Supernova nedir ve yıldızlar ne içün patlay?

Büyük massalı yıldızda felâket içke doğru başlana

Adetiy alda teren ve tış qatlamlar arasındaki basım farqı olarnıñ ağırlığına qarşı tura. Büyük massalı yıldıznıñ evolütsiyası vaqtında çekirdek reaktsiyaları içiniñ terkibini deñiştire. Müim senariylerden birinde demir gruppası elementlerinden bir çekirdek peyda ola. Bu maddeniñ soñraki sintezi, yengil çekirdeklerniñ evelki yanuv basqıçları kibi enerji bermey.

Çekirdek massa toplay ve turaqsızlıqqa yaqınlaşa. Atom çekirdekleriniñ elektronlarnı tutması elektron destekini azayta, ağır çekirdeklerniñ parçalanması ise enerji sarf ete. Basım artık çekirdekni tutıp olamağanda, çekim onı tez sıqa: bu — kollaps. Bu, bütün yıldız birden boşadı ya da sintez qabıqnı itken ayrı bir quvet edi demek degil.

Pek büyük sıqlıqqa yetkende çekirdekniñ iç qısmınıñ sıqıluvı keskin toqtay ve darbe dalğası peyda ola: bu, basımnıñ, sıqlıqnıñ ve madde areketiniñ keskin deñişken frontıdır. Amma ilk itki yeterli degil: dalğa enerji coyıp, içke tüşmege devam etken madde arasında toqtap qala bile.

Modellerniñ müim bir sınıfında sıcaq, yığcam bölgeden çıqqan neytrinolarnıñ bir qısmı darbe dalğası arqasındaki maddege enerji bere. Neytrino — maddenen zayıf tesirleşken parçacıq. Qızdıruv ve mürekkep aqımlar dalğanıñ tışarı areketini yañıdan başlatmağa ve tış qatlamlarnı atmağa yardım ete bile. Bu, tek bir «çekirdek sekirmesiniñ» avtomatik neticesi degil; aylanuvnıñ, magnit meydanlarınıñ ve yıldız yapısınıñ rolü de araştırıla. Janka: kollaps, darbe dalğası ve neytrino qızdıruvı.

Aq cüce başqa bir sebepten patlay bile

Aq cüce — tış qatlamlarını artıq taşlağan yıldıznıñ sıq qalıntısıdır. Termoyadro senariyi içün eki yıldızlı sistemada uglerod ve oksigenge zengin bir cüceni baqayıq. Eş yıldız oña madde bere bile; eki aq cüceniñ tesirleşüvi ve birleşmesi de mümkündir. Belli şartlarda bu, sıq maddede çekirdek reaktsiyalarınıñ tutuşuvına ketire.

Sıq degeneratsiyalanğan maddeniñ tutuşuv modellerinde destekniñ müim qısmını elektronlarnıñ degeneratsiya basımı bere. Bu kvant tabiatlı basım temperaturağa tek zayıf bağlıdır. Şunıñ içün ilk qızuv adetiy turaqlı yıldızda yanuvnı tertipke salğan yeterli keñeyüv ve suvumanı birden temin etmege mecbur degil. OpenStax: degeneratsiyalanğan madde, Ohio State: elektron basımı.

Qızuv reaktsiyalarnı tezleştire, reaktsiyalar daa çoq issilik bere ve termoyadro coşuvı peyda ola. Madde yeterince keñeyip suvumaqnen bu protsessni vaqtında bastırıp olamay. Tez çekirdek yanuvınıñ energiyası aq cüceni dağıta bile. Ia türlü supernovalar böyle añlatıla: olarnı kiçik yıldız içindeki aynı demir çekirdek kollapsı kibi köz ögüne ketirmek doğru degil.

Madde toplav ve tutuşuvnıñ bir qaç yolu bar. Araştırılğan senariyler arasında aq cüceniñ klassik massa sıñırından aşağıda olğan patlavlar da bar, şunıñ içün «belli massağa yetti de mutlaq patladı» qaidesi yeterli degil. Adetiy Ia supernovasında cüce dağıla, amma hususiy qısmiy termoyadro patlavları bağlı bir qalıntı qaldıra bile. Ruiter ve Seitenzahl: Ia modelleriniñ ayrı yolları ve sıñırları.

Eki zincirni qıyaslañız. Birincide çekirdekniñ gravitatsion sıqıluvı maddeni tışarı tezleştire bilgen vaqialarnı başlata. Ekincide tez çekirdek yanuvınıñ energiyası yığcam yıldıznı dağıta.

Er parıldav supernova degil, er kollaps parlaq patlav degil

Aq cüceli eki yıldızlı sistemada başqa bir parıldav — nova da ola bile. Madde cüceniñ yüzünde toplana ve bu qatlamdaki çekirdek tutuşuvı gaznıñ bir qısmını tışarı ata. Aq cüceniñ özü saqlanıp qala, şunıñ içün parıldavlar tekrarlana bile. Nova er supernovanıñ sade sönük başlanğıç basqıçı degil. NASA: novalar ve supernovalar.

Büyük massalı yıldıznıñ ölümü de parlaq supernovanı garantiya etmey. Qabıqnı atıp olamasa ya da çoq madde içke qaytsa, adetiy parlaq manzarasız qara delik peyda ola bile. Patlavnıñ muvafaqiyeti ve qalıntısı çekirdekniñ ve etraf qatlamlarnıñ yapısına, evel coyulğan massağa ve eş yıldıznen tesirleşüvge bağlıdır. Başlanğıç massası müim, amma tek özü tam ve er yerde keçerli bir üküm bermey. Janka: muvafaqiyetli ve muvafaqiyetsiz patlavlar, qalıntılar.

Küneş kibi yıldızlar adetiy, ayrı evolütsiyasında büyük demir çekirdek kollapsından keçmey, aq cüce qaldıra. Demek, «bütün yıldızlar soñunda patlay» sözü doğru degil. Amma eki yıldızlı sistemadaki qalıntınıñ soñraki tarihi ola bile; termoyadro yolu bunı kösterdi.

Parıldavdan soñ maddeniñ tarihi devam ete

Supernova atındıları çekirdek reaktsiyalarınıñ mahsullarınıñ bir qısmını fezağa tarqata. Kollaps yolundan soñ pek sıq, yığcam bir cisim olğan neytron yıldızı ya da qara delik qala bile. Qalıntınıñ keñeygen qabığı ve merkezdeki yığcam cisim — vaqia neticeleriniñ ayrı qısımlarıdır. Aq cüceniñ adetiy termoyadro dağılmasında yañı neytron yıldızı beklenilgen netice degil.

Añlatmanı teşkeriñiz: resimde parlaq bir parıldav bar. Bu, «büyük massalı yıldıznıñ çekirdegi kollapsqa oğradı ve neytron yıldızı peyda oldı» demege yeterlimi? Yoq. Başqa malümat kerek: spektr, ışıq quvetiniñ deñişmesi, evelki sistema ve qalıntı aqqında haber. Ayrı mehanizmler olğanı içün bir parlaq pikselge baqıp tahmin etmek yerine, bu añlatmanı teşkermek kerek.

Supernovalarnı yıqıcı patlav ve madde atıluvı birleştire, amma oña aparğan yol farqlı ola bile. Büyük çekirdek kollapsı ve aq cüceniñ termoyadro coşuvı turaqsızlıq, enerji ve qalıntı aqqında başqa-başqa suallerge cevap bere. Kursnıñ soñraki qısmında daa yaqın yıldızğa qaytırmız: Küneşni nasıl bir soñ bekley?