Bu, evrendeki en muhteşem görüş, şimdi onu anlamaya geldik - süpernova
Süpernova nasıl çalışır?
(Bu resimde, beyaz cücenin güçlü yerçekimi yakın yıldızlardan malzeme emer. Beyaz cüce kendi ağırlığını kaldıramayacak kadar büyürse, kendi başına çöker ve süpernovada patlar)
Doğarız, büyürüz ve sonunda ölürüz. Ve yaşamın sonunda parlak havai fişeklere dönüşürsek ve gürültülü patlama patlamasında kaybolursak, yaşam döngümüzün temelde gece gökyüzünde parlayan dev yıldızlarla aynı olduğu söylenebilir.
Evrendeki dev yıldızlar patladığında, patlama aşamasındaki yıldızlara Süpernova patlaması. Küçük yıldız bu şekilde ortadan kaybolsa da, ölümü kozmik ve muhteşem bir olaydı. Yaşamı boyunca yakıt sağlamak için kendi iç organlarını, bazen güneşin iç organlarını yemiştir. Tüketecek hiçbir şey kalmadığında, kendi kendine çökecek ve sonra ölüm çanının sesiyle dışarıya doğru patlayacak, günler, haftalar ve hatta aylar içinde başka büyük yıldızlar (ve bazen tüm galaksiler) oluşturacak. Hepsi tutulmuş görünüyor [Kaynak: Lemonick].
İstatistiklere göre, Samanyolu büyüklüğündeki galaksilerde, süpernova patlamaları yaklaşık 50 yılda bir patlayacak. Ancak, 2006 yılına kadar, bilim adamları Samanyolu'ndaki en son süpernova patlamasının 16. yüzyılın sonunda meydana geldiğine inanıyorlardı. Sonra 23 yıl boyunca izledikleri yıldızlararası enkaz kümesinin aslında sadece 140 yaşında olan bir süpernova kalıntısı olduğunu fark ettiler. Kozmik tozun varlığı nedeniyle gökbilimciler bu süpernova patlamasını doğrudan gözlemleyemiyor Tahminlere göre kozmik toz, her yıl Samanyolu dışında meydana gelen 1 milyar süpernovanın çoğunu gözlemlememize de engel oluyor.
Aksine, bazı süpernovalar o kadar parlaktır ki basit bir dürbünle görülebilirler. Eylül 2011'de, kuzey yarımküredeki insanlar 21 milyon yıl önce patlayan bir süpernova olan Büyük Ayı yel değirmeni gökadasını görebildiler (Büyük Kepçe'nin sapının üzerinde görünüyor, ancak güney yarım kürenin çoğunda görünmüyor) [Kaynak: Perlman (Perlman)]. Peki bir süpernovayı nasıl keşfedersiniz? Yeni bir ışık noktasını süpernova olarak tanımlamak (yüksek hızlı uçan bir uçak veya kuyruklu yıldızdan ziyade) sandığınızdan daha kolay olabilir.
Süpernova nasıl bulunur
Berrak ve bulutsuz bir gecede, takımyıldızları belirlemek için yıldız haritalarını kullanmak kolaydır. Ne de olsa, bu gök cisimlerinin yerleri yüzyıllardır haritalandı. İyi belgelenmiş arkadaşlarının arasında aniden bir yabancı belirdiğinde ne olur? Yüz milyonlarca yıl önce patlayan bir yıldızın kalıntıları olabilir ve ışığı retinamıza henüz ulaşmıştır.
Astronomik keşif, çok fazla profesyonel astronomik bilgi gerektirmez. Ocak 2011'de, 10 yaşındaki bir kız 240 milyon ışıkyılı uzaklıktaki bir galakside bir süpernova keşfetti. Bilim adamları, çevredeki nesnelerden daha parlak ve daha net olan yeni kesin noktalar bulmak için gökyüzünde devriye gezmek için genellikle işbirliği yapan gökbilimcilere güvenirler.
Bir süpernovaya girmek üzere olan yıldızlar, artan sıcaklık nedeniyle renklerini kırmızıdan maviye değiştirir. Süpernovalar, Doppler etkisinden dolayı mavidir: Patlamalarından gelen ışık bize doğru o kadar hızlı hareket eder ki mavi görünürler. Ek olarak, kuyruklu yıldızlar veya ticari uçaklardan farklı olarak süpernovalar konumlarını değiştirmezler.
Kaydedilmemiş bir süpernova bulursanız, bunu International Astronomical Union Astronomical Telegraph Central Bureau'ya bildirebilirsiniz. Gökbilimciler, gama ışınları, X ışınları, ultraviyole dalgaları, görünür ışık, kızılötesi dalgalar, mikrodalgalar ve radyo dalgaları dahil ancak bunlarla sınırlı olmamak üzere herhangi bir potansiyel süpernova tarafından yayılan herhangi bir elektromanyetik radyasyonu inceleyecekler. Bu görünür ve görünmez radyasyon spektrumu, gök cisimlerinin bileşimini, sıcaklığını, yoğunluğunu ve hareket hızını anlamalarına yardımcı olacaktır.
Eski Çin'de yaşayan gökbilimciler, MS 185'de süpernova gözlemledi. Ne gördüklerini anlamıyorlar, ancak bunun daha önce hiç ortaya çıkmamış yeni bir ışık noktası olduğundan emin olabilirler, ona "konuk yıldız" diyorlar. Ancak yeni yıldızın kaydedilmesinden 8 ay sonra nesne aniden kayboldu. Bu kaçamaklı yıldız sadece birkaç kelimeyle unutulmuş olsa da, 2006'da tekrar insanların gözünde göründü. O sırada gökbilimciler, gözlemledikleri süpernova kalıntılarının eski Çin'de kaydedilenlerle aynı olduğunu anladılar.
Bunun gibi süpernovalar, Samanyolu ve milyonlarca ışık yılı uzaktaki diğer galaksilerde, evrenin her tarafına yayıldı. 1987 yılında, Samanyolu'na çok yakın olan Büyük Macellan Bulutu'nda bir süpernova keşfettik, Dünya'ya o kadar yakın ki teleskop olmadan görebiliyoruz. . 2011 yılında, bilim adamları çürüme aşamasına girdiğinde kalıntılarının daha parlak parladığını keşfettiğinde, yeniden tarih yazdı: Bu süpernovanın kalıntı enkaz kümesi genişledi ve patlamadan önce süpernovadan atılan bir enkaz çemberine çarptı. X ışınları ve ısıya ek olarak, bu, ışığını daha belirgin hale getirir.
Ama bu yıldız ilk etapta kendi kendini yok etmeye nasıl başladı? Bir sonraki paragrafta dev yıldızların yaşam döngüsünü öğreneceğiz.
Yıldız durumu değişiklikleri
1572'de Danimarkalı gökbilimci Tycho Brahe, gece gökyüzünde şaşırtıcı bir fenomen keşfetti: parlak yeni bir yıldız (Latin, Nova) ortaya çıktıktan kısa bir süre sonra hızla soldu. (Bugün bunun bir süpernova olduğunu biliyoruz, yeni bir yıldız değil, ölen bir yıldız.) Bundan önce Batı genellikle yıldızın asla değişmeyeceğine inanıyordu. .
Bir süper yıldızın yaşam döngüsü
(1572'de gözlemlenen süpernova Tycho Brahe'nin kalıntısıdır. Bu resim, enkazları gösteren düşük enerjili X-ışınlarından (kırmızı) ve patlama dalgalarını ve çevredeki yıldızlardan görünen görünür ışığı gösteren yüksek enerjili X-ışınlarından (mavi) oluşur. Bileşik görüntü. NASA / CXC / Rutgers / K. Erickson)
Gaz ve toz, güçlü yerçekimi etkisi altında bükülerek küçük bir yıldız oluşturduğunda, dev bir yıldız cehaletle yaşamına başlar. Ortaya çıkan yıldızın merkezindeki malzeme ısındığında, daha fazla yıldızlararası gaz ve toz çeker. Bu büyüme aşaması 50 milyon yıl sürebilir, ardından 10 milyar yıllık baş döndürücü yetişkinlik dönemi izler.
Yıldızlar neden bu kadar göz kamaştırıcı? Hidrojen çekirdeklerinin daha yoğun ve daha ağır element helyumuna füzyonu yıldız için yakıt sağlar. Nükleer füzyon yıldızın çekirdeğinde meydana gelir.Bu hareketle üretilen enerji, ağır çekirdeklerin kendi kendilerine çökmesini önlemek ve gözlemlenebilir ışık üretmek için dışarıya doğru akar. Bu süreç hakkında daha fazla bilgiyi "Yıldızlar Nasıl Çalışır" bölümünde okuyabilirsiniz.
Yıldızın hidrojeni bitip helyuma dönüşmeye başladığında, ömrü sona erecek. Enerji dışarıya doğru yayıldıkça çekirdek çökmeye başlar ve sıcaklığının yükselmesine neden olur. Hidrojen nükleer füzyonu yıldızın yalnızca dış katmanında devam eder ve bu da yıldızın genişlemesine ve Kırmızı dev. Kırmızı dev bir yıldız dış katmanını kaybedecek ve beyaz bir cüce haline gelecektir (eğer kütle yeterince büyükse, yıldız, dış katmanı giderek daha ağır elementlere dönüştürerek tüketilecektir. Yıldız bu görevi tamamlamak için yeterli yerçekimine sahip değilse, Soğutulmuş dış tabakayı uzaya bırakacaktır.) Yeterli kütleye sahip beyaz bir cüce, sonunda bir süpernova haline gelecektir. Çekirdeği çökecek ve ortaya çıkan patlama, on milyonlarca nükleer savaş başlığını aynı anda bir araya getirip onları patlatmadıkça, Dünya'da yaşanabilecek herhangi bir patlama ile karşılaştırılamayacak. Bunun gerçekleşmesi olası olmadığından, asla süpernova büyüklüğünde bir patlama yaşamayacağız - bilim kurgu filmi "The Book of Eli" nin hikayesine rağmen, güneşimiz böylesine şiddetli bir patlama yapacak kadar büyük değil. .
Bu yıkıcı çöküş neden oldu? Bundan sonra ne olacak? Bir süpernova, galaksisinin diğer kısımlarını nasıl etkileyecek? Yukarıdaki ilgili içeriği aşağıda tartışacağız.
Süpernova türleri
Süpernova olmak için yeterli ağırlığa sahip olan yıldızlar, tip I ve tip II olmak üzere iki türe ayrılır. Astronom Rudolph Minkowski (Rudolph Minkowski) bu sınıflandırmayı 1941'de önerdi. Gökbilimciler, bir yıldızdaki yanan elementleri ışığın renginden kolayca anlamak için spektrometre adı verilen bir cihaz kullanırlar.
Bir spektrometre kullanarak Minkowski, bazı süpernovaların (Tip I) hidrojen içermediğini, ancak diğer süpernovaların (Tip II) içerdiğini fark etti. 1980'lerde gözlem teknolojisinin gelişmesiyle birlikte, bilim adamları Tip I süpernovayı üç alt kategoriye ayırdı: Tip Ia (spektrumu silikon içerir), Tip Ib (spektrumu helyum içerir) ve Tip Ic (her ikisi de Yok) (Yıldız rüzgarı yıldızın dış katmanını süpernovaya dönüşmeden önce yırtıp elementlerini kaybetmesine neden olur).
Tip Ia süpernova diğer tüm türlerden farklı şekilde çalışır. Tip Ia süpernova, ikili bir yıldız sisteminin (başka bir yıldızla aynı yörüngeyi paylaşan bir yıldız) parçası olan ve güneşin yaklaşık iki katı büyüklüğünde olan beyaz bir cüce yıldızdan gelir. Bu beyaz cücenin kütlesi, hidrojenden biraz daha ağır elementleri kaynaştırmasına izin verir, böylece beyaz cüce kararlı bir karbon ve oksijen çekirdeğine sahiptir.
Bu beyaz cüce eninde sonunda siyah bir cüceye dönüşecek. Ama yalnız bir yıldız olmadığı için, diğer yıldızların sahip olmadığı avantajlar elde edebilir.İki yıldızdan daha büyük olanı, diğer yıldızdan madde çalmak için yerçekimini kullanan fırsatçı bir kardeş gibidir. Bu obur yıldız, aşılana kadar büyüdü Chandrasekah sınırı Yani kütle güneşin 1.4 katıdır. . Bu boyutta, beyaz cücenin çekirdeği aniden karbonu kaynaştırmak için yeterli ısı ve basınca sahip olur ve tüm bu karbon, yıldızı nükleer bomba patlamış gibi parçalara ayırır. Patlamanın ısısında üretilen büyük miktarda demir içeren simetrik bir gaz kalıntısı bıraktı.
Tip Ia süpernovaları yıldız öldüğünde aynı noktada patladığından, en yüksek parlaklıkları neredeyse aynıdır. Çok tutarlı oldukları için Tip Ia süpernovaları da standart Mum Işığı: Gökbilimciler uzayın belirli bir alanında bir tane bulduklarında, onu etraftaki diğer nesneleri karşılaştırmak için bir ölçüt olarak kullanabilirler.
Tip Ib, Ic ve II süpernovaları spektrumlarında farklı elementler gösterse de, hepsi aynı şekilde patlar. Detaylar sonraki bölümde öğrenilecektir.
Chandrasekah sınırı
20 yaşında, çoğu ikinci sınıf öğrencisi hala ana dal seçiyor ve Harvard öğrencisi Subramanyan Chandrasekha, beyaz cücelerin güneş kütlesinin 1,4 katına ulaştıklarında patladığını kanıtladı. Yıl 1931'di ve astrofizikçiler bulgularına dayanarak araştırmalar yapmaya başladı. 2006'da gözlemlenen bir istisna (beyaz cüceler patlamadan önce güneşin iki katı kütleye ulaşıyor) hala araştırılıyor.
Çekirdek çöküşü süpernova
(Bu, merkezinde bir nötron yıldızı bulunan çökmüş bir süpernovanın kalıntısı olan Cassiopeia A'dır. Samanyolu'nda, Dünya'dan sadece 11.000 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır ve orijinal olarak 330 yıl önce patlamıştır.)
NASA / CXC / UNAM / Uluslararası Uzay Ajansı / D. PAGE, P. Steinen ET AL
Tip IB, Tip IC ve Tip II süpernovaları ilk başta o kadar büyüktü ki - belki de bizim güneşimizin 8 katı büyüklüğündeydi - kendilerini çökme noktasına kadar yutmuşlardı. Sonunda beyaz bir cüce yıldız oluşur Bu beyaz cüce yıldızın çekirdeği çok büyük bir ısı ve basınca sahiptir ve daha hafif elementler uzaya uçmak yerine daha ağır elementlere dönüşmeye devam eder. Bu, yıldızın artan ağırlığını demir oluşana kadar desteklemek için yeterli ışıma enerjisi üretecektir. Daha ağır elementler halinde eriyen demir aslında enerji tüketiyor, enerji salmıyor, bu yüzden demir kaynaşmaya başladığında yıldızın dış tabakası kaybolacak ve içe doğru düşmeye başlayacak. Bu büyük patlamayı anlamak için, en küçük yıldız parçacıklarına ne olduğunu bilmelisiniz.
Beyaz cüce yıldızın kütlesi demiri çekirdeğinde kaynaştıracak kadar büyükse, bu demir atomları aşırı derecede ısınır ve sirk arabasına sıkışmış terli bir palyaço gibi yoğun bir şekilde bir araya toplanır. . Atom altı parçacıkları çarpışır ve demir çekirdeği bölünerek helyum çekirdeği ile birkaç artık nötron bırakır ve bu süreçte çok fazla enerji emer.
Onu destekleyecek yeterli enerji yoksa yıldızın çekirdeği hızla küçülmeye başlar. Çapı aniden 5.000 milden (8.000 kilometre) yaklaşık 12 mile (19 kilometre) yükseldi ve 180 milyar Fahrenheit (100 milyar santigrat derece) kadar yüksek sıcaklıklara neden oldu. Bu ısı, protonların ve elektronların birbirine kaynaşmasına, birbirini yok etmesine ve nötrino haline gelmesine ve bu süreçte bir grup nötrino yaymasına neden olur. Nötrinolar kaçabilir, kaçabilir ve enerjiyi alarak çekirdeğin kendisini desteklemek için daha az enerji kullanmasına neden olur. Çekirdek fiziksel olarak olabildiğince küçülecektir, ancak daha fazla boşluk olmasa bile yıldızın dış tabakası içe doğru düşmeye devam edecektir. O sırada büyük bir patlamayla geri dönecekler. Tüm bunlar açıklamak için çok fazla kelime gerektirir, ancak yalnızca çeyrek saniyede gerçekleşebilir.
Patlamanın ısısı, demirden çok daha ağır olan elementleri eritmek ve bu elementleri gaz bulutuna salıvermek için yeterlidir, bu kalan katı çekirdek etrafında asimetrik bir tortu haline gelecektir.
Bir sonraki bölümde, yıldız yıkımının etkisi hakkında daha fazla bilgi paylaşacağız.
Süpernovadan ne öğrendik
X-RAY: NASA / CXC / CFA / J. Wang ET AL; Fotoğraf: ISAAC Newton Group, Los Angeles Palma / Capence Captain Yayın: NSF / NRAO / VLA
İngiliz pop grubu Oasis'in hit şarkısı "Champagne Supernova" artık retro radyo istasyonları (veya nostaljik zil sesleri) için malzeme oldu. Ancak 1995 yılında ilk kez piyasaya sürüldüğünde, çizelgeleri kırdı ve 3,9 milyon kopya satmaya devam etti.
Böylesine başarılı bir rekorla bile, "Şampanya Süpernova" gerçek süpernova SNLS-03C3bb tarafından gölgede bırakıldı. Gökbilimciler bu süpernovayı 2006 yılında keşfettiler ve hızlı bir şekilde ona "Şampanya" süpernova adını verdiler (resmi rock'tan daha iyi bir kutlama şekli var mı?) Çünkü beklentilerinin çok ötesinde bir şeydi. Süpernova, patlamadan önce 2 güneş kütlesine eşittir. Bu, gökbilimciler tarafından beklenen 1.4 güneş kütlesini - Chandrasekah sınırını aşıyor.
Öyleyse neden büyük bir yıldızın ölümünü kutlayalım? SNLS-03C3bb oyunun kurallarını değiştirdiğinden ve bilim insanlarının farklı yıldızların nasıl öldüğünü anlamalarına izin verdiğinden, bilim insanlarının gelecekteki süpernovaların evrenin diğer kısımlarını nasıl etkileyeceğini tahmin etmelerine izin verdi.
Tip Ia süpernova bir yıldızın çekirdeğini tamamen yok ederken, diğer üç tür süper yoğun bir çekirdek bırakır. Bir çekirdek 3 güneş kütlesinden küçük olduğunda star Tip Ib, Ic veya II süpernova üretildiğinde, bir Nötron Yıldızı Çekirdeğinin yoğunluğu çekirdeğin yoğunluğuyla aynıdır ve güçlü bir manyetik alana sahiptir. Manyetik alanı, yıldız dönerken dünyaya doğru titreşen işaret benzeri bir radyasyon ışını üretirse, buna Pulsar .
Çekirdeği 3 güneş kütlesinden büyük veya eşit olan bir yıldız patladığında, patlamanın sonuçları meydana gelebilir. Kara delik . Bilim adamları, kara deliklerin oluşumunun yıldızın sıkıştırılmış çekirdeğinin yerçekimi nedeniyle sürekli olarak batmasından kaynaklandığını düşünüyor. Bir kara deliğin o kadar güçlü bir çekim kuvveti vardır ki çevreleyen maddeyi - hatta gezegenleri, yıldızları ve ışığın kendisini - kara deliğin içine sürükleyebilir. Kara delikler nasıl çalışır makalesinde onlar hakkında daha fazla bilgi edinebilirsiniz.
Süpernova, tüm yıkıcı yeteneklerinin yanı sıra birçok fayda da sağlayabilir. Bilim adamları, belirli yıldızların ölümünü takip ederek eski astronomik olayları keşfettiler ve evrende gelecekteki değişiklikleri tahmin ettiler. Araştırmacılar, Tip Ia süpernovalarını standart mumlar olarak kullanarak, tüm galaksi ile bizim aramızdaki mesafeyi haritalandırabildiler ve evrenin daha hızlı genişlediğini belirlediler.
Ancak yıldızlar elektromanyetik sinyallerden fazlasını bırakır. Bir yıldız patladığında, kozmik enkaz ve toz üretir. Tip Ia süpernovalarının evrendeki büyük miktarda demirden sorumlu olduğuna inanılıyor. Kobalttan Og'a kadar evrendeki demirden daha ağır tüm elementlerin süpernova patlaması sırasında çekirdeğin çökmesi sırasında üretildiği düşünülüyor. Bu kalıntılar, yeni yıldızlararası yaşam oluşturmak için uzay gazı ile birleşiyor: daha sonra büyüyecek ve yaşlanacak ve sonunda yaşam döngüsünü tamamlamak için süpernova haline gelebilecek bebek yıldızlar. ,
(Son paragrafta Og öğesini işaretleyin)
