HAVA DURUMU

- Hoşgeldiniz - Sitemizde 38 Kategoride 2651 İçerik Bulunuyor.

SON DAKİKA

Üstnova Nedir?

02 Mart 2016 - 3.681 kez okunmuş
Ana Sayfa » Yeryüzü ve Uzay»Üstnova Nedir?
Üstnova Nedir? ÜSTNOVA NEDİR? 1900’lü yıllarda incelenmiş olan novalar hiçbir şekilde Tycho Brahe ya da Johannes Kepler tarafından gözlemlenen olağanüstü yeni yıldızlar veya Çinli gökbilimciler tarafından izlenmiş novalar kadar parlak değildir. 1934 yılında İsviçreli gökbilimci Fritz Zvvicky (1898-1974) bu pek parlak yeni yıldızlara, iistnova adını taktı. (Bizim bilimsel yayınlarımızda üstnova adı kullanılmaktaysa da, basında ve günlük kullammda modaya uyularak siipemova adı yeğlenmektedir Çeviren.) Onlara bakmanın ve pek parlak olduklarına dikkat etmenin dışında üstnovaların incelenmesi Fransız gökbilimcisi Charles Messier (1730-1817) ile başladı. Messier kuyrukları incelemeye meraklı bir kişiydi. Ve arada bir gökyüzündeki bulutlu bir lekeyi kuyrukluyıldız sanarak yanılgıya düşüyordu. Bu yüzden 1770’li yıllarda diğer kuyrukluyıldız meraklılarına yardımcı olup böyle lekeler konusunda onları uyarabilmek üzere lekelerin yerini gösteren numaralı bir liste hazırladı. Messier’in listesindeki gökcisimleri Mİ, M2 ve benzeri şekilde onun verdiği böylece süren adlarla bilinirler. Ancak, listenin kuyrukluyıldızların ötesinde önem taşıdıkları anlaşıldı. Sözgelişi, Messier’in listesindeki ilk gök cismi olan Mİ, Boğa takımyıldızındaki sisli bir lekenin adıydı. Mİ adlı gök cismi ayrıntılı olarak 1844 yılında İngiliz gökbilimcisi Üçüncü Rosse Kontu William Parsons (1800-1867) tarafından incelendi. Parsons kendisine büyük bir teleskop yaptırmış ancak sonradan bu leleskobun yararsız olduğu anlaşılmıştı. Çünkü, hantal telcskobun manevrası pek zordu ve teleskobun monte edildiği kontun malikhanesinin bulunduğu İrlanda’nın gökleri pek seyrek zamanlarda bulutsuz oluyordu. Gene de Parsons, Ml’i inceleyebildi. Gökcismi kendisine, içinde birtakım kıvrılan ışık çizgileri bulunan ve burgaçlar yapan bir gaz bulutu gibi göründü. Bu kıvrılan ışık çizgileri yüzünden Parsons Ml’i, Yengeç Bulutsusu adıyla adlandırdı. Bu ad, o günden beri sevilip tutuldu. Aynı gökcismi 1921 yılında bir kez daha Amerikalı gökbilimci John Charles Duncan (1882-1967) tarafından incelendi. Duncan, gökcismini Rosse kontunun bildirdiğinden biraz daha büyük olarak saptadı. Belli ki, bulut genişliyordu. Başka bir Amerikalı gökbilimci olan Edwin Povvell Hubble (1889-1953) bulunduğu yeri göz önüne alarak Yengeç Bulutsusunun 1054 yılında gerçekleşen üstnova patlamasının kalıntısı olabileceğim ileri sürdü. Genleşme oram ölçüldüğünde ve geriye doğru bir hesaplama yapıldığında, özgün patlamanın gerçekten dokuz yüzyıl önce yaşandığı ortaya çıkıyordu. Şu halde bir üstnova aynen sıradan novada olduğu gibi, bir yıldız patlamasının sonucu meydana gelir. Ancak patlaması daha büyük boyutlardadır. Ama, böyle süper bir patlamaya ne neden olabilir? Bu sorunun yanıtlanmasına ilişkin ilk ima, 1931 yılında geldi. O yıl içinde Hintli gökbilimci Subrahmanyan Chandrasekhar (1910) İngiltere’de çalışıyor ve bir beyaz cücenin ne kadar kütlesi olabileceğinin hesabını yapıyordu. Beyaz cüce daha çok kütleli oldukça kendi yerçekimi gücü nedeniyle yoğunluğu daha fazla artmalıydı. Chandrasekhar bunun bir noktaya kadar gerçekleşeceğini ve soma çöküp parçalanmanın meydana geleceğini buldu. Bu nokta beyaz cüce için güneşin kütlesinin 1,44 katı kadar fazlası olup Chandrasekhar Limiti diye adlandırıldı. Bir beyaz cüce bundan daha fazla bir kütleye sahip olamazdı. Bilim çevrelerinde bu limit önce pek önemliymiş gibi görülmedi. Çünkü hiç değilse var olan yıldızların yüzde 95’i güneşin kütlesinin 1,44 katından daha az kütleliydi. Bunların kırmızı dev durumuna kadar genişleyip soma hiçbir sorun çıkarmadan beyaz cüce olarak büzülmeleri beklenirdi. Pek büyük kütleli yıldızlar bile beyaz cüceleri oluşturabilirdi. Çünkü, büyük kütleli yıldız kırmızı dev olup sonra büzülürken yalmzca iç kısımları çöker. Dış tabakaları olayın gerisinde kalır ya da bir gezegence bulutsusunu oluşturmak üzere dışa doğru fırlatılır. Bunların gerçekleşeceğini varsaymak doğalmış gibi görünüyordu. Şu halde kırmızı devin kütlesi ne kadar olursa olsun, çekirdeği güneşimizin kütlesinin 1,44 katından az olmak üzere büzülecek ve hiçbir sorun çıkarmadan beyaz cüce olacaktır. (Biraz ilerde açıklayacağım gibi, gerçekte bunun tam böyle olmadığı anlaşılmıştır.) Ancak şimdi kütlesi aşağı yukarı güneşin kütlesinin 1,44 katı kadar olan bir beyaz cücenin meydana gelmiş olduğunu varsayalım. Ama, durum bu kadarla da kalmasın. Beyaz cüce birbirine yakın çiftyıldızdan biri; ve öteki de normal büyüklükte bir yıldız olsun. Beyaz cüce, normal boyuttaki yıldızdan maddelerini çeker ve kendi kütlesine ekler. Bu ek madde hidrojen olsa bile, füzyon işlemine girer ve helyum atomlarım oluşturarak beyaz cücede kalır. Sonuç, beyaz cücenin kütlesinin ağır ağır artması ve sonunda Chandrasekhar Limiti’nin geçilmesi için zorlanmasıdır. İşte bu noktada beyaz cüce yapısını koruyamaz ve patlar. Patlama, en fazla dikkati çeken novadan milyonlarca katı daha büyük güçte gerçekleşir. Böyle üstnova patlamaları milyarlarca sayıdaki normal yıldızdan daha parlak ışık verir. Sonra, yıldız ağır ağır sönükleşir ve tüm beyaz cüce geride bir şey bırakmadan yıkıma uğrar. Bu patlama bir I. Tip üstnovaya neden olmuştur. Oysa, patlaması biraz daha az parlak olmak üzere II. Tip üstnovalar da görülmektedir. Belli ki bizim güneşimiz kesinlikle bir üstnova olamayacaktır. Çünkü, güneşimizin oluşturacağı beyaz cüce Chandrasekhar Limiti’nin epey aşağısında kalacaktır. Ayrıca, güneşimiz beyaz cüce olduğunda, ondan ek kütle kazanacağı bir yıldız çifti yani "arkadaşı" bulunmamaktadır. I. Tip üstnovaların tayfında hidrojen görülmemektedir. Bu da yıldızın kırmızı dev durumuna geçip sonra beyaz cüce durumuna girince ek kütle alarak kütlesini artırması ve daha soma gerçekleştirdiği patlamada tüm hidrojenini kullanmış olmasından kaynaklanmaktadır. Oysa ki, II. Tip üstnovaların tayfında yıldızın beyaz cüce aşamasına varamadan patladığım gösteren büyük oranda hidrojen oram saptamr. Bu durumda kırmızı devin kendisinin patlamış olduğu anlaşılmaktadır. Yıldızın kütlesi arttıkça oluşturacağı kırmızı dev daha büyük olur ve o da daha büyük bir felaketi oluşturarak çöker. Eğer kütlesi yeterince büyükse, çöküşü öyle ani ve şiddetli olur ki, çöken kısmında hidrojen basınç altında kalır, füzyon işlemine girer ve bir üstnovayı oluşturur. II. Tip üstnova, I. Tipten bir başka yolla daha ayrılır: I. Tip üstnova bir beyaz cüce olarak patlarken geride hiçbir iz bırakmazken kırmızı dev II. Tip üstnova olarak patladığında geriye çökmüş bir artık bırakır. Ama, bu artık bir beyaz cüce olamaz. Çünkü, ya bu artık çok fazla kütleli olacak (sözgelişi, kütlesi güneşinkinden 20 katı fazladır) ve bu kütle, Chandrasekhar Limiti’ni geçecek şekilde çökecek ve beyaz cüce haline gelemeyecek kadar fazla kütleli kalacaktır. Ya da çöküşü öyle şiddetli olacak ve çekim gücüyle maddesi içe doğru öyle büyük kuvvetle çekilecektir ki, çökmüş kesimin kütlesi güneşimizin kütlesinin 1,44 katından daha küçük olsa bile, kendisi beyaz cüceden daha yoğun olacaktır. Pekiyi, çöken bir yıldızın kalıntısı beyaz cüce aşamasımn daha da ötesine geçerse ne olur? 1934 yılında İsviçreli gökbilimci Zvvicky ile ondan bağımsız olarak Amerikalı fizikçi J. Robert Oppenheimer (1904-1967) bu soru üzerinde kafa yordular ve her ikisi de şu durumun gerçekleşeceğine karar verdiler: Beyaz cüce serbest atom çekirdeği ve serbest elektronlardan oluşmaktadır. Burada elektronlar fren işlevi yaparak çökmenin daha ileri aşamalara varmasını engeller. Bununla birlikte, bu frenin yoğunlaşmayı durdurmak üzere sınırlı bir kapasitesi bulunmaktadır. Eğer kütle çok fazla ya da çöküş gücü çok büyük oranda ise, elektronlar serbest çekirdekteki protonlarla birleşip nötronları oluşturmak üzere zorlanırlar. Bu durumda yalmzca nötronlardan oluşan bir yıldız meydana gelmiş olur. Bu yıldız hiçbir elektrik yükü taşımaz ve nötronları yalmzca birbirine dokunan parçacıklardan oluşmuştur. Yalmzca nötronlardan oluşan bir yıldız, giıneşimizinkine eşit bir kütleyi çapı sadece 14 kilometreden fazla olmayan bir topun içine sıkıştırabilir. İşte böyle gökcisimlerine nötron yıldızlan denilebilirdi. O günlerde bu, ilginç bir düşünce şekli sayılıyordu. 1930’lu yıllarda böyle minik bir gökcismini saptamak olanağı bulunmuyordu. Eğer Sirius B, beyaz cüce değil de, bir nötron yıldızı ise, Sirius A gene dalgalı bir kendine özgü devinim hattını izleyebilirdi. Ama o zaman Sirius B’nin şimdiki parlaklığının 1/750.000’i oranında parlaması gerekirdi. O zaman, kadiri 20 dolayında olacak ve en iyi teleskoplarla görülmesi bile güçleşecekti. Sirius B, bize en yakın bulunan bir beyaz cücedir. Gökbilimciler bu yıldız beyaz cüce değil de, nötron yıldızı olsa onu kesinlikle göremezdik diye düşünmeye başladılar. Böylece otuz yılı aşkın süreyle bu konuda tüm varsayımlar askıya alınıp tam bir beklemeye girmiş oldular.

Facebook Hesabınızla Yorum Yapabilirsiniz

YORUMLAR

İlgili Terimler :

BENZER HABERLER

KÖŞE YAZARLARI

Tüm Yazarlar
TemaFabrika