Nova, kelime anlamı olarak “yeni” demektir. 16. yüzyılda yaşamış bilim insanı Tycho Brahe, gökyüzünde daha önce olmayan yeni bir yıldız belirdiğini keşfetmiş ve bunu stella nova (yeni yıldız) olarak adlandırmıştı. Aslında olan şey ise çıplak gözle görülemeyecek kadar sönük (bize göre) olan bir yıldızın süpernova patlamasıyla görünür hale gelmesiydi. Peki bu nova ve süpernova olayları nasıl meydana gelir?
Nova
Güneş benzeri bir yıldızın öldüğünde beyaz cüceye dönüştüğünü söylemiştik (beyaz cüceler hakkındaki yazımıza buradan ulaşabilirsiniz). Beyaz cüceler normalde soğuyarak kara cücelere dönüşüyorlardı. Ancak iki yıldızın birbirleri etrafında döndüğü bir çift yıldız sistemini ele alırsak, yıldızlardan birisi eşinden daha önce ölüp beyaz cüceye dönüştüğü zaman artan yoğunluğuyla beraber güçlenen çekim kuvveti yoldaş yıldızdan madde çekmeye başlar.
Yıldız bu şekilde madde çekmeye devam eder, ta ki belli bir miktara gelene kadar. Bu miktar Chandrasekhar limiti ile verilir. Chandrasekhar limiti, bir beyaz cücenin stabil kalabilmesi için gereken maksimum kütleyi ifade eder. Bu limit aşıldıktan sonra artık daha fazlasını kaldıramaz ve bir kırmızı devin yaptığı gibi yüzeydeki maddeyi uzaya püskürtür. Bu olaya nova denir. Novadan sonra eski beyaz cüce yine açığa çıkar ve yoldaş yıldızdan tekrar madde çekmeye başlayarak Chandrasekhar limitine yükselir ve sonrasında yüzeydeki maddeyi yeniden uzaya püskürtür. Bu olay belli aralıklarla periyodik olarak devam eder.
Süpernova
Tip-I Süpernova
Tip-I süpernovalar da Tip-Ia, Tip-Ib ve Tip-Ic olmak üzere üçe ayrılır. Tip-Ia süpernovalar bir öncekinde olduğu gibi ikili yıldız sisteminde bulunan beyaz cücenin aşırı madde çekmesinden kaynaklanır ancak bu sefer farklı olarak beyaz cüce karbon-oksijen bazlıdır. Bu durumdan ötürü madde alımıyla tekrardan başlayan füzyon daha büyük olur ve Chandrasekhar limitini aştıktan sonra şiddetli bir patlama meydana gelir. Bu patlamadan geriye artık hiçbir yıldız kalmaz, beyaz cüce tamamen yok olur.
Tip-Ib ve Tip-Ic süpernovaları ise büyük kütleli yıldızların çekirdeğinin içe çökmesiyle meydana gelir. Tip-Ia türünün spektrumunda silisyum çizgileri görülürken Ib ve Ic türlerinde görülmez. Tip-Ic türünün ise Ib’den farkı spektrumunun helyum çizgisinden yoksun olmasıdır. Burada biraz bilimsel terimlere girmiş olabilirim. Daha iyi anlamanız için kısaca açıklamak gerekirse, spektrum, yıldızdan gelen ışığın farklı dalga boylarına kırılarak oluşturduğu görüntüdür. Bu görüntüden elde edilen grafikteki çizgiler bize yıldızdaki elementler hakkında bilgi verir.
Tip-II Süpernova
Tip-II süpernovalar, ömrünün sonuna gelmiş 8 Güneş kütlesi veya üstüne sahip devasa yıldızların ölmesiyle oluşur. Tip-Ib ve Tip-Ic süpernovalarından farklı olarak spektrumlarında hidrojen çizgileri görülmektedir. Bu olayın sonucu olarak ortaya bir nötron yıldızı veya karadelik çıkar. Burada önemli olan nokta aslında Chandrasekhar limitidir. Yıldızın çekirdeği içine çöktüğü zaman yaklaşık 1.4 Güneş kütlesine sahipse Chandrasekhar limitini aşmış olur ve stabil bir beyaz cüce olamayacağından dolayı çökmeye devam ederek kütlesinin altında ezilir. Atomlar birbirine o kadar yaklaşır ki proton ve elektronlar birbirlerini yok eder ve geriye nötronlardan oluşmuş bir kütle kalır sadece (yine de az miktarda proton ve elektron dejenere halde bulunmaktadır). Buna nötron yıldızı denmektedir.
Eğer çekirdek 3 Güneş kütlesinden daha büyükse çökme nötron yıldızında da durmayarak devam eder ve sıfır hacim içinde sıkışarak bir karadelik oluşturur. Bu noktada artık bildiğimiz fizik kanunları geçersizdir. Karadelikler devasa kütle çekimlerinden ötürü ışığın bile kaçmasına izin vermez. Bu yüzden tespit edilmeleri de zordur.
Dev bir yıldız doğduğu andan süpernova olana dek belli aşamalardan geçer. 15 Güneş kütleli bir yıldız, İlk 11 milyon yıl hidrojenin füzyonuyla beslenir. Bu dönemlerde çekirdeğin sıcaklığı 35 milyon kelvin civarındadır. Yakıt olarak hidrojen kullanıldığından ortaya helyum çıkar.
11 milyon yılın sonunda artık yıldızın hidrojeni tükenmiştir. Normalde kütlesi Güneş’inkine yakın olan yıldızların ömrü burada biterdi ancak bu yıldızımızın sahip olduğu devasa kütlesi helyumu da füzyona uğratmaya izin verir ve yıldız bundan sonraki 2 milyon yıl boyunca helyumun füzyonundan beslenir. Bu füzyondan ötürü karbon ve oksijen ortaya çıkmaktadır.
Helyumunu da tüketen yıldız karbonu füzyona uğratmaya başlar. 2 bin yıl karbonu füzyona uğratarak neon ve magnezyum açığa çıkartan yıldız sonraki aşamada ise neonu kullanarak oksijen açığa çıkartır ve nihayet oksijeni de kullandıktan sonra silikona geçer. Bu seviyede sıcaklık 3.3 milyar kelvine ulaşmış ve yoğunluk 8 milyon kat artmıştır. Sadece birkaç gün sonra silikon da biter ve geriye demir kalır. Yıldız artık demiri füzyona uğratamamaktadır ve bu nedenle yakıtı biten yıldız artık ömrünün sonuna gelmiştir. Bundan sonra beklediğimiz süpernova gerçekleşir.
Tip-III, IV ve V Süpernovaları
Gözlemlenen bazı süpernovaların parametreleri Tip-I ve Tip-II süpernovalara uymuyordu. Bundan dolayı California Teknoloji Enstitüsü’nde görev yapan Fritz Zwicky yeni süpernova tipleri tanımladı. Tip-III süpernova türünün tek örneği olan SN 1961i spektrumunda geniş hidrojen Balmer çizgilerine sahipti. Aynı şekilde tek başına Tip-IV süpernova örneği olan SN 1961f de Tip-II süpernova ile aynı spektruma sahipti ancak hidrojen emisyon çizgileri zayıftı. SN 1961v ise sahip olduğu olağan dışı spektrumu sebebiyle Tip-V türüne atanmıştı.
Kaynakça:
- https://www.britannica.com/science/Chandrasekhar-limit
- https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+Ia+Supernova
- https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+Ib+Supernova+Spectra
- https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+II+Supernova
- https://arxiv.org/ftp/astro-ph/papers/0601/0601261.pdf
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1964ApJ…139..514Z/abstract
Safahan Başara’nın diğer yazıları için tıklayınız.
Bizi Twitter’dan takip etmek için tıklayınız.