G?kbilimciler, bilim d?nyas?ndaki en dikkat ?ekici olaylardan birini resmi olarak duyurdular: 2022'de, D?nya'dan ??plak g?zle benzersiz bir fenomeni g?rebilece?iz: en parlak s?pernova patlamalar?ndan biri. Tahminlere g?re galaksimizdeki ?o?u y?ld?z?n parlakl???n? g?lgede b?rakacak.

Bizden 1800 ???ky?l? uzakl?kta bulunan Ku?u tak?my?ld?z?ndaki yak?n ikili sistem KIC 9832227'den bahsediyoruz. Bu sistemdeki y?ld?zlar, ortak bir atmosferi payla?acak kadar birbirine yak?n konumlanm??t?r ve d?n?? h?zlar? s?rekli artmaktad?r (?u anda y?r?nge periyodu 11 saattir).

ABD'deki Calvin Koleji'nden Profes?r Larry Molnar, Amerikan Astronomi Toplulu?u'nun y?ll?k toplant?s?nda yakla??k be? y?l i?inde (bir y?l ver ya da al) beklenen olas? bir ?arp??madan bahsetti. Ona g?re, bu t?r kozmik felaketleri tahmin etmek olduk?a zor; ara?t?rma birka? y?l s?rd? (g?kbilimciler y?ld?z ?iftini 2013 y?l?nda incelemeye ba?lad?lar).

B?yle bir tahminde bulunan ilk ki?i Molnar'?n ara?t?rma asistan? (o zamanlar hala ??renci) Daniel Van Noord'du.

"Bir y?ld?z?n renginin parlakl???yla nas?l ili?kili oldu?unu inceledi ve ikili bir nesneyle, asl?nda yak?n bir ikili sistemle - iki y?ld?z?n ayn? kabu?un alt?ndaki iki f?st?k tanesi gibi bir atmosferi payla?t??? bir sistemle - kar?? kar??ya oldu?umuzu ?ne s?rd?." Molnar bir bas?n b?lteninde a??kl?yor.

2015 y?l?nda, birka? y?l s?ren g?zlemlerden sonra Molnar meslekta?lar?na ?u tahmini anlatt?: g?kbilimciler muhtemelen 2008'de Akrep tak?my?ld?z?nda V1309 s?pernovas?n?n do?u?una benzer bir patlama ya?ayacaklard?. Bilim adamlar?n?n t?m? bu a??klamay? ciddiye almad?, ancak ?imdi, yeni g?zlemlerin ard?ndan Larry Molnar bu konuyu daha da fazla veri sunarak yeniden g?ndeme getirdi. Spektroskopik g?zlemler ve farkl? teleskoplardan elde edilen 32 binden fazla g?r?nt?n?n i?lenmesi, olaylar?n geli?imiyle ilgili di?er senaryolar? ortadan kald?rd?.

G?kbilimciler, y?ld?zlar birbirine ?arpt???nda her ikisinin de ?lece?ine inan?yorlar, ancak bu daha sonra ?ok fazla ???k ve enerji salarak k?rm?z? bir s?pernova olu?turacak ve ikili y?ld?z?n parlakl???n? on bin kat art?racak. S?pernova g?ky?z?nde Ku?u tak?my?ld?z? ve Kuzey Ha??'n?n bir par?as? olarak g?r?lebilecek. Bu, ilk kez uzmanlar?n ve hatta amat?rlerin ?ift y?ld?zlar? ?l?m an?nda do?rudan takip edebilecekleri anlam?na geliyor.

"G?ky?z?nde ?ok ?arp?c? bir de?i?iklik olacak ve bunu herkes g?rebilecek. 2023'te bana hakl? olup olmad???m? s?ylemek i?in teleskopa ihtiyac?n?z olmayacak. Bir patlaman?n olmamas? hayal k?r?kl??? yaratacak olsa da, herhangi bir alternatif sonu? da ayn? derecede ilgin? olacakt?r." diye ekliyor Molner.

G?kbilimcilere g?re tahminler hafife al?namaz: ?lk kez uzmanlar, y?ld?zlar?n birle?mesinden ?nceki son birka? y?l?n? g?zlemleme f?rsat?na sahip oluyor.

Gelecekteki ara?t?rmalar, bu t?r ikili sistemler ve onlar?n i? s?re?lerinin yan? s?ra b?y?k ?l?ekli bir ?arp??man?n sonu?lar? hakk?nda da ?ok ?ey ortaya ??karacak. ?statistiklere g?re bu t?r "patlamalar" yakla??k olarak her on y?lda bir meydana geliyor, ancak bu, y?ld?zlar?n ?arp??mas?n?n meydana geldi?i ilk sefer. ?rne?in daha ?nce bilim insanlar? bir patlama g?zlemlemi?ti.

Molnar'?n gelecekteki olas? makalesinin ?n bask?s? (PDF belgesi) Kolejin web sitesinde okunabilir.

Bu arada, 2015 y?l?nda ESA g?kbilimcileri Tarantula Bulutsusu'nda y?r?ngeleri birbirine inan?lmaz derecede yak?n mesafede olan benzersiz bir tane ke?fettiler. Bilim adamlar? b?yle bir mahallenin bir noktada trajik bir ?ekilde sona erece?ini tahmin ediyor: g?k cisimleri ya devasa b?y?kl?kte tek bir y?ld?za d?n??ecek ya da ikili bir sisteme yol a?acak bir s?pernova patlamas? meydana gelecek.

Daha ?nce s?pernova patlamalar?n?n nas?l oldu?undan bahsetti?imizi de hat?rlayal?m.

Antik y?ll?klar ve kronikler bize bazen ola?an?st? derecede parlak y?ld?zlar?n aniden g?ky?z?nde ortaya ??kt???n? s?yl?yor. Parlakl?klar? h?zla artt? ve birka? ay i?inde yava? yava? solup g?r?nmez oldular. Maksimum parlakl??a yak?n olan bu y?ld?zlar g?n boyunca bile g?r?lebiliyordu. En ?arp?c? salg?nlar 1006 ve 1054'te meydana geldi ve bunlar?n bilgileri ?in ve Japon incelemelerinde yer al?yor. 1572'de Cassiopeia tak?my?ld?z?nda b?yle bir y?ld?z parlad? ve se?kin g?kbilimci Tycho Brahe taraf?ndan g?zlemlendi ve 1604'te Johannes Kepler Ophiuchus tak?my?ld?z?nda benzer bir parlama g?zlemledi. O zamandan bu yana, astronomideki “teleskopik” ?a??n d?rt y?zy?l? boyunca b?yle bir parlama g?zlemlenmedi. Ancak g?zlemsel astronominin geli?mesiyle birlikte ara?t?rmac?lar, ?ok y?ksek parlakl??a ula?masalar da olduk?a fazla say?da benzer parlama tespit etmeye ba?lad?lar. Aniden ortaya ??kan ve sanki hi? iz b?rakmadan kaybolan bu y?ld?zlara “nova” ad? verilmeye ba?land?. G?r?n??e g?re 1006 ve 1054'?n y?ld?zlar?, yani Tycho ve Kepler'in y?ld?zlar? ayn? parlamalard?, sadece ?ok yak?n ve dolay?s?yla daha parlakt?. Ancak durumun b?yle olmad??? ortaya ??kt?. 1885 y?l?nda Tartu G?zlemevi'ndeki g?kbilimci Hartwig, ?nl? Andromeda Bulutsusu'nda yeni bir y?ld?z?n ortaya ??kt???n? fark etti. Bu y?ld?z 6. g?r?n?r b?y?kl??e ula?t?, yani radyasyonunun g?c? t?m bulutsununkinden yaln?zca 4 kat daha azd?. O zaman bu g?kbilimcileri ?a??rtmad?: Sonu?ta Andromeda Bulutsusu'nun do?as? bilinmiyordu, bunun G?ne?'e olduk?a yak?n bir toz ve gaz bulutu oldu?u varsay?lm??t?. Andromeda Bulutsusu ve di?er sarmal bulutsular?n, y?z milyarlarca y?ld?zdan ve bizden milyonlarca ???ky?l? uzakl?ktan olu?an devasa y?ld?z sistemleri oldu?u ancak yirminci y?zy?l?n 20'li y?llar?nda nihayet anla??ld?. Andromeda Bulutsusu'nda 17-18 b?y?kl???nde nesneler olarak g?r?lebilen s?radan nova parlamalar? da ke?fedildi. 1885 y?ld?z?n?n radyasyon g?c? a??s?ndan Novaya Y?ld?zlar?n? onbinlerce kez a?t??? ortaya ??kt?; k?sa bir s?re i?in parlakl??? neredeyse devasa bir y?ld?z sisteminin parlakl???na e?itti! A??k?as?, bu salg?nlar?n do?as? farkl? olmal?d?r. Daha sonra, bu en g??l? patlamalara "S?pernova" ad? verildi; buradaki "s?per" ?n eki, onlar?n daha b?y?k "yenili?i" de?il, daha b?y?k radyasyon g?c? anlam?na geliyordu.

S?pernova Arama ve G?zlemleri

Uzak galaksilerin foto?raflar?nda s?pernova patlamalar? olduk?a s?k fark edilmeye ba?land?, ancak bu ke?ifler tesad?fiydi ve bu g?rkemli salg?nlar?n nedenini ve mekanizmas?n? a??klamak i?in gerekli bilgileri sa?layam?yordu. Ancak 1936 y?l?nda ABD'deki Palomar G?zlemevi'nde ?al??an g?kbilimciler Baade ve Zwicky, s?pernova i?in sistematik ve sistematik bir ara?t?rmaya ba?lad?lar. Ellerinde, onlarca derece karelik alanlar?n foto?raflanmas?n? m?mk?n k?lan ve s?n?k y?ld?zlar?n ve galaksilerin bile ?ok net g?r?nt?lerini veren Schmidt sisteminin bir teleskopu vard?. Birka? hafta sonra g?ky?z?n?n bir b?lgesinin foto?raflar?n? kar??la?t?rarak, galaksilerdeki yeni y?ld?zlar?n foto?raflarda a??k?a g?r?lebildi?ini kolayca fark edebilirsiniz. G?ky?z?n?n yak?ndaki galaksiler a??s?ndan en zengin olan alanlar? foto?raf i?in se?ildi; burada bir g?r?nt?deki say?lar? birka? d?zineye ula?abiliyordu ve s?pernova tespit etme olas?l??? en y?ksekti.

1937'de Baada ve Zwicky 6 s?pernova ke?fetmeyi ba?ard?lar. Bunlar?n aras?nda s?ras?yla maksimum 8 ve 12 b?y?kl??e ula?an olduk?a parlak y?ld?zlar 1937C ve 1937D (g?kbilimciler, ke?if y?l?na harfler ekleyerek, bu y?lki ke?if s?ras?n? g?steren s?pernovalar? belirlemeye karar verdiler) vard?. Onlar i?in, ???k e?rileri elde edildi - zamanla parlakl?ktaki de?i?imin ba??ml?l??? - ve ?ok say?da spektrogram - radyasyon yo?unlu?unun dalga boyuna ba??ml?l???n? g?steren y?ld?z?n spektrumunun foto?raflar?. Onlarca y?l boyunca bu materyal, s?pernova patlamalar?n?n nedenlerini ??zmeye ?al??an t?m ara?t?rmac?lar?n temeli oldu.

Maalesef ?kinci D?nya Sava??, bu kadar ba?ar?l? bir ?ekilde ba?layan g?zlem program?n? kesintiye u?ratt?. Palomar G?zlemevi'ndeki sistematik s?pernova aray??? ancak 1958'de yeniden ba?lat?ld?, ancak Schmidt sisteminin daha b?y?k bir teleskopu sayesinde 22-23 b?y?kl???ne kadar y?ld?zlar?n foto?raflanmas? m?mk?n oldu. 1960 y?l?ndan bu yana, bu ?al??maya d?nya ?ap?nda uygun teleskoplar?n mevcut oldu?u bir dizi ba?ka g?zlemevi de kat?ld?. SSCB'de bu t?r ?al??malar, 40 cm mercek ?ap?na ve ?ok geni? bir g?r?? alan?na (neredeyse 100 kare derece) sahip bir astrograf teleskopunun kuruldu?u SAI'nin K?r?m istasyonunda ve Abastumani Astrofizik G?zlemevi'nde ger?ekle?tirildi. G?rcistan'da - 36 cm giri? deli?ine sahip bir Schmidt teleskopunda ve K?r?m'da ve Abastumani'de bir?ok s?pernova ke?fi yap?ld?. Di?er g?zlemevleri aras?nda en fazla say?da ke?if, Schmidt sisteminin iki teleskopunun ?al??t??? ?talya'daki Asiago G?zlemevi'nde meydana geldi. Ancak yine de Palomar G?zlemevi hem ke?if say?s?nda hem de tespit edilebilecek maksimum y?ld?z b?y?kl??? a??s?ndan lider olmaya devam etti. 60'l? ve 70'li y?llarda y?lda 20'ye kadar s?pernova ke?fedildi ve say?lar? h?zla artmaya ba?lad?. Ke?fin hemen ard?ndan b?y?k teleskoplarda fotometrik ve spektroskopik g?zlemler yap?lmaya ba?land?.

1974'te F. Zwicky ?ld? ve k?sa s?re sonra Palomar G?zlemevi'nde s?pernova aray??? durduruldu. Ke?fedilen s?pernovalar?n say?s? azald?, ancak 1980'lerin ba??ndan itibaren yeniden artmaya ba?lad?. ?ili'deki Cerro el Roble g?zlemevinde g?ney g?ky?z?nde yeni arama programlar? ba?lat?ld? ve astronomi merakl?lar? s?pernovalar? ke?fetmeye ba?lad?. 20-30 cm lensli k???k amat?r teleskoplar kullan?larak, belirli bir galaksi k?mesini sistematik olarak g?rsel olarak g?zlemleyerek parlak s?pernova patlamalar?n? olduk?a ba?ar?l? bir ?ekilde arayabilece?iniz ortaya ??kt?. En b?y?k ba?ar?, 80'lerin ba??ndan bu yana y?lda 6'ya kadar s?pernova ke?fetmeyi ba?aran Avustralyal? rahip Robert Evans taraf?ndan elde edildi. Profesyonel g?kbilimcilerin onun "g?ky?z?yle do?rudan ba?lant?s?" konusunda ?aka yapmas? ?a??rt?c? de?il.

1987 y?l?nda, Galaksimizin bir "uydusu" olan ve bizden yaln?zca 55 kiloparsek uzakl?kta olan B?y?k Macellan Bulutu galaksisinde 20. y?zy?l?n en parlak s?pernovas? SN 1987A ke?fedildi. Bir s?redir bu s?pernova ??plak g?zle bile g?r?lebiliyordu ve yakla??k 4 kadirlik maksimum parlakl??a ula??yordu. Ancak sadece g?ney yar?mk?rede g?zlemlenebildi. Bu s?pernova i?in do?rulu?u ve s?resi bak?m?ndan benzersiz olan bir dizi fotometrik ve spektral g?zlem elde edildi ve art?k g?kbilimciler, s?pernovay? geni?leyen bir gaz bulutsusuna d?n??t?rme s?recinin nas?l geli?ti?ini izlemeye devam ediyor.

S?pernova 1987A. Sol ?stte s?pernovan?n patlad??? alan?n patlamadan ?ok ?nce ?ekilmi? bir foto?raf? var. Yak?nda patlamak ?zere olan y?ld?z bir okla g?sterilir. Sa? ?stte, s?pernovan?n maksimum parlakl??a yakla?t??? s?rada g?ky?z?n?n ayn? alan?n?n foto?raf?. A?a??da bir s?pernovan?n patlamadan 12 y?l sonra nas?l g?r?nd??? g?r?lmektedir. S?pernovan?n etraf?ndaki halkalar, patlama s?ras?nda iyonize olan ve parlamaya devam eden y?ld?zlararas? gazd?r (patlamadan ?nce s?pernova ?ncesi y?ld?z taraf?ndan k?smen d??ar? at?l?r).

80'li y?llar?n ortalar?nda astronomide foto?raf d?neminin sona erdi?i anla??ld?. H?zla geli?tirilen CCD al?c?lar?, hassasiyet ve kaydedilen dalga boyu aral??? a??s?ndan fotografik em?lsiyondan bir?ok kez ?st?nd?, ancak ??z?n?rl?k a??s?ndan neredeyse e?itti. CCD kamerayla elde edilen g?r?nt? bilgisayar ekran?nda hemen g?r?lebiliyor ve daha ?nce elde edilenlerle kar??la?t?r?labiliyordu, ancak foto?raf i?in geli?tirme, kurutma ve kar??la?t?rma s?reci en iyi ihtimalle bir g?n s?rd?. Foto?raf plakalar?n?n geriye kalan tek avantaj? - g?ky?z?n?n geni? alanlar?n? foto?raflama yetene?i - s?pernova aray??? i?in de ?nemsiz oldu?u ortaya ??kt?: CCD kameral? bir teleskop, foto?raf plakas?na d??en t?m galaksilerin g?r?nt?lerini ayr? ayr? elde edebilir, foto?rafik bir pozlamaya e?de?er bir s?rede. Teleskobun ?nceden girilen bir programa g?re se?ilen galaksilere y?nlendirildi?i ve ortaya ??kan g?r?nt?lerin bilgisayar taraf?ndan daha ?nce elde edilenlerle kar??la?t?r?ld??? tam otomatik s?pernova arama programlar?n?n projeleri ortaya ??kt?. Yaln?zca yeni bir nesne tespit edildi?inde bilgisayar g?kbilimciye bir sinyal g?nderiyor ve astronom, bir s?pernova patlamas?n?n ger?ekten tespit edilip edilmedi?ini ??reniyor. 90'l? y?llarda 80 cm'lik yans?t?c? teleskop kullanan b?yle bir sistem Lick G?zlemevi'nde (ABD) ?al??maya ba?lad?.

Astronomi merakl?lar? i?in basit CCD kameralar?n bulunmas?, g?rsel g?zlemlerden CCD g?zlemlerine ge?melerine ve ard?ndan 20-30 cm lensli teleskoplar i?in 18. ve hatta 19. b?y?kl??e kadar y?ld?zlar?n kullan?labilir hale gelmesine yol a?m??t?r. Otomatik aramalar?n ba?lamas? ve CCD kameralar kullanarak s?pernova arayan amat?r g?kbilimcilerin say?s?n?n artmas?, ke?if say?s?nda bir patlamaya yol a?t?: Art?k y?lda 100'den fazla s?pernova ke?fediliyor ve toplam ke?if say?s? 1.500'? a??yor. Son y?llarda ayna ?ap? 3-4 metre olan en b?y?k teleskoplarda ?ok uzak ve s?n?k s?pernovalar i?in de ara?t?rma ba?lat?ld?. Maksimum 23-24 kadir parlakl??a ula?an s?pernova ara?t?rmalar?n?n, t?m Evrenin yap?s? ve kaderi hakk?nda bir?ok soruya yan?t verebilece?i ortaya ??kt?. En geli?mi? CCD kameralarla donat?lm?? bu t?r teleskoplarla yap?lan bir gecelik g?zlemlerde, 10'dan fazla uzaktaki s?pernova ke?fedilebilir! Bu t?r s?pernovalar?n ?e?itli g?r?nt?leri a?a??daki ?ekilde g?sterilmektedir.

?u anda ke?fedilen hemen hemen t?m s?pernovalar i?in en az bir spektrum elde etmek m?mk?nd?r ve bir?o?unun ???k e?rileri bilinmektedir (bu ayn? zamanda amat?r g?kbilimciler i?in de b?y?k bir de?erdir). Dolay?s?yla, analiz i?in mevcut olan g?zlemsel materyalin hacmi ?ok b?y?k ve ?yle g?r?n?yor ki, bu g?rkemli fenomenin do?as? hakk?ndaki t?m sorular?n ??z?lmesi gerekiyor. Maalesef durum hen?z b?yle de?il. S?pernova ara?t?rmac?lar?n?n kar?? kar??ya oldu?u temel sorulara ve bunlara bug?n verilecek en olas? yan?tlara daha yak?ndan bakal?m.

S?pernova s?n?fland?rmas?, ???k e?rileri ve spektrumlar?

Bir olgunun fiziksel do?as? hakk?nda herhangi bir sonuca varmadan ?nce, onun do?ru ?ekilde s?n?fland?r?lmas? gereken g?zlemlenebilir belirtilerinin tam olarak anla??lmas? gerekir. Do?al olarak, s?pernova ara?t?rmac?lar?n?n kar??s?na ??kan ilk soru, bunlar?n ayn? olup olmad???, de?ilse ne kadar farkl? olduklar? ve s?n?fland?r?l?p s?n?fland?r?lamayacaklar?yd?. Zaten Baade ve Zwicky taraf?ndan ke?fedilen ilk s?pernova, ???k e?rileri ve spektrumlar?nda ?nemli farkl?l?klar g?steriyordu. 1941'de R. Minkowski, s?pernovalar? spektrumlar?n?n do?as?na g?re iki ana t?re ay?rmay? ?nerdi. S?pernovalar?, spektrumlar? o d?nemde bilinen t?m nesnelerin spektrumlar?ndan tamamen farkl? olan tip I olarak s?n?fland?rd?. Evrendeki en yayg?n element olan hidrojenin ?izgileri tamamen yoktu, spektrumun tamam? tan?mlanamayan geni? maksimum ve minimumlardan olu?uyordu, spektrumun ultraviyole k?sm? ?ok zay?ft?. S?pernovalar, ?ok yo?un hidrojen emisyon ?izgilerinin varl???nda "s?radan" novalarla baz? benzerlikler g?steren spektrumlar? olan tip II olarak s?n?fland?r?ld?; spektrumlar?n?n ultraviyole k?sm? parlakt?r.

Tip I s?pernovan?n spektrumu otuz y?l boyunca gizemli kald?. Ancak Yu.P. Pskovsky, spektrumlardaki bantlar?n geni? ve olduk?a derin so?urma ?izgileri aras?ndaki s?rekli spektrumun b?l?mlerinden ba?ka bir ?ey olmad???n? g?sterdikten sonra, tip I s?pernova spektrumlar?n?n tan?mlanmas? ileriye do?ru ilerledi. Ba?ta tek iyonize kalsiyum ve silikonun en yo?un ?izgileri olmak ?zere bir dizi so?urma ?izgisi belirlendi. Bu ?izgilerin dalga boylar?, saniyede 10-15 bin km h?zla geni?leyen kabuktaki Doppler etkisi nedeniyle spektrumun mor taraf?na kayar. Tip I s?pernovan?n spektrumundaki t?m ?izgileri tan?mlamak son derece zordur ??nk? bunlar b?y?k ?l??de geni?ler ve birbirleriyle ?rt???rler; Bahsedilen kalsiyum ve silikonun yan? s?ra magnezyum ve demir ?izgilerini de tespit etmek m?mk?n oldu.

S?pernova spektrumlar?n?n analizi ?nemli sonu?lara varmam?z? sa?lad?: Tip I s?pernova patlamas? s?ras?nda f?rlat?lan kabuklarda neredeyse hi? hidrojen yok; Tip II s?pernova kabuklar?n?n bile?imi ise g?ne? atmosferininkiyle hemen hemen ayn?d?r. Mermilerin geni?leme h?z? 5 ila 15-20 bin km/s aras?ndad?r, fotosferin s?cakl??? maksimum - 10-20 bin derece civar?ndad?r. S?cakl?k h?zla d???yor ve 1-2 ay sonra 5-6 bin dereceye ula??yor.

S?pernovalar?n ???k e?rileri de farkl?yd?: Tip I i?in hepsi ?ok benzerdi, parlakl?kta maksimuma kadar ?ok h?zl? bir art??a sahip, 2-3 g?nden fazla s?rmeyen, parlakl?kta 3 oran?nda h?zl? bir d???? olan karakteristik bir ?ekle sahipler. 25-40 g?n i?inde b?y?kl?klere ula??r ve bunu takip eden yava? bir azalma, b?y?kl?k ?l?e?inde neredeyse do?rusald?r; bu, parlakl???n ?stel bir azalmas?na kar??l?k gelir.

Tip II s?pernovalar?n ???k e?rilerinin ?ok daha ?e?itli oldu?u ortaya ??kt?. Baz?lar? tip I s?pernovalar?n ???k e?rilerine benziyordu; yaln?zca do?rusal bir "kuyruk" ba?lang?c?na kadar parlakl?kta daha yava? ve daha uzun bir d???? vard?; di?erleri i?in maksimumun hemen ard?ndan neredeyse sabit bir parlakl?k b?lgesi ba?lad?; 100 g?ne kadar s?rebilen ve “plato” olarak adland?r?lan Daha sonra parlakl?k keskin bir ?ekilde d??er ve do?rusal bir "kuyru?a" ula??r. T?m erken ???k e?rileri, geleneksel foto?raf plakalar?n?n (dalga boyu aral??? 3500-5000 A) duyarl?l???na kar??l?k gelen, foto?rafik b?y?kl?k sistemi ad? verilen sistemdeki foto?rafik g?zlemlerden elde edildi. Buna ek olarak bir foto-g?rsel sistemin (5000-6000 A) kullan?lmas?, s?pernovalar?n renk indeksindeki (veya k?saca "renk") de?i?im hakk?nda ?nemli bilgiler elde etmeyi m?mk?n k?ld?: maksimum s?pernovadan sonra ortaya ??kt?. her iki t?r de s?rekli olarak “k?rm?z?ya d?ner”, yani radyasyonun ana k?sm? daha uzun dalgalara do?ru kayar. Bu k?z?lla?ma, parlakl?ktaki do?rusal azalma a?amas?nda durur ve hatta yerini s?pernovalar?n "mavili?i" alabilir.

Ayr?ca tip I ve tip II s?pernovalar, patlad?klar? galaksi t?rlerine g?re de farkl?l?k g?steriyordu. Tip II s?pernovalar yaln?zca y?ld?zlar?n halen olu?maya devam etti?i ve hem ya?l?, d???k k?tleli y?ld?zlar?n hem de gen?, b?y?k ve "k?sa ?m?rl?" (yaln?zca birka? milyon y?l) y?ld?zlar?n bulundu?u sarmal g?kadalarda ke?fedilmi?tir. Tip I s?pernovalar, milyarlarca y?ld?r yo?un y?ld?z olu?umunun meydana gelmedi?i d???n?len sarmal ve eliptik g?kadalarda meydana gelir.

Bu formda s?pernovalar?n s?n?fland?r?lmas? 80'lerin ortalar?na kadar s?rd?r?ld?. CCD al?c?lar?n?n astronomide yayg?n olarak kullan?lmaya ba?lanmas?, g?zlem materyalinin niceli?ini ve kalitesini ?nemli ?l??de art?rmay? m?mk?n k?lm??t?r. Modern ekipman, soluk, daha ?nce eri?ilemeyen nesneler i?in spektrogramlar?n elde edilmesini m?mk?n k?ld?; ?izgilerin yo?unluklar?n? ve geni?liklerini ?ok daha y?ksek bir do?rulukla belirlemek ve spektrumdaki daha zay?f ?izgileri kaydetmek m?mk?n oldu. CCD al?c?lar?, k?z?l?tesi dedekt?rler ve uzay arac?na monte edilen aletler, ultraviyoleden uzak k?z?l?tesine kadar t?m optik radyasyon aral???nda s?pernovalar?n g?zlemlenmesini m?mk?n k?ld?; S?pernovalar?n gama ???n?, X ???n? ve radyo g?zlemleri de yap?ld?.

Sonu? olarak, s?pernovalar?n g?r?n??te yerle?ik olan ikili s?n?fland?rmas? h?zla de?i?meye ve daha karma??k hale gelmeye ba?lad?. Tip I s?pernovalar?n neredeyse g?r?nd??? kadar homojen olmad??? ortaya ??kt?. Bu s?pernovalar?n spektrumlar? ?nemli farkl?l?klar g?sterdi; bunlardan en ?nemlisi, yakla??k 6100 A dalga boyunda g?zlemlenen tek iyonize silikon ?izgisinin yo?unlu?uydu. Tip I s?pernovalar?n ?o?u i?in, maksimum parlakl??a yak?n bu so?urma ?izgisi en dikkat ?ekici ?zellikti. ancak baz? s?pernovalar i?in neredeyse hi? yoktu ve helyum so?urma ?izgileri en yo?un olan?yd?.

Bu s?pernovalar Ib olarak adland?r?ld? ve "klasik" Tip I s?pernovalar Ia olarak adland?r?ld?. Daha sonra baz? Ib s?pernovalar?n?n da helyum ?izgilerinden yoksun oldu?u ortaya ??kt? ve bunlara tip Ic ad? verildi. Bu yeni s?pernova t?rleri, ?ekil olarak Ia s?pernovalar?n?n ???k e?rilerine benzer olmas?na ra?men, olduk?a ?e?itli oldu?u ortaya ??kan ???k e?rileri bak?m?ndan "klasik" Ia olanlardan farkl?yd?. Tip Ib/c s?pernovalar?n?n da radyo emisyonu kaynaklar? oldu?u ortaya ??kt?. Bunlar?n hepsi sarmal g?kadalarda, yak?n zamanda y?ld?z olu?umunun meydana gelmi? olabilece?i ve olduk?a b?y?k y?ld?zlar?n hala var oldu?u b?lgelerde ke?fedildi.

S?pernova Ia'n?n k?rm?z? ve k?z?l?tesi spektral aral?klardaki (R, I, J, H, K bantlar?) ???k e?rileri, daha ?nce incelenen B ve V bantlar?ndaki e?rilerden ?ok farkl?yd?. R'de maksimumdan 20 g?n sonra, filtre I'de ve daha uzun dalga boyu aral?klar?nda ger?ek bir ikinci maksimum ortaya ??kar. Ancak baz? Ia s?pernovalar? bu ikinci maksimuma sahip de?ildir. Bu s?pernovalar ayn? zamanda maksimum parlakl?ktaki k?rm?z? renkleri, azalt?lm?? parlakl?klar? ve baz? spektral ?zellikleriyle de ay?rt edilirler. Bu t?rden ilk s?pernova SN 1991bg idi ve buna benzer nesnelere hala tuhaf s?pernova Ia veya "tip 1991bg s?pernovas?" ad? veriliyor. Aksine, ba?ka bir s?pernova t?r? Ia, maksimumda artan parlakl?k ile karakterize edilir. Spektrumdaki so?urma ?izgilerinin daha d???k yo?unluklar? ile karakterize edilirler. Onlar i?in "prototip" SN 1991T'dir.

1970'lerde tip II s?pernovalar, ???k e?rilerinin do?as?na g?re "do?rusal" (II-L) ve "plato"lu olanlar (II-P) olarak ikiye ayr?l?yordu. Daha sonra, ???k e?rileri ve spektrumlar?nda belirli ?zellikler g?steren daha fazla s?pernova II ke?fedilmeye ba?land?. Bu nedenle, son y?llar?n en parlak iki s?pernovas?, ???k e?rileri a??s?ndan di?er tip II s?pernovalardan keskin bir ?ekilde farkl?d?r: 1987A ve 1993J. Her ikisinin de ???k e?rilerinde iki maksimum vard?: Parlamadan sonra parlakl?k h?zla d??t?, sonra tekrar artmaya ba?lad? ve ancak ikinci maksimumdan sonra parlakl???n son zay?flamas? ba?lad?. S?pernova Ia'n?n aksine, ikinci maksimum t?m spektral aral?klarda g?zlendi ve SN 1987A i?in daha uzun dalga boyu aral?klar?nda birinciden ?ok daha parlakt?.

Spektral ?zellikler aras?nda en s?k g?r?len ve en dikkat ?ekici olan?, geni?leyen kabuklara ?zg? geni? emisyon ?izgilerinin yan? s?ra dar emisyon veya so?urma ?izgilerinden olu?an bir sistemin varl???yd?. Bu fenomen b?y?k olas?l?kla patlamadan ?nce y?ld?z? ?evreleyen yo?un bir kabu?un varl???ndan kaynaklanmaktad?r; bu t?r s?pernovalar II-n olarak adland?r?l?r.

S?pernova ?statistikleri

S?pernovalar ne s?kl?kla meydana gelir ve galaksilerde nas?l da??l?rlar? S?pernovalara ili?kin istatistiksel ?al??malar bu sorulara cevap vermelidir.

?lk sorunun cevab? olduk?a basit gibi g?r?n?yor: Birka? galaksiyi yeterince uzun bir s?re g?zlemlemeniz, i?lerinde g?zlemlenen s?pernovalar? sayman?z ve s?pernova say?s?n? g?zlem s?resine b?lmeniz gerekiyor. Ancak olduk?a d?zenli g?zlemlerin kapsad??? zaman?n, tek tek galaksiler hakk?nda kesin sonu?lara varmak i?in hala ?ok k?sa oldu?u ortaya ??kt?: ?o?unda yaln?zca bir veya iki parlama g?zlemlendi. Do?ru, baz? galaksilerde olduk?a fazla say?da s?pernova zaten kay?tl?: rekorun sahibi, 1917'den bu yana 6 s?pernovan?n ke?fedildi?i NGC 6946 galaksisi. Ancak bu veriler salg?nlar?n s?kl??? konusunda do?ru veriler sunmuyor. Birincisi, bu galaksinin g?zlemlerinin kesin zaman? bilinmiyor ve ikincisi, bizim i?in neredeyse e? zamanl? patlamalar asl?nda olduk?a b?y?k zaman aral?klar?yla ayr?labilir: sonu?ta s?pernovadan gelen ???k galaksinin i?inde farkl? bir yol kat eder ve boyutu ???k y?l?nda g?zlem s?resinden ?ok daha b?y?kt?r. ?u anda yaln?zca belirli bir g?kada k?mesi i?in parlama s?kl???n? tahmin etmek m?mk?nd?r. Bunu yapmak i?in, s?pernova ara?t?rmas?ndan elde edilen g?zlemsel verileri kullanmak gerekir: her g?zlem, her galaksi i?in galaksiye olan mesafeye, ara?t?rman?n s?n?rlay?c? b?y?kl???ne ve do?as?na ba?l? olarak baz? "etkili izleme s?resi" verir. s?pernova ???k e?risinin Farkl? s?pernova t?rleri i?in ayn? galaksinin g?zlem s?resi farkl? olacakt?r. Birka? galaksiye ili?kin sonu?lar? birle?tirirken, k?tle ve parlakl?ktaki farkl?l?klar?n yan? s?ra morfolojik tipteki farkl?l?klar? da hesaba katmak gerekir. ?u anda, sonu?lar? galaksilerin parlakl???na g?re normalle?tirmek ve verileri yaln?zca benzer t?rdeki galaksilere ait birle?tirmek gelenekseldir. ?e?itli s?pernova arama programlar?ndan elde edilen verilerin birle?tirilmesine dayal? son ?al??malar ?u sonu?lar? vermi?tir: eliptik galaksilerde yaln?zca tip Ia s?pernovalar g?zlemlenir ve 1010 g?ne? parlakl??? kadar parlakl??a sahip "ortalama" bir galakside, bir s?pernova yakla??k olarak her 500'de bir patlar. y?llar. Ayn? parlakl??a sahip bir sarmal galakside, Ia s?pernovalar? yaln?zca biraz daha y?ksek frekansta patlar, ancak bunlara Tip II ve Ib/c s?pernovalar? da eklenir ve toplam patlama h?z? yakla??k olarak her 100 y?lda bir olur. ??aret fi?eklerinin s?kl??? yakla??k olarak galaksilerin parlakl???yla orant?l?d?r, yani dev galaksilerde ?ok daha y?ksektir: ?zellikle NGC 6946, 2,8 x 10 10 g?ne? parlakl???na sahip bir parlakl??a sahip sarmal bir galaksidir, bu nedenle yakla??k ?? parlama olabilir. 100 y?lda bir beklenen ve i?inde g?zlemlenen 6 s?pernovan?n ortalama frekanstan ?ok b?y?k bir sapma olmad??? d???n?lebilir. Galaksimiz NGC 6946'dan daha k???kt?r ve ortalama olarak her 50 y?lda bir patlama beklenebilir. Ancak ge?ti?imiz bin y?lda Galaksi'de yaln?zca d?rt s?pernovan?n g?zlemlendi?i biliniyor. Burada bir ?eli?ki mi var? Sonu?ta Galaksinin b?y?k bir k?sm?n?n gaz ve toz katmanlar? taraf?ndan bizden gizlendi?i ve bu 4 s?pernovan?n g?zlemlendi?i G?ne?'in ?evresinin Galaksinin yaln?zca k???k bir b?l?m?n? olu?turdu?u ortaya ??kt?.

S?pernovalar galaksilerde nas?l da??l?r? Elbette ?imdilik yaln?zca baz? "ortalama" galaksilere indirgenmi? ?zet da??l?mlar? ve ayr?ca sarmal galaksilerin yap?s?n?n ayr?nt?lar?na g?re da??l?mlar? incelemek m?mk?n. Bu par?alar ?ncelikle spiral man?onlar? i?erir; Olduk?a yak?n galaksilerde, iyonize hidrojen bulutlar? (H II b?lgesi) veya parlak mavi y?ld?z k?meleri (OB birli?i) taraf?ndan tan?mlanan aktif y?ld?z olu?um b?lgeleri de a??k?a g?r?lebilmektedir. Ke?fedilen s?pernovalar?n say?s? artt?k?a bir?ok kez tekrarlanan uzaysal da??l?m ?al??malar? a?a??daki sonu?lar? verdi. Her t?r s?pernovan?n galaksilerin merkezlerinden uzakl??a g?re da??l?mlar? birbirinden ?ok az farkl?d?r ve parlakl?k da??l?m?na benzer - yo?unluk, ?stel bir yasaya g?re merkezden kenarlara do?ru azal?r. S?pernova t?rleri aras?ndaki farklar, y?ld?z olu?um b?lgelerine g?re da??l?mda kendini g?sterir: E?er t?m s?pernova t?rleri sarmal kollarda yo?unla?m??sa, o zaman yaln?zca II ve Ib/c t?r? s?pernovalar H II b?lgelerinde yo?unla??r. Tip II veya Ib/c parlama ?reten bir y?ld?z?n ?mr?n?n 10 6 ile 10 7 y?l aras?nda oldu?u ve tip Ia i?in ise yakla??k 10 8 y?l oldu?u sonucuna varabiliriz. Bununla birlikte, Ia s?pernovalar?, 10 9 ya??ndan daha gen? y?ld?zlar?n bulunmad???na inan?lan eliptik galaksilerde de g?zlenmektedir. Bu ?eli?kinin iki olas? a??klamas? vard?r; ya sarmal ve eliptik galaksilerdeki s?pernova Ia patlamalar?n?n do?as? farkl?d?r ya da baz? eliptik galaksilerde y?ld?z olu?umu hala devam etmektedir ve daha gen? y?ld?zlar mevcuttur.

Teorik modeller

Ara?t?rmac?lar, g?zlem verilerinin b?t?nl???ne dayanarak, bir s?pernova patlamas?n?n bir y?ld?z?n evrimindeki son a?ama olmas? gerekti?i ve ard?ndan eski haliyle varl???n?n sona erdi?i sonucuna vard?lar. Ger?ekten de, s?pernova patlama enerjisinin 10 50 - 10 51 erg oldu?u tahmin edilmektedir ve bu, y?ld?zlar?n yer?ekimsel ba?lanma enerjisinin tipik de?erlerini a?maktad?r. Bir s?pernova patlamas? s?ras?nda a???a ??kan enerji, y?ld?z?n maddesini uzaya tamamen da??tmak i?in fazlas?yla yeterlidir. Hangi y?ld?zlar s?pernova patlamas?yla hayatlar?na ne zaman son verirler, bu kadar devasa bir enerji sal?n?m?na yol a?an s?re?ler nas?ld?r?

G?zlemsel veriler, s?pernovalar?n, kabuklar?n kimyasal bile?imi ve k?tleleri, enerji sal?n?m?n?n do?as? ve farkl? y?ld?z pop?lasyonu t?rleri ile ba?lant?lar? bak?m?ndan farkl?l?k g?steren ?e?itli t?rlere ayr?ld???n? g?stermektedir. Tip II s?pernovalar a??k?a gen?, b?y?k y?ld?zlarla ili?kilidir ve kabuklar? b?y?k miktarda hidrojen i?erir. Bu nedenle onlar?n parlamalar?, ba?lang?? k?tlesi 8-10 g?ne? k?tlesinden fazla olan y?ld?zlar?n evriminin son a?amas? olarak kabul edilir. Bu t?r y?ld?zlar?n merkezi k?s?mlar?nda, n?kleer f?zyon reaksiyonlar? s?ras?nda, en basitinden hidrojen ?ekirdeklerinin f?zyonu s?ras?nda helyum olu?umuna ve silikondan demir ?ekirdeklerinin olu?umuyla biten enerji a???a ??kar. Demir ?ekirdekleri do?adaki en kararl? ?ekirdeklerdir ve birle?tiklerinde hi?bir enerji a???a ??kmaz. B?ylece bir y?ld?z?n ?ekirde?i demir haline geldi?inde i?indeki enerji sal?n?m? durur. ?ekirdek yer ?ekimi kuvvetlerine kar?? koyamaz ve h?zla b?z?l?r, ??ker. ??k?? s?ras?nda meydana gelen s?re?ler hen?z tam olarak a??klanmaktan uzakt?r. Ancak bir y?ld?z?n ?ekirde?indeki maddenin tamam?n?n n?tronlara d?n??mesi durumunda yer?ekimi kuvvetlerine kar?? koyabilece?i biliniyor. Y?ld?z?n ?ekirde?i "n?tron y?ld?z?na" d?n???r ve ??k?? durur. Bu durumda, y?ld?z?n kabu?una giren ve s?pernova patlamas? olarak g?rd???m?z geni?lemeye ba?lamas?na neden olan muazzam bir enerji a???a ??kar. E?er y?ld?z?n evrimi daha ?nce "sessizce" ger?ekle?mi? olsayd?, zarf?n?n G?ne?'in yar??ap?ndan y?zlerce kat daha b?y?k bir yar??apa sahip olmas? ve tip II s?pernova spektrumunu a??klamaya yetecek miktarda hidrojen tutmas? gerekirdi. Yak?n bir ikili sistemde veya ba?ka bir ?ekilde evrim s?ras?nda kabu?un ?o?u kaybedildiyse, spektrumda hidrojen ?izgileri olmayacak - Ib veya Ic tipi bir s?pernova g?rece?iz.

Daha az k?tleli y?ld?zlarda evrim farkl? ?ekilde ilerler. Hidrojeni yakt?ktan sonra ?ekirdek helyuma d?n???r ve helyumu karbona d?n??t?rme reaksiyonu ba?lar. Ancak ?ekirdek, karbon i?eren f?zyon reaksiyonlar?n? ba?latacak kadar y?ksek bir s?cakl??a kadar ?s?nmaz. ?ekirdek yeterli enerjiyi a???a ??karamaz ve b?z?l?r ancak bu durumda s?k??t?rma ?ekirdekte bulunan elektronlar taraf?ndan durdurulur. Y?ld?z?n ?ekirde?i “beyaz c?ce” olarak adland?r?lan bir yap?ya d?n???r ve kabuk, gezegenimsi bir bulutsu ?eklinde uzayda da??l?r. Hintli astrofizik?i S. Chandrasekhar, bir beyaz c?cenin ancak k?tlesinin yakla??k 1,4 g?ne? k?tlesinden az olmas? durumunda var olabilece?ini g?sterdi. Beyaz c?ce yeterince yak?n bir ikili sistemde bulunuyorsa, o zaman madde s?radan y?ld?zdan beyaz c?ceye akmaya ba?layabilir. Beyaz c?cenin k?tlesi giderek artar ve s?n?r? a?t???nda, karbon ve oksijenin h?zl? termon?kleer yanmas?n?n meydana geldi?i ve radyoaktif nikele d?n??t??? bir patlama meydana gelir. Y?ld?z tamamen yok edilir ve geni?leyen kabukta radyoaktif nikel bozunmas? sonucu kobalta ve daha sonra kabu?un ???lt?s? i?in enerji sa?layan demire d?n???r. Tip Ia s?pernovalar? bu ?ekilde patlar.

S?pernovalarla ilgili modern teorik ?al??malar esas olarak patlayan y?ld?z modellerinin en g??l? bilgisayarlar? ?zerinde yap?lan hesaplamalard?r. Ne yaz?k ki, y?ld?z evriminin ge? bir a?amas?ndan itibaren bir s?pernova patlamas?na ve onun g?zlemlenebilir tezah?rlerine yol a?acak bir model yaratmak hen?z m?mk?n olmad?. Ancak mevcut modeller s?pernovalar?n b?y?k ?o?unlu?unun ???k e?rilerini ve spektrumlar?n? olduk?a iyi tan?mlamaktad?r. Genellikle bu, patlaman?n enerjisinin "manuel olarak" yat?r?ld??? ve ard?ndan geni?leme ve ?s?nman?n ba?lad??? bir y?ld?z?n kabu?unun bir modelidir. Fiziksel s?re?lerin karma??kl??? ve ?e?itlili?inden kaynaklanan b?y?k zorluklara ra?men, son y?llarda bu ara?t?rma alan?nda b?y?k ilerleme kaydedilmi?tir.

S?pernovalar?n ?evreye Etkisi

S?pernova patlamalar?n?n ?evredeki y?ld?zlararas? ortam ?zerinde g??l? ve ?e?itli etkileri vard?r. Muazzam bir h?zla f?rlat?lan s?pernova zarf?, etraf?ndaki gaz? toplay?p s?k??t?r?yor. Belki de bu, gaz bulutlar?ndan yeni y?ld?zlar?n olu?mas?na yol a?abilir. Patlaman?n enerjisi o kadar b?y?kt?r ki, yeni elementlerin, ?zellikle de demirden daha a??r olanlar?n sentezi meydana gelir. A??r elementler a??s?ndan zenginle?tirilmi? malzeme, s?pernova patlamalar? ile galaksinin her taraf?na da??l?r ve bunun sonucunda, s?pernova patlamalar? sonras?nda daha fazla a??r element i?eren y?ld?zlar olu?ur. Samanyolu'nun "bizim" b?lgesindeki y?ld?zlararas? ortam?n, D?nya'da ya?am?n ortaya ??kmas?n? m?mk?n k?lacak kadar a??r elementler a??s?ndan zengin oldu?u ortaya ??kt?. S?pernovalar bunun do?rudan sorumlusudur! G?r?n??e g?re s?pernovalar ayn? zamanda ?ok y?ksek enerjili kozmik ???nlara sahip par?ac?k ak??lar? da ?retiyor. Atmosfer yoluyla D?nya y?zeyine n?fuz eden bu par?ac?klar, D?nya'daki ya?am?n evriminin meydana geldi?i genetik mutasyonlara neden olabilir.

S?pernovalar bize evrenin kaderini anlat?yor

S?pernovalar ve ?zellikle Tip Ia s?pernovalar?, Evrendeki en parlak y?ld?z ?eklindeki nesneler aras?ndad?r. Bu nedenle, ?u anda mevcut olan ekipmanlarla ?ok uzaktaki s?pernovalar bile incelenebilmektedir.

Olduk?a yak?n galaksilerde bir?ok s?pernova Ia ke?fedilmi?tir ve bunlara uzakl??? ?e?itli yollarla belirlenebilmektedir. ?u anda, en do?ru olan?, belirli bir t?rdeki parlak de?i?ken y?ld?zlar?n (Sefeidler) g?r?n?r parlakl???na dayal? olarak mesafelerin belirlenmesi olarak kabul edilmektedir. Uzay Teleskobunu Kullanmak. Hubble, bizden yakla??k 20 megaparsek uzakl?ktaki galaksilerde ?ok say?da Sefeid ke?fetti ve inceledi. Bu galaksilere olan mesafelerin yeterince do?ru tahminleri, i?lerinde patlayan Ia tipi s?pernovalar?n parlakl???n? belirlemeyi m?mk?n k?ld?. Uzak s?pernova la'n?n ortalama olarak ayn? parlakl??a sahip oldu?unu varsayarsak, onlara olan mesafe, maksimum parlakl?kta g?zlemlenen b?y?kl?kten tahmin edilebilir.

Bir s?pernova patlamas? (SN ile g?sterilir), bir nova patlamas?yla k?yaslanamayacak kadar b?y?k ?l?ekte bir olgudur. Y?ld?z sistemlerinden birinde bir s?pernovan?n ortaya ??k???n? g?zlemledi?imizde, bu tek y?ld?z?n parlakl??? bazen t?m y?ld?z sisteminin integral parlakl???yla ayn? d?zende olur. B?ylece, 1885 y?l?nda Andromeda Bulutsusu'nun merkezine yak?n bir yerde par?ldayan y?ld?z, nebulan?n b?t?nsel parlakl???na e?itken, parlakl???na ula?t?; yani, s?pernovadan gelen ???k ak?s?, G?ne?'inkinden yaln?zca d?rt kat daha az. nebuladan gelen ak??. ?ki durumda s?pernovan?n parlakl???n?n, s?pernovan?n ortaya ??kt??? galaksinin parlakl???ndan daha b?y?k oldu?u ortaya ??kt?. S?pernovan?n maksimumdaki mutlak b?y?kl???, s?radan bir novan?n maksimum parlakl?ktaki mutlak b?y?kl???nden 600 kat daha parlakt?r. Bireysel s?pernovalar, G?ne?'in parlakl???n?n on milyar kat? olan bir maksimuma ula??r.

Son bin y?lda Galaksimizde g?venilir bir ?ekilde ?? s?pernova g?zlemlendi: 1054'te (Toros'ta), 1572'de (Cassiopeia'da), 1604'te (Ophiuchus'ta). G?r?nen o ki, 1670 civar?nda Cassiopeia'daki s?pernova patlamas? da g?zden ka?m??; geriye u?an gaz filamentleri ve g??l? radyo emisyonundan (Cas A) olu?an bir sistem kal?yor. Baz? galaksilerde 40 y?l boyunca ?? hatta d?rt s?pernova patlad? (NGC 5236 ve 6946 bulutsular?nda). Ortalama olarak her 200 y?lda bir her galakside bir s?pernova patlar ve bu iki galaksi i?in bu s?re 8 y?la iner! D?rt y?l? a?k?n (1957-1961) uluslararas? i?birli?i k?rk iki s?pernovan?n ke?fiyle sonu?land?. G?zlemlenen s?pernovalar?n toplam say?s? ?u anda 500'? a??yor.

Parlakl?ktaki de?i?imin ?zelliklerine g?re s?pernovalar iki t?re ayr?l?r - I ve II (?ekil 129); S?pernovalar? en d???k parlakl??a sahip bir tip III'?n de olmas? m?mk?nd?r.

Tip I s?pernovalar, k?sa ?m?rl? bir maksimum (yakla??k bir hafta) ile ay?rt edilir, bundan sonra 20-30 g?n boyunca parlakl?k bir g?n oran?nda azal?r. Daha sonra d???? yava?lar ve y?ld?z g?r?nmez oluncaya kadar her g?n sabit bir h?zla ilerler. Y?ld?z?n parlakl??? katlanarak azal?yor ve her 55 g?nde bir yar?ya iniyor. ?rne?in Bo?a burcundaki S?pernova 1054 ?yle bir parlakl??a ula?t? ki neredeyse bir ay boyunca g?nd?zleri g?r?lebildi, ??plak g?zle g?r?lebilmesi ise iki y?l s?rd?. Maksimum parlakl?kta, tip I s?pernovan?n mutlak b?y?kl??? ortalamaya ula??r ve patlaman?n ard?ndan genlik maksimumdan minimum parlakl??a ula??r.

Tip II s?pernovalar?n parlakl??? daha d???kt?r: maksimumda genlik bilinmemektedir. Maksimuma yak?n parlakl?k bir miktar oyalan?r, ancak maksimumdan 100 g?n sonra tip I s?pernovaya g?re ?ok daha h?zl?, yani 20 g?n azal?r.

S?pernovalar genellikle galaksilerin ?evresinde patlar.

Tip I s?pernovalar herhangi bir ?ekle sahip galaksilerde bulunurken, tip II s?pernovalar yaln?zca sarmal olanlarda bulunur. Her ikisi de sarmal g?kadalarda ?o?unlukla ekvator d?zleminin yak?n?nda, tercihen sarmallar?n kollar?nda bulunur ve muhtemelen g?kadan?n merkezinden ka??n?r. B?y?k olas?l?kla d?z bile?ene (tip I pop?lasyon) aittirler.

Tip I s?pernovalar?n spektrumlar? hi?bir ?ekilde novalar?n spektrumlar?na benzemez. Bunlar ancak ?ok geni? emisyon bantlar? fikri terk edildikten sonra de?ifre edildi ve karanl?k bo?luklar, 5000'den 20.000 km / yakla?ma h?zlar?na kar??l?k gelen DH de?eriyle g??l? bir ?ekilde menek?e rengine kayd?r?lan ?ok geni? so?urma bantlar? olarak alg?land?. S.

Pirin?. 129. Tip I ve II s?pernovalar?n fotografik ???k e?rileri. Yukar?da, IC 4182 ve NGC 1003 bulutsular?nda 1937'de hemen hemen ayn? anda patlayan iki tip I s?pernovan?n parlakl???ndaki de?i?iklik g?r?lmektedir. J?lyen g?nleri x ekseni ?zerinde g?sterilmektedir. A?a??da ?? Tip II s?pernovan?n sentetik ???k e?risi bulunmaktad?r; bu e?riler, tek tek ???k e?rilerinin b?y?kl?k ekseni boyunca (etiketlenmemi? soldaki koordinat) uygun ?ekilde kayd?r?lmas?yla elde edilmi?tir. Kesikli e?ri, tip I s?pernovan?n parlakl???ndaki de?i?imi temsil eder. Rastgele bir ba?lang??tan itibaren g?nler x ekseni ?zerinde i?aretlenir

Bunlar s?pernova kabuklar?n?n geni?leme oranlar?! Maksimumdan ?nce ve maksimumdan sonra ilk kez, bir s?pernovan?n spektrumunun, renk s?cakl??? yakla??k 10.000 K veya daha y?ksek olan bir s?perdev spektrumuna benzer oldu?u a??kt?r (ultraviyole fazlal??? yakla??k );

Maksimumdan k?sa s?re sonra radyasyon s?cakl??? 5-6 bin Kelvin'e d??er. Ancak spektrum, ba?ta CaII (hem ultraviyole ikili hem de k?z?l?tesi ??l?) olmak ?zere iyonize metal ?izgileri a??s?ndan zengin olmaya devam ediyor, helyum (HeI) ?izgileri iyi temsil ediliyor ve ?ok say?da nitrojen (NI) ?izgisi ?ok belirgin ve hidrojen ?izgileri b?y?k bir belirsizlikle tan?mlan?yor. Elbette parlaman?n belirli a?amalar?nda spektrumda emisyon ?izgileri de bulunur ancak bunlar k?sa ?m?rl?d?r. Absorbsiyon hatlar?n?n ?ok geni? geni?li?i, f?rlat?lan gaz kovanlar?ndaki h?zlar?n b?y?k da??l?m? ile a??klanmaktad?r.

Tip II s?pernovalar?n spektrumlar? s?radan novalar?n spektrumlar?na benzer: mor tarafta emisyonlarla ayn? geni?li?e sahip so?urma ?izgileri ile s?n?rlanan geni? emisyon ?izgileri. ?ok belirgin Balmer hidrojen ?izgilerinin (a??k ve koyu) varl??? karakteristiktir. Hareketli kabukta, y?ld?z ile g?zlemci aras?nda kalan k?s?mda olu?an so?urma ?izgilerinin geni? geni?li?i, hem kabuktaki h?zlar?n da??l?m?n? hem de onun devasa boyutunu g?sterir. Tip II s?pernovalardaki s?cakl?k de?i?iklikleri tip I'dekilere benzer ve geni?leme h?zlar? 15.000 km/s'ye kadar ula??r.

S?pernova t?rleri ile galaksideki konumlar? veya farkl? t?rdeki galaksilerdeki olu?um s?kl?klar? aras?nda ?ok kesin olmasa da bir korelasyon vard?r. Tip I s?pernovalar tercihen k?resel bile?enin y?ld?z pop?lasyonu aras?nda ve ?zellikle eliptik galaksilerde bulunur ve tip II s?pernovalar ise tam tersine disk pop?lasyonu aras?nda, spiral ve nadiren d?zensiz bulutsularda bulunur. Ancak B?y?k Macellan Bulutu'nda g?zlemlenen t?m s?pernovalar tip I idi. Di?er galaksilerdeki s?pernovalar?n nihai ?r?n? genellikle bilinmemektedir. Di?er galaksilerde g?zlenen yakla??k s?pernova b?y?kl???ndeki bir genlikle, minimum parlakl?kta nesneler olmal?, yani g?zlem i?in tamamen eri?ilemez olmal?d?r.

T?m bu ko?ullar, ne t?r y?ld?zlar?n (s?pernovalar?n habercisi) olabilece?inin anla??lmas?na yard?mc? olabilir. Eliptik galaksilerde eski pop?lasyonlara sahip tip I s?pernovalar?n ortaya ??kmas?, s?pernova ?ncesi y?ld?zlar? t?m hidrojenlerini t?ketmi? eski d???k k?tleli y?ld?zlar olarak de?erlendirmemize olanak tan?r. Buna kar??l?k, esas olarak gaz bak?m?ndan zengin sarmal kollarda meydana gelen Tip II s?pernovalar?n atalar?n?n kolu ge?mesi yakla??k y?llar al?r ve bu da onlar? yakla??k y?z milyon ya??nda yapar. Bu s?re zarf?nda y?ld?z?n, derinliklerindeki hidrojen yak?t? t?kendi?inde ana diziden ba?layarak onu terk etmesi gerekir. D???k k?tleli bir y?ld?z?n bu a?amay? ge?mek i?in zaman? olmayacakt?r ve bu nedenle tip II s?pernovan?n ?nc?s?n?n k?tlesi daha az olmamal? ve patlamaya kadar gen? bir OB y?ld?z? olmal?d?r.

Do?ru, B?y?k Macellan Bulutu'ndaki tip I s?pernovalar?n yukar?da bahsedilen g?r?n?m?, a??klanan resmin g?venilirli?ini bir ?ekilde ihlal ediyor.

Tip I s?pernovan?n ?nc?s?n?n, k?tlesi yakla??k 0,000 hidrojen olmayan bir beyaz c?ce oldu?unu varsaymak do?ald?r. Ancak bu hale geldi ??nk? daha b?y?k bir k?rm?z? devin f?rt?nal? bir ak??la maddesini b?rakt??? ve sonu?ta ondan geriye dejenere bir ?ekirdek (beyaz bir karbon c?cesi) kald??? ikili sistemin bir par?as?yd?. Oksijen bile?imi de?i?ir ve eski uydu dev bir hal al?r ve beyaz c?ceye madde g?ndermeye ba?lar ve orada bir H = He kabu?u olu?turur. S?n?ra (18.9) yakla??ld???nda k?tlesi de artar ve merkezi s?cakl???, karbonun "ate?ledi?i" 4-10 ° K'ye y?kselir.

S?radan bir y?ld?zda s?cakl?k artt?k?a ?stteki katmanlar? destekleyen bas?n? da artar. Ancak dejenere bir gaz i?in bas?n? yaln?zca yo?unlu?a ba?l?d?r; s?cakl?kla artmaz ve ?stteki katmanlar, artan s?cakl??? telafi etmek i?in geni?lemek yerine merkeze do?ru d??er. ?ekirdek ve biti?ik katmanlar ??kecektir (??kecektir). D????, artan s?cakl?k yozla?may? ortadan kald?r?ncaya kadar keskin bir ?ekilde h?zlanarak ilerler ve ard?ndan y?ld?z, bir karbon yanma dalgas? boyunca yay?l?rken, "bo? yere" stabilize olmak i?in geni?lemeye ba?lar. Bu i?lem bir veya iki saniye s?rer, bu s?re zarf?nda k?tlesi G?ne?'in yakla??k bir k?tlesi kadar olan bir maddeye d?n???r, bunun bozunmas? (-kuantum ve pozitronlar?n sal?nmas?yla) kabukta y?ksek bir s?cakl??? korur ve h?zla geni?ler. onlarca a boyutuna kadar. e. Beyaz c?cenin sonuna kadar yok oldu?u miktarda ortaya ??kt??? ??r?meden (yar? ?m?rle) olu?ur. Ancak n?tron y?ld?z?n?n olu?umunun belirgin bir nedeni yoktur. Bu arada, bir s?pernova patlamas?n?n kal?nt?lar?nda g?zle g?r?l?r miktarda demir bulam?yoruz, ancak n?tron y?ld?zlar?n? buluyoruz (a?a??ya bak?n?z). Bu ger?ekler, sunulan tip I s?pernova patlamas? modelinin ana zorlu?udur.

Ancak tip II s?pernova patlamas?n?n mekanizmas?na ili?kin a??klamalar daha da b?y?k zorluklarla kar??la??yor. G?r?n??e g?re selefi ikili sistemin bir par?as? de?il. B?y?k bir k?tleyle (daha fazla) ba??ms?z ve h?zl? bir ?ekilde geli?ir, H, He, C, O'nun Na ve Si'ye ve ayr?ca Fe-Ni ?ekirde?ine do?ru birbiri ard?na yanma a?amalar?n? deneyimler. Her yeni a?ama, bir ?nceki a?ama t?kendi?inde, yer?ekimine kar?? koyma yetene?ini kaybetti?inde, ?ekirdek ??kt???nde, s?cakl?k y?kseldi?inde ve bir sonraki a?ama devreye girdi?inde etkinle?tirilir. Fe-Ni faz?na gelindi?inde demir ?ekirde?in bir?ok par?ac?k ?zerindeki y?ksek enerjili fotonlar?n etkisi alt?nda yok olmas? nedeniyle enerji kayna?? ortadan kalkacakt?r ve bu s?re? endotermiktir. ??kmeye yard?mc? olur. Ve art?k kabu?un ??kmesini durdurabilecek enerji de yok.

Ve ?ekirdek, reaksiyon yoluyla n?tron y?ld?z? a?amas?ndan kara delik durumuna (bkz. s. 289) ge?me yetene?ine sahiptir.

Olay?n daha da geli?mesi ?ok belirsiz hale geliyor. Pek ?ok se?enek ?nerildi, ancak ?ekirdek ??kt???nde kabu?un nas?l d??ar? at?ld???n? a??klam?yorlar.

??in tan?mlay?c? y?n?ne gelince, mermi k?tlesi ve yakla??k 2000 km/s f?rlatma h?z? ile bunun i?in harcanan enerji 0,000'e ula??yor ve parlama s?ras?ndaki radyasyon (?o?unlukla 70 g?n) uzakla??yor.

Bir s?pernova patlamas? s?recini de?erlendirmeye bir kez daha d?nece?iz, ancak bunu salg?nlar?n kal?nt?lar?n? incelemenin yard?m?yla yapaca??z (bkz. § 28).

Y?ld?zlar sonsuza kadar ya?amazlar. Onlar da do?ar ve ?l?rler. Baz?lar?, G?ne? gibi, birka? milyar y?l boyunca var olur, sakin bir ?ekilde ya?lan?r ve sonra yava? yava? kaybolur. Di?erleri ?ok daha k?sa ve ?alkant?l? hayatlar ya??yor ve ayn? zamanda feci bir ?l?me mahkumlar. Varl?klar? dev bir patlamayla kesintiye u?rar ve ard?ndan y?ld?z bir s?pernovaya d?n???r. Bir s?pernovan?n ????? uzay? ayd?nlat?r: patlamas? milyarlarca ???ky?l? uzakl?ktan g?r?lebilir. Aniden g?ky?z?nde daha ?nce hi?bir ?eyin olmad??? bir y?ld?z belirir. Dolay?s?yla ad?. Eskiler bu gibi durumlarda yeni bir y?ld?z?n ger?ekten parlad???na inan?yorlard?. Bug?n biliyoruz ki asl?nda bir y?ld?z do?maz, ?l?r ama ad? ayn? kal?r, s?pernova.

S?PERNOVA 1987A

23-24 ?ubat 1987 gecesi bize en yak?n galaksilerden birinde. Sadece 163.000 ???ky?l? uzakl?ktaki B?y?k Macellan Bulutu'nda, Doradus tak?my?ld?z?nda bir s?pernova ortaya ??kt?. ??plak g?zle bile g?r?lebiliyordu, May?s ay?nda g?r?n?r b?y?kl??? +3'e ula?t? ve sonraki aylarda teleskop veya d?rb?n olmadan tekrar g?r?nmez hale gelene kadar parlakl???n? yava? yava? kaybetti.

?imdiki ve ge?mi?

S?pernova 1987A, ad?ndan da anla??laca?? gibi, 1987'de g?zlemlenen ilk s?pernovayd? ve teleskop ?a??n?n ba?lang?c?ndan bu yana ??plak g?zle g?r?lebilen ilk s?pernovayd?. Ger?ek ?u ki, galaksimizdeki son s?pernova patlamas?, teleskobun hen?z icat edilmedi?i 1604 y?l?nda g?zlemlenmi?ti.

Ancak daha da ?nemlisi, y?ld?z* 1987A, modern tar?m bilimcilerine nispeten k?sa bir mesafeden bir s?pernovay? g?zlemleme f?rsat?n? verdi.

Daha ?nce ne vard??

S?pernova 1987A ?zerine yap?lan bir ?al??ma, bunun Tip II s?pernova oldu?unu g?sterdi. Yani, g?ky?z?n?n bu b?l?m?n?n daha ?nceki foto?raflar?nda ke?fedilen ?nc?l y?ld?z?n veya ?nc?l y?ld?z?n, k?tlesi G?ne?'in k?tlesinin neredeyse 20 kat? olan mavi bir s?perdev oldu?u ortaya ??kt?. Dolay?s?yla n?kleer yak?t? h?zla t?kenen ?ok s?cak bir y?ld?zd?.

Devasa patlamadan sonra geriye kalan tek ?ey, teorik olarak ortaya ??kmas? beklenen bir n?tron y?ld?z?n? hen?z kimsenin ay?rt edemedi?i, h?zla geni?leyen bir gaz bulutuydu. Baz? g?kbilimciler y?ld?z?n h?l? a???a ??kan gazlarla ?rt?l? oldu?unu ?ne s?rerken, di?erleri y?ld?z yerine bir kara deli?in olu?tu?unu ?ne s?rd?.

B?R YILDIZIN HAYATI

Y?ld?zlar, ?s?t?ld???nda merkezi ?ekirde?ini termon?kleer reaksiyonlar? ba?latmak i?in yeterli s?cakl?klara getiren y?ld?zlararas? madde bulutunun yer?ekimsel s?k??t?rmas? sonucu do?ar. Halihaz?rda ate?lenmi? bir y?ld?z?n sonraki geli?imi iki fakt?re ba?l?d?r: ilk k?tle ve kimyasal bile?im, ?zellikle yanma oran?n? belirleyen ilki. Daha b?y?k k?tleli y?ld?zlar daha s?cak ve daha hafiftir ancak bu y?zden daha erken s?nerler. Bu nedenle b?y?k bir y?ld?z?n ?mr?, d???k k?tleli bir y?ld?za g?re daha k?sad?r.

K?rm?z? devler

Hidrojen yakan bir y?ld?z?n “birincil fazda” oldu?u s?yleniyor. Herhangi bir y?ld?z?n ya?am?n?n b?y?k bir k?sm? bu a?amaya denk gelir. Mesela G?ne? 5 milyar y?ld?r ana fazdad?r ve uzun bir s?re orada kalacakt?r ve bu periyot bitti?inde y?ld?z?m?z k?sa bir karars?zl?k evresine girecek, sonras?nda bu kez tekrar stabil hale gelecektir. k?rm?z? dev ?eklinde. K?rm?z? dev, ana evredeki y?ld?zlarla k?yaslanamayacak kadar b?y?k ve parlak ama ayn? zamanda ?ok daha so?uk. Akrep tak?my?ld?z?ndaki Antares veya Orion tak?my?ld?z?ndaki Betelgeuse, k?rm?z? devlerin ba?l?ca ?rnekleridir. Renkleri ??plak g?zle bile hemen tan?nabilir.

G?ne? k?rm?z? deve d?n??t???nde d?? katmanlar? Merk?r ve Ven?s gezegenlerini “emecek” ve D?nya'n?n y?r?ngesine ula?acak. K?rm?z? dev a?amas?nda, y?ld?zlar atmosferlerinin d?? katmanlar?n?n ?nemli bir b?l?m?n? kaybederler ve bu katmanlar, Lyra tak?my?ld?z?ndaki M57, Halka Bulutsusu veya Vulpecula tak?my?ld?z?ndaki M27, Halter Bulutsusu gibi bir gezegenimsi bulutsu olu?turur. Her ikisi de teleskopunuzla izlemek i?in m?kemmeldir.

Finale giden yol

Bu andan itibaren y?ld?z?n kaderi ka??n?lmaz olarak k?tlesine ba?l?. E?er 1,4 g?ne? k?tlesinden azsa, n?kleer yanman?n sona ermesinden sonra b?yle bir y?ld?z d?? katmanlar?ndan kurtulacak ve k???k k?tleli bir y?ld?z?n evriminin son a?amas? olan beyaz c?ceye d?n??ecektir. Beyaz c?cenin so?umas? ve g?r?nmez hale gelmesi milyarlarca y?l alacak. Buna kar??l?k, y?ksek k?tleli bir y?ld?z (G?ne?'ten en az 8 kat daha b?y?k k?tleli), hidrojeni bitti?inde helyum ve karbon gibi hidrojenden daha a??r gazlar? yakarak hayatta kal?r. Bir dizi s?k??t?rma ve geni?leme a?amas?ndan ge?en b?yle bir y?ld?z, birka? milyon y?l sonra y?k?c? bir s?pernova patlamas? ya?ar, kendi maddesinin devasa bir k?sm?n? uzaya f?rlat?r ve bir s?pernova kal?nt?s?na d?n???r. Yakla??k bir hafta i?inde s?pernova, galaksisindeki t?m y?ld?zlar?n parlakl???n? a?ar ve ard?ndan h?zla karar?r. Merkezde devasa yo?unlu?a sahip k???k bir nesne olan bir n?tron y?ld?z? kal?yor. Y?ld?z?n k?tlesi daha da b?y?kse s?pernova patlamas? sonucu y?ld?zlar de?il kara delikler ortaya ??kar.

S?PERNOVA T?RLER?

G?kbilimciler, s?pernovalardan gelen ????? inceleyerek bunlar?n hepsinin ayn? olmad???n? ve spektrumlar?nda temsil edilen kimyasal elementlere g?re s?n?fland?r?labilece?ini ke?fettiler. Hidrojen burada ?zel bir rol oynar: Bir s?pernovan?n spektrumu hidrojenin varl???n? do?rulayan ?izgiler i?eriyorsa, o zaman tip II olarak s?n?fland?r?l?r; e?er b?yle ?izgiler yoksa tip I olarak s?n?fland?r?l?r. Tip I s?pernovalar, spektrumun di?er unsurlar? dikkate al?narak la, lb ve l alt s?n?flar?na ayr?l?r.

Patlamalar?n farkl? do?as?

T?rlerin ve alt t?rlerin s?n?fland?r?lmas?, patlaman?n alt?nda yatan mekanizmalar?n ?e?itlili?ini ve farkl? ?nc? y?ld?z t?rlerini yans?t?r. SN 1987A gibi s?pernova patlamalar?, b?y?k k?tleye (G?ne? k?tlesinin 8 kat?ndan fazla) sahip bir y?ld?z?n son evrim a?amas?nda meydana gelir.

Tip lb ve lc s?pernovalar?, g??l? y?ld?z r?zgarlar? nedeniyle veya ikili sistemdeki ba?ka bir y?ld?za madde aktar?m? nedeniyle hidrojen zarflar?n?n ?nemli bir b?l?m?n? kaybetmi? b?y?k y?ld?zlar?n merkez k?s?mlar?n?n ??kmesi sonucu ortaya ??kar.

?e?itli ?nc?ller

lb, lc ve II tipindeki t?m s?pernovalar, Pop?lasyon I y?ld?zlar?ndan, yani sarmal g?kada disklerinde yo?unla?an gen? y?ld?zlardan kaynaklan?r. Tip la s?pernovalar ise eski Pop?lasyon II y?ld?zlar?ndan kaynaklan?r ve hem eliptik galaksilerde hem de spiral galaksilerin ?ekirdeklerinde g?zlemlenebilir. Bu s?pernova t?r?, ikili sistemin par?as? olan ve kom?usundan malzeme ?eken bir beyaz c?ceden geliyor. Beyaz c?cenin k?tlesi kararl?l?k s?n?r?na (Chandrasekhar s?n?r? denir) ula?t???nda, karbon ?ekirdeklerinin h?zl? bir f?zyon s?reci ba?lar ve y?ld?z?n k?tlesinin ?o?unu d??ar? atmas?yla sonu?lanan bir patlama meydana gelir.

Farkl? parlakl?k

Farkl? s?pernova s?n?flar? yaln?zca spektrumlar? a??s?ndan de?il, ayn? zamanda patlama s?ras?nda elde ettikleri maksimum parlakl?k ve bu parlakl???n zamanla tam olarak nas?l azald??? a??s?ndan da birbirlerinden farkl?l?k g?sterir. Tip I s?pernovalar genellikle Tip II s?pernovalardan ?ok daha parlakt?r ancak ayn? zamanda ?ok daha h?zl? s?nerler. Tip I s?pernovalar en y?ksek parlakl?kta birka? saatten birka? g?ne kadar s?rerken, Tip II s?pernovalar birka? aya kadar s?rebilir. ?ok b?y?k k?tleli (G?ne? k?tlesinin birka? on kat?) y?ld?zlar?n "hipernovalar" gibi daha ?iddetli patlad??? ve ?ekirdeklerinin bir kara deli?e d?n??t??? hipotezi ?ne s?r?ld?.

TAR?HTE S?PERNOVLAR

G?kbilimciler, galaksimizde ortalama olarak her 100 y?lda bir bir s?pernovan?n patlad???na inan?yor. Ancak son iki bin y?lda tarihsel olarak belgelenen s?pernova say?s? 10'a bile ula?mamaktad?r. Bunun bir nedeni, ?zellikle tip II s?pernovalar?n, y?ld?zlararas? tozun ?ok daha yo?un oldu?u sarmal kollarda patlamas? ve buna ba?l? olarak ortaya ??kmas? olabilir. , parlayan s?pernovay? karartabilir.

?lk g?rd???m

Her ne kadar bilim insanlar? ba?ka adaylar? d???nse de, tarihte bir s?pernova patlamas?n?n ilk g?zleminin MS 185 y?l?na dayand??? bug?n genel olarak kabul ediliyor. ?inli g?kbilimciler taraf?ndan belgelendi. ?in'de 386 ve 393'te galaktik s?pernova patlamalar? da g?zlemlendi. Sonra 600 y?ldan fazla zaman ge?ti ve nihayet g?ky?z?nde ba?ka bir s?pernova belirdi: 1006'da Kurt tak?my?ld?z?nda yeni bir y?ld?z parlad?, bu kez di?er ?eylerin yan? s?ra Arap ve Avrupal? g?kbilimciler taraf?ndan kaydedildi. Bu en parlak y?ld?z (parlakl???n?n zirvesinde g?r?nen b?y?kl??? -7,5'e ula?t?) bir y?ldan fazla bir s?re g?ky?z?nde g?r?n?r kald?.
.
Yenge? Bulutsusu

1054'teki s?pernova da son derece parlakt? (maksimum kadir -6), ancak yine de yaln?zca ?inli g?kbilimciler ve belki de Amerikan K?z?lderilileri taraf?ndan fark edildi. Bu muhtemelen en ?nl? s?pernovad?r, ??nk? onun kal?nt?s?, Charles Messier'in katalo?una 1 numarayla dahil etti?i Bo?a tak?my?ld?z?ndaki Yenge? Bulutsusu'dur.

Ayr?ca ?inli g?kbilimcilere, 1181 y?l?nda Cassiopeia tak?my?ld?z?nda bir s?pernovan?n ortaya ??k??? hakk?nda bilgi bor?luyuz. Bu kez 1572'de ba?ka bir s?pernova patlad?. Bu s?pernova ayn? zamanda Avrupal? g?kbilimciler taraf?ndan da fark edildi; Tycho Brahe, hem g?r?n???n? hem de parlakl???ndaki m?teakip de?i?imi "Yeni Y?ld?z ?zerine" adl? kitab?nda anlatt?. Bu s?pernova, ad? bu t?r y?ld?zlar? belirtmek i?in yayg?n olarak kullan?lan terimin ortaya ??kmas?na neden oldu. .

S?pernova Sessizli?i

32 y?l sonra, 1604'te g?ky?z?nde ba?ka bir s?pernova ortaya ??kt?. Tycho Brahe bu bilgiyi ??rencisi Johannes Kepler'e aktard?; o da "yeni y?ld?z?" takip etmeye ba?lad? ve ona "Ophiuchus'un Ayaklar?ndaki Yeni Y?ld?z ?zerine" kitab?n? ithaf etti. Galileo Galilei'nin de g?zlemledi?i bu y?ld?z, bug?n Galaksimizde patlayan ve ??plak g?zle g?r?lebilen son s?pernova olmaya devam ediyor.

Ancak Samanyolu'nda yine Cassiopeia tak?my?ld?z?nda (?? galaktik s?pernova rekorunu elinde bulunduran tak?my?ld?z) ba?ka bir s?pernovan?n patlad???na ??phe yok. Bu olaya dair g?rsel bir kan?t olmasa da g?kbilimciler y?ld?z?n bir kal?nt?s?n? buldular ve bunun 1667'de meydana gelen bir patlamaya kar??l?k gelmesi gerekti?ini hesaplad?lar.

Samanyolu'nun d???nda, g?kbilimciler 1987A s?pernovas?na ek olarak Andromeda galaksisinde patlayan ikinci bir s?pernova olan 1885'i de g?zlemlediler.

S?pernova G?zlemi

S?pernova avc?l??? sab?r ve do?ru y?ntem gerektirir.

?lki gereklidir, ??nk? hi? kimse bir s?pernovay? ilk ak?am ke?fedebilece?inizi garanti etmez. Zaman kaybetmek istemiyorsan?z ve bir s?pernovay? ke?fetme ?ans?n?z? ger?ekten art?rmak istiyorsan?z ikincisi olmadan yapamazs?n?z. As?l sorun, uzak galaksilerden birinde bir s?pernova patlamas?n?n ne zaman ve nerede meydana gelece?ini tahmin etmenin fiziksel olarak imkans?z olmas?d?r. Bu nedenle bir s?pernova avc?s?n?n her gece g?ky?z?n? taramas? ve bu ama? i?in ?zenle se?ilmi? d?zinelerce galaksiyi kontrol etmesi gerekir.

Ne yapmal?y?z

En yayg?n tekniklerden biri, teleskopu belirli bir galaksiye y?neltmek ve onun g?r?n?m?n? daha ?nceki bir g?r?nt?yle (?izim, foto?raf, dijital g?r?nt?), ideal olarak g?zlemlerin yap?ld??? teleskopla yakla??k olarak ayn? b?y?tmede kar??la?t?rmakt?r. E?er orada bir s?pernova ortaya ??karsa hemen g?z?n?ze ?arpacakt?r. G?n?m?zde bir?ok amat?r g?kbilimci, y?ld?zl? g?ky?z?n?n foto?raflar?n? do?rudan dijital formatta ?ekmelerine olanak tan?yan bilgisayar kontroll? teleskoplar ve CCD kameralar gibi profesyonel bir g?zlemevine lay?k ekipmanlara sahiptir. Ancak bug?n bile bir?ok g?zlemci, bir teleskopu belirli bir galaksiye do?rultarak ve g?z merce?inden bakarak, bir yerlerde ba?ka bir y?ld?z?n g?r?n?p g?r?nmedi?ini g?rmeyi umarak s?pernova aray???na giriyor.

Bunlar?n olu?umu olduk?a nadir g?r?len kozmik bir olgudur. G?zlemlenebilir evrende ortalama olarak her y?zy?lda ?? s?pernova patlar. Bu t?r patlamalar?n her biri, inan?lmaz miktarda enerji a???a ??karan devasa bir kozmik felakettir. En kaba tahmine g?re bu miktardaki enerji, milyarlarca hidrojen bombas?n?n ayn? anda patlamas?yla ?retilebilir.

S?pernova patlamalar?na ili?kin yeterince kesin bir teori hen?z mevcut de?il ancak bilim insanlar? ilgin? bir hipotez ortaya att?lar. Karma??k hesaplamalara dayanarak, elementlerin alfa sentezi s?ras?nda ?ekirde?in k???lmeye devam etti?ini ileri s?rd?ler. ??indeki s?cakl?k fantastik bir rakama ula??yor - 3 milyar derece. Bu ko?ullar alt?nda ?ekirdekteki ?e?itli s?re?ler ?nemli ?l??de h?zlan?r; Sonu? olarak ?ok fazla enerji a???a ??kar. ?ekirde?in h?zla s?k??t?r?lmas?, y?ld?z zarf?n?n da ayn? h?zla s?k??t?r?lmas?n? gerektirir.

Ayn? zamanda b?y?k ?l??de ?s?n?r ve i?inde meydana gelen n?kleer reaksiyonlar da b?y?k ?l??de h?zlan?r. B?ylece kelimenin tam anlam?yla birka? saniye i?inde b?y?k miktarda enerji a???a ??kar. Bu bir patlamaya yol a?ar. Elbette bu t?r ko?ullar her zaman sa?lanam?yor ve bu nedenle s?pernovalar olduk?a nadiren parl?yor.

Bu hipotezdir. Bilim adamlar?n?n varsay?mlar?nda ne kadar hakl? olduklar?n? gelecek g?sterecek. Ancak ?imdiki zaman ayn? zamanda ara?t?rmac?lar? kesinlikle ?a??rt?c? tahminlere de y?nlendirdi. Astrofizik y?ntemler s?pernovalar?n parlakl???n?n nas?l azald???n?n izini s?rmeyi m?mk?n k?ld?. Ve ortaya ?u ??kt?: Patlamadan sonraki ilk birka? g?nde parlakl?k ?ok h?zl? bir ?ekilde azal?yor, sonra bu azalma (600 g?n i?inde) yava?l?yor. ?stelik her 55 g?nde bir parlakl?k tam olarak yar? yar?ya zay?fl?yor. Matematiksel a??dan bak?ld???nda bu azalma ?stel yasa olarak adland?r?lan yasaya g?re ger?ekle?ir. B?yle bir yasan?n g?zel bir ?rne?i radyoaktif bozunma yasas?d?r. Bilim adamlar? cesur bir varsay?mda bulundular: Bir s?pernova patlamas?ndan sonra ortaya ??kan enerji, yar? ?mr? 55 g?n olan bir elementin izotopunun radyoaktif bozunmas?ndan kaynaklanmaktad?r.

Peki hangi izotop ve hangi element? Bu aray??lar birka? y?l devam etti. Berilyum-7 ve stronsiyum-89, bu t?r enerji "jenerat?rlerinin" rol? i?in "adaylard?". Sadece 55 g?nde yar? yar?ya par?aland?lar. Ancak s?nav? ge?me ?anslar? olmad?: hesaplamalar, beta bozunmas? s?ras?nda a???a ??kan enerjinin ?ok k???k oldu?unu g?sterdi. Ancak bilinen di?er radyoaktif izotoplar?n benzer bir yar? ?mr? yoktu.

D?nya'da olmayan elementler aras?ndan yeni bir rakip ortaya ??kt?. Bilim adamlar? taraf?ndan yapay olarak sentezlenen uranyum ?tesi elementlerin bir temsilcisi oldu?u ortaya ??kt?. Ba?vuran?n ad? Kaliforniyal?, seri numaras? doksan sekizdir. ?zotopu kaliforniyum-254, gram?n yaln?zca 30 milyarda biri kadar bir miktarda haz?rland?. Ancak ger?ekten a??rl?ks?z olan bu miktar, izotopun yar? ?mr?n? ?l?mek i?in yeterliydi. 55 g?ne e?it oldu?u ortaya ??kt?.

Ve buradan ilgin? bir hipotez ortaya ??kt?: Bir s?pernovan?n iki y?l boyunca al???lmad?k derecede y?ksek parlakl???n? sa?layan, Kaliforniya-254'?n bozunma enerjisidir. Kaliforniyumun bozunmas?, ?ekirdeklerinin kendili?inden b?l?nmesi yoluyla ger?ekle?ir; Bu t?r bir bozunmayla ?ekirdek iki par?aya b?l?nm?? gibi g?r?n?yor; periyodik tablonun ortas?ndaki elementlerin ?ekirdekleri.

Peki kaliforniyumun kendisi nas?l sentezlenir? Bilim insanlar? burada da mant?kl? bir a??klama getiriyor. S?pernova patlamas?ndan ?nce ?ekirde?in s?k??t?r?lmas? s?ras?nda, zaten tan?d?k olan neon-21'in alfa par?ac?klar?yla etkile?iminin n?kleer reaksiyonu al???lmad?k derecede h?zlan?r. Bunun sonucu, olduk?a k?sa bir s?re i?inde son derece g??l? bir n?tron ak???n?n ortaya ??kmas?d?r. N?tron yakalama s?reci yeniden ger?ekle?ir ancak bu sefer h?zl?d?r. ?ekirdekler sonraki n?tronlar? beta bozunmas?na u?ramadan ?nce absorbe etmeyi ba?ar?r. Bu s?re? i?in transbizmut elemanlar?n?n karars?zl??? art?k bir engel de?il. D?n???m zinciri kopmayacak ve periyodik tablonun sonu da dolacak. Bu durumda, g?r?n??e g?re, hen?z yapay ko?ullar alt?nda elde edilmemi? olan uranyum ?tesi elementler bile olu?uyor.

Bilim adamlar?, her s?pernova patlamas?n?n tek ba??na inan?lmaz miktarda Kaliforniya-254 ?retti?ini hesaplad?lar. Bu miktardan, her biri D?nyam?z kadar a??rl??a sahip 20 top yapmak m?mk?n olacakt?r. S?pernovan?n di?er kaderi nedir? Olduk?a ?abuk ?l?r. Patlaman?n oldu?u yerde yaln?zca k???k, ?ok s?n?k bir y?ld?z kald?. Bununla birlikte, maddenin ola?and??? derecede y?ksek yo?unlu?u ile ay?rt edilir: onunla dolu bir kibrit kutusu onlarca ton a??rl???nda olacakt?r. Bu t?r y?ld?zlara "" denir. Bundan sonra onlara ne olaca??n? hen?z bilmiyoruz.

Uzaya f?rlat?lan madde yo?unla?arak yeni y?ld?zlar olu?turabilir; yeni ve uzun bir geli?im yoluna ba?layacaklar. Bilim adamlar? ?imdiye kadar elementlerin k?kenine ili?kin resmin, y?ld?zlar?n ?al??malar?n?n - atomlar?n b?y?k fabrikalar?n?n - resminin yaln?zca genel kaba ?izgilerini ?izdiler. Belki de bu kar??la?t?rma genel olarak konunun ?z?n? aktar?yor: Sanat?? tuval ?zerine gelecekteki sanat eserinin yaln?zca ilk ana hatlar?n? ?iziyor. Ana fikir zaten a??k, ancak ?nemli detaylar da dahil olmak ?zere pek ?ok detay?n hala tahmin edilmesi gerekiyor.

Elementlerin k?keni sorununun nihai ??z?m?, ?e?itli uzmanl?k alanlar?ndaki bilim adamlar?n?n ?ok b?y?k ?al??malar?n? gerektirecektir. Muhtemelen, ?u anda bize ??phe g?t?rmez g?r?nen pek ?ok ?eyin asl?nda kabaca yakla??k, hatta tamamen yanl?? oldu?u ortaya ??kacak. Bilim insanlar? muhtemelen bizim h?l? bilmedi?imiz kal?plarla y?zle?mek zorunda kalacak. Asl?nda Evrende meydana gelen en karma??k s?re?leri anlamak i?in, onunla ilgili fikirlerimizin geli?tirilmesinde ??phesiz yeni bir niteliksel s??ramaya ihtiya? duyulacakt?r.