Süpernova
Süpernova (/ˌsuːpərˈnoʊvə/; çoğ. supernovae /-viː/ veya supernovas; abbr. SN ve SNe) güçlü ve parlak bir yıldız patlamasıdır. Bu geçici astronomik olay, büyük kütleli bir yıldızın son evrim aşamalarında veya bir beyaz cüce kaçak nükleer füzyona tetiklendiğinde meydana gelir. Progenitör olarak adlandırılan orijinal nesne ya bir nötron yıldızına ya da kara deliğe çöker ya da tamamen yok olur. Bir süpernovanın en yüksek optik parlaklığı, birkaç hafta veya ay içinde sönmeden önce tüm bir galaksininkiyle karşılaştırılabilir. ⓘ
Süpernovalar novalardan daha enerjiktir. Latince'de nova "yeni" anlamına gelir ve astronomik olarak geçici yeni bir parlak yıldız gibi görünen şeye atıfta bulunur. "Süper-" ön ekinin eklenmesi süpernovaları çok daha az parlak olan sıradan novalardan ayırır. Süpernova kelimesi 1929 yılında Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından ortaya atılmıştır. ⓘ
Samanyolu'nda doğrudan gözlemlenen en son süpernova 1604'teki Kepler Süpernovasıdır, ancak daha yakın tarihli süpernovaların kalıntıları da bulunmuştur. Diğer galaksilerdeki süpernovaların gözlemleri, Samanyolu'nda her yüzyılda ortalama üç kez meydana geldiklerini göstermektedir. Bu süpernovalar modern astronomik teleskoplarla neredeyse kesinlikle gözlemlenebilir. Çıplak gözle görülebilen en son süpernova, Samanyolu'nun bir uydusu olan Büyük Macellan Bulutu'ndaki mavi bir süperdev yıldızın patlaması olan SN 1987A'dır. ⓘ
Teorik çalışmalar, çoğu süpernovanın iki temel mekanizmadan biri tarafından tetiklendiğini göstermektedir: beyaz cüce gibi dejenere bir yıldızda nükleer füzyonun aniden yeniden ateşlenmesi veya büyük bir yıldızın çekirdeğinin ani yerçekimsel çöküşü. Birinci sınıf olaylarda, nesnenin sıcaklığı kaçak nükleer füzyonu tetikleyecek kadar yükselir ve yıldızı tamamen bozar. Olası nedenler arasında ikili bir yoldaştan yığılma yoluyla malzeme birikmesi ya da bir yıldız birleşmesi sayılabilir. Büyük kütleli yıldız durumunda, büyük kütleli bir yıldızın çekirdeği, füzyondan yıldızın kendi çekimine karşı koyacak yeterli enerjiyi üretemediğinde ani bir çöküşe uğrayabilir. Gözlemlenen bazı süpernovalar bu iki basitleştirilmiş teoriden daha karmaşık olsa da, astrofiziksel mekanikler astronomi topluluğu tarafından belirlenmiş ve kabul edilmiştir. ⓘ
Süpernovalar ışık hızının yüzde birkaçına varan hızlarda birkaç güneş kütlesi kadar maddeyi dışarı atabilir. Bu, çevredeki yıldızlararası ortama genişleyen bir şok dalgası göndererek, süpernova kalıntısı olarak gözlemlenen genişleyen bir gaz ve toz kabuğunu süpürür. Süpernovalar yıldızlararası ortamda oksijenden rubidyuma kadar önemli bir element kaynağıdır. Süpernovaların genişleyen şok dalgaları yeni yıldızların oluşumunu tetikleyebilir. Süpernova kalıntıları önemli bir kozmik ışın kaynağı olabilir. Süpernovalar kütleçekim dalgaları üretebilir, ancak şimdiye kadar kütleçekim dalgaları yalnızca kara deliklerin ve nötron yıldızlarının birleşmelerinden tespit edilmiştir. ⓘ
Süpernova, enerjisi biten Büyük Yıldızların şiddetle patlaması durumuna verilen addır. Bir süpernovanın parlaklığı Güneş'in parlaklığının yüz milyon katına varabilir. ⓘ
Başlangıçta yapısı, iyonize madde olan plazma şeklindeki bir süpernovanın parlaklığını yitirmesi haftalar ya da aylar sürebilir. Bu süre zarfında yaydığı enerji, Güneş'in 10 milyar yılda yayacağı enerjiden daha fazladır. Bu patlamalar, maddenin evrende bir noktadan başka noktalara taşınması işine yarar. Patlama sonucunda dağılan yıldız artıklarının, evrenin başka köşelerinde birikerek yeniden yıldızlar ya da yıldız sistemleri oluşturduğu varsayılmaktadır. Bu varsayıma göre, Güneş, Güneş Sistemi içindeki gezegenler ve bu arada elbette bizim Dünyamız da, çok eski zamanlarda gerçekleşmiş bir süpernova patlamasının sonucunda ortaya çıkmıştır. ⓘ
18 Eylül 2006 tarihinde R Quimby ve P. Mondol tarafından keşfedilen SN 2006gy isimli süpernovanın şimdiye kadar gözlemlenmiş en parlak süpernova olduğu açıklandı. SN 2006gy süpernovasının meydana geldiği galaksi NGC 1260, bize 238 milyon ışık yılı uzaklıkta. Yani süpernovadan gelen ışığın dünyamıza ulaşması 238 milyon yıl sürdü. ⓘ
Süpernova tarafından fırlatılan gaz kabuk, yıldızlararası ortama ilerlerken, yeni meydana gelen ağır elementleri de yıldızlararası ortama katarak zenginleştirir; buna da süpernova kalıntısı denir. Tarihte gözlenen süpernova patlaması ile birlikte, sadece yarım düzine süpernova kalıntısı eşleştirilmiştir. 1572'de Tycho, 1604'te Kepler ve 1054 yılında Çinli astronomların gözlediği süpernovalar bunlara örnektir. ⓘ
Cygnus takımyıldızında bulunan, Dünyaya 2500 ışık yılı uzaklıktaki ve Cygnus Düğümü olarak bilinen bir süpernova kalıntısına ait süpernova yaklaşık 15 000 yıl önce patlamıştır. Bugün bile devam edegelen patlamadan kalan şok dalgaları çevresindeki yıldızlararası ortamı hala itmektedir ve içindeki gazı ısıtıp X ışını yaymaya devam etmektedir. ⓘ
1054 yılında Çin ve Japon kayıtlarına alınan Yengeç Bulutsusu (Crab Nebula) bir süpernova neticesi oluşmuş olup, bize uzaklığının 7000 ışık yılı olmasına rağmen haftalarca Venüs'ten daha parlak görünmüş ve yaklaşık iki yıl boyunca da gözle rahat görünen parlaklığa sahip olmuştur. ⓘ
Bugün bile bulutsu saatte 4 milyon km hızla genişlemekte olup gama ışınlarından X ışınlarına, UV, optik, infared ve radyo dalgalarına kadar bütün dalga boylarında ışınım yayınlamaktadır. ⓘ
Gözlem geçmişi
Bir yıldızın tüm geçmişiyle kıyaslandığında, bir süpernovanın görsel görünümü çok kısadır, bazen birkaç aya yayılır, böylece bir tanesini çıplak gözle gözlemleme şansı kabaca hayatta bir kezdir. Tipik bir galaksideki 100 milyar yıldızın sadece küçük bir kısmı süpernova olma kapasitesine sahiptir, bu da ya büyük kütleli yıldızlarla ya da beyaz cüceler içeren nadir çift yıldız türleriyle sınırlıdır. ⓘ
HB9 olarak bilinen kaydedilmiş en eski olası süpernova, Keşmir'deki Burzahama bölgesinde bulunan ve MÖ 4500±1000 yıllarına tarihlenen bir kaya oymasında, Hint alt kıtasının bilinmeyen tarih öncesi insanları tarafından görülmüş ve kaydedilmiş olabilir. Daha sonra SN 185, MS 185 yılında Çinli astronomlar tarafından görüntülenmiştir. Kaydedilen en parlak süpernova, MS 1006 yılında Lupus takımyıldızında meydana gelen ve Çin, Japonya, Irak, Mısır ve Avrupa'daki gözlemciler tarafından tanımlanan SN 1006'dır. Yaygın olarak gözlemlenen süpernova SN 1054, Yengeç Bulutsusu'nu oluşturmuştur. Samanyolu galaksisinde çıplak gözle gözlemlenen en son süpernovalar olan SN 1572 ve SN 1604, Avrupa'da astronominin gelişimi üzerinde önemli etkilere sahipti çünkü Ay ve gezegenlerin ötesindeki evrenin statik ve değişmez olduğu yönündeki Aristotelesçi fikre karşı çıkmak için kullanıldılar. Johannes Kepler SN 1604'ü 17 Ekim 1604'te zirvede gözlemlemeye başladı ve bir yıl sonra çıplak gözle görülemeyecek hale gelene kadar parlaklığı hakkında tahminlerde bulunmaya devam etti. Bu, bir kuşak içinde gözlemlenen ikinci süpernovadır (Tycho Brahe tarafından Cassiopeia'da görülen SN 1572'den sonra). ⓘ
En genç galaktik süpernova olan G1.9+0.3'ün 19. yüzyılın sonlarında, 1680 civarındaki Cassiopeia A'dan çok daha yakın bir tarihte meydana geldiğine dair bazı kanıtlar vardır. Her iki süpernova da o dönemde kaydedilmemiştir. G1.9+0.3 durumunda, galaksimizin düzlemi boyunca yüksek sönme olayı fark edilmeyecek kadar karartmış olabilir. Cassiopeia A için durum daha az nettir. Bunun bir tip IIb süpernova olduğunu ve özellikle yüksek sönme bölgesinde olmadığını gösteren kızılötesi ışık ekoları tespit edilmiştir.
_in_the_Lidai_mingchen_zouyi_(%E5%8E%86%E4%BB%A3%E5%90%8D%E8%87%A3%E5%A5%8F%E8%AE%AE).jpg)
| yıl | gözlemlenen | maksimum görünür parlaklık | kesinliği
SN'nin kimliği ⓘ |
|---|---|---|---|
| 185 | Centaurus takımyıldızı | -6m | olası SN,
kuyruklu yıldız da önerdi |
| 386 | Sagittarius takımyıldızı | +1,5m | SN mi yoksa klasik nova mı olduğu belirsiz |
| 393 | Scorpius takımyıldızı | -3m | olası SN |
| 1006 | Lupus takımyıldızı | -7,5±0,4m | belli: SNR biliniyor |
| 1054 | Taurus takımyıldızı | -6m | kesin: SNR ve pulsar biliniyor |
| 1181 | Cassiopeia takımyıldızı | -2m | olası SN,
muhtemelen bir SN değil, WR yıldızının aktivitesi |
| 1572 | Cassiopeia takımyıldızı | -4m | belli:
SNR biliniyor |
| 1604 | Ophiuchus takımyıldızı | -2m | belli: SNR biliniyor |
| 1680 | Cassiopeia takımyıldızı | +6m | belirsiz tanımlama ve statü |
| 1885 | Andromeda Nebulası | +6m | belirli |
| 1979 | galaksi Messier 100 | +11,6m | belirli |
| 1987 | Büyük Macellan Bulutu | +3m | belirli |
| 2014 | galaksi Messier 82 | +10,5m | belirli |
Galaksi dışı süpernovaların gözlemlenmesi ve keşfedilmesi artık çok daha yaygındır. Bu türden ilk gözlem Andromeda Galaksisi'ndeki SN 1885A'ya aitti. Günümüzde amatör ve profesyonel astronomlar her yıl yüzlerce süpernova bulmaktadır; bunların bazıları maksimum parlaklığa yakınken, bazıları ise eski astronomik fotoğraflarda veya plakalarda görülmektedir. Amerikalı astronomlar Rudolph Minkowski ve Fritz Zwicky 1941 yılından itibaren modern süpernova sınıflandırma şemasını geliştirdiler. 1960'larda gökbilimciler süpernovaların maksimum yoğunluklarının standart mumlar, dolayısıyla astronomik uzaklıkların göstergeleri olarak kullanılabileceğini keşfettiler. 2003'te gözlemlenen en uzak süpernovalardan bazıları beklenenden daha sönük göründü. Bu da evrenin genişlemesinin hızlandığı görüşünü desteklemektedir. Gözlemlendiğine dair yazılı kayıt bulunmayan süpernova olaylarının yeniden yapılandırılması için teknikler geliştirilmiştir. Cassiopeia A süpernova olayının tarihi bulutsulardan gelen ışık yankılarından belirlenirken, süpernova kalıntısı RX J0852.0-4622'nin yaşı sıcaklık ölçümlerinden ve titanyum-44'ün radyoaktif bozunmasından kaynaklanan gama ışını emisyonlarından tahmin edildi. ⓘ
Şimdiye kadar kaydedilen en parlak süpernova, 3,82 gigalight-yılı mesafedeki ASASSN-15lh'dir. İlk olarak Haziran 2015'te tespit edilmiş ve 570 milyar L☉, bilinen diğer süpernovaların bolometrik parlaklığının iki katıdır. Bununla birlikte, bu süpernovanın doğası tartışılmaya devam etmektedir ve bir yıldızın bir kara delik tarafından gelgitle parçalanması gibi çeşitli alternatif açıklamalar önerilmiştir. ⓘ
Patlama zamanından bu yana tespit edilen ve en erken spektrumların elde edildiği (gerçek patlamadan 6 saat sonra başlayarak) en erken tespit edilenler arasında, 6 Ekim 2013'teki süpernova olayından 3 saat sonra Ara Palomar Geçici Fabrikası (iPTF) tarafından kaydedilen tip II SN 2013fs (iPTF13dqy) bulunmaktadır. Yıldız, Pegasus takımyıldızında 160 milyon ışık yılı uzaklıkta NGC 7610 adlı bir sarmal galakside yer almaktadır. ⓘ
20 Eylül 2016'da Arjantin'in Rosario kentinden amatör astronom Victor Buso teleskobunu test ediyordu. Buso, NGC 613 galaksisinin birkaç fotoğrafını çekerken, patlamaya başladığı sırada Dünya'dan görülebilen bir süpernovaya rastladı. Görüntüleri inceledikten sonra Instituto de Astrofísica de La Plata ile temasa geçti. "Bir gama ışını ya da X-ışını patlamasıyla ilişkili olmayan optik bir süpernovanın 'şok patlamasının' ilk anları ilk kez birileri tarafından yakalanmıştı." Instituto de Astrofísica'dan gökbilimci Melina Bersten'e göre böyle bir olayı yakalama olasılığı on milyonda bir ile yüz milyonda bir arasında değişiyordu. Buso'nun gözlemlediği süpernova SN 2016gkg olarak adlandırılmış olup, Güneş'in yirmi katı kütleye sahip sarı bir süperdev yıldızın çökmesi sonucu oluşmuş olması muhtemel bir tip IIb süpernovadır. Birçok tip IIb süpernovada ortak olan çift tepe noktası göstermiş, keşfedildikten kısa bir süre sonra 15,5 büyüklüğüne yükselmiş ve yaklaşık 20 gün sonra tekrar yükselmiştir. Progenitör yıldız, çöküşünden önceki Hubble Uzay Teleskobu görüntülerinde tespit edilmiştir. Kaliforniya Üniversitesi'nden astronom Alex Filippenko, profesyonel astronomların böyle bir olayı uzun zamandır aradıklarını belirtti. Filippenko şunları söyledi: "Yıldızların patlamaya başladıkları ilk anlardaki gözlemleri, başka hiçbir şekilde doğrudan elde edilemeyecek bilgiler sağlar." ⓘ
Keşif
Başlangıçta sadece yeni bir novalar kategorisi olduğuna inanılan novalar üzerinde ilk çalışmalar 1920'lerde yapıldı. Bunlar çeşitli şekillerde "üst sınıf novalar", "Hauptnovalar" veya "dev novalar" olarak adlandırılmıştır. "Süpernova" adının Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından 1931 yılında Caltech'teki derslerde ortaya atıldığı düşünülmektedir. Knut Lundmark tarafından 1933 yılında yayınlanan bir dergi makalesinde ve Baade ve Zwicky tarafından 1934 yılında yayınlanan bir makalede "süper novalar" olarak kullanılmıştır. 1938 yılına gelindiğinde tire işareti kaybolmuş ve modern isim kullanılmaya başlanmıştır. Süpernovalar bir galaksi içinde nispeten nadir görülen olaylar olduğundan, Samanyolu'nda yüzyılda yaklaşık üç kez meydana geldiğinden, incelenecek iyi bir süpernova örneği elde etmek için birçok galaksinin düzenli olarak izlenmesi gerekir. ⓘ
Diğer galaksilerdeki süpernovalar anlamlı bir doğrulukla tahmin edilemez. Normalde, keşfedildiklerinde zaten devam ediyorlardır. Süpernovaları uzaklık ölçümünde standart mum olarak kullanabilmek için tepe parlaklıklarının gözlemlenmesi gerekir. Bu nedenle onları maksimum parlaklıklarına ulaşmadan çok önce keşfetmek önemlidir. Profesyonel gökbilimcilerin sayısından çok daha fazla olan amatör gökbilimciler, tipik olarak yakın galaksilerden bazılarına optik bir teleskopla bakarak ve bunları daha önceki fotoğraflarla karşılaştırarak süpernovaların bulunmasında önemli bir rol oynamışlardır. ⓘ
Yirminci yüzyılın sonlarına doğru, gökbilimciler süpernovaları avlamak için giderek daha fazla bilgisayar kontrollü teleskoplara ve CCD'lere yöneldi. Bu tür sistemler amatörler arasında popüler olmakla birlikte, Katzman Otomatik Görüntüleme Teleskobu gibi profesyonel kurulumlar da vardır. Süpernova Erken Uyarı Sistemi (SNEWS) projesi, Samanyolu galaksisindeki bir süpernovanın erken uyarısını vermek için bir nötrino detektörleri ağı kullanmaktadır. Nötrinolar bir süpernova tarafından büyük miktarlarda üretilen parçacıklardır ve galaktik diskin yıldızlararası gazı ve tozu tarafından önemli ölçüde emilmezler. ⓘ
Süpernova araştırmaları iki sınıfa ayrılır: nispeten yakın olaylara odaklananlar ve daha uzağa bakanlar. Evrenin genişlemesi nedeniyle, bilinen bir emisyon spektrumuna sahip uzak bir nesneye olan mesafe, Doppler kayması (veya kırmızıya kayma) ölçülerek tahmin edilebilir; ortalama olarak, daha uzak nesneler yakındakilerden daha büyük bir hızla uzaklaşır ve bu nedenle daha yüksek bir kırmızıya kaymaya sahiptir. Bu nedenle arama, yüksek kırmızıya kayma ve düşük kırmızıya kayma arasında bölünmüştür; sınır, z=0,1-0,3 kırmızıya kayma aralığına düşer; burada z, spektrumun frekans kaymasının boyutsuz bir ölçüsüdür. ⓘ
Süpernovalar için yüksek kırmızıya kayma araştırmaları genellikle süpernova ışık eğrilerinin gözlemlenmesini içerir. Bunlar, Hubble diyagramları oluşturmak ve kozmolojik tahminler yapmak için standart veya kalibre edilmiş mumlar için kullanışlıdır. Süpernovaların fiziğini ve ortamlarını incelemek için kullanılan süpernova spektroskopisi, düşük kırmızıya kaymada yüksek kırmızıya kaymadan daha pratiktir. Düşük kırmızıya kayma gözlemleri, görünür galaksiler için kırmızıya kaymaya karşı mesafenin bir grafiği olan Hubble eğrisinin düşük mesafeli ucunu da sabitler. ⓘ
İsimlendirme kuralı
Süpernova keşifleri Uluslararası Astronomi Birliği'nin Astronomik Telgraflar Merkez Bürosu'na bildirilir ve bu büro da süpernovaya verdiği isimle birlikte bir genelge gönderir. İsim SN ön ekinden oluşur, bunu keşif yılı takip eder ve bir veya iki harfli bir tanımlama ile sonlandırılır. Yılın ilk 26 süpernovası A'dan Z'ye kadar büyük harfle belirtilir. Daha sonra küçük harf çiftleri kullanılır: aa, ab, vb. Dolayısıyla, örneğin SN 2003C, 2003 yılında rapor edilen üçüncü süpernovayı belirtir. 2005'in son süpernovası SN 2005nc ise 367. süpernovadır (14 × 26 + 3 = 367). 2000 yılından bu yana, profesyonel ve amatör astronomlar her yıl birkaç yüz süpernova bulmaktadır (2007'de 572, 2008'de 261, 2009'da 390; 2013'te 231). ⓘ
Tarihsel süpernovalar sadece meydana geldikleri yıl ile bilinirler: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Tycho'nun Nova'sı olarak adlandırılır) ve SN 1604 (Kepler'in Yıldızı). 1885'ten bu yana, o yıl sadece bir süpernova keşfedilmiş olsa bile (örneğin SN 1885A, SN 1907A, vb.) ek harf gösterimi kullanılmaktadır - bu son olarak SN 1947A ile olmuştur. SN, SüperNova için standart bir önektir. 1987 yılına kadar iki harfli tanımlamalara nadiren ihtiyaç duyulmaktaydı; ancak 1988'den beri her yıl ihtiyaç duyulmaktadır. 2016'dan bu yana artan keşif sayısı düzenli olarak üç haneli tanımlamaların kullanılmasına yol açmıştır. ⓘ
Sınıflandırma
Astronomlar süpernovaları ışık eğrilerine ve spektrumlarında görünen farklı kimyasal elementlerin soğurma çizgilerine göre sınıflandırırlar. Bir süpernovanın spektrumu hidrojen çizgileri içeriyorsa (spektrumun görsel kısmında Balmer serisi olarak bilinir) Tip II olarak sınıflandırılır; aksi takdirde Tip I'dir. Bu iki türün her birinde, diğer elementlerden gelen çizgilerin varlığına veya ışık eğrisinin şekline (süpernovanın görünen büyüklüğünün zamanın bir fonksiyonu olarak grafiği) göre alt bölümler vardır. ⓘ
| Tip I Hidrojen yok |
Tip Ia Tepe ışığına yakın 615.0 nm'de (nanometre) tek başına iyonize olmuş bir silikon (Si II) çizgisi sunar |
Termal kaçak ⓘ | ||||||
| Tip Ib/c Zayıf veya hiç silikon emme özelliği yok |
Tip Ib 587,6 nm'de iyonize olmayan bir helyum (He I) çizgisi gösterir |
Çekirdek çökmesi | ||||||
| Tip Ic Zayıf veya hiç helyum yok | ||||||||
| Tip II Hidrojen gösterir |
Tip II-P/-L/n Baştan sona Tip II spektrum |
Tip II-P/L Dar çizgi yok |
Tip II-P Işık eğrisinde bir "plato "ya ulaşır | |||||
| Tip II-L Işık eğrisinde "doğrusal" bir düşüş gösterir (zamana karşı büyüklükte doğrusal) | ||||||||
| Tip IIn Bazı dar hatlar | ||||||||
| Tip IIb Spektrum Tip Ib gibi olmak için değişir | ||||||||
Tip I
Tip I süpernovalar spektrumlarına göre alt bölümlere ayrılırlar; tip Ia güçlü bir iyonize silisyum soğurma çizgisi gösterir. Bu güçlü çizgiye sahip olmayan Tip I süpernovalar ise tip Ib ve Ic olarak sınıflandırılır; tip Ib güçlü nötr helyum çizgileri gösterirken tip Ic'de bu çizgiler bulunmaz. Işık eğrilerinin hepsi benzerdir, ancak tip Ia genellikle tepe parlaklığında daha parlaktır, ancak ışık eğrisi tip I süpernovaların sınıflandırılması için önemli değildir. ⓘ
Az sayıda tip Ia süpernova, standart olmayan parlaklık veya genişlemiş ışık eğrileri gibi olağandışı özellikler sergiler ve bunlar tipik olarak benzer özellikler gösteren en eski örneğe atıfta bulunularak sınıflandırılır. Örneğin, düşük parlaklığa sahip SN 2008ha genellikle SN 2002cx benzeri veya sınıf Ia-2002cx olarak adlandırılır. ⓘ
Tip Ic süpernovaların küçük bir kısmı, ejekta için çok yüksek genişleme hızlarına işaret ettiği düşünülen oldukça genişlemiş ve karışmış emisyon çizgileri gösterir. Bunlar Ic-BL veya Ic-bl tipi olarak sınıflandırılmıştır. ⓘ
Kalsiyum zengini süpernovalar, spektrumlarında alışılmadık derecede güçlü kalsiyum çizgileri olan nadir bir çok hızlı süpernova türüdür. Modeller, hidrojen zengini bir yıldızdan ziyade helyum zengini bir yoldaştan malzeme biriktiğinde meydana geldiklerini göstermektedir. Spektrumlarındaki helyum çizgileri nedeniyle Ib tipi süpernovalara benzeyebilirler, ancak çok farklı progenitörlere sahip oldukları düşünülmektedir. ⓘ
Tip II
Tip II süpernovalar spektrumlarına göre de alt bölümlere ayrılabilir. Çoğu tip II süpernova saniyede binlerce kilometrelik genişleme hızlarına işaret eden çok geniş emisyon çizgileri gösterirken, SN 2005gl gibi bazılarının spektrumlarında nispeten dar özellikler vardır. Bunlar tip IIn olarak adlandırılır, burada 'n' 'dar' anlamına gelir. ⓘ
SN 1987K ve SN 1993J gibi birkaç süpernova tür değiştiriyor gibi görünür: erken zamanlarda hidrojen çizgileri gösterirler, ancak haftalar veya aylar süren bir süre boyunca helyum çizgileri baskın hale gelir. "Tip IIb" terimi normalde tip II ve Ib ile ilişkili özelliklerin kombinasyonunu tanımlamak için kullanılır. ⓘ
Düşüşün ömrü boyunca kalan geniş hidrojen çizgilerinin hakim olduğu normal spektrumlu Tip II süpernovalar ışık eğrilerine göre sınıflandırılır. En yaygın tip, tepe parlaklığından kısa bir süre sonra ışık eğrisinde belirgin bir "plato" gösterir; burada görsel parlaklık, düşüş devam etmeden önce birkaç ay boyunca nispeten sabit kalır. Bunlar platoya atıfla tip II-P olarak adlandırılır. Daha az yaygın olan tip II-L süpernovalar belirgin bir platodan yoksundur. Işık eğrisi aslında düz bir çizgi olmamasına rağmen "L" "doğrusal" anlamına gelir. ⓘ
Normal sınıflandırmalara uymayan süpernovalar tuhaf veya 'pec' olarak adlandırılır. ⓘ
Tip III, IV ve V
Fritz Zwicky, tip I veya tip II süpernova parametrelerine tam olarak uymayan çok az sayıdaki örneğe dayanarak ilave süpernova tipleri tanımlamıştır. NGC 4303'teki SN 1961i, geniş ışık eğrisi maksimumuyla ve spektrumda yavaş gelişen geniş hidrojen Balmer çizgileriyle dikkat çeken tip III süpernova sınıfının prototipi ve tek üyesiydi. NGC 3003'teki SN 1961f, hidrojen soğurma çizgileri ancak zayıf hidrojen emisyon çizgileri ile tip II-P süpernovaya benzer bir ışık eğrisine sahip tip IV sınıfının prototipi ve tek üyesiydi. Tip V sınıfı, NGC 1058'deki SN 1961V için icat edilmiştir; bu olağandışı soluk süpernova veya süpernova taklidi, parlaklığa yavaş bir yükseliş, aylar süren bir maksimum ve olağandışı bir emisyon spektrumuna sahiptir. SN 1961V'nin Eta Carinae Büyük Patlaması ile benzerliği not edilmiştir. M101 (1909) ve M83'teki (1923 ve 1957) süpernovalar da olası tip IV veya tip V süpernovalar olarak önerilmiştir. ⓘ
SN 1961V'nin bir LBV patlamasını izleyen gerçek bir süpernova mı yoksa bir sahtekar mı olduğu hala tartışılsa da, bu tiplerin hepsi artık daha birçok örneği keşfedilen tuhaf tip II süpernovalar (IIpec) olarak ele alınacaktır. ⓘ
Güncel modeller
Yukarıdaki tabloda özetlendiği gibi süpernova tip kodları taksonomiktir: tip numarası süpernovadan gözlenen ışığa dayanır, nedeni olması gerekmez. Örneğin, tip Ia süpernovalar, dejenere beyaz cüce progenitörlerde ateşlenen kaçak füzyonla üretilirken, spektral olarak benzer tip Ib/c, çekirdek çökmesi yoluyla büyük kütleli sıyrılmış progenitör yıldızlardan üretilir. ⓘ
Termal kaçak
Bir beyaz cüce yıldız, çekirdek sıcaklığını karbon füzyonunu ateşleyecek kadar yükseltmek için bir yıldız yoldaşından yeterli malzeme biriktirebilir ve bu noktada kaçak nükleer füzyona uğrayarak tamamen parçalanır. Bu patlamanın gerçekleşmesi için teorik olarak üç yol vardır: bir yoldaştan kararlı bir şekilde malzeme birikmesi, iki beyaz cücenin çarpışması veya bir kabukta tutuşmaya neden olan ve daha sonra çekirdeği tutuşturan birikme. Ia tipi süpernovaların hangi baskın mekanizma tarafından üretildiği belirsizliğini korumaktadır. Tip Ia süpernovaların nasıl üretildiği konusundaki bu belirsizliğe rağmen, tip Ia süpernovalar çok düzgün özelliklere sahiptir ve galaksiler arası mesafelerde kullanışlı standart mumlardır. Yüksek kırmızıya kaymada anormal parlaklıktaki süpernovaların özelliklerindeki kademeli değişimi veya farklı frekansları ve ışık eğrisi şekli veya spektrum tarafından tanımlanan parlaklıktaki küçük değişimleri telafi etmek için bazı kalibrasyonlar gereklidir. ⓘ
Normal Tip Ia
Bu tip bir süpernovanın oluşabilmesi için çeşitli yollar vardır, ancak bunların altında yatan ortak bir mekanizma vardır. Eğer bir karbon-oksijen beyaz cüce Chandrasekhar sınırı olan yaklaşık 1.44 güneş kütlesine ulaşacak kadar madde biriktirmişse (M☉) (dönmeyen bir yıldız için), artık elektron dejenerasyon basıncı yoluyla kütlesinin büyük kısmını destekleyemeyecek ve çökmeye başlayacaktır. Ancak mevcut görüşe göre bu sınıra normalde ulaşılmaz; çekirdek içindeki artan sıcaklık ve yoğunluk, çökme başlamadan önce yıldız sınıra yaklaştıkça (yaklaşık %1'e kadar) karbon füzyonunu ateşler. Buna karşılık, esas olarak oksijen, neon ve magnezyumdan oluşan bir çekirdek için, çöken beyaz cüce tipik olarak bir nötron yıldızı oluşturacaktır. Bu durumda, çökme sırasında yıldızın kütlesinin yalnızca bir kısmı dışarı atılacaktır. ⓘ
Birkaç saniye içinde, beyaz cücedeki maddenin önemli bir kısmı nükleer füzyona uğrar ve yıldızı bir süpernovaya dönüştürecek kadar enerji (1-2×1044 J) açığa çıkar. Dışa doğru genişleyen bir şok dalgası meydana gelir ve madde 5.000-20.000 km/s veya ışık hızının kabaca %3'ü mertebesinde hızlara ulaşır. Parlaklıkta da önemli bir artış olur ve -19.3 mutlak büyüklüğe (ya da Güneş'ten 5 milyar kat daha parlak) ulaşır ve çok az değişiklik gösterir. ⓘ
Bu kategorideki süpernovaların oluşum modeli yakın bir ikili yıldız sistemidir. İki yıldızdan büyük olanı ana diziden ilk çıkan yıldızdır ve genişleyerek bir kırmızı dev oluşturur. İki yıldız artık ortak bir zarfı paylaşır ve bu da karşılıklı yörüngelerinin küçülmesine neden olur. Dev yıldız daha sonra zarfının çoğunu döker ve artık nükleer füzyona devam edemeyecek hale gelene kadar kütle kaybeder. Bu noktada, esas olarak karbon ve oksijenden oluşan bir beyaz cüce yıldız haline gelir. Sonunda, ikincil yıldız da kırmızı bir dev oluşturmak üzere ana diziden çıkar. Devden gelen madde beyaz cüce tarafından biriktirilir ve ikincisinin kütlesinin artmasına neden olur. Temel modelin yaygın kabul görmesine rağmen, başlangıç ve felaket olayında üretilen ağır elementlerin kesin ayrıntıları hala belirsizdir. ⓘ
Tip Ia süpernovaları olaydan sonra karakteristik bir ışık eğrisi (zamanın bir fonksiyonu olarak parlaklık grafiği) izler. Bu parlaklık nikel-56'nın kobalt-56'dan demir-56'ya radyoaktif bozunması ile oluşur. Işık eğrisinin tepe parlaklığı normal tip Ia süpernovalar arasında son derece tutarlıdır ve yaklaşık -19,3'lük bir maksimum mutlak büyüklüğe sahiptir. Bunun nedeni, tip Ia süpernovaların tutarlı bir progenitör yıldız türünden kademeli kütle kazanımı ile ortaya çıkması ve tutarlı bir tipik kütle kazandıklarında patlayarak çok benzer süpernova koşullarına ve davranışlarına yol açmasıdır. Bu da onların ev sahibi galaksilere olan uzaklığı ölçmek için ikincil bir standart mum olarak kullanılabilmelerini sağlar. ⓘ
Standart olmayan Tip Ia
Ia tipi süpernovaların oluşumu için bir başka model de iki beyaz cüce yıldızın birleşmesini ve birleşik kütlenin Chandrasekhar limitini anlık olarak aşmasını içerir. Bu tür olaylarda çok fazla çeşitlilik vardır ve birçok durumda hiç süpernova olmayabilir, bu durumda daha normal SN tip Ia'dan daha geniş ve daha az parlak bir ışık eğrisine sahip olurlar. ⓘ
Anormal derecede parlak tip Ia süpernovalar, beyaz cücenin Chandrasekhar limitinden daha yüksek bir kütleye sahip olduğu, muhtemelen asimetri ile daha da arttığı, ancak fırlatılan malzemenin normalden daha az kinetik enerjiye sahip olacağı durumlarda meydana gelir. ⓘ
Standart olmayan tip Ia süpernovaları için resmi bir alt sınıflandırma yoktur. Bir beyaz cücenin üzerine helyum birikmesiyle meydana gelen bir grup alt ışıklı süpernovanın tip Iax olarak sınıflandırılması önerilmiştir. Bu tip süpernovalar beyaz cüce atasını her zaman tamamen yok etmeyebilir ve geride bir zombi yıldız bırakabilir. ⓘ
Standart olmayan tip Ia süpernovanın belirli bir türü hidrojen ve diğer emisyon çizgileri geliştirir ve normal bir tip Ia ile tip IIn süpernova arasında bir karışım görünümü verir. Örnekler SN 2002ic ve SN 2005gj'dir. Bu süpernovalar tip Ia/IIn, tip Ian, tip IIa ve tip IIan olarak adlandırılmıştır. ⓘ
Vela takımyıldızındaki IC 2391 açık kümesine ait HD 74438 dörtlü yıldızının standart olmayan bir tip Ia süpernova olacağı tahmin edilmektedir. ⓘ
Çekirdek çökmesi
Çok büyük kütleli yıldızlar, nükleer füzyon çekirdeği kendi yerçekimine karşı ayakta tutamaz hale geldiğinde çekirdek çöküşüne uğrayabilir; bu eşiğin geçilmesi tip Ia hariç tüm süpernova türlerinin nedenidir. Çökme, yıldızın dış katmanlarının şiddetli bir şekilde dışarı atılmasına neden olarak bir süpernova ile sonuçlanabilir veya yerçekimsel potansiyel enerjinin salınımı yetersiz olabilir ve yıldız çok az enerji yayan bir kara delik veya nötron yıldızına çökebilir. ⓘ
Çekirdek çökmesi birkaç farklı mekanizmadan kaynaklanabilir: Chandrasekhar limitinin aşılması; elektron yakalama; çift-kararsızlık; veya fotodintegrasyon.
- Büyük kütleli bir yıldız Chandrasekhar kütlesinden daha büyük bir demir çekirdek geliştirdiğinde, elektron dejenerasyon basıncı ile artık kendini destekleyemeyecek ve bir nötron yıldızı veya kara deliğe doğru çökecektir.
- Dejenere bir O/Ne/Mg çekirdeğinde (8-10 güneş kütleli progenitör yıldız) magnezyum tarafından elektron yakalanması desteği ortadan kaldırır ve çok benzer sonuçlarla patlayıcı oksijen füzyonunun ardından yerçekimsel çöküşe neden olur.
- Helyum sonrası yanan büyük bir çekirdekte elektron-pozitron çifti üretimi termodinamik desteği ortadan kaldırır ve ilk çöküşün ardından kaçak füzyona neden olarak çift-kararsız bir süpernova ile sonuçlanır.
- Yeterince büyük ve sıcak bir yıldız çekirdeği fotodintegrasyonu doğrudan başlatacak kadar enerjik gama ışınları üretebilir ve bu da çekirdeğin tamamen çökmesine neden olur. ⓘ
Aşağıdaki tabloda büyük kütleli yıldızlarda çekirdek çökmesinin bilinen nedenleri, meydana geldikleri yıldız türleri, ilişkili süpernova türleri ve üretilen kalıntılar listelenmektedir. Metaliklik, Güneş'e kıyasla hidrojen veya helyum dışındaki elementlerin oranıdır. Başlangıç kütlesi, yıldızın süpernova olayından önceki kütlesidir ve Güneş'in kütlesinin katları olarak verilir, ancak süpernova sırasındaki kütle çok daha düşük olabilir. ⓘ
Tip IIn süpernovalar tabloda listelenmemiştir. Farklı ata yıldızlardaki çeşitli çekirdek çökmesi türleriyle, hatta muhtemelen tip Ia beyaz cüce ateşlemeleriyle üretilebilirler, ancak çoğunun parlak süper devler veya hiper devlerdeki (LBV'ler dahil) demir çekirdek çökmesinden kaynaklanacağı görülmektedir. Adını aldıkları dar spektral çizgiler, süpernova küçük ve yoğun bir yıldızımsı madde bulutuna doğru genişlediği için ortaya çıkar. Görünüşe göre IIn tipi süpernovaların önemli bir kısmı süpernova sahtekârları, Eta Carinae'nin Büyük Patlaması'na benzer LBV benzeri yıldızların büyük patlamalarıdır. Bu olaylarda, yıldızdan daha önce fırlatılan malzeme dar soğurma çizgilerini oluşturur ve yeni fırlatılan malzeme ile etkileşim yoluyla bir şok dalgasına neden olur. ⓘ
| Çökme nedeni | Progenitör yıldız yaklaşık başlangıç kütlesi (güneş kütlesi) | Süpernova tipi | Remnant |
|---|---|---|---|
| Dejenere O+Ne+Mg çekirdeğinde elektron yakalama | 9–10 | Soluk II-P | Nötron yıldızı |
| Demir çekirdeğin çökmesi | 10–25 | Soluk II-P | Nötron yıldızı |
| 25-40 düşük veya güneş metalikliği ile | Normal II-P | Başlangıçtaki nötron yıldızının üzerine malzeme düşmesinden sonra kara delik | |
| 25-40 çok yüksek metalikliğe sahip | II-L veya II-b | Nötron yıldızı | |
| 40-90 düşük metaliklik ile | Hiçbiri | Kara delik | |
| ≥40 ile güneşe yakın metaliklik | Sönük Ib/c veya gama ışını patlaması (GRB) ile hipernova | Başlangıçtaki nötron yıldızının üzerine malzeme düşmesinden sonra kara delik | |
| Çok yüksek metalikliğe sahip ≥40 | Ib/c | Nötron yıldızı | |
| ≥90 ile düşük metaliklik | Yok, olası GRB | Kara delik | |
| Çift kararsızlığı | Düşük metaliklik ile 140-250 | II-P, bazen bir hipernova, olası GRB | Kalıntı yok |
| Fotodintegrasyon | ≥250 ile düşük metaliklik | Yok (ya da parlak süpernova?), olası GRB | Büyük kara delik |
Çekirdek çöküş - ayrıntılı süreç
Bir yıldız çekirdeği artık yerçekimine karşı desteklenmediğinde, 70.000 km/s'ye (0,23c) ulaşan hızlarla kendi içine çöker, bu da sıcaklık ve yoğunlukta hızlı bir artışa neden olur. Bundan sonra ne olacağı çöken çekirdeğin kütlesine ve yapısına bağlıdır; düşük kütleli dejenere çekirdekler nötron yıldızları oluşturur, yüksek kütleli dejenere çekirdekler çoğunlukla tamamen çökerek kara deliklere dönüşür ve dejenere olmayan çekirdekler kaçak füzyona uğrar. ⓘ
Dejenere çekirdeklerin ilk çöküşü beta bozunumu, fotodintegrasyon ve elektron yakalama ile hızlandırılır ve bu da elektron nötrinolarının patlamasına neden olur. Yoğunluk arttıkça, nötrino emisyonu çekirdeğe hapsoldukları için kesilir. İç çekirdek sonunda tipik olarak 30 km çapa ve bir atom çekirdeğininkiyle karşılaştırılabilir bir yoğunluğa ulaşır ve nötron dejenerasyon basıncı çöküşü durdurmaya çalışır. Çekirdek kütlesi yaklaşık %15'ten fazla ise M☉ sonra nötron dejenerasyonu çöküşü durdurmak için yetersizdir ve süpernova olmadan doğrudan bir kara delik oluşur. ⓘ
Daha düşük kütleli çekirdeklerde çökme durdurulur ve yeni oluşan nötron çekirdeği yaklaşık 100 milyar kelvinlik bir başlangıç sıcaklığına, yani Güneş'in çekirdeğinin sıcaklığının 6000 katına sahip olur. Bu sıcaklıkta, her türden nötrino-antinötrino çiftleri termal emisyon yoluyla etkin bir şekilde oluşur. Bu termal nötrinolar elektron yakalama nötrinolarından birkaç kat daha fazladır. Yaklaşık 1046 joule, yani yıldızın durağan kütlesinin yaklaşık %10'u, olayın ana çıktısı olan on saniyelik bir nötrino patlamasına dönüşür. Aniden durdurulan çekirdek çöküşü geri teper ve ağır elementlerin ayrışması yoluyla enerji kaybedilirken dış çekirdekte milisaniyeler içinde duran bir şok dalgası üretir. Çekirdeğin dış katmanlarının nötrino darbesinden yaklaşık 1044 joule (1 foe) emerek görünür parlaklığı üretmesini sağlamak için net olarak anlaşılamayan bir süreç gereklidir, ancak patlamaya nasıl güç verileceğine dair başka teoriler de vardır. ⓘ
Dış zarftan bir miktar malzeme nötron yıldızına geri düşer ve yaklaşık %8'in üzerindeki çekirdekler için M☉, bir kara delik oluşturmak için yeterli geri çekilme vardır. Bu geri çekilme, yaratılan kinetik enerjiyi ve dışarı atılan radyoaktif maddenin kütlesini azaltacaktır, ancak bazı durumlarda, bir gama ışını patlaması veya olağanüstü parlak bir süpernova ile sonuçlanan rölativistik jetler de üretebilir. ⓘ
Dejenere olmayan büyük bir çekirdeğin çökmesi daha fazla füzyonu ateşleyecektir. Çekirdek çökmesi çift kararsızlığı tarafından başlatıldığında, oksijen füzyonu başlar ve çökme durdurulabilir. 40-60 çekirdek kütlesi için M☉, çökme durur ve yıldız sağlam kalır, ancak daha büyük bir çekirdek oluştuğunda çökme tekrar meydana gelecektir. Yaklaşık 60-130 çekirdek için M☉, oksijen ve daha ağır elementlerin füzyonu o kadar enerjiktir ki tüm yıldız parçalanarak bir süpernovaya neden olur. Kütle aralığının üst ucunda, süpernova alışılmadık derecede parlak ve fırlatılan 56Ni'nin birçok güneş kütlesi nedeniyle son derece uzun ömürlüdür. Daha da büyük çekirdek kütleleri için, çekirdek sıcaklığı fotodintegrasyona izin verecek kadar yüksek olur ve çekirdek tamamen bir kara deliğe çöker. ⓘ
Tip II
Başlangıç kütleleri yaklaşık 8'den az olan yıldızlar Masla çökecek kadar büyük bir çekirdek geliştiremezler ve sonunda atmosferlerini kaybederek beyaz cüce haline gelirler. En az 9 çekirdekli yıldızlar M☉ (muhtemelen %12'ye kadar M☉) karmaşık bir şekilde evrimleşir ve giderek daha ağır elementleri çekirdeklerinde daha sıcak sıcaklıklarda yakarlar. Yıldız bir soğan gibi katmanlı hale gelir ve daha kolay kaynaşan elementlerin yanması daha büyük kabuklarda gerçekleşir. Halk arasında demir çekirdekli bir soğan olarak tanımlansa da, en az kütleli süpernova öncüleri yalnızca oksijen-neon(-magnezyum) çekirdeklere sahiptir. Bu süper-AGB yıldızları çekirdek çökmesi süpernovalarının çoğunluğunu oluşturabilir, ancak daha az parlaktır ve bu nedenle daha büyük kütleli atalardan gelenlere göre daha az gözlemlenir. ⓘ
Çekirdek çökmesi yıldızın hala bir hidrojen zarfına sahip olduğu süperdev evresinde meydana gelirse, sonuç bir tip II süpernova olur. Parlak yıldızlar için kütle kaybı oranı metalikliğe ve parlaklığa bağlıdır. Güneş'e yakın metaliklikteki son derece parlak yıldızlar çekirdek çökmesine ulaşmadan önce tüm hidrojenlerini kaybedecek ve böylece II. tip bir süpernova oluşturmayacaklardır. Düşük metaliklikte, tüm yıldızlar bir hidrojen zarfıyla çekirdek çökmesine ulaşacak, ancak yeterince büyük yıldızlar görünür bir süpernova üretmeden doğrudan bir kara deliğe çökecektir. ⓘ
Başlangıç kütlesi Güneş'in yaklaşık 90 katına kadar olan veya yüksek metaliklikte biraz daha az olan yıldızlar, en yaygın gözlemlenen tip olan II-P tipi bir süpernova ile sonuçlanır. Orta ila yüksek metaliklikte, bu kütle aralığının üst ucuna yakın yıldızlar, çekirdek çökmesi meydana geldiğinde hidrojenlerinin çoğunu kaybetmiş olacak ve sonuç II-L tipi bir süpernova olacaktır. Çok düşük metaliklikte, yaklaşık 140-250 M☉ hala bir hidrojen atmosferi ve bir oksijen çekirdeği varken çift kararsızlığı ile çekirdek çökmesine ulaşacak ve sonuç tip II özelliklerine sahip ancak çok büyük bir 56Ni kütlesi ve yüksek parlaklığa sahip bir süpernova olacaktır. ⓘ
Tip Ib ve Ic
Bu süpernovalar, tip II olanlar gibi, çekirdek çöküşü geçiren büyük yıldızlardır. Ancak Ib ve Ic tipi süpernovalara dönüşen yıldızlar, güçlü yıldız rüzgarları veya bir yoldaşla etkileşim nedeniyle dış (hidrojen) zarflarının çoğunu kaybetmişlerdir. Bu yıldızlar Wolf-Rayet yıldızları olarak bilinir ve sürekli rüzgarların yeterince yüksek kütle kaybı oranlarına neden olduğu orta ila yüksek metaliklikte ortaya çıkarlar. Tip Ib/c süpernova gözlemleri Wolf-Rayet yıldızlarının gözlemlenen veya beklenen oluşumuyla uyuşmamaktadır ve bu tip çekirdek çökmesi süpernova için alternatif açıklamalar, ikili etkileşimlerle hidrojenlerinden arındırılmış yıldızları içermektedir. İkili modeller gözlenen süpernovalar için daha iyi bir eşleşme sağlar, ancak uygun bir ikili helyum yıldızının hiç gözlenmemiş olması şartıyla. Çekirdek çökmesi sırasında yıldızın kütlesi bir kara deliğe tamamen geri dönüşe neden olmayacak kadar düşük olduğunda bir süpernova meydana gelebileceğinden, herhangi bir büyük kütleli yıldız, çekirdek çökmesi meydana gelmeden önce yeterince kütle kaybederse bir süpernova ile sonuçlanabilir. ⓘ
Tip Ib süpernovalar daha yaygındır ve atmosferlerinde hala helyum bulunan WC tipi Wolf-Rayet yıldızlarından kaynaklanır. Dar bir kütle aralığında, yıldızlar çekirdek çökmesine ulaşmadan önce daha da evrimleşerek çok az helyum kalan WO yıldızları haline gelirler ve bunlar Ic tipi süpernovaların öncüleridir. ⓘ
Ic tipi süpernovaların yüzde birkaçı gama ışını patlamalarıyla (GRB) ilişkilidir, ancak geometrinin koşullarına bağlı olarak herhangi bir hidrojen sıyrılmış Ib veya Ic tipi süpernovanın bir GRB üretebileceğine de inanılmaktadır. Bu tür bir GRB üretme mekanizması, yıldızın çöken çekirdeğinde oluşan ve hızla dönen magnetarın manyetik alanı tarafından üretilen jetlerdir. Jetler de enerjiyi genişleyen dış kabuğa aktararak süper parlak bir süpernova üretecektir. ⓘ
Ultra-sıyrılmış süpernovalar, patlayan yıldız yakın bir ikilideki kütle transferi yoluyla metal çekirdeğe kadar (neredeyse) sıyrıldığında meydana gelir. ⓘ
Sonuç olarak, patlayan yıldızdan çok az malzeme fırlatılır (c. 0.1 M☉). En uç durumlarda, ultra-sıyrılmış süpernovalar Chandrasekhar kütle sınırının çok az üzerinde, çıplak metal çekirdeklerde meydana gelebilir. SN 2005ek, nispeten sönük ve hızlı bozunan bir ışık eğrisine yol açan ultra sıyrılmış bir süpernovanın ilk gözlemsel örneği olabilir. Ultra-sıyrılmış süpernovaların doğası, çöken çekirdeğin kütlesine bağlı olarak hem demir çekirdek çökmesi hem de elektron yakalama süpernovaları olabilir. Ultra-sıyrılmış süpernovaların, ikili bir sistemdeki ikinci süpernova patlamasıyla ilişkili olduğuna inanılmaktadır, örneğin sıkı bir çift nötron yıldızı sistemi üretmek gibi. ⓘ
2022 yılında Weizmann Bilim Enstitüsü'nden araştırmacıların liderliğindeki bir astronom ekibi, bir Wolf-Rayet progenitör yıldızı için doğrudan kanıt gösteren ilk süpernova patlamasını bildirdi. SN 2019hgp bir Icn tipi süpernovaydı ve aynı zamanda neon elementinin tespit edildiği ilk süpernova oldu. ⓘ
Elektron yakalama süpernovaları
1980 yılında Tokyo Üniversitesi'nden Ken'ichi Nomoto tarafından elektron yakalama süpernovası olarak adlandırılan "üçüncü tip" bir süpernova öngörülmüştür. "Beyaz cüce oluşumu ile demir çekirdekli çökme süpernovaları arasındaki geçiş aralığında (~8 ila 10 güneş kütlesi)" ve dejenere bir O+Ne+Mg çekirdeğine sahip bir yıldız, çekirdeğindeki nükleer yakıt bittikten sonra patladığında ortaya çıkacak ve yerçekimi yıldızın çekirdeğindeki elektronları atom çekirdeklerine sıkıştırarak bir süpernova patlamasına yol açacak ve arkasında bir nötron yıldızı bırakacaktı. Haziran 2021'de Nature Astronomy dergisindeki bir makalede, 2018 süpernovası SN 2018zd'nin (NGC 2146 galaksisinde, Dünya'dan yaklaşık 31 milyon ışık yılı uzaklıkta) elektron yakalayan bir süpernovanın ilk gözlemi olduğu bildirildi. Galaksimizdeki ünlü Yengeç Bulutsusu'nu yaratan 1054 süpernova patlamasının elektron yakalayan bir süpernova için en iyi aday olduğu düşünülüyordu ve 2021 makalesi bunun doğru olma olasılığını daha da artırıyor. ⓘ
Başarısız süpernovalar
Bazı büyük yıldızların çekirdek çökmesi görünür bir süpernova ile sonuçlanmayabilir. Bu durum, genellikle çekirdeğin çok büyük olması nedeniyle, ilk çekirdek çöküşünün bir patlama üreten mekanizma tarafından tersine çevrilememesi halinde gerçekleşir. Bu olayları tespit etmek zordur, ancak büyük araştırmalar olası adayları tespit etmiştir. NGC 6946'daki kırmızı süperdev N6946-BH1, gözden kaybolmadan önce Mart 2009'da mütevazı bir patlama geçirdi. Yıldızın bulunduğu yerde yalnızca soluk bir kızılötesi kaynak kalmıştır. ⓘ
Işık eğrileri
Tarihsel bir bilmece, optik süpernova ışıltısını aylarca sürdürebilen enerji kaynağıyla ilgilidir. Her ne kadar her tür süpernovayı parçalayan enerji anında verilse de, ışık eğrilerine hızla genişleyen ejektanın daha sonraki radyoaktif ısınması hakimdir. Bazıları merkezi pulsardan gelen dönme enerjisini dikkate almıştır. Fırlayan gazlar, sıcak kalmalarını sağlayacak bir enerji girdisi olmaksızın hızla kararacaktır. Artık çoğu süpernova için doğru olduğu bilinen fırlayan gazların yoğun radyoaktif doğası ilk olarak 1960'ların sonlarında sağlam nükleosentez temelleri üzerinde hesaplanmıştır. SN 1987A'ya kadar gama ışını çizgilerinin doğrudan gözlemlenmesi ana radyoaktif çekirdekleri kesin olarak tanımlamamıştır. ⓘ
SN 1987A gibi bir tip II Süpernova'nın meydana gelmesinden sonraki ışık eğrisinin (zamanın bir fonksiyonu olarak parlaklık grafiği) çoğunun tahmin edilen radyoaktif bozunmalarla açıklandığı artık doğrudan gözlemlerle bilinmektedir. Her ne kadar ışık emisyonu optik fotonlardan oluşsa da, kalıntıyı ışık yayacak kadar sıcak tutan şey fırlatılan gazlar tarafından emilen radyoaktif güçtür. 56Ni'nin kızları 56Co'dan 56Fe'ye radyoaktif bozunması, özellikle 847 keV ve 1,238 keV'lik gama ışını fotonları üretir, bunlar emilir ve orta zamanlardan (birkaç hafta) geç zamanlara (birkaç ay) kadar ısınmaya ve dolayısıyla ejektanın parlaklığına hakim olur. SN1987A'nın ışık eğrisinin tepe noktası için enerji 56Ni'nin 56Co'ya bozunması (yarı ömür 6 gün) ile sağlanırken, özellikle daha sonraki ışık eğrisi için enerji 56Co'nun 56Fe'ye bozunmasının 77.3 günlük yarı ömrüne çok yakın bir şekilde uymaktadır. SN 1987A kalıntısından emilmeden kaçan 56Co ve 57Co gama ışınlarının küçük bir kısmının uzay gama ışını teleskopları tarafından daha sonra yapılan ölçümleri, bu iki radyoaktif çekirdeğin güç kaynağı olduğu yönündeki önceki tahminleri doğrulamıştır. ⓘ
.jpg)
Farklı süpernova türlerinin görsel ışık eğrilerinin hepsi geç zamanlarda radyoaktif ısınmaya bağlıdır, ancak altta yatan mekanizmalar, görünür radyasyonun üretilme şekli, gözlem dönemi ve fırlatılan malzemenin şeffaflığı nedeniyle şekil ve genlik bakımından farklılık gösterirler. Işık eğrileri diğer dalga boylarında önemli ölçüde farklı olabilir. Örneğin, morötesi dalga boylarında, ilk olay tarafından fırlatılan şokun patlamasına karşılık gelen sadece birkaç saat süren erken bir aşırı parlak tepe noktası vardır, ancak bu patlama optik olarak neredeyse hiç tespit edilemez. ⓘ
Tip Ia için ışık eğrileri çoğunlukla çok düzgündür, tutarlı bir maksimum mutlak büyüklük ve parlaklıkta nispeten dik bir düşüş vardır. Optik enerji çıktıları, fırlatılan nikel-56'nın (yarı ömür 6 gün) radyoaktif bozunmasından kaynaklanır ve bu da radyoaktif kobalt-56'ya (yarı ömür 77 gün) bozunur. Bu radyoizotoplar çevredeki malzemeyi akkor haline getirir. Günümüzde kozmoloji çalışmaları, kozmolojinin "standart mumları" olan ancak tanısal 847 keV ve 1,238 keV gama ışınları ilk kez 2014 yılında tespit edilen Ia tipi süpernovaların optik parlaklığı için enerji sağlayan 56Ni radyoaktivitesine dayanmaktadır. Işık eğrisinin ilk aşamaları, fotosferin etkin boyutu azaldıkça ve hapsolmuş elektromanyetik radyasyon tükendikçe dik bir şekilde düşer. Işık eğrisi B bandında düşmeye devam ederken, görselde yaklaşık 40 günde küçük bir omuz gösterebilir, ancak bu sadece bazı iyonize ağır elementlerin kızılötesi radyasyon üretmek için yeniden birleşmesi ve ejektanın buna karşı şeffaf hale gelmesiyle kızılötesinde meydana gelen ikincil bir maksimumun ipucudur. Görsel ışık eğrisi radyoaktif kobaltın (daha uzun yarı ömre sahip olan ve daha sonraki eğriyi kontrol eden) bozunma hızından biraz daha büyük bir oranda azalmaya devam eder, çünkü fırlatılan malzeme daha dağınık hale gelir ve yüksek enerjili radyasyonu görsel radyasyona daha az dönüştürebilir. Birkaç ay sonra, ışık eğrisinin bu kısmı çok az çalışılmış olmasına rağmen, pozitron emisyonu kalan kobalt-56'dan baskın hale geldikçe ışık eğrisi düşüş oranını tekrar değiştirir. ⓘ
Tip Ib ve Ic ışık eğrileri, daha düşük bir ortalama tepe parlaklığına sahip olmalarına rağmen temelde tip Ia'ya benzer. Görsel ışık çıkışı yine radyoaktif bozunmanın görsel radyasyona dönüştürülmesinden kaynaklanır, ancak yaratılan nikel-56'nın kütlesi çok daha düşüktür. Tepe parlaklığı önemli ölçüde değişir ve hatta ara sıra normalden daha büyük ve daha az parlak tip Ib/c süpernovalar da vardır. En parlak tip Ic süpernovaları hipernova olarak adlandırılır ve artan tepe parlaklığına ek olarak genişlemiş ışık eğrilerine sahip olma eğilimindedir. Ekstra enerjinin kaynağının, dönen bir kara deliğin oluşumu tarafından yönlendirilen ve aynı zamanda gama ışını patlamaları üreten rölativistik jetler olduğu düşünülmektedir. ⓘ
Tip II süpernovaların ışık eğrileri, plato aşaması hariç, günde 0,05 magnitüd mertebesinde, tip I'den çok daha yavaş bir düşüşle karakterize edilir. Görsel ışık çıkışı birkaç ay boyunca radyoaktif bozunmadan ziyade kinetik enerji tarafından domine edilir, bunun başlıca nedeni süper dev progenitör yıldızın atmosferinden çıkan ejektada hidrojen bulunmasıdır. İlk yıkımda bu hidrojen ısınır ve iyonize olur. Tip II süpernovaların çoğu, bu hidrojen yeniden birleşerek görünür ışık yayarken ve daha şeffaf hale gelirken ışık eğrilerinde uzun süreli bir plato gösterir. Bunu, tüm hidrojenin ışığa dönüşme verimliliği nedeniyle tip I süpernovalardan daha yavaş olsa da radyoaktif bozunma tarafından yönlendirilen azalan bir ışık eğrisi izler. ⓘ
Tip II-L'de plato yoktur, çünkü progenitörün atmosferinde nispeten az hidrojen kalmıştır, spektrumda görünmek için yeterli, ancak ışık çıkışında fark edilebilir bir plato üretmek için yetersizdir. Tip IIb süpernovalarında progenitörün hidrojen atmosferi o kadar tükenmiştir ki (bir yoldaş yıldız tarafından gelgitle sıyrılmadan kaynaklandığı düşünülmektedir) ışık eğrisi tip I süpernovaya daha yakındır ve hatta hidrojen birkaç hafta sonra spektrumdan kaybolur. ⓘ
Tip IIn süpernovalar, yoğun bir yıldız çevresi malzeme kabuğunda üretilen ek dar spektral çizgilerle karakterize edilir. Işık eğrileri genellikle çok geniş ve uzundur, bazen de son derece parlaktır ve süper parlak süpernova olarak adlandırılır. Bu ışık eğrileri, yoğun malzeme kabuğuyla etkileşime girerek püskürmenin kinetik enerjisinin elektromanyetik radyasyona son derece verimli bir şekilde dönüştürülmesiyle üretilir. Bu sadece materyal yeterince yoğun ve kompakt olduğunda meydana gelir, bu da süpernova meydana gelmeden kısa bir süre önce progenitör yıldızın kendisi tarafından üretildiğini gösterir. ⓘ
Çok sayıda süpernova, mesafe mumları sağlamak ve modelleri test etmek için kataloglanmış ve sınıflandırılmıştır. Ortalama özellikler uzaklık ve ev sahibi galaksinin türüne göre biraz değişir, ancak her süpernova türü için genel olarak belirtilebilir. ⓘ
| Tip | Ortalama tepe mutlak büyüklüğü | Yaklaşık enerji (düşman) | En yüksek parlaklığa kadar geçen günler | Zirveden %10 parlaklığa kadar geçen günler ⓘ |
|---|---|---|---|---|
| Ia | −19 | 1 | yaklaşık 19 | yaklaşık 60 |
| Ib/c (soluk) | yaklaşık -15 | 0.1 | 15–25 | Bilinmiyor |
| Ib | yaklaşık -17 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic | yaklaşık -16 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic (parlak) | -22'ye | 5'in üzerinde | kabaca 25 | kabaca 100 |
| II-b | yaklaşık -17 | 1 | yaklaşık 20 | yaklaşık 100 |
| II-L | yaklaşık -17 | 1 | yaklaşık 13 | yaklaşık 150 |
| II-P (soluk) | yaklaşık -14 | 0.1 | kabaca 15 | Bilinmiyor |
| II-P | yaklaşık -16 | 1 | yaklaşık 15 | Plato sonra 50 civarında |
| İçinde | yaklaşık -17 | 1 | 12-30 veya daha fazla | 50–150 |
| IIn (parlak) | -22'ye | 5'in üzerinde | 50'nin üzerinde | 100'ün üzerinde |
Notlar:
- a. ^ Silik tipler ayrı bir alt sınıf olabilir. Parlak tipler hafif aşırı parlaktan hipernovaya kadar bir süreklilik olabilir.
- b. Bu büyüklükler R bandında ölçülmüştür. V veya B bantlarındaki ölçümler yaygındır ve süpernovalar için yaklaşık yarım büyüklük daha parlak olacaktır.
- c. Büyüklük sırasına göre kinetik enerji. Toplam elektromanyetik yayılan enerji genellikle daha düşüktür, (teorik) nötrino enerjisi çok daha yüksektir.
- d. Muhtemelen heterojen bir grup, nebulozite içine gömülü diğer türlerden herhangi biri. ⓘ
Asimetri
Tip II süpernovaları çevreleyen uzun süredir devam eden bir bilmece, geriye kalan kompakt nesnenin merkez üssünden uzakta neden büyük bir hız aldığıdır; pulsarların ve dolayısıyla nötron yıldızlarının yüksek hızlara sahip olduğu gözlemlenmiştir ve izole olarak gözlemlenmeleri çok daha zor olmasına rağmen kara delikler de muhtemelen öyledir. Başlangıçtaki itici güç önemli olabilir ve bir güneş kütlesinden daha büyük bir nesneyi 500 km/s veya daha yüksek bir hıza itebilir. Bu bir genişleme asimetrisine işaret eder, ancak momentumun kompakt nesneye hangi mekanizma ile aktarıldığı bir bilmece olmaya devam etmektedir. Bu tekme için önerilen açıklamalar arasında çöken yıldızdaki konveksiyon ve nötron yıldızı oluşumu sırasında jet üretimi yer almaktadır. ⓘ
Bu asimetri için olası bir açıklama, çekirdeğin üzerindeki büyük ölçekli konveksiyondur. Konveksiyon, elementlerin yerel bolluklarında farklılıklar yaratarak çökme, sıçrama ve sonuçta genişleme sırasında eşit olmayan nükleer yanmaya neden olabilir. ⓘ
Bir başka olası açıklama da, merkezi nötron yıldızına gaz yığılmasının, oldukça yönlü jetleri harekete geçiren, maddeyi yıldızın dışına yüksek bir hızla iten ve yıldızı tamamen bozan enine şokları harekete geçiren bir disk oluşturabileceğidir. Bu jetler ortaya çıkan süpernovada çok önemli bir rol oynayabilir. (Benzer bir model artık uzun gama ışını patlamalarını açıklamak için tercih edilmektedir). ⓘ
Tip Ia süpernovalarında başlangıç asimetrileri de gözlem yoluyla doğrulanmıştır. Bu sonuç, bu tür süpernovaların başlangıç parlaklığının görüş açısına bağlı olduğu anlamına gelebilir. Bununla birlikte, genişleme zaman geçtikçe daha simetrik hale gelir. Erken asimetriler, yayılan ışığın polarizasyonunun ölçülmesiyle tespit edilebilir. ⓘ
Enerji çıkışı
Süpernovalar öncelikle ışıklı olaylar olarak bilinse de, yaydıkları elektromanyetik radyasyon neredeyse önemsiz bir yan etkidir. Özellikle çekirdek çökmesi süpernovaları söz konusu olduğunda, yayılan elektromanyetik radyasyon olay sırasında açığa çıkan toplam enerjinin çok küçük bir kısmını oluşturur. ⓘ
Farklı süpernova türlerindeki enerji üretim dengesi arasında temel bir fark vardır. Tip Ia beyaz cüce patlamalarında enerjinin çoğu ağır element sentezine ve püskürmenin kinetik enerjisine yönlendirilir. ⓘ
Çekirdek çökmesi süpernovalarında, enerjinin büyük çoğunluğu nötrino emisyonuna yönlendirilir ve bunun bir kısmı gözlemlenen yıkıma güç verirken, nötrinoların %99'dan fazlası çökmenin başlamasını takip eden ilk birkaç dakika içinde yıldızdan kaçar. ⓘ
Tip Ia süpernovalar enerjilerini bir karbon-oksijen beyaz cücenin kaçak nükleer füzyonundan elde ederler. Enerjinin ayrıntıları hala tam olarak anlaşılamamıştır, ancak sonuç orijinal yıldızın tüm kütlesinin yüksek kinetik enerjiyle fırlatılmasıdır. Bu kütlenin yaklaşık yarım güneş kütlesi silikon yanmasından kaynaklanan 56Ni'dir. 56Ni radyoaktiftir ve beta artı bozunması (yarı ömrü altı gündür) ve gama ışınları yoluyla 56Co'ya bozunur. 56Co'nun kendisi de beta artı (pozitron) yolu ile 77 günlük bir yarı ömürle kararlı 56Fe'ye bozunur. Bu iki süreç, tip Ia süpernovalardan gelen elektromanyetik radyasyondan sorumludur. Fırlatılan malzemenin değişen saydamlığı ile birlikte, hızla azalan ışık eğrisini üretirler. ⓘ
Çekirdek çökmesi süpernovaları ortalama olarak tip Ia süpernovalarından görsel olarak daha sönüktür, ancak açığa çıkan toplam enerji çok daha yüksektir. Bu tip süpernovalarda yerçekimsel potansiyel enerji, çekirdeği sıkıştıran ve çökerten kinetik enerjiye dönüştürülür, başlangıçta parçalanan nükleonlardan elektron nötrinoları, ardından da aşırı ısınmış nötron yıldızı çekirdeğinden termal nötrinoların tüm çeşitleri üretilir. Bu nötrinoların yaklaşık %1'inin yıldızın dış katmanlarına yeterli enerjiyi bırakarak ortaya çıkan felaketi tetiklediği düşünülmektedir, ancak yine de ayrıntılar mevcut modellerde tam olarak yeniden üretilememektedir. Kinetik enerjiler ve nikel verimleri tip Ia süpernovalardan biraz daha düşüktür, dolayısıyla tip II süpernovaların görsel parlaklığı daha düşüktür, ancak kalan hidrojenin birçok güneş kütlesinin deiyonizasyonundan kaynaklanan enerji, parlaklıkta çok daha yavaş bir düşüşe katkıda bulunabilir ve çekirdek çökmesi süpernovalarının çoğunda görülen plato aşamasını üretebilir. ⓘ
| Süpernova | Yaklaşık toplam enerji x1044 joule (düşman) |
Fırlatılan Ni (güneş kütleleri) |
Nötrino enerjisi (düşman) |
Kinetik enerji (düşman) |
Elektromanyetik radyasyon (düşman) ⓘ |
|---|---|---|---|---|---|
| Tip Ia | 1.5 | 0.4 – 0.8 | 0.1 | 1.3 – 1.4 | ~0.01 |
| Çekirdek çökmesi | 100 | (0.01) – 1 | 100 | 1 | 0.001 – 0.01 |
| Hipernova | 100 | ~1 | 1–100 | 1–100 | ~0.1 |
| Çift kararsızlığı | 5–100 | 0.5 – 50 | Düşük mü? | 1–100 | 0.01 – 0.1 |
Bazı çekirdek çökmesi süpernovalarında, bir kara deliğe geri dönüş, kısa bir enerjik ve yönlü gama ışını patlaması üretebilen ve aynı zamanda fırlatılan malzemeye önemli miktarda daha fazla enerji aktaran rölativistik jetleri harekete geçirir. Bu, yüksek parlaklıkta süpernovalar üretmek için bir senaryodur ve tip Ic hipernovaların ve uzun süreli gama ışını patlamalarının nedeni olduğu düşünülmektedir. Rölativistik jetler çok kısaysa ve yıldız zarfına nüfuz edemezse, düşük parlaklıkta bir gama ışını patlaması üretilebilir ve süpernova düşük parlaklıkta olabilir. ⓘ
Bir süpernova küçük yoğun bir yıldız çevresi malzeme bulutu içinde meydana geldiğinde, kinetik enerjinin yüksek bir kısmını elektromanyetik radyasyona verimli bir şekilde dönüştürebilen bir şok dalgası üretecektir. Başlangıçtaki enerji tamamen normal olsa bile, ortaya çıkan süpernova, üstel radyoaktif bozunmaya dayanmadığı için yüksek parlaklığa ve uzun süreye sahip olacaktır. Bu tür bir olay IIn tipi hipernovalara neden olabilir. ⓘ
Çift kararsızlık süpernovaları, tip II-P'ye benzer spektrum ve ışık eğrilerine sahip çekirdek çökmesi süpernovaları olmasına rağmen, çekirdek çökmesinden sonraki doğa daha çok karbon, oksijen ve silikonun kaçak füzyonu ile dev bir tip Ia'ya benzer. En yüksek kütleli olaylar tarafından salınan toplam enerji diğer çekirdek çökmesi süpernovalarıyla karşılaştırılabilir, ancak nötrino üretiminin çok düşük olduğu düşünülmektedir, dolayısıyla salınan kinetik ve elektromanyetik enerji çok yüksektir. Bu yıldızların çekirdekleri herhangi bir beyaz cüceden çok daha büyüktür ve çekirdeklerinden fırlatılan radyoaktif nikel ve diğer ağır elementlerin miktarı, sonuç olarak yüksek görsel parlaklıkla birlikte, büyüklük sırasına göre daha yüksek olabilir. ⓘ
Progenitör
Süpernova sınıflandırma türü, çöküş sırasındaki yıldız türüne yakından bağlıdır. Her bir süpernova türünün oluşumu önemli ölçüde metalikliğe ve dolayısıyla ev sahibi galaksinin yaşına bağlıdır. ⓘ
Tip Ia süpernovalar ikili sistemlerdeki beyaz cüce yıldızlardan üretilir ve tüm galaksi türlerinde meydana gelir. Çekirdek çökmesi süpernovaları, kısa ömürlü büyük yıldızlardan kaynaklandıkları için yalnızca mevcut veya çok yeni yıldız oluşumu geçiren galaksilerde bulunur. En yaygın olarak Sc tipi spirallerde bulunurlar, ancak diğer spiral galaksilerin kollarında ve düzensiz galaksilerde, özellikle yıldız patlaması galaksilerinde de bulunurlar. ⓘ
Tip Ib/c ve II-L ve muhtemelen çoğu tip IIn süpernovalarının yalnızca büyük kütleli yıldızlardan yüksek kütle kaybına neden olan güneşe yakın metaliklik seviyelerine sahip yıldızlardan üretildiği düşünülmektedir, bu nedenle daha yaşlı, daha uzak galaksilerde daha az yaygındırlar. Tabloda ana çekirdek çökmesi süpernova türleri için progenitör ve yerel komşulukta gözlemlenen yaklaşık oranlar gösterilmektedir. ⓘ
| Tip | Progenitör yıldız | Kesir |
|---|---|---|
| Ib | WC Wolf-Rayet veya helyum yıldızı | 9.0% |
| Ic | WO Wolf-Rayet | 17.0% |
| II-P | Süper Dev | 55.5% |
| II-L | Tükenmiş hidrojen kabuğuna sahip süperdev | 3.0% |
| İçinde | Dışarı atılan yoğun bir malzeme bulutu içinde süperdev (LBV gibi) | 2.4% |
| IIb | Yüksek oranda tükenmiş hidrojene sahip süperdev (yoldaşı tarafından mı soyuldu?) | 12.1% |
| IIpec | Mavi süperdev | 1.0% |
Çekirdek çökmesi süpernovalarına yol açan modellenmiş ve gözlemlenmiş yıldız evrimini uzlaştırmada bir dizi zorluk vardır. Kırmızı süper devler çekirdek çökmesi süpernovalarının büyük çoğunluğunun atasıdır ve bunlar sadece nispeten düşük kütle ve parlaklıklarda, yaklaşık %18'in altında gözlemlenmiştir. M☉ ve 100.000 L☉, sırasıyla. Tip II süpernovaların progenitörlerinin çoğu tespit edilmemiştir ve önemli ölçüde daha sönük ve muhtemelen daha az kütleli olmalıdır. Bu tutarsızlık kırmızı süperdev sorunu olarak adlandırılmıştır. İlk olarak 2009 yılında, terimi de bulan Stephen Smartt tarafından tanımlanmıştır. Smartt ve arkadaşları, süpernovalar için hacim sınırlı bir araştırma yaptıktan sonra, tip II-P süpernovaların oluşması için alt ve üst kütle sınırlarını 8,5+1
−1.5 M☉ ve 16.5±1.5 MSırasıyla ☉. Bunlardan ilki beyaz cüce progenitörlerinin oluşması için beklenen üst kütle sınırlarıyla tutarlıdır, ancak ikincisi Yerel Grup'taki büyük kütleli yıldız popülasyonlarıyla tutarlı değildir. Görünür bir süpernova patlaması üreten kırmızı süperdevler için üst sınır 19+4
-2 M☉. ⓘ
Artık daha yüksek kütleli kırmızı süperdevlerin süpernova olarak patlamadığı, bunun yerine daha sıcak sıcaklıklara doğru evrimleştiği öne sürülmektedir. Tip IIb süpernovaların birkaç öncüsü doğrulanmıştır ve bunlar K ve G süperdevlerinin yanı sıra bir tane de A süperdevidir. Sarı hiperdevler veya LBV'ler tip IIb süpernovalar için önerilen öncülerdir ve gözlemlenebilecek kadar yakın olan neredeyse tüm tip IIb süpernovalar bu tür öncüler göstermiştir. ⓘ
Sadece birkaç on yıl öncesine kadar, sıcak süper devlerin patlayabileceği düşünülmüyordu, ancak gözlemler aksini gösterdi. Mavi süper devler, kısmen yüksek parlaklıkları ve kolay tespit edilmeleri nedeniyle, onaylanmış süpernova progenitörlerinin beklenmedik derecede yüksek bir oranını oluştururken, henüz tek bir Wolf-Rayet progenitörü açıkça tanımlanmamıştır. Modeller mavi süper devlerin farklı bir evrimsel aşamaya geçmeden süpernovaya ulaşacak kadar kütleyi nasıl kaybettiklerini göstermekte zorlanmaktadır. Bir çalışma, düşük parlaklığa sahip kırmızı süperdev sonrası parlak mavi değişkenlerin, büyük olasılıkla tip IIn süpernova olarak çökmesi için olası bir yol göstermiştir. Tip IIn süpernovaların sıcak parlak progenitörlerinin birkaç örneği tespit edilmiştir: SN 2005gy ve SN 2010jl'nin her ikisi de görünüşe göre büyük kütleli parlak yıldızlardı, ancak çok uzaktalar; ve SN 2009ip'nin bir LBV olması muhtemel oldukça parlak bir atası vardı, ancak kesin doğası tartışmalı olan tuhaf bir süpernova. ⓘ
Ib/c tipi süpernovaların ataları hiç gözlenmemiştir ve olası parlaklıkları üzerindeki kısıtlamalar genellikle bilinen WC yıldızlarınınkinden daha düşüktür. WO yıldızları son derece nadirdir ve görsel olarak nispeten sönüktür, bu nedenle bu tür ataların kayıp mı yoksa henüz gözlemlenmemiş mi olduğunu söylemek zordur. Çok parlak progenitörler, bu tür progenitörlerin açıkça görüntülenebileceği kadar yakında çok sayıda süpernova gözlemlenmiş olmasına rağmen, güvenli bir şekilde tanımlanmamıştır. Popülasyon modellemesi, gözlemlenen Ib/c tipi süpernovaların, etkileşen ikili sistemlerden gelen tek kütleli yıldızlar ve sıyrılmış zarf yıldızlarının bir karışımı ile yeniden üretilebileceğini göstermektedir. Normal Ib ve Ic tipi süpernovalar için progenitörlerin kesin olarak tespit edilememesi, çoğu büyük kütleli yıldızın bir süpernova patlaması olmadan doğrudan bir kara deliğe çökmesinden kaynaklanıyor olabilir. Bu süpernovaların çoğu daha sonra ikili sistemlerdeki düşük kütleli düşük parlaklıklı helyum yıldızlarından üretilir. Küçük bir kısmı ise hızla dönen büyük kütleli yıldızlardan kaynaklanır ve muhtemelen uzun süreli gama ışını patlamalarıyla ilişkili yüksek enerjili tip Ic-BL olaylarına karşılık gelir. ⓘ
Diğer etkiler
Ağır elementlerin kaynağı
Süpernovalar yıldızlararası ortamda oksijenden rubidyuma kadar önemli bir element kaynağıdır, ancak üretilen veya spektrumlarda görülen elementlerin teorik bollukları çeşitli süpernova türlerine bağlı olarak önemli ölçüde değişir. Tip Ia süpernovalar esas olarak silikon ve demir tepe elementleri, nikel ve demir gibi metaller üretir. Çekirdek çökmesi süpernovaları, tip Ia süpernovalarından çok daha az miktarda demir tepe elementi, ancak oksijen ve neon gibi hafif alfa elementleri ve çinkodan daha ağır elementleri daha büyük kütlelerde fırlatır. Bu durum özellikle elektron yakalama süpernovaları için geçerlidir. Tip II süpernovalar tarafından fırlatılan malzemenin büyük kısmı hidrojen ve helyumdur. Ağır elementler şu yollarla üretilir: 34S'ye kadar olan çekirdekler için nükleer füzyon; 36Ar ve 56Ni arasındaki çekirdekler için silikon yanması sırasında silikon fotodintegrasyonunun yeniden düzenlenmesi ve kuasiequilibrium; ve demirden daha ağır elementler için süpernovanın çöküşü sırasında nötronların hızlı yakalanması (r-süreci). r-süreci, nötron bakımından zengin olan ve hızla beta bozunmasına uğrayarak daha kararlı formlara dönüşen oldukça kararsız çekirdekler üretir. Süpernovalarda, r-süreci reaksiyonları demir dışındaki elementlerin tüm izotoplarının yaklaşık yarısından sorumludur, ancak nötron yıldızı birleşmeleri bu elementlerin çoğu için ana astrofiziksel kaynak olabilir. ⓘ
Modern evrende, eski asimptotik dev dal (AGB) yıldızları, s-süreci elementleri, oksitler ve karbondan gelen baskın toz kaynağıdır. Bununla birlikte, evrenin erken dönemlerinde, AGB yıldızları oluşmadan önce, süpernovalar ana toz kaynağı olmuş olabilir. ⓘ
Yıldız evrimindeki rolü
Birçok süpernovanın kalıntıları kompakt bir nesne ve hızla genişleyen bir şok dalgasından oluşur. Bu malzeme bulutu, iki yüzyıla kadar sürebilen bir serbest genişleme aşaması sırasında çevresindeki yıldızlararası ortamı süpürür. Dalga daha sonra kademeli olarak adyabatik bir genişleme dönemine girer ve yaklaşık 10.000 yıllık bir süre boyunca yavaşça soğuyarak çevresindeki yıldızlararası ortamla karışır. ⓘ
Büyük Patlama hidrojen, helyum ve lityum izleri üretirken, daha ağır elementlerin tümü yıldızlarda ve süpernovalarda sentezlenir. Süpernovalar, çevrelerindeki yıldızlararası ortamı hidrojen ve helyum dışındaki elementlerle zenginleştirme eğilimindedir ve genellikle gökbilimciler bunları "metaller" olarak adlandırır. ⓘ
Enjekte edilen bu elementler nihayetinde yıldız oluşum bölgeleri olan moleküler bulutları zenginleştirir. Böylece her yıldız oluşumu, neredeyse saf bir hidrojen ve helyum karışımından daha metal zengini bir bileşime geçerek biraz farklı bir bileşime sahip olur. Süpernovalar, nükleer füzyon dönemi sırasında bir yıldızda oluşan bu daha ağır elementlerin dağıtımı için baskın mekanizmadır. Bir yıldızı oluşturan materyaldeki farklı element bollukları, yıldızın yaşamı üzerinde önemli etkilere sahiptir ve yörüngesinde gezegenlerin bulunma olasılığını belirleyici bir şekilde etkileyebilir. ⓘ
Genişleyen bir süpernova kalıntısının kinetik enerjisi, uzayda yakındaki yoğun moleküler bulutları sıkıştırarak yıldız oluşumunu tetikleyebilir. Türbülanslı basınçtaki artış, bulutun fazla enerjiyi kaybedememesi durumunda yıldız oluşumunu da engelleyebilir. ⓘ
Kısa ömürlü radyoaktif izotopların yavru ürünlerinden elde edilen kanıtlar, yakındaki bir süpernovanın 4,5 milyar yıl önce Güneş Sistemi'nin bileşiminin belirlenmesine yardımcı olduğunu ve hatta bu sistemin oluşumunu tetiklemiş olabileceğini gösteriyor. ⓘ
1 Haziran 2020'de gökbilimciler Hızlı Radyo Patlamalarının (FRB'ler) kaynağını daralttıklarını bildirdiler; bu kaynak artık makul bir şekilde "normal çekirdek çökmesi süpernovalarından kaynaklanan kompakt nesne birleşmeleri ve manyetarları" içerebilir. ⓘ
Kozmik ışınlar
Süpernova kalıntılarının galaktik birincil kozmik ışınların büyük bir kısmını hızlandırdığı düşünülmektedir, ancak kozmik ışın üretimi için doğrudan kanıtlar sadece az sayıda kalıntıda bulunmuştur. IC 443 ve W44 süpernova kalıntılarında pion bozunmasından kaynaklanan gama ışınları tespit edilmiştir. Bunlar, SNR'den gelen hızlandırılmış protonların yıldızlararası materyale çarpmasıyla üretilir. ⓘ
Kütleçekim dalgaları
Süpernovalar potansiyel olarak güçlü galaktik yerçekimi dalgaları kaynaklarıdır, ancak şimdiye kadar hiçbiri tespit edilmemiştir. Şimdiye kadar tespit edilen tek kütleçekim dalgası olayları, süpernovaların muhtemel kalıntıları olan kara delikler ve nötron yıldızlarının birleşmelerinden kaynaklanmaktadır. ⓘ
Dünya üzerindeki etkisi
Dünya'ya yakın bir süpernova, biyosfer üzerinde gözle görülür etkileri olacak kadar Dünya'ya yakın bir süpernovadır. Süpernovanın türüne ve enerjisine bağlı olarak 3000 ışık yılı kadar uzakta olabilir. 1996 yılında, geçmiş süpernovaların izlerinin Dünya'da kaya tabakalarında metal izotop imzaları şeklinde tespit edilebileceği teorisi ortaya atılmıştır. Daha sonra Pasifik Okyanusu'nun derin deniz kayalarında demir-60 zenginleşmesi rapor edilmiştir. 2009 yılında, Antarktika buzunda 1006 ve 1054 süpernovalarıyla aynı zamana denk gelen yüksek seviyelerde nitrat iyonları bulunmuştur. Bu süpernovalardan gelen gama ışınları, buzda hapsolmuş olan azot oksit seviyelerini artırmış olabilir. ⓘ
Tip Ia süpernovaların, Dünya'ya yeterince yakın meydana gelmeleri halinde potansiyel olarak en tehlikeli oldukları düşünülmektedir. Bu süpernovalar ikili sistemlerdeki sönük, yaygın beyaz cüce yıldızlardan kaynaklandığı için, Dünya'yı etkileyebilecek bir süpernovanın öngörülemeyen ve iyi çalışılmamış bir yıldız sisteminde meydana gelmesi muhtemeldir. Bilinen en yakın aday IK Pegasi'dir (aşağıya bakınız). Son tahminler, tip II bir süpernovanın Dünya'nın ozon tabakasının yarısını yok etmesi için sekiz parsekten (26 ışık yılı) daha yakın olması gerektiğini öngörmektedir ve yaklaşık 500 ışık yılından daha yakın böyle bir aday yoktur. ⓘ
Samanyolu adayları
Samanyolu'ndaki bir sonraki süpernova, galaksinin uzak tarafında meydana gelse bile büyük olasılıkla tespit edilebilir olacaktır. Muhtemelen dikkat çekmeyen bir kırmızı süper devin çöküşü tarafından üretilecek ve büyük olasılıkla 2MASS gibi kızılötesi araştırmalarda zaten kataloglanmış olacaktır. Bir sonraki çekirdek çökmesi süpernovasının sarı hiperdev, parlak mavi değişken veya Wolf-Rayet gibi farklı bir büyük yıldız türü tarafından üretilme ihtimali daha düşüktür. Bir sonraki süpernovanın bir beyaz cüce tarafından üretilen bir tip Ia olma şansı, çekirdek çökmesi süpernovası için olanın yaklaşık üçte biri olarak hesaplanmıştır. Yine nerede meydana gelirse gelsin gözlemlenebilir olmalıdır, ancak atasının gözlemlenmiş olması daha az olasıdır. Bir tip Ia progenitör sisteminin neye benzediği bile tam olarak bilinmemektedir ve bunları birkaç parsek ötesinde tespit etmek zordur. Galaksimizdeki toplam süpernova oranının yüzyıl başına 2 ila 12 arasında olduğu tahmin edilmektedir, ancak birkaç yüzyıldır gerçekte bir tane gözlemlemedik. ⓘ
İstatistiksel olarak, bir sonraki süpernovanın başka türlü dikkat çekmeyen bir kırmızı süperdevden üretilmesi muhtemeldir, ancak bu süperdevlerden hangilerinin çekirdeklerindeki ağır element füzyonunun son aşamalarında olduğunu ve hangilerinin milyonlarca yılı kaldığını belirlemek zordur. En büyük kütleli kırmızı süper devler atmosferlerini atar ve çekirdekleri çökmeden önce Wolf-Rayet yıldızlarına dönüşürler. Tüm Wolf-Rayet yıldızları bir milyon yıl içinde Wolf-Rayet evresinden yaşamlarını sonlandırırlar, ancak yine de çekirdek çöküşüne en yakın olanları belirlemek zordur. Patlamadan önce birkaç bin yıldan fazla yaşaması beklenmeyen bir sınıf, çekirdek helyumlarını tükettikleri bilinen WO Wolf-Rayet yıldızlarıdır. Bunlardan sadece sekiz tanesi bilinmektedir ve bunlardan sadece dördü Samanyolu'ndadır. ⓘ
Bir dizi yakın veya iyi bilinen yıldız olası çekirdek çökmesi süpernova adayları olarak tanımlanmıştır: kırmızı süperdevler Antares ve Betelgeuse; sarı hiperdev Rho Cassiopeiae; zaten bir süpernova taklidi üretmiş olan parlak mavi değişken Eta Carinae; ve Regor veya Gamma Velorum sistemindeki en parlak bileşen, bir Wolf-Rayet yıldızı. Diğerleri ise gama ışını patlamasının muhtemel olmasa da olası öncüleri olarak ün kazanmışlardır; örneğin WR 104. ⓘ
Tip Ia süpernova adaylarının belirlenmesi çok daha spekülatiftir. Bir beyaz cücenin yığıldığı herhangi bir ikili, tam mekanizma ve zaman ölçeği hala tartışılsa da bir süpernova üretebilir. Bu sistemler soluktur ve tanımlanmaları zordur, ancak novalar ve tekrarlayan novalar kendilerini rahatlıkla tanıtan sistemlerdir. Buna bir örnek U Scorpii'dir. Bilinen en yakın Tip Ia süpernova adayı 150 ışık yılı uzaklıkta bulunan IK Pegasi'dir (HR 8210), ancak gözlemler beyaz cücenin bir tip Ia süpernova olmak için gereken kritik kütleye ulaşmasının birkaç milyon yıl alacağını göstermektedir. ⓘ