Süpernova Patlaması Nedir?
Süpernovalar çok miktarda enerji yayan yıldız patlamalarıdır. Genellikle birkaç hafta sürerler ve bu sırada içinde bulundukları galaksinin aşırı miktarda aydınlanmasına sebep olurlar. Bir süpernova patlaması sırasında Güneş’in tüm ömrü boyunca yayacağı kadar enerji salınabilir. Süpernova patlamalarından arda kalan gaz ve toz bulutlarına süpernova kalıntısı denir.
Nerede, ne zaman süpernova olacağının önceden tahmin edilmesi çok zordur.
Ayrıca süpernova patlamaları nadir gerçekleşen olaylar olduğu için (Samanyolu’nda yaklaşık her 50 yılda bir süpernova patlaması olduğu tahmin ediliyor) süpernova patlamalarını gözlemleyebilmek için uzayın çeşitli bölgelerinin sürekli gözlenmesi gerekir. Keşfedilen süpernova patlamaları keşfedildikleri yıllara göre adlandırılır. Örneğin bilinen ilk süpernova MS 185’te Çinli astronomlar tarafından kayıtlara geçirilmiştir ve SN 185 adıyla anılır. Günümüzdeki gelişmiş gözlem aletleriyle her yıl çok sayıda süpernova keşfedildiği için isimlendirme yapılırken yıldan sonra o yıl keşfedilen kaçıncı süpernova olduğunu belirten harfler de kullanılıyor. Örneğin SN 2006a, 2006’da keşfedilmiş birinci süpernova; SN 2006c, 2006’da keşfedilmiş üçüncü süpernova anlamına geliyor.
Süpernova patlamaları çeşitli biçimlerde oluşabilir. Bunlardan biri nükleer füzyon tepkimeleri sonucunda yıldızların patlamasıdır. Kütlesi belirli bir değerin üzerinde olan yıldızların sıcaklığı yükseldiği zaman karbon füzyonu başlayabilir ve bunun sonucunda yıldız patlayarak yok olabilir. Süpernova patlamaları büyük kütleli yıldızların çökmesi sırasında da meydana gelebilir. Yıldızın iç basıncının kendi kütleçekimini yenemediği durumda yıldız çökmeye başlar.
Bu sırada kütleçekiminden kaynaklanan potansiyel enerjinin azalması yıldızın dış katmanlarının yıldızdan uzaklaşmasına ve bir süpernova patlaması yaşanmasına neden olabilir. Ancak kütle belirli bir değerin üzerindeyse süreç nötron yıldızı ya da karadelik oluşumuyla da sonuçlanabilir. Bu durumda yıldızdan etrafa yayılan madde ve enerji miktarı daha az olur.
Süpernovalar sınıflandırılırken öncelikli olarak yayılan ışıkta hidrojene ait bir sinyal olup olmadığına bakılır.
Hidrojen atomlarına ait sinyal olanlar II. tür, olmayanlar ise I. tür olarak sınıflandırılır. Daha sonra bu iki tür alt sınıflara bölünür. I. tür süpernovaların
tayfında Si+ sinyali görülenleri la türü olarak adlandırılır. Si+ sinyali görülmeyen I. tür süpernovaları sınıflandırmak içinse helyum sinyali olup olmadığına bakılır. Helyum sinyali içerenler Ib, içermeyenler ise Ic olarak sınıflandırılır. II. tür süpernovalar da alt sınıflara ayrılır. Sinyallerin daha “dar” bir frekans aralığında gözlemlendiği süpernovalar Un olarak sınıflandırılır. Sinyallerin daha geniş bir frekans aralığında gözlemlendiği süpernovalarda ise patlamanın parlaklığının zaman içinde değişimine bakılır.
Bazı patlamalarda en yüksek parlaklık seviyesine ulaşıldıktan sonra parlaklıkta keskin bir düşüş olurken, bazılarında parlaklık uzun süre yaklaşık olarak aynı şiddette kalır. Parlaklıkta keskin bir düşüş olan süpernova patlamaları ll-L, parlaklığın bir süre yaklaşık aynı seviyede kaldığı süpernova patlamaları ise II-P olarak sınıflandırılır.
Ia tipi süpernovalar özellikle önemlidir, çünkü bu patlamalar sırasındaki azami parlaklık her zaman hemen hemen aynıdır. Bu durum uzayın bir bölgesinde meydana gelen süpernova patlamasının Dünya’dan gözlemlenen parlaklığını kullanarak o bölgenin Dünyaya uzaklığının hesaplanabilmesini sağlar.
