</span>

Cüce novalar veya U Geminorum yıldızları, birbirini etkileyen çift yıldız sistemleridir. Bunlar ani ve şiddetli değişen yıldızların önemli bir alt grubunu temsil eder. Bu sistemler bir beyaz cüce ve yoldaş yıldız olarak bir kırmızı anakol yıldızını içerir (G ve M tayf türü arasında).

<span class="mw-page-title-main">Kataklizmik değişen yıldızlar</span>

Kataklizmik değişen yıldız (CV), kütle kazanan bir dejenere yıldız ve ona kütle veren büyük bir yoldaştan oluşan yarı ayrık çift sistemlerdir.

<span class="mw-page-title-main">Z Camelopardalis değişeni</span>

Z Cam yıldızları, her 10 – 80 günde tekrarlanan patlamalar ve 3 saatten fazla yörünge periyotlarıyla cüce novalar'ın bir alt sınıfıdır. Düzensiz aralıklarla bir patlamadan sonra sistemin minimum parlaklığına dönmesi zordur; bunun yerine aylarca hatta yıllarca temel bir değişme olmaksızın orta parlaklıklarda kalır. Z Cam yıldızları için olağan olan bu durumlar nispeten yüksek kütle transferinin geçici denge sağlaması olarak yorumlanır. Bu orta parlaklığındaki durma, sakin durumuna dönme ve patlama aktivitesinin iyileşmesiyle sonlanır. Bazen sakin durumlarda tipik cüce nova patlama durumlarını göstermezler ve bunlar nova benzeri yıldızlar arasında sınıflandırılırlar.

VY Sculptoris ve diğer sistemler, UX UMa sistemlerine benzerler. Ayrıca bu tür sistemlerde zaman zaman parlaklığında bir azalma görülür ve bu durumları aylarca sürer. Zıt cüce novaların periyot aralığı 2 – 3 saat arasındadır.

<span class="mw-page-title-main">Simbiyotik değişen yıldız</span>

Simbiyotik değişen yıldız veya Z And değişenleri, etkileşen çift yıldız sistemleridir. Bu grubun belirleyici karakteristik özelliği, düzensiz fotometrik değişimlerin yanı sıra, tayflarının aynı zamanda soğuk bir devin tayf özellikleri ile yüksek sıcaklıktaki plazmanın tayf özelliklerini göstermeleridir. Sınırlı dalga boyu bölgelerinde yapılan çalışmalar sık sık Simbiyotik yıldızları yanlış sınıflandırılmasına neden olmuştur.

Büyük kütleli sıkı halo cisimleri veya MACHO (ing-Massive compact halo object), gökada halesindeki baryon kökenli karanlık maddenin en ciddi adayı.

<span class="mw-page-title-main">Chandrasekhar limiti</span>

Chandrasekhar limiti, astrofizikte kararlı bir beyaz cücenin sahip olabileceği en büyük kütledir. Bu limiti ilk defa Wilhelm Anderson ve E. C. Stoner hesaplamış, ancak adını bu hesapları 1930 yılında daha hassas olarak yapan Subrahmanyan Chandrasekhar'dan almıştır.

SU Ursae Majoris değişenleri, birbirinden çok farklı iki tip patlamaları olan cüce novalardır:

1) Birinci tip olarak, 15 – 40 günlük aralıklarla tekrarlanan ve sadece birkaç gün süren ve sık sık vuku bulan kısa patlamalardır.
2) İkici tip olarak, birkaç yıl ile altı ay arasındaki aralıklarla ortaya çıkan ve 10 – 20 gün süren süper patlamalardır.
<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">Sarı cüce</span>

Sarı cüce yıldız veya G-tipi anakol yıldızı, yıldız sınıfı G ve aydınlatma gücü V olan anakol yıldızlarıdır. Bu tür yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 1,2 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve ortalama sıcaklıkları 5.300-6.000 °K arasındadır. Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler. Güneş, G-tipi anakol yıldızları arasında en çok bilinenidir. Güneş her saniyede bir yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürerek füzyon nükleer enerjisi üretmektedir. Bilinen diğer G-tipi yıldızlar Alpha Centauri A, Tau Ceti ve 51 Pegasi'dir.

<span class="mw-page-title-main">Helyum gezegeni</span> Helyum ağırlıklı atmosfere sahip bir gezegen

Helyum gezegeni, helyum ağırlıklı atmosfere sahip varsayımsal bir gezegen türüdür. Bu durum, atmosferleri öncelikle hidrojenden oluşan ve yalnızca ikincil bileşen olarak helyum içeren Jüpiter ve Satürn gibi yaygın gaz devleriyle tezat oluşturur. Helyum gezegenleri çeşitli şekillerde oluşabilir. Güneş sisteminde helyum gezegeni bulunmamasına rağmen bazı gök bilimciler bu tür gezegenlerin gökadamızda yaygın olduğunu düşünmektedir. Gliese 436 b helyum gezegeni olmaya aday bir ötegezegendir.


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.