Bir Yıldızı Patlatan Şey Tam Olarak Nedir?

Bir süpernovanın patlamasında açığa çıkan enerji, evrende gerçekleşen pek çok patlamayı gölgede bırakır. Büyük bir yıldızın patlaması sonrasında oluşan nötrino dalgası, görünür evrenin geri kalanının çıkaracağından daha fazla ani bir güç açığa çıkarır. Bu tür patlamalar yıldızlararası gaz ve tozu karıştırarak yeni yıldızların doğacağı toz bulutlarını meydana getirir. Daha önemli olan şey, süpernova karbondan ağır pek çok elementi (kanımızdaki demir gibi) uzay boşluğuna saçar ve nötron yıldızlarını ve karadelikleri meydana getirir.

On yıllarca süren tartışmalardan sonra astrofizikçiler hâlâ bir yıldızın nasıl evrendeki en görkemli patlamaya sebep olduğu konusunda emin değiller. En karmaşık süper bilgisayar simülasyonları bile problemi hala tam olarak çözebilmiş değil, fakat bazı ipuçları veriyorlar. Örneğin, bir beyaz cüce yıldızın patlaması, yıldızın kütleçekiminin kendi üzerinde bir termonükleer ateşleme başlatılmasına sebep olurken, çökmekte olan bir yıldızın kalbindeki ses dalgaları çekirdekte gecikmiş bir patlamayı tetikleyebiliyor.

Büyük Resim

1930'lardan itibaren "nova" denilen ve aniden parlayan bazı yıldızlar astronomide yeni bir kategori oluşturmuşlardı. 1933’te, astronom Walter Baade ve Fritz Zwicky çok büyük parlamalara süpernova adını vermeye başladı. Patlamanın büyük kütleli bir yıldızın kendi içine çöktüğünde ve bir nötron yıldızı doğduğunda ortaya çıktığını öne sürdüler. Unutulmamalı ki bu, bir süpernova kalıntısı olan Yengeç Bulutsusunun yaydığı radyo sinyal dalgalarının, nötron yıldızlarının varlığını kanıtlamasından 30 yıl sonraydı.

1941’de, Rudolph Minkowski süpernovaların parlaklıklarının tepe noktalarında güçlü hidrojen tayf çizgilerinin eksikliğine (Tip I) ve varlığına (Tip II) dayanarak iki çeşidi olabileceğini öne sürdü. Daha sonra astronomlar bu iki yeni alt tipi tanıdıkça gözlemsel tablo daha karmaşık hale geldi. Buna rağmen astronomlar genel olarak bu iki senaryonun muhtemelen çoğu süpernova için açıklayıcı olduğu konusunda hemfikir oldular.

Tip Ia süpernova daha yaşlı yıldızların hepsinde meydana geliyor. Diğer tipler (Tip II ve gama-ışın patlamalarıyla ilgili olan Ib ve Ic tipleri) ağır yıldızların bulunduğu genç ve sıcak galaksileri tercih ediyorlar. Böyle yıldızlar nükleer yakıtlarını tükettiklerinde patlıyor ve kendi içlerine çöküyorlar.

Adolf Schaller (Astronomy magazine)

Çekirdek Çökmesi

Güneşin kütlesinden 8 kat daha fazla ağır yıldızlar hidrojen yakıtlarını çok hızlı bir şekilde yakarlar, fakat büyük kütleli bir yıldızın yakıtı azaldıkça bir diğer yakıta geçer. Çekirdek sıkışır, sıcaklık ve yoğunluk bir önceki nükleer reaksiyondan geri kalan “kül” (öncelikle helyum) füzyona uğrayana kadar artmaya devam eder. Her yakıt bittiğinde yıldızın çekirdeği aynı işlemi tekrar eder. Bu işlemler sırasında sırasıyla şu elementler açığa çıkar: hidrojen, helyum, karbon, neon, oksijen ve silikon.

Fakat bu bir verimin sürekli azaldığı bir oyundur (azalan verim kanunu). Her yeni yakıt daha düşük enerji salar, böylece yıldız onu daha hızlı yakar. Dahası, karbon bir kez ateşlendiğinde çekirdek sıcaklığı bir milyar dereyece ulaşır, nötrinolar daha büyük sayılarda yıldızdan kaçmaya başlar. Çok fazla nükleer reaksiyonda oluşan nötrinolar diğer maddelerle kolay etkileşmez ve yıldızdan hızlıca kaçarlar. Enerji kaybını karşılamak için çekirdek nükleer yakıtını daha hızlı yakar.

Böyle bir yıldızın başlangıç olarak hidrojen yakıtını tüketmesi 10 milyon yıldan fazla sürerken, oluşan helyumu tüketmesi 2 milyon yıl, karbonu tüketmesi sadece 2000 yıl sürer. Son aşamada çekirdeğin silikonu tamamen tüketmesi 3 haftadan kısa sürer.

Silikon füzyonu sona erdiğinde yıldızın merkezinde, dünya büyüklüğünde ve güneşin 1.5 katı kütlesine sahip bir demir-nikel çekirdeği yer alır. Fakat demir grubundaki elementler doğadaki en sıkı bağlı çekirdek yapılarına sahiptir, dolayısıyla yıldızın çekirdeği diğer elementlerde yaptığı işlemi yapamaz, demirin füzyonu yıldızın toplam enerjisini tüketir. Çekirdeğin içinde nötrino akışı başlar. Çekirdeğin merkezdeki yoğunluğu o kadar yükselir ki elektronlar çekirdek içinde sıkışır. Elektronlar bazı protonları nötronlara dönüştürür. Her iki süreç -nötrinoların akışı ve protonların elektronlarla sıkışması- yıldızı bir arada tutan basıncı ortadan kaldırır. Basınç kaybı arttığı ve kullanılacak yeni bir enerji kaynağı olmadığı için, yıldızın kütleçekimiyle olan savaşı biter.

Demir çekirdek 1/4 ışık hızında içe doğru çöker. Yarım saniyeden daha kısa sürede, dünya büyüklüğünde bir yıldız çekirdeğinden, yaklaşık 30 kilometre çapında sıcak ve yoğun bir ön-nötron yıldızına dönüşür. Merkezdeki yoğunluk bir atom çekirdeğinin yoğunluğunun iki katına ulaştığında çekirdek kaskatı kesilir ve güçlü nükleer kuvvetin itici unsuru sayesinde geri teper. Çekirdeğin bu “geri tepmesi”, yıldızın gaz akışına giren küresel bir piston gibi davranır. Princeton Üniversitesi’nden süpernova modellemesi üzerine çalışan Adam Burrows şöyle diyor:

Bu pistonun yıldızın bebeklik döneminde süpernova olacak bir şok yaratacağını düşünüyorduk. Bu kulağa hoş geliyor ve aynı zamanda anlamlı, fakat çalışmıyor. Şok dalgası oluşurken, enerjiyi tüketen çok fazla sayıda nötrino da yayılıyor. Aynı zamanda, tüm bu şeylerin üstünden gelmeye çalışırken, yine içe doğru çöküyor ve patlama gerçekleşmiyor.

Şok başladıktan birkaç milisaniye sonra duruyor ve orada kalıyor, içerideki gaz ısınıyor. Eğer sonraki bir saniyede hiçbir şey değişmezse, ortaya çıkan nötron yıldızı her an bir güneş kütlesinin onda biri kadar kütle kazanarak büyüyor ve bir süpernovaya değil, karadeliğe dönüşüyor.

Wikiwand

Yenileyen Duraklama

Çekirdek çökmesinin en temel gizemi, bu durumun kendi kendini nasıl tersine döndüğüyle ilgilidir. Burrows şöyle diyor:

İnsanların önerdiği şey, bir süre bekleyip nötrinoların nihayet şoku oluşturacak malzemeyi, bir patlamayı yeniden başlatacak kadar ısıtmasını görmekti.

Burrows, bu olaya “yenileyen duraklama” adını veriyor. Çekirdekten ayrılan çok fazla sayıdaki nötrino, tek bir nötrinonun yıldızdan ayrılır ayrılmaz madde ile etkileşime girme olasılığını düşürüyor. Aksiyon birkaç milisaniye için duruyor fakat Burrows “bu süre, bu oyun için çok uzun çünkü her şey çok hızlı gerçekleşiyor” diyor.

Eski bilgisayar simülasyonlarında, yıldız çökmelerinin küresel olarak simetrik olduğu varsayılıyordu, bu yöntem işe yaramadı. Bu tür 1 boyutlu hesaplamalar, yıldızın dönüş ekseninde simetri olduğunu varsayan daha zorlu 2 boyutlu modellere öncü oldu. Geciken patlamayı açıklayacağı beklenirken akışkan kararsızlıklarını ve türbülansı ortaya çıkardı. Burrow şöyle devam ediyor:

Bir an için, bu geçerli bir görüştü. Fakat 2 boyutta en iyi nötrino fiziğinin böyle çalışmadığı görülüyor. 3 boyutlu simülasyonların yeni uygulamaları, nötrinoların enerjiyi depoladığını daha etkili bir şekilde açıklayacak mı? Bunu umuyoruz.

2005 yılında, Burrows ve çalışma arkadaşları, çöken yıldızların içinde muhtemel yeni önemli bir enerji kaynağı keşfetti: ses dalgaları. Ekibin 2 boyutlu modelinde, gecikmiş şok yıldızı dönüş ekseni boyunca baştan aşağı yalpalamaya başladı. Burrows şöyle söylüyor:

İnsanlar bunu daha önce hiç görmemişti çünkü sıçramadan sonra belki 200 milisaniye beklemişlerdi. Ve sonra şok bir anda gitti, durakladı ve kayboldu. Hiçbir şey olmadı, sonra çalışanlar bu pahalı bilgisayar işlemini sonlandırdılar.

Madde ön-nötron yıldızının içinde akarken çekirdeğin etrafındaki türbülans yaklaşık 300 hertz (akustik olarak do ile fa notaları arasında) dalga yayar. Akustik dalgalar çöken kabuğun içine geri yayılır. Nötrinoların enerjisi çok büyükken yalnızca bir kısmı gecikmiş şokun içinde depolanır, halbuki madde neredeyse sesi tamamen absorbe eder. Burrows’un simülasyonunda çekirdeğin şişmesinden yarım saniye sonra yıldızın patlaması için yeteri kadar akustik güç vardır.

Bu sürecin ne kadar önemli olduğu bir soru işaretidir. Patlamayı önleyen ve nötrinoların şoku oluşturmasını engelleyen şey biriken maddedir. Burrows “eğer nötrino mekanizması çalışırsa, bunu modelimizde görürdük” diyor.

Ses dalgaları çekirdeğin bir tarafında şok oluşması için enerji verirken diğer tarafında biriken madde akımlarını çekirdeğin diğer tarafına doğru iter. Böylece direncin az olduğu bir yol oluşur ve ses dalgaları geciken bir şoku uyandırabilir. Burrows, “Bu ispatlanmadı, ama oldukça ilginç” diyor. Diğer taraftan, salınım yapan çekirdek kütleçekimsel radyasyonun belirgin bir kaynağı olabilir.

Parçalanan Cüceler

Geniş ölçekli bilgisayar simülasyonları beyaz cücelerin (düşük kütleli yıldızların son aşaması) kendilerini nasıl Tip Ia süpernova olarak yok ettiği hakkında yeni görüşler sağlıyor. Çekirdek-çökmesi patlamalarından daha parlak ve daha homojen olan Ia tipi patlamalar evrenin uzaklarında daha önemli bir rol oynuyor. Karanlık enerji ve evrenin genişlemesi hakkındaki yeni keşifler, nasıl çalıştıklarını anlamak konusuna aciliyet kazandırıyor.

Güneş benzeri bir yıldızın karbon ve oksijen açısından zengin olan çekirdeği, dünya boyutlarına sıkışarak bir beyaz cüce haline gelir. Milyarlarca yıllık parlaklığı, kademeli olarak soğuyarak bir kara cüceye dönüşür. Elektron basıncı çekirdeğin daha fazla çökmesini engeller, fakat bu durum yalnızca cücenin kütlesi 1.44 Güneş kütlesinden küçük olduğu durumda gerçekleşir; bu kütle sınırına Chandrasekhar limiti de denmektedir. Bu limiti aştığında çekirdek çökmesi cüce yıldız, bir nötron yıldızına dönüşene dek devam eder.

Agora Bilim Pazarı

ENERJİ TYT-AYT TARİH 25 DENEME SINAVI

Devamını Göster

₺142.00

Satın Al Tüm Ürünler

Wikimedia

1960 yılında Fred Hoyle ve William Fowler bu limite yaklaşmakta olan beyaz bir cüce yıldızın devasa bir termonükleer bomba etkisi yaratabileceğini fark ettiler. Normal bir yıldızın yakınına beyaz bir cüce yerleştirildiğinde, cüce yıldız 1.44 güneş kütlesine ulaşana kadar diğer yıldızdan kütle kazanabilir ve patlar. Cüce yıldız, yanındaki yıldızdan bir yılda yaklaşık 1/30 Dünya kütlesi kadar hidrojen gazı sömürür. Eğer bu daha yavaş gerçekleşirse cücenin yıldız rüzgarı gazın yüzeye ulaşmasını engeller; eğer daha hızlı olursa gaz birikmeden önce hızlıca yanar.

Bir beyaz cüce güneşin 1.44 kütlesine ulaştığında çekirdeğindeki karbon ateşlenir. 2004 yılından önce hiç kimse bir karbon-oksijen yıldız patlamasının nasıl oluştuğunu bilemiyordu, bu yüzden teorisyenler öncelikle türbülanslı termonükleer füzyonu söz konusu yaptılar. Bu simülasyonlar, Tip Ia patlamalarının enerji ve element karışımını açıklayamadı. Bir patlamanın gerçekleştiği türbülanslı yanma periyodunu takip eden modeller gerçek verilerle daha uyumluydu, fakat teorisyenler patlamanın nerede ve ne zaman meydana geleceğine basitçe karar veriyorlardı ve simülasyona yerleştiriyorlardı. Chicago Üniversitesi’nden Don Lamb şöyle diyor:

Bazen bu şeye ‘işte, bir mucize gerçekleşiyor’ mekanizması diyorum.

Bu sebeple, Wolfhang Hillebrandt ve grubu Almanya’da, Munich’teki Max Planck Astrofizik Enstitüsünde farklı bir yol denediler. Sadece türbülanslı yanmayı kullanan simülasyonların gözlemlerle daha iyi eşleşebileceğini buldular fakat bunun olması için cüce yıldızın termonükleer yangınının yaklaşık 100 farklı noktada tek seferde ateşlenmesi gerekiyor.

2004 yılında, daha sonra Lamb’ın da katılacağı Alan Calder’in liderlik ettiği bir ekip Chicago Üniversitesi’nde, bir beyaz cücenin patlamasını açıklayacak bir yol buldu. Amerika Enerji Departmanı’nın bilgisayar kaynakları sayesinde ekip tüm bir beyaz-cüce yıldızı simüle etmek için bir bilgisayar donanımı kurdular. Ateşleme sonrasında nükleer alevin küçük bir bölgesi yıldız boyunca, arkasında 10 milyar derecelik bir kül kabarcığı bırakarak genişledi. Bu kabarcık cücenin kabuğunu kırıp geçtiğinde, yıldızın kütlesinin %10’dan azı kaynadı fakat cücenin parçalanması ve güçlü bir patlama oluşması için çok küçüktü.

Sonra ekip üyelerinden Tomasz Plewa, kabarcığın yıldızın yüzeyinde bir gedik açtıktan sonra neler olduğunu görmek için ilave olarak 2 boyutlu simülasyonları canlandırdı. Nükleer toz bulutu yaklaşık saatte 10.8 milyon kilometre hızla püskürüyordu. Sıcak bulut cücenin milyar derece sıcaklığındaki yüzeyiyle kavuşuyor ve hızla yayılıyordu. Bunu yaparak daha soğuk kaynamamış yüzey materyalini sürüklüyordu. Süper kaynamış toz bulutu beyaz cücenin etrafını sarıyor ve ortaya çıktığı noktanın karşı tarafında kendisiyle çarpışıyordu. Bu çarpışma, yıldızı patlatan ve parçalayan kaynamamış tüm yüzey malzemelerini sıkıştırıyordu.

Wikiwand

“Kütleçekimsel sınırlanmış patlama” olarak adlandırılan bu model, bugüne kadar Ia tipi bir süpernovayı diğer modellere göre daha eksiz bir şekilde açıklıyor ve aynı zamanda tam ölçekli bir patlamanın doğal olarak meydana geldiği tek model olarak kabul ediliyor. Lamb şöyle diyor:

Çoğu Ia tipi süpernova için umut verici bir model. Şans eseri bir keşifti. Bu, büyük ölçekli numerik simülasyonların, karmaşık ve öncesinde hayal etmesi çok zor olan non-lineer fenomenlerin keşfine öncülük edebileceğini gösteren mükemmel bir örnekti.

85 yıldan fazladır astronomlar yıldızların ölümlerini, evrendeki en güçlü patlamalar olan süpernovalarla ilişkilendiriyor. Fakat en eksiksiz simülasyonlar bile patlayan bir yıldızın çevresinde ne olup bittiğini hala tam olarak gösteremiyor. Modeller üzerine çalışan araştırmacılar, nötrino emisyonu, manyetik alanlar ve rotasyonların sonuçları nasıl etkilediğini derinlemesine araştırmaya başladılar. Gözlemciler yeni olayları izliyor, kataloglara ekliyorlar ve bunları hem kozmik bir kıstas olarak kullanıyorlar, hem de mevcut kuramlarda olabilecek sorunları arıyorlar. Ve patlayan bir yıldızın doğrudan çekirdeğinden kaçan nötrinoları ve bize günün birinde bir süpernovanın kalbinde neler olduğunu söyleyeceğini umduğumuz kütleçekim dalgalarını yakalamak için yeni olanaklar geliştiriyorlar.

Düzeltmeler: Yazının bir önceki versiyonunda, süpernova patlamasının büyüklük tanımı (yazının ilk cümlesi) düzenlenmiş ve daha uygun bir çeviri eklenmiştir.