Tip Ia süpernova

Patlayan bir beyaz cüce, onu haftalarca parlatan nikel ve parlaklığının hızlanan evreni nasıl ölçtüğü

Adım adım

Patlayan ölü bir yıldız

Tip Ia süpernova, kendini parçalayan bir beyaz cücedir: Güneş benzeri ölü bir yıldızın külü. Bu cüceyi bir eş yıldız besliyor.

Bazı beyaz cücelerin yakınında bir eş vardır. Eşten beyaz cüceye gaz akar ve sıcak bir diske yerleşir; böylece beyaz cüce yavaş yavaş kütle kazanır. Resimde beyaz cüce, eşinin yanında görülebilsin diye ölçeğinden kat kat büyük çizilmiştir.

Devrilme noktası

Sınıra varmadan önce merkez, karbonun kaynaşmaya başlayacağı kadar yoğun ve sıcak olur. Fazla kütlenin nereden geldiği kesin değil: bir eşten gelen gaz ya da başka bir beyaz cüceyle birleşme. 2011'de patlamasından saatler sonra yakalanan SN 2011fe, eş olarak dev bir yıldıza dair hiçbir iz göstermedi (Li et al., 2011).

Kaçak tepkime

Bir beyaz cücedeki kaynaşma, Güneş benzeri bir yıldızda olacağı gibi yıldızı şişirip soğutamaz; bu yüzden kontrolden çıkar: alev gazı ısıtır, ısınan gaz da daha hızlı yanar. Modeller alevin yavaş başladığını, sonra sesüstü bir patlamaya dönüştüğünü gösteriyor. Tam nasıl olduğu hâlâ tartışmalı.

Nikel, kobalt, demir

Nikel-56 radyoaktiftir ve onun, sonra kobalt-56'nın bozunması yoğun kalıntıyı ısıtıp parlatan gama ışınları yayar. Onlar olmasa patlama çabuk sönerdi. Çevremizdeki demirin büyük bölümünün, kanımızdakiler dahil, böyle patlamalarda yapıldığı düşünülüyor.

Işık eğrisi

Gerçek Tip Ia süpernovalar biraz farklıdır: daha parlak olanlar daha yavaş söner; bu ilişkiyi Mark Phillips 1993'te buldu ve gökbilimcilerin düzeltme yapmasını sağlar. Bu basit model tüm gama ışınlarının hapsolduğunu varsayar; bu yüzden yaklaşık iki aydan sonra gerçeklerinden daha yavaş söner.