Elektron Yakalama Süpernovası Nasıl Patlar?

Astrofizikçiler patlamaması gerektiği halde patlayan yeni bir süpernova türü buldular. Yıllar önce öngörülen ama varlığını bir türlü kanıtlayamadığımız bu süpernovaya elektron yakalama süpernovası diyoruz. Oysa 2018zd bulutsusu üzerinde yapılan son araştırmalar, bu nebulanın gerçekten de elektron yakalama süpernovasından oluştuğunu gösterdi. Evet, artık yepyeni bir süpernova türümüz var. Peki bir yıldızın patlamaması gerektiği halde süpernova olması ne demektir? Beyaz cüce ile nötron yıldızı olmanın eşiğinde, iki arada bir derede duran yeni süpernova türünü görelim.

Bilimin en yeni süpernovası

Bazı yıldızlar sönünce süpernova olarak patlar. Böylelikle çekirdeğinde içerdiği ve patlama sırasında ürettiği elementlerin bir kısmını uzaya saçar. Biz insanlar da bu yüzden yıldız tozundan yapılmışızdır; çünkü karbon, oksijen, magnezyum ve diğer ağır elementleri sönen yıldızlar uzaya saçar. Bunun için yıldızın patlaması da şart değildir. Örneğin Güneşimiz sönerken ürettiği elementleri gezegenimsi bulutsu olarak uzaya yayacaktır. 5 milyar yıl sonra, sönmüş çekirdeğinden geriye yaklaşık Dünya boyunda olup oksijen ve karbondan oluşan bir beyaz cüce kalacaktır.

Neden derseniz, yıldızlar ana sıralama üzerindeyken çekirdeğinde hidrojeni kaynaştırarak helyum sentezler. Bu sırada ortaya çıkan milyonlarca derecedeki sıcaklık yıldızları dev bir plazma topuna dönüştürür. Yıldızın çekirdeği kendi ağırlığıyla içe çökmeye çalışır ama ürettiği yüksek ısı genleşmesine neden olur. Böylece yıldızlar yakıtı bitene dek ana sıralama üzerinde, yani hidrostatik dengede kalır.

Yıldızlar ağırlıklı olarak hidrojen yerine helyum yakmaya başladığında ana sıralamadan çıkar. Böylece hızla yaşlanıp sönmeye başlar. Güneş’ten 10 kat kütleli bir yıldızın çekirdeği çökerken süpernova olarak patlayıp genellikle nötron yıldızına dönüşür. 20–25 kat kütleli bir yıldızın çekirdeği daha da sıkışıp kara delik olur. Her durumda önemli olan süpernovadan sonra geriye kalan çekirdeğin kütlesidir. Yoksa bırakın dış gaz katmanlarını, süpernova patlamasında çekirdeğin bir kısmı da uzaya savrulur. Aksi halde evrendeki titanyum, vanadyum ve diğer elementlerin oranı çok daha düşük olurdu.

Evrenin en ağır beyaz cüceleri

Tabii bir de iki arada bir deredeki durumlar var. Nasıl ki kahverengi cüceler yarım kalmış yıldızlardır, bazı beyaz cüceler de yarım kalmış nötron yıldızlarıdır. Nitekim 8 Güneş kütlesine yaklaşan yıldızlar sönerken mümkün olan en ağır beyaz cüceleri üretir. Bunlar Dünya çapında olup 1,4 Güneş kütlesine yaklaşan cisimlerdir. Öyle ki daha ağır olsa patlayıp nötron yıldızına dönüşmeleri gerekir. En ağır beyaz cücelerin kimyasal bileşimi de farklıdır. Bunlar oksijen, magnezyum ve neon (ONeMg) cüceleridir; çünkü onları doğuran yıldız karbonu bile kaynaştırarak neon üretmiştir. Peki bunun elektron yakalama süpernovası ile ne ilgisi var?

İlgili yazı: Kodlama İçin En Gerekli 16 Programlama Dili

 

Elektron yakalama süpernovası nedir?

ONeMg beyaz cüceleri dejenere elektron basıncıyla dengede durur. Atomların çevresinde dönen elektronlar birbirini iter. Böylece atom çekirdeklerinin daha fazla sıkışmasına engel olur. Atomların yüzde 99’u boşluk olduğu, yani elektronlarla çekirdek arasında büyük mesafe olduğu için bu fark çok önemlidir! Oysa sanıldığının tersine, elektronların birbirini itmesinin asıl nedeni elektromanyetik kuvvette eş yüklerin birbirini itmesi değildir. Bunun yerine Pauli dışarlama ilkesi geçerlidir.

Öyle ki bir beyaz cücenin özellikle çekirdeğindeki atomlar birbirine değer. Bu sebeple atomların bütün yörüngeleri sıkışan elektronlarla dolar. Pauli dışarlama ilkesi de bir yörüngede olacak elektron sayısını sınırlar. Sonuçta bir yörüngede aynı kuantum durumunda iki elektron olamaz. Bu da yörüngelerin taşıyabileceği elektron sayısını sınırlar. Dolayısıyla elektronlar birbirini itmekten ziyade, dolu yörüngelere giremediği için birbirini dışarlar. Böylece maddenin daha fazla sıkışması önlenir.

Beyaz cücelerin çökmesini durduran etkiye yoz (dejenere) elektron basıncı deriz. İşte bu da bizi elektron yakalama süpernovasına getiriyor. Normalde beyaz cüceler ancak ikili veya çoklu yıldız sistemlerinde yoldaş yıldızlardan gaz çekerek kütlesini artırır. Bu sırada zaman zaman patlayarak tekrarlayan novalar oluşturur. Öte yandan yeterince ağırlaşınca süpernova olup nötron yıldızına dönüşür. Buna Tip Ia süpernova deriz. Size anlattığım ONeMg cücelerinin kütlesi ise patlamak için yetersizdir. Oysa patlar!

İlgili yazı: Gerçek Adem: ilk insan ne zaman yaşadı?

 

ONeMg beyaz cüceleri

Bunun için yoz elektron basıncının, üst üste konmuş birkaç kitap gibi edilgen bir basınç türü olmadığına dikkat edelim. Aşırı sıkışık atomların yörüngesindeki elektronlar basınçla ezilirken çökmeyi durdurmak için gittikçe daha hızlı döner. Bu sebeple yoz basınç çok enerjik bir basınç türüdür. Adeta elektronlardan oluşan aşırı duyarlı bir hidrostatik dengedir. Atom yörüngesindeki elektronların bir nevi kristalize olup elektron kafesleri oluşturmasına yol açar. Hatta bu yüzden ONeMg cüceleri komşudan yıldız çekip kısa sürede ağırlaşarak patlamaya son derece dirençlidir.

Neden derseniz… Kütle artarken basınç da artar ve ezilen elektronlar daha enerjik olup ek ezilmeye direnç kazanır. Bu sebeple kütle ve Pauli dışarlama ilkesi açısından, ONeMg beyaz cücelerinin çok kararlı olması gerekir. Yine de beklenmedik bir şekilde patlarlar. Bunu anlamak için atomların en alt yörüngesindeki elektronların, çekirdeğe en yakın devinen elektronlar olduğuna dikkat edelim. Bunları biraz ezseniz çekirdeğe düşüp protonlarla birleşerek (artı + eksi = 0) nötron oluşturabilirler. İşte buna elektron yakalama deriz. Bu süreçte atomları iten elektronlar azalır ve beyaz cüce çökerek süpernova olup nötron yıldızına dönüşür.

Nitekim üç ana süpernova türü var

Tip II süpernovalar sönünce çekirdeği çöker ve çekirdek çökmesi süpernovası olarak patlar. Belgesellerde gördüğünüz en yaygın süpernova türü budur. Beyaz cüceler de bazen yoldaş yıldızdan gaz çekerek ağırlaşıp patlar. AGB yıldızlarının çekirdeği ise sönme aşamasında beyaz cüce olamayacak kadar ağır ama Tip II süpernova olamayacak kadar da hafiftir. Dolayısıyla 8 ila 10,5 Güneş kütlesi arasında kalan süpernovalar, yazının başında söylediğim teoride öngördüğümüz, iki arada bir derede elektron yakalama süpernovalarıdır. Peki bunlar tam olarak neden patlar?

İlgili yazı: Okyanuslar Hakkında Yanıtını Bilmediğimiz 7 Soru

 

Aslında neon süpernovası

Bunun sebebi neon ve magnezyum atomlarıdır. Bunların çekirdeğindeki proton sayısı oksijenden fazladır. Dolayısıyla beyaz cüce kütlesi ve çekirdek basıncı artarken atomların en iç elektronları çekirdeğe yaklaşmaya başlar. Bu sırada protonların pozitif yükü devreye girer ve zıt yükler de birbirini çekmeye başlar. Kısacası elektronlar çekirdeğe düşecek kadar ezilmez ama protonlar da onları çektiği için çekirdeğe inerek onlarla birleşir. Böylece ONeMg beyaz cüceleri kendi elektronlarını tüketmeye başlar ve elektron sayısı azalınca çöküp nötron yıldızına dönüşür.

Bu durumda iki olasılık vardır… En yaygın olasılıkta 8 Güneş kütleli bir yıldız sönerken ONeMg çekirdek hemen çökmez ama kısa süre sonra çökerek süpernova olur. İkinci seçenekte ONeMg beyaz cücesi sağ salim oluşur. Buna karşın komşu yıldızdan gaz çekerek astronomik ölçülere göre kısa sürede ağırlaşıp yine nötron yıldızı halinde çöker. Elektron yakalama süpernovası ise süper asimptotik dev kol yıldızlarında (süper AMG yıldızları) görülür. Asimptotik yıldızın süpernova olma eşiğinde olmasıdır.

Eskiden astrofizikçilerin elindeki tek dolaylı kanıt, Yengeç Bulutsusunun bir elektron yakalama süpernovasından kalma olasılığıydı. Oysa bunun ışığı bize modern astronomiden çok önce, 1054’te ulaşmıştı. Bu yüzden bulutsunun ne tür radyasyon yaydığına bakıp kökenini çıkaramadık. Yengeç bulutsusu günümüzde kökenini ortaya koymayacak kadar yaşlıdır. Yıldızlararası uzayda defalarca yeniden iyonize olarak köken izlerini kaybetmiştir. Neyse ki 2018 martında keşfedilen 2018zd bulutsusu bizi bu dertten kurtardı. Üç yıldır yaptığımız analizler sonuçlandığında bunun elektron yakalama kaynaklı olduğunu gördük. Böylece yeni süpernova türünün var olduğunu kanıtlamış olduk.

Süpernovalar için sonsöz

Uzayda ses olmadığından süpernovalar sessiz patlar ama bilim hayranlarını derinden heyecanlandıracak kadar çekicidir. Siz de Güneş’ten 40–50 kat kütleli yıldızların hiç patlamadan doğrudan kara delik olmasına yarım yıldızlar yazısında bakabilirsiniz. Dünya atmosferinin plazma damlacıklarıyla nasıl sızıntı yaptığı ve astronotları tehdit eden Van Allen radyasyon kuşağını görebilirsiniz. Doğadaki en güçlü 4 parçacık hızlandırıcısı ile en tehlikeli güneş fırtınalarını inceleyebilirsiniz. Hızınızı alamayarak enformasyon paradoksu bağlamında kara delik termodinamiği ve asteroit madenciliğine de göz atabilirsiniz. Bilimle ve sağlıcakla kalın.

Farklı süpernova türleri

¹The electron-capture origin of supernova 2018zd
²Do electron-capture supernovae make neutron stars? First multidimensional hydrodynamic simulations of the oxygen deflagration
³Electron Capture Supernovae of Super-AGB Stars: Sensitivity on Input Physics
⁴AT2018kzr: the merger of an oxygen-neon white dwarf and a neutron star or black hole