Geçici Yıldız Novalar Nasıl Oluşuyor ve Patlıyor?

geçici-yıldız-novalar-nasıl-oluşuyor-ve-patlıyorİkili yıldız sistemlerinde yoldaş yıldızdan gaz çalarak termonükleer patlamayla parlayan geçici yıldız novalar nasıl patlıyor? Beyaz cüce, nötron yıldızı ve kara delik olmak üzere astronomideki üç nova türünü görelim. Geçici yıldızı oluşturan süpernova türlerini, yoldaşından nasıl gaz çektiklerini ve gökte geçici olarak parlayarak astronomi tarihine nasıl yön verdiklerini öğrenelim.

İkili sistemler ve novalar

Evrendeki güneş sistemlerinin yüzde 85’ini ikili yıldız sistemleri oluşturuyor; çünkü yıldızlar hidrojen bulutsularının içinde genellikle ikiz ve hatta üçüz doğuyor. Şiirsel bir dil kullanarak buna yıldızların kardeşliği veya aşkı diyebiliriz ama romantik ilişkiler genellikle trajediyle sonuçlanır. Devlerin aşkı yıldızlar da buna bir istisna sayılmaz ki bunu kardeşlik bağlarında görebiliriz:

Bazen yıldızlar tek yumurta ikizi olup birbirine benzer ve bu açıdan Güneş’in de kayıp ikizi olmalı. Güneş Sistemi oluştuktan sonra ikizinin nereye gittiğini bilmiyoruz ama var olması gerekiyor. Geçici yıldız novalar ise ayrı yumurta ikizleridir: Bu tür yıldız eşlerinden biri küçük ve diğeri büyüktür. Büyük olan aynı zamanda ağır olduğu için hidrojen yakıtını hızla yakarak 8 ila 30 milyon yılda çekirdeğinde biriken demirin çökmesi sonucunda süpernova halinde patlayıp nötron yıldızı ya da kara deliğe dönüşür.

Oysa bazen yıldız eşinden yalnızca biraz büyüktür. O zaman dış gazları uzaya üfleyerek sakince söner ve geriye karbon ile oksijenden oluşan cüruf çekirdek kalır. Bu da Güneş kütlesinde ve yaklaşık Dünya büyüklüğünde olan bir beyaz cücedir. İşte bunlar geçici yıldız novalardır:

İkili yıldız sistemlerinde Güneş benzeri bir yıldız ya da kırmızı cüce yer alır. Bunun eşi de genellikle bir yıldız kalıntısıdır: Sönmüş bir beyaz cüce, nötron yıldızı veya kara delik… Üçü de yoldaşından gaz çeker, yüzeyi veya çevresinde biriktirir ve birikim diski ya da yüzey gazı yeterince sıkışıp ısındığında termonükleer bomba gibi patlar. Bu da birikim diskinin parlaklığını geçici olarak artırır ve böylece gökte yeni bir yıldız görmüş gibi oluruz.

Yıldız kalıntısı novalar

Oysa yıldız kalıntıları nükleer füzyon reaksiyonlarıyla kendi enerjisini üretemez ve üzerine çektiği hidrojen gazı patladıktan sonra tekrar sönerek gökyüzünden kaybolur. Bizler de astronomların nova olarak adlandırdığı geçici yıldızları 1437’den bu yana göklerde izliyoruz. Peki novalar nasıl oluşuyor ve patlıyor? Astronomi tarihiyle göreceğiz:

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

geçici-yıldız-novalar-nasıl-oluşuyor-ve-patlıyor

 

1. Beyaz cüce novalar

Beyaz cüce novalar yoldaş yıldızdan çektiği gazın yüzde 95’ini biriktirir ve sadece yüzde 5’ini termonükleer patlamayla püskürtür. Bu da beyaz cüce kütlesinin zamanla artmasına yol açar ve kütlesi Güneş kütlesinin 1,4 katına ulaştığında kendi ağırlığıyla içe çökerek patlayıp bir nötron yıldızına dönüşür. Buna Tip Ia süpernova denir. Bunlar demir çekirdeği sönünce çöktüğü için direkt patlayarak nötron yıldızına dönüşen yıldız öncüllerinden farklıdır. Direkt patlayan yıldızlar Tip II süpernova olur.

Yine de yoldaşından gaz çekerek kilo alan beyaz cücenin direkt çöküp patladığını sanmayın. Beyaz cüce nötron yıldızı kütlesinin alt sınırı olan 1,4 Güneş kütlesinin yüzde 99’una ulaştığında içindeki karbon ve oksijen katmanları arasında ısıl taşınım hareketleri başlar (tarhanayı topaklanmasın diye karıştırdığınızı düşünün). Helyum manto ve onun üzerinde hidrojen kabukla sarılı karbon-oksijen çekirdeğin 1000 yıl boyunca ısıl taşınıma maruz kalmasından sonra aniden karbon füzyonu başlar.

Karbon füzyonu ve hemen ardından başlayan oksijen füzyonu çekirdekten yukarıya incecik bir çizgi halinde termonükleer alev yükselmesine neden olur. Alev çizgisi yıldız yüzeyine ulaşınca yanardağ gibi püskürerek beyaz cüceyi önden arkaya doğru sarar ve arkadan at gibi teperek dışa doğru patlatır. Şimdi Tip Ia süpernova patlamasının nasıl gerçekleştiğini daha yakından görelim:

İlgili yazı: Kodlama İçin En Gerekli 16 Programlama Dili

 

Novalar ve süpernovalar

Ana sıralama yıldızlarında çekirdek ısısı yıldızı genleştirir ve çökmesini önler. Çekirdekteki füzyon reaksiyonlarının geçici olarak durması yıldızın soğuyup büzülmesine yol açar ve bu da çekirdeğin üzerinde her defasında bir üst hidrojen katmanının yakılmasını sağlar. Öyle ki Güneş gibi yıldızlar yaşlandıkça daha sıcak ve parlak olur. Nitekim Güneş 1 milyar yıl sonra yüzde 10 parlak olacak ve Dünya’yı ısıtarak düdüklü tencere gezegeni Venüs’e dönüştürüp yaşamı yok edecektir.

Oysa beyaz cüceler düzenli füzyon reaksiyonları gerçekleştiremediği için simetrik olarak büzülüp genleşemez. Zaten çökmüş olduğundan füzyon alevi belki de süpersonik hızda yıldız kalıntısını sararak karbon ve oksijen füzyonunu tetikler. Bu atomlar birkaç saniyede ağır elementlere dönüşür. Dolayısıyla beyaz cüceyi patlatan şey sadece art tepme değil, çekirdeğinin de içten tutuşmasıdır:

İlgili yazı: İnternetinizi Uçuracak En İyi 10 Modem

 

Tip Ia süpernovalar

Beyaz cüce patlarken sıcaklığı 1 ila 2 x 1044 Joule’a, yani süpernova sıcaklığına ulaşır. Bu da beyaz cücenin güçlü yerçekimini yenerek patlamasına sebep olur ve bu sırada dış katmanlarını saniyede 5000 ila 20 bin km hızla uzaya saçar.

1 Güneş kütleli beyaz cücede kaçış hızı 6451 km/saniyedir ama beyaz cüceler nadiren binde 17 Güneş kütlesinde olabilir. Dolayısıyla kaçış hızı saniyede ortalama 18 bin km, yani ışık hızının yüzde 6’sı olmak üzere 5000-20.000 km/sn arasında değişir. Sonuç olarak Tip Ia süpernovaların mutlak parlaklığı -19,3 olup bunlar Güneş’ten 5 milyar kat parlaktır.

Patlamanın parlaklığı pek değişmediği için popüler bilim sitelerinde bunlar evrendeki uzaklıkları ölçmemizi sağlayan standart mumlar olarak adlandırılabilir ama bu kısmen doğrudur. Tip Ia süpernovalar standart mum değildir; çünkü nasıl patladıklarını tam olarak bilmiyoruz. Yine de patlayan yıldızları tek tek inceleyip kimyasal yapısına bakarak bunları astronomik uzaklıkların ölçümünde düşük hata payıyla kullanılacak kadar standartlaştırabiliriz.

Her durumda beyaz cüceler patlayana dek uzun süre kütle biriktirir. Bu da beyaz cücenin defalarca nova halinde parlamasına yol açar. Novaları kayda geçiren ilk ulus Korelilerdir. 11 Mart 1437’de Kral Sejong’un kraliyet astronomları Wei olarak adlandırdıkları Akrep Takımyıldızında bir nova gördüler ve geçici oluşuna vurgu yapmak için bunu sonradan konuk yıldız olarak adlandırdılar. Nitekim nova da Latincedeki Stella Nova, yani yenil yıldızdan geliyor. Bu da bizi novaların kısa tarihine getiriyor:

İlgili yazı: Düz Dünya Teorisini Çürüten 12 Kanıt

geçici-yıldız-novalar-nasıl-oluşuyor-ve-patlıyor

Felaket çiftlerinde gaz çekme mekaniği. Büyütmek için tıklayın.

 

2. Klasik novalar ve cüce novalar

Bugün teleskoplarınızı Korelilerin baktığı yöne çevirirseniz konuk yıldızı göremezsiniz; çünkü bu beyaz cüce çoktan söndü ama 1437’deki novadan kalan bulutsuyu görebilirsiniz. Gerçi bulutsunun içindeki beyaz cüceyi göremezsiniz. O da zamanla yer değiştirerek gaz ve toz bulutunun merkezinden uzaklaştı fakat bulutsudaki görünür ışık ile X-ışınlarını tarayarak yerini bulabilirsiniz.

Ancak, tarihi novanın bize hazırladığı sürprizler de vardı. Sonuçta novalar iki türe ayrılır: Klasik novalar ve cüce novalar. Klasik novalarda yoldaştan gaz çeken bir beyaz cüce, nötron yıldızı veya kara delik söz konusudur. Cüce novalar ise daha çok ikili beyaz cüce sistemlerinde bulunur. Bunlardan biri daha ağır olup gaz çekerken bir birikim diski oluşturur. Bu disk beyaz cücenin yavaş yavaş gaz çekmesini sağlar. Dolayısıyla cüce novalar daha zayıf ama daha düzenli ve sık patlamalar meydana getirir.

Amerikan Doğa Tarihi Müzesi Astrofizik Küratörü Mike Shara, 1980’te yaptığı araştırmalarda Korelilerin gördüğü novanın felaket çifti sınıfına giren bir ikili beyaz cüce sisteminden kaynaklandığını buldu. 1923’ten kalma fotoğraflardaki novanın da aynı sistem olduğunu fark etti. Bu da parlamaların cüce nova olduğunu gösteriyordu ama Shara’nın keşfi bununla sınırlı kalmadı: Cüce novalar aslında klasik novalardı!

Klasik novalar büyük parlamalara yol açacak kadar gaz biriktirmeden önce cüce novalar görülüyor ve bu ara periyotları klasik nova patlamaları izliyordu. Shara parlama yapan beyaz cücenin kendi çevresinde dönüş hızına bakarak bunun 1437 tarihli nova olduğunu anladı ki bu hiç de sıra dışı bir gök olayı değildir. Samanyolu galaksisinde her yıl 50 klasik nova görülüyor. Peki neden felaket novalar?

X-ışını saçan novalar

Yoldaşından gaz çeken beyaz cücenin güçlü bir manyetik alanı varsa manyetik alan çizgileri çekilen gazı plazma akışına dönüştürerek beyaz cücenin kutuplarına kanalize eder. Bu da kutuplarda X-ışınları saçan şiddetli aurora parlamalarına yol açar. Yine de novaların içinde en felaket olanları X-ışını çiftleridir. Bunlar bir beyaz cüce veya yoldaş yıldızdan gaz çeken nötron yıldızı ya da kara deliklerdir. Nötron yıldızı çiftleri ise iki türlüdür: Ya baştan nötron yıldızı vardır ya da sonradan oluşmuştur:

İlgili yazı: Virüsler Canlı mı ve RNA Yaşamın kökeni mi?

 

3. Novalar ve nötron yıldızları

Tip Ia süpernovalar beyaz cücelerin nötron yıldızına dönüşmesiyle tamamlanır. Tabii ikili sistemde büyük kütleli bir yıldız Tip II süpernovayla nötron yıldızına da dönüşebilir. Her durumda yoldaş yıldız ya da beyaz cücenin patlamadan sağ kalması gerekir. Bu patlamaların sebebi yerçekimidir:

Nötron yıldızları 1 çay kaşığı maddenin 10 milyon ton ağır olmasına yol açacak denli güçlü yerçekimine sahiptir. Bu nedenle nötron yıldızı çiftleri birbirinden gaz çekemez ama beyaz cüce veya yıldız eşinden çekebilir. Ayrıca nötron yıldızları en az 1,4 Güneş kütlesindeki ölü yıldız demir çekirdeğinin ya da aşırı ağırlaşan bir beyaz cücenin çökmesiyle oluşur.

Bunlar 10-20 km çapında ve 1,4-2,6 Güneş kütlesinde olabilir. Nötron yıldızları küçük ve yoğun cisimler olduğundan bunların gaz çekmesi için kendisi de yoğun olan beyaz cücelere çok yakın olması gerekir. Bu da beyaz cücelerle çarpışarak büyüme veya kara deliğe dönüşme şanslarını artırır (1,4 Güneş kütleli bir nötron yıldızı 1 Güneş kütleli beyaz cüceyle kara deliğe dönüşmeden çarpışabilir).

Normal yıldız yoldaşlar ise geniş çaplı olduğu için daha uzaktan gaz çekmeye izin verir. Sonuç olarak nötron yıldızlarından kaçış hızı ışık hızının yüzde 30-50’sine eşit olup bunların manyetik alanları da çok güçlüdür (10 bin ila 100 milyar tesla). Gaz çeken bütün nötron yıldızları süper sıcak birikim diski oluşturarak X-ışınları yayar (ve gazın bir kısmını kutuplardan gama ışını saçan jetler halinde püskürtür).

İlgili yazı: Zamanda Yolculuk Etmenin 9 Sıra Dışı Yolu

 

Nötron yıldızı birikim diskleri

Bütün birikim diskleri bu kadar sıcak olmaz. Sanılanın aksine nötron yıldızı ya da kara deliğe düşecek parçaların önce birikim diskinde birbiriyle çarpışarak hız kaybetmesi gerekir. Birikim diskleri öncelikle bu mekanizmayla ısınır ama X-ışınlarından çok ısı ve morötesi ışık yayar. Ancak, nötron yıldızları ve onları saran disk küçüktür. Dahası nötron yıldızları çok hızlı döner (saniyede 23-716 kez) ve bu da diskin hem yerçekimiyle hem de gelgit dalgalarıyla sıkışarak X-ışını saçacak kadar ısınmasına neden olur.

Nötron yıldızlarının dönüş hızı ışık hızının binde 24’üne çıkabilir. Bu kadar hızlı dönenler kutuplarından güçlü parçacık ışınları (göreli gaz jetleri) ve X-ışınları yayar. Kutup ışınları bizden yana döndükçe ve uzaklaştıkça gökyüzünde ışıldak gibi yanıp sönen bu cisimlere pulsar (atarca) deriz. Bunlar uzaktan daha çok radyo dalgası pulsları yayar ve uzayda yol bulmakta kullanacak kadar dakiktir (Bkz. NASA’dan nötron yıldızı navigasyon sistemi). Peki ya kara delik sistemleri?

İlgili yazı: 5 Soruda Paralel Evrenler

geçici-yıldız-novalar-nasıl-oluşuyor-ve-patlıyor

Büyütmek için tıklayın.

 

Novalar ve kara delikler

Kara delikleri bulmanın en iyi yolu birikim diski olan aktif kara deliklere bakmaktır. Bunlar genellikle yoldaş yıldızdan gaz çekerek birikim diski oluşturur ve zaman zaman parlar. Biz de parlamaya bakarak kara delikleri dolaylı yollardan görebiliriz. Astronomi tarihindeki en ünlü kara delik ise insanlığın bulduğu ilk kara delik kökenli X-ışını kaynağı olan Cygnus X1’dir:

6070 ışık yılı uzaktaki Cygnus X1 sisteminde 15 Güneş kütleli bir kara delik HDE 226868 kod adlı mavi dev yıldız çevresinde dönüyor. 25-35 Güneş kütleli HDE 226868 yıldızının bu kadar ağır olması kara deliğin kökeniyle ilgili çok ilginç bir sonuca işaret ediyor. Mavi süper devin atmosferinde bol miktarda helyum bulduk ve bu da bir yıldızın tek başına sahip olabileceğinden çok daha fazladır.

Öyleyse bu kara delik en az 40 Güneş kütleli bir mavi süper dev öncülünden geliyor. Belki de ömrünün son yıllarında dengesiz bir Wolf-Rayet yıldızıydı. Helyum izine bakılırsa bu yıldız güneş rüzgarı ve süpernova patlamasıyla 25-30 Güneş kütlesi kaybetti ama çekirdeği çökerek kara deliğe dönüştü.

Öncül yıldız HDE 226868’den daha ağırdı ama güçlü güneş rüzgarlarıyla gaz katmanlarını uzaya püskürterek bugün gaz çekmekte olduğu komşusunu besledi. O küçülürken HDE 226868 büyüdü.

Felaket çifti novalar

Samanyolu’nda bu tür 100 ayrı X-ışını ikilisi biliyoruz ve eşlerden birinin süpernova halinde patlayabileceği bütün ikili yıldız sistemlerine felaket çifti diyoruz. Bunlar nötron yıldızı/kara delik/beyaz cüce-yıldız çiftleri olabilir. Son olarak en ilginç felaket çiftine bakalım. Bu 1437 novasından çok daha heyecan verici bir öyküdür ki bu kez nötron yıldızı-kahverengi cüce bileşenli nadir bir X-ışını ikilisinden söz ediyoruz. Peki kahverengi cüceler nedir?

İlgili yazı: Evrenin En Büyük Yıldızı UY Scuti mi?

geçici-yıldız-novalar-nasıl-oluşuyor-ve-patlıyor

Büyütmek için tıklayın.

 

4. Novalar ve kahverengi cüceler

Kahverengi cüceler çekirdeğinde süreğen nükleer füzyon reaksiyonu başlatamayan yarım kalmış yıldızlardır ve Jüpiter’den 75 kat kütleli olabilirler. Söz ettiğimiz ikili sistemdeki nötron yıldızı ise ilk bakışta pulsar değildir. 😮 Oysa felaket çiftleri X ışınları yayar ve bunun için de pulsar gerekir.

Bazen atarcaların aşırı enerjik gama ışınları saçtığı da olur. Oysa Stanford Üniversitesi’nden Roger Romani’in gözlemlerine göre bu nötron yıldızı-kahverengi cüce sistemi sadece görünür ışıkta ve 9 saat periyotlu çok yavaş pulslar saçıyordu. Ayrıca pulslar parlaklaşırken ışığı maviye ve solarken kırmızıya kayıyordu. İşte bu çok garip bir durumdu:

1) Elimizde X ışını saçması gerekirken görünür ışık yayan bir nötron yıldızı vardı. 2) Bu yıldız kalıntısı saniyede onlarca veya yüzlerce kez dönen bir pulsardan beklenmeyecek kadar yavaş dönüyor ve kendi çevresindeki turunu 9 saatte tamamlıyordu. 3) Üstelik nötron yıldızının ışığı puslarla ilişkili olarak kırmızıya ve maviye kayıyordu. Bu da bilinen bütün nötron yıldızlarına aykırıydı. Öyleyse neler oluyor?

İlgili yazı: İnternette teknik takip ve gözetimi önleme rehberi

 

Atarca birikim mekaniği

Kahverengi cücenin pulsara çok yakın dönmesinden yola çıkarsak bunun tek bir açıklaması olabilir. Nötron yıldızı yoldaşından o kadar gaz çekmiş ki eskiden yıldız olan bu cisim kilo vererek artık çekirdeğinde nükleer füzyon gerçekleştiremeyen bir kahverengi cüceye dönüşmüş. 😮

Üstelik özgün yıldız da büyük ve ağır olamaz. Aksi takdirde kahverengi cüceye dönüşmesi için muazzam kütle kaybetmesi gerekirdi. Bu da nötron yıldızının süpernova halinde patlayarak kara deliğe dönüşmesi sonucunu doğururdu. Özgün yıldız kırmızı cüce hiç olamaz; çünkü nötron yıldızının kutuplardan saçtığı ışınların radyasyon basıncı direkt kendi çevresinde birikim diski oluşmasını önlüyor. Ancak, birikim diski kırmızı cüce kaynaklı olsa daha küçük ve hafif olurdu.

Birikim diski doğrudan nötron yıldızı yerine kahverengi cüce ve nötron yıldızı çevresinde daha geniş bir halka oluşuyor ki kütlesine bakılırsa elimizdeki kahverengi cüce en az Güneş kütlesindeki bir yıldızın ardılı olmalı. Nötron yıldızı hızla kütle kazanarak neden kara deliğe dönüşmedi derseniz bunun nedeni uzak ve geniş birikim diskindeki gazların pulsara sarmallar çizerek yavaş yavaş düşmesidir. Bu da nötron yıldızının kütle kazanmasını yavaşlatarak ömrünü uzatıyor. Peki kahverengi cüce nasıl gaz yitiriyor?

İlgili yazı: DNA Testi Yaparsanız Neler Öğrenirsiniz?

 

Karadul novalar

Nötron yıldızı doğrudan kahverengi cüceden gaz çekmiyor. Bunun yerine ışınlarıyla kahverengi cücenin dış gaz katmanlarını uzaya üflüyor. Ardından uzakta oluşan birikim diskinden yavaş yavaş besleniyor. İşte bu noktada yukarıda sıraladığımız üç çelişkiyi çözmemizi sağlıyor.

1) Nötron yıldızı gerçekten de kendi çevresinde saniyede yüzlerce kez dönen bir pulsar (atarca). Daha yavaş dönen zayıf bir yıldız o kadar büyük bir birikim diski oluşturamazdı. 2) Gaz diski pulsardan gelen radyo dalgalarını kesip yalnızca görünür ışığın uzaya çıkmasına ve dünyadan görülmesine izin veriyor.

3) Bizim gördüğümüz pulsların kaynağı ise kahverengi cücenin süper sıcak atmosferi: Işığın maviye kayması durumunda kahverengi cücenin gündüz tarafını ve kırmızıya kayması sırasında da gece tarafını görüyoruz. 4) 9 saatlik periyotlar da kahverengi cücenin rotasyonuna değil, nötron yıldızının çevresinde dönerken gece-gündüz hangi yüzünün bize baktığına bağlı. Özetle bizim gördüğümüz ışıldak benzeri yanıp sönen pulslar kahverengi cücenin atmosferinden Dünya’ya yansıyan görünür ışıktır.

Astrofizikçiler bu tür ikili yıldız sistemlerini karadul olarak adlandırıyor ve bu da bizi yazının sonuna getiriyor: Geçici yıldız novalar önünde sonunda süpernova patlamasına maruz kalarak nötron yıldızı veya kara delik halinde çökecek olan ikili yıldız sistemlerinden oluşuyor. Bu sistemlerde gaz çeken taraf daha ağır olan beyaz cüce, nötron yıldızı ve kara deliktir. Gaz kaybına uğrayan taraf ise kırmızı cüceler dahil ana sıralama yıldızları ile yıldız kalıntısı beyaz cüce ve kahverengi cücelerdir.

Novalar için sonsöz

Peki tekrarlayan nova olarak da adlandırılan sürekli patlayan beyaz cüce nedir? Onu da şimdi okuyabilir ve süpernovadan 10 kat güçlü hipernovalara bakabilirsiniz. Süpernova 1987a patlamasının 3B haritasına göz atarak kırmızı dev Betelgeuse yıldızı ne zaman patlayacak sorusunu yanıtlayabilirsiniz. Yaz tüm hızıyla sürerken temiz havada bol yürüyüş ve neşeli dolunay geceleri dilerim

Karadul nötron yıldız sistemi


1Masses of the components of the HDE 226868/Cyg X-1 binary system
2Evolution of Cataclysmic Variables and Related Binaries Containing a White-Dwarf
3New or Improved Orbital Periods of Cataclysmic Binaries

Add a Comment

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir