İçeriğe atla

Tip Ia süpernova

Vikipedi, özgür ansiklopedi

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

[değiştir | kaynağı değiştir]
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

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  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

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Tip_Ia_süpernova&oldid=32511543" sayfasından alınmıştır