Süpernova kalıntısı
Süpernova kalıntısı (SNR), süpernova yıldızının dev patlamasıyla oluşmuş bir yapıdır. Süpernova kalıntısı, genişleyen bir şok dalgasıyla sınırlanır ve patlama sonucu ortaya çıkan, genişleyen malzemeden oluşur.
Bir süpernova için iki olasılık vardır: ya büyük bir yıldız yakıtını tüketerek çekirdeğindeki füzyon enerjisi durur ve kendi çekim güçleriyle içlerine çökerek bir nötron yıldızı veya kara delik oluşturur ya da bir beyaz cüce yıldız başka bir komşu yıldızdan, kritik bir kütleye ulaşıncaya kadar malzeme biriktirir ve termonükleer bir patlama oluşur.
Yıldız evriminin bu iki bitiş noktası da henüz tam anlaşılmış değil. Tahminlere göre yıldızların oldukça büyük bir bölümünün kütleleri on Güneş kütlesinden büyük olmalı. Bu da onların sonunda kara delik olmasını sağlıyor. Aslında doğa, süpernova yaratmakta hiç zorlanmıyor, asıl sorun teorik gökbilimde. Şimdiye kadar bilgisayar simülasyonları nükleer yakıtını bitirmiş hiçbir yıldızın kurallara uygun bir süpernova olarak patlamasını sağlayamadı.
Gözlenen süpernovalarda patlama biçiminde açığa çıkan enerjinin %99'u nötrinolar aracılığıyla salınır, geri kalan enerji ise genleşme kinetik enerjisi (hareket enerjisi), X-ışınları ve gama ışınları biçimine dönüşür. Nötrino dedektörleri, 1987A'daki başarılarını sürdürmek amacıyla gelecekteki süpernova patlamalarından yayılacak nötrinolara karşı tetikte olacaklar. Gamma-ışını gözlemleri de süpernova patlaması sırasında oluşan kimyasal elementleri saptamakta kullanılacak.
Belki de en meşhur ve en iyi gözlenen genç SNK, 1987 yılında Büyük Macellan Bulutu'nda keşfedilen süpernova, SN 1987Adır. Diğer iyi bilinen yaşlı süpernova kalıntıları, Tycho'ya dahil (SN 1572), kalıntı adını daha sonra Tycho Brahe'den almış ve asıl patlama ışığı (M.S. 1572) yılında kaydedilmiştir. Bir diğeri Kepler (SN 1604) ise, adını daha sonra Johannes Kepler'den almıştır. Gökadamızdaki en son kalıntı G1.9+0.3, gökada merkezinde keşfedildi ve süpernovanın yaklaşık olarak 140 yıl önce yok olduğu tahmin edilmektedir.[1]
Süpernova kalıntısı türleri
[değiştir | kaynağı değiştir]Üç tip süpernova kalıntısı vardır:
- Kabuk-gibi, mesela Kraliçe A
- Bileşik, kabuk merkezi Atarca rüzgarı bulutsusu içerir, mesela G11.2-0.3 veya G21.5-0.9.
- Karma-Şekilbilim (ayrıca "termal bileşik" olarak da bilinir) kalıntıları, merkezi görülen termal X-ışınım salınımı, bir radyo kabuğu tarafından kapatılmış. Termal X-ışını süpernova fışkırmasından ziyade, öncelikle yıldızlararası maddeyi temizler. Bu sınıfa örnek olarak SNK W28 ve W44 gösterilebilir.
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ Discovery of most recent supernova in our galaxy 5 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. 14 Mayıs, 2008
Dış bağlantılar
[değiştir | kaynağı değiştir]- Galactic SNR Catalogue4 Nisan 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (D. A. Green, University of Cambridge)
- Magellanic Cloud SNR Catalogues (R. Williams, University of Illinois at Urbana)
- NASA: Introduction to Supernova Remnants.11 Mart 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- NASA's Imagine: Supernova Remnants17 Mart 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Supernova Remnant (UOttawa)
- Afterlife of a Supernova3 Mayıs 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- 2MASS images of Supernova Remnants27 Eylül 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- An Article Discussing Ring Formation around certain Supernova 16 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Supernova remnant on arxiv.org
Wikimedia Commons'ta süpernova kalıntıları ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunur
| Sınıflar |  | |
|---|---|---|
| Fiziği | ||
| İlgili konular | ||
| Ataları | ||
| Kalıntılar | ||
| Keşif | ||
| Listeler | ||
| Dikkat çekenler | ||
