süpernova

Enerjisi biten diye yanlış bilgi verilen aslında metamorfik yapıya bürünen hidrojen bombasıdır, süpernova öyle basit bir terim değil gençler, gelin size anlatayım.

Bir yıldızın enerji ağı nükleerdir, nebulalar kuasarların hidrojenik bütünlemesidir, bulut kütlesi maddeleri merkeze çeken dönen bir top oluşturur birleşen her madde ne yapar bilin bakalım? Kütleyi yoğunlaştırır, aynı zamanda ısı açığa çıkar termodinamik entropi bağı da ayrı bir bilgi olsun cebinizde. ısı arttıkça hidrojen kor gibi parlamaya başlar literatürde buna 'ilkel yıldız' denir, ilkel yıldızda süpernova olması için önce füzyon'un başlaması gerek, yani füzyon demek yıldızın hammadesindeki hidrojen atomlarının birleşip helyum oluşturmasıyla süregelen bir süreçtir, füzyon sonrası ısı ve ışık formunda bir enerji açığa çıkar yıldız sonra soğuyup kızıla döner ve daha büyük bir kütleye ulaşır buna da ne denir? Astro literatürde 'Kızıl dev' bu evreden sonra büyüklüğe göre yıldız ölmeye başlar, sebebi ısı demir üretir bu demir yıldızın enerjisini absorbe ettiğinden aslında enerji sıkışır sonra büyük bir patlama olur sıkışan enerji her zaman patlamaya mahkumdur ilk fırsatta, sonra kuasara döner ve artık muamma alemine girmiştir bazı durumlarda bu yıldız tekrardan küllerinden doğar bunu da unutmayın.

Böyle de her konuda resimli yarım bilgi vermeyin, alfa proxima'nın kemikleri sızlıyor orada, deklinasyonsuz kuazar tipli aphelion suratlı bilgi pıtırcıkları.

1604 ekiminde parlak bir ışık olarak ortaya çıktı. kepler bunu görene kadar inanmıyordu. iki yıl sonra de stella nova denen yıldızı keşfetti.

Yakınlarda bir tane olacağı ve insanların çoğunun hayretler içerisinde izleyeceği söyleniyor.

Mage 60 skilidir.

o yakınlar dedikleri en az 100.000 yıl. Kozmik zamanda işler sandığımız gibi gitmez.

(bkz: muazzamnova)

(bkz: ofmüthişnova)

başlangıç kütlesi çok büyük olan yıldızların, evrimlerinin sonunda üst katmanlarını şiddetli bir patlamayla uzaya fırlatması olayı. bir çeşit yıldız ölümü.

merak edenler için süreci anlatmak isterim.

her ne kadar süreç %100 kesinlikle bilinmese de, gözlemler ve modellemelere göre hemen hemen şöyle:

bir yıldızın yıldız olarak adlandırılması için, çekirdeğinde ürettiği enerjiyi yüzeyinden dışarıya salması gerekir. bundan önceki oluşum aşamasında cisme ön yıldız adı verilir.

cisim çekirdeğinde enerji üretip bunu salmaya başladıktan, yani yıldız olduktan bir süre sonra (ki bu süre genellikle küçük kütleli yıldızlar için milyarlarca yılken, büyük kütleliler için milyonlarca yıldır) çekirdekteki enerji kaynağı tükenmeye başlar. burada enerji kaynağından ilk kasıt hidrojendir.

hidrojen tükenmeye başlayınca yıldız kendisine yeni kaynaklar arar. eğer kütlesi küçükse, bulduğu ilk kaynak olan helyumu tam olarak "yakamadan" evrimi son bulur. orta kütleli yıldızlar, helyumdan sonra birkaç elementi daha kullanabilirler. çok büyük kütleli yıldızlar ise, kütlelerine bağlı olarak demire kadar olan elementleri enerji kaynağı olarak kullanırlar.

iş demire geldiğinde burada sorun çıkar, çünkü demiri nükleer reaksiyonlarla, hidrojeni helyuma dönüştürdüğü gibi dönüştürmek için olağanüstü bir enerji gerekir. yıldız bu enerjiyi elbette karşılayamaz. bu andan sonra hızlı bir şekilde, füzyonun aksine fisyon başlar yıldızda. bunu, zamanı geri sarmak gibi düşünebilirsiniz. yıldızın o ana kadar küçük çekirdekleri kaynaştırarak ürettiği her büyük çekirdek bu kez parçalanıp tekrar küçülmeye başlar, çünkü bu süreçte bazı fiziksel ve kimyasal değişimler nedeniyle yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık aşırı derecede yükselmiştir. bunun etkisiyle fotonlar, büyük çekirdekleri artık parçalayabilmektedir. bu sürece "fotoparçalanma" denir.

çekirdekte daha önce enerji kaynağı olarak nükleer tepkimelerle yakılan elementlerin kalıntıları üst üste birikmektedir. böylece çekirdekte kütle de iyice yükseldiğinden (ki zaten sıcaklık artışının nedeni de budur), çekirdek normalde olmaması gereken bir kütleye ulaşır, hatta onu hızlı şekilde aşar: chandrasekhar kütlesi. bu kütle sınırı, yıldız çekirdeğinin çökeceği sınırdır. yıldız artık, kütle çekimsel kuvveti dengeleyecek bir enerji üretim mekanizması kalmadığından, bu çöküşe karşı koyamaz ve çekirdek hızla kendi üzerine doğru çöker.

ancak bu sırada, çekirdeğin aşırı derecede ani ve hızlı çöküşü nedeniyle, üst katmanlar bir anlığına çekirdekten ayrı bir şekilde asılı kalır. çekirdekle aralarında bir anda oluşan boşluk nedeniyle de tekrar çekirdeğe doğru düşmeye başlarlar. bu durum şok dalgalarına neden olur ve yıldız bu şok dalgalarının etkisiyle, çekirdek dışında kalan üst katmanlarını şiddetli bir patlamayla kendisinden uzaklaştırır. böylece geriye, yıldızın üst katmanlarından soyulmuş çıplak bir çekirdek kalır sadece. bu çekirdek, yine başlangıç kütlesine bağlı olarak nötron yıldızı ya da kara delik olabilir.

James Webb uzay teleskobundan alınan bir görüntü ile bilinen en genç süpernova patlamalarından biri elde edilmiştir. Cassiopeia A (Cas A) olarak bilinen bu süpernova kalıntısının ilk defa 340 yıl önce gözlenmiş olabileceği düşünülüyor. 10 ışık yılı genişliğindeki bu süpernova kalıntısı dünyadan 11.000 ışık yılı uzaklıkta.