Fizik / Astrofizik Tüm Yazılar

Bir Süpernova Patlaması Nasıl Oluşur?

Hazırlayan: Zafer Emecan

Süpernova patlamaları, evrendeki en görkemli yokoluş biçimidir. Aynı zamanda bu yokoluş, yaşam oluşturacak elementlerin uzaya saçılmasını sağladığından, varoluşu da tetikler!

Herşey, O-B tayf türünden dev kütleli bir yıldızın yakıtını tüketerek kırmızı dev aşamasına girmesiyle başlar. O-B tipi yıldızlar, oldukça nadirdirler ve sayıca tüm yıldızların %0.1’inden azdırlar.

Kırmızı dev evresine girmiş yıldızın çekirdeğinde hidrojen, helyuma dönüşerek tükenmiş, çekirdekte enerji üretimi durmuştur. Enerji üretiminin durması bir sorundur, çünkü yıldızı oluşturan maddenin daha fazla sıkışmasını engelleyen tek şey, çekirdekte üretilen enerjinin oluşturduğu “ışınım basıncı“dır. Işınım basıncı, kütleçekimine karşı koyarak yıldızın “hidrostatik denge” denilen denge halinde kalmasına sebep olan şeydir. Yani, enerji üretebilen bir yıldızda kütleçekim yıldızı dıştan içe çökmeye zorlarken, çekirdekte üretilen enerji, ışınım basıncıyla yıldızı içten dışa doğru iterek dengede tutar.

Yıldızı kendi kütlesi altında çökmekten koruyan ışınım basıncı sona erdiğinden, yıldız kütleçekimine yenik düşerek kendi kütlesi altında ezilmeye başlar. Bu ezilme çekirdeğin aşırı basınca ve ısıya maruz kalmasına neden olur. Aşırı basınç ve 100 milyon santigrat dereceyi geçen çekirdek sıcaklığı helyum reaksiyonunu başlatmak için yeterlidir.

Helyum reaksiyonu hidrostatik dengeyi ışınım basıncı lehine bozarak yıldızın genişlemesini sağlar. Artık kırmızı dev evresine girmiş olan yıldız şişer ve çapı büyük oranda artar. Ancak, yıldızın kütesi çok büyük olduğu için çekirdekteki basınç ve sıcaklık helyum reaksiyonunu yavaşlatacak kadar azalamaz. Helyum reaksiyonu hızla devam ederken çekirdek daha da ısınmasını sürdürür.

Betelgeuse45454545878

Kırmızı dev aşamasına gelmiş bir yıldızın parlaklığı çok artış gösterse de, şiştiği ve yüzey alanı çok genişlediği için yüzey ısısı 3-4 bin santigrat dereceye düşer. Bu nedenle rengi eskiden yüzey ısısının onbinlerce derece olduğu zamanlardaki gibi mavi-beyaz değil, kırmızımsı bir sarıdır.

Sonunda sıcaklık öyle bir aşamaya gelir ki, çekirdeğin dış çevresinde bulunan ve hiçbir zaman reaksiyona girmemiş olan hidrojen atomları birleşmeye başlarlar. Bu aşamada yıldızda iki türlü nükleer reaksiyon gerçekleşmektedir: Çekirdek birikmiş olan helyum, ve çekirdeğin dışını sarmayalayan hidrojen. Çekirdekte hızla devam eden reaksiyon, helyumu hızla karbon atomlarına dönüştürmektedir. Bu arada çekirdeğin çevresindeki reaksiyon da hidrojeni hızla helyuma dönüştürür. Helyum hidrojenden daha ağır olduğu için üretilen helyum çekirdeğin çevresinde birikir ve çekirdekte devam eden helyum reaksiyonuna katılır. Aynı biçimde helyumun birleşmesi ile oluşan karbon da çekirdeğin merkezine çökerek birikmeye başlar. Yıldızın merkez bölgesi artık dıştan içe doğru hidrojen, helyum ve karbon’dan oluşan katmanlı bir yapıya bürünmüştür.

Bir süre sonra çekirdeğin ısısı ve basıncı merkezde biriken karbonu “ateşleyecek” seviyeye ulaşır. Karbonun reaksiyonu, helyum reaksiyonundan çok daha büyük bir enerji yayar. Bu yayılan enerji hem çekirdeğin ısısını, hem de dış kısımdaki helyum ve hidrojen reaksiyonlarının miktarını artırır. Karbon’un birleşmesiyle oluşan reaksiyon, Oksijen atomlarının üretilmesiyle sonuçlanır. Oksijen, karbondan daha ağır olduğu için merkez bölgede birikmeye başlar. Yıldızımızın çekirdeği artık merkezde oksijen, onun üstünde sırasıyla karbon, helyum ve hidrojenin biriktiği bir yapıya bürünmüştür. Reaksiyonlar artık kontrolden çıkmış, yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 1 milyar santigrat derece sınırına aşmıştır. Kaçınılmaz olan gerçekleşir ve oksijen atomları da kendi aralarında birleşmeye başlarlar. Oksijen reaksiyonu, karbon reaksiyonundan çok daha fazla enerji açığa çıkarır.

Çekirdeğinde katman katman oksijen, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonları süren yıldızımız, artık çılgın bir aşamaya girmiştir. Oksijen birleşerek Neon elementini oluşturur. Neon çekirdekte birikir ve bir süre sonra o da reaksiyona girerek Magnezyum elementine dönüşür. Magnezyum da sürekli artan sıcaklık sonrasında artık kaçınılmaz olarak reaksiyona girer ve ortaya silisyum atomları saçılmaya başlar.

Yıldızımızın çekirdeği artık merkezde silisyum, onun üstünde sırasıyla magnezyum, neon, oksijen, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonlarının sürdüğü bir cehenneme dönüşmüştür. Bir süre sonra merkezdeki silisyum da reaksiyona girmeye başlayarak yıldızın kaçınılmaz kaderini belirleyecek olan demir atomlarına dönüşmeye başlar. Bugün yaptığımız hesaplara göre gökyüzünün ünlü yıldızı Betelgeuse bu dönemi yaşamaktadır.

550px-Evolved_star_fusion_shells

Ömrünün son aşamasına gelmiş olan dev yıldızın çekirdeği, her birinde bağımsız biçimde nükleer füzyonların sürdüğü katmanlı bir yapıya bürünür. Merkezde demir birikirken, onun üstünde sırasıyla silisyum, oksijen, neon, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonları gerçekleşir.

Artık yıldızın merkezinde demir birikimi gerçekleşmekte, üst katmanlarda da reaksiyon bütün hızıyla sürmektedir. Milyarlarca santigrat dereceyi bulan çekirdek sıcaklığı, bu reaksiyonların çok hızlı biçimde gerçekleşmesini sağlar. Bir süre sonra helyuma dönüşecek hidrojen tükenir. Ardından karbona dönüşecek olan helyum da tükenir. Peşinden karbon atomları da tükenirler. Sırasıyla oksijen, neon, magnezyum da tümüyle biter. En nihayetinde silisyum atomlarının tamamı da demire dönüşür. (Buradaki bitme tükenme, füzyonun bitmesi tükenmesidir. Bu elementler büyük bir çoğunlukla varlıklarını sürdürmeye devam eder.)

Demir oldukça kararlı bir atomdur. Hatta evrendeki en kararlı atom nedir sorusunun cevabıdır. Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ne kadar büyük olursa olsun demir atomları birleşemezler. Demirin birleşerek başka bir elemente dönüşmesi için dışarıdan çok büyük bir enerjinin verilmesi gerekir. Ancak yıldızda gerçekleşen nükleer reaksiyonlar bu enerjiyi sağlamak için yetersizdir. Üstelik, çekirdekteki tüm yakıt tükenmiş, herşey demire dönüşmüş, enerji üretimi artık durmuştur.

Enerji üretimi durduğunda, artık çekirdeğin kütleçekimine yenik düşerek kendi içine çökmesini engelleyen ışınım basıncı da sona erer. Kütleçekim ipleri yeniden eline alır ve yıldızın çekirdeğinin artık neredeyse tümünü oluşturan milyarlarca derece sıcaklıktaki demir sıkışmaya başlar.

Bu noktada üretilen muazzam enerji yıldızın dış katmanlarının büyük oranda şişirmiş, yıldızın çekirdek haricindeki yoğunluğu önemli ölçüde düşmüştür. Artık enerji üretmeyen çekirdek bir beyaz cüceden çok daha sıcak ve neredeyse onun kadar yoğundur. Ancak, bir sorun vardır: Çekirdeğin kütlesi Chandrasekhar limiti denilen kritik bir eşiğin üzerindedir. Chandresekhar limiti, 1.44 Güneş kütlesine denk gelir. Bu kütleye sahip bir cisim kendi üzerine çökmeye başladığında, beyaz cücelerde olduğu gibi sıkışmayı durduracak olan dejenere elektron basıncı etkili olamaz. Bu şu anlama gelir; sıkışma devam edecektir.

Çekirdeğin kütlesi oldukça büyük olduğu için, enerji üretimi durduğunda büzüşme çok hızlı biçimde olur. Öyle ki, bu büzüşme saatte 100 bin km’yi bulan bir hızda gerçekleşebilir. Yani yıldızın çekirdeği saatte 100 bin km hızla kendi içine doğru çöker. Demir atomları birbirine neredeyse değecek kadar yaklaşırlar. Elektron basıncı bu tehlikeli yakınlaşmayı önlemeye çalışsa da başarısız olur. Her bir elektron, atom çekirdeklerindeki protonlar tarafından yakalanırlar. Eksi yüklü elektronları yakalayan artı yüklü protonlar, bu durum sonucunda “yüksüz” nötronlara dönüşür. Çünkü eksi ve artı yükler (lise fiziğinden bildiğiniz gibi) birbirlerini etkisizleştirir.

Bu durumda yıldızımızın çekirdeği “demirden oluşuyor” deme ihtimalimiz kalmaz. Çünkü tümüyle nötronlardan oluşan bir yapı haline dönüşmüştür. Özetle, yıldız artık dev bir nötron topu, pratik anlamda dev bir atom çekirdeğidir.

Yukarıda elektron basıncının çökmeyi durduramadığını söylemiştik. O halde yıldızın çöküşünü hiçbirşey durduramayacak diye düşünebilirsiniz. Ancak öyle değil; nötronlar birbirlerine çok yaklaştıklarında, birleşip iç içe geçmelerini engelleyen bir kuantum durumu söz konusudur. Nötron basıncı diyebileceğimiz bu durum sayesinde nötronların birleşmesi engellenir ve çökme sona erer. Çökmenin devam edebilmesi için çöken çekirdek kütlesinin daha büyük olması gereklidir. Zaten çekirdek kütlesi daha büyük ise, ortaya çıkacak olan şey bir nötron yıldızı değil, karadelik olacaktır.

Çekirdeğin bu ani çöküşü çok güçlü bir kütleçimsel şok dalgası oluşmasına neden olur. Bu şok dalgası muazzam bir enerji halinde yayılır ve yıldızın dış katmanları olağanüstü büyük bir patlamayla uzay boşluğuna saçılır. Bu patlama üretilen enerji öylesine büyüktür ki, dışa saçılan dış katmanlardaki hidrojen, helyum, oksijen, neon, karbon gibi elementler çok büyük hızlarla çarpışarak birleşir ve üst üste birleşmeler devam eder. Bu sırada oluşabilecek demir atomları dahi başka atomlarla birleşmelerini sürdürürler. Sonuç; bugün hepimizin bildiği demirden ağır elementlerin oluşumudur. İşte bir süpernova patlamasının oluşum dinamikleri bu şekildedir.

Bu süpernova patlaması, yıldızın dış katmanlarını o kadar büyük hızlara ulaştırır ve ısıtır ki, çok büyük hızla ilerleyen bu gaz bulutları zaman içinde ışık yıllarını aşan çapa sahip bir bulut halinde çevreye saçılırlar. Tipik bir süpernova kalıntısının çapı 2-3 ışık yılını aşan boyutlara ulaşabilir. Ancak bulut genişledikçe seyrekleşir ve birkaç yüzbin yıl içinde artık gözle görünmez hale gelir ve nihayetinde galaksi içinde saçılarak gözden kaybolur.

Cassiopeia_A_Spitzer_Crop

En bilinen süpernova kalıntılarından biri olan Cassiopeia-A. Evrene saçılmış bu yıldız kalıntısının merkezinde artık bir nötron yıldızı veya karadelik yer alıyor.

Patlamanın boyutuna göre, bu saçılan parçacıklar çevredeki yıldızlar üzerinde de etkili olabilir. Ancak bu etki çoğunlukla “yıpratma” şeklinde değil, de radyasyon olarak kendini gösterir. Süpernova sonucu ortaya saçılan parçacıklar çok büyük enerjilere sahip oldukları için, eğer yaşam barındıran bir gezegenin “üzerine yağar” ise, buradaki hayata ciddi derecede zarar verebilir.

Hele ki, eğer süpernova patlaması yeterince büyük, yani hipernova olarak tabir edilen boyutlarda ise, yayılan gamma ışınları böylesi bir gezegende hayatı tümüyle yok edebilir. Ancak gamma ışınları yıldızın çekirdeğinden “kutupsal” halde yayıldığı için, bu ışının bir gezegenin üzerine denk gelme oranı düşer. Eğer bir gamma ışın patlamasının kurbanı olan gezegende yaşıyorsanız, kendinizi tavlada sürekli “hep yek” atan şanssız biri gibi düşünebilirsiniz. Onca olasılık içinden size malesef yek gelmiştir.

Zafer Emecan

Hep daha fazla okumak gerekir...

Yazar Hakkında

Zafer Emecan

Bir astronomi işçisi. Kozmik Anafor’un kurucusu, her şeyi ve hiçbir şeyi. Alakasız üniversiteler bitirmiş olmasına rağmen, içinden atamadığı gökbilim sevgisini kaleme, klavyeye, araştırmalara dökmeye çalışan, haddini bilen, ama bazen aşan amatör bir bilimci.