Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Tip Ia süpernova, alt kataklizmik değişen yıldızlar kategorisinde olan bir beyaz cüce yıldızın, şiddetli patlamasının sonuçlarından biri. Süpernovalar ani patlayan ve parlaklıklarında büyük bir artış gösteren sistemler olup görünür parlaklıkları -16 ile -20 kadire kadar yükselebilir. Novalardan çok daha büyük patlama şiddetlerine sahiptirler. Ani patlamaları nedeniyle kataklizmik değişenler sınıfına dahil edilirler.
Tip Ia Süpernovalarının (Tip Ia SN), kütleli beyaz cüceler üzerinde madde yığılmasıyla oluşan sonucu gerçekleştiği bilinmektedir. Patlama anında parlaklıkları, bir gökadanın toplam parlaklığına ulaşabilen Tip Ia SN'lar gökada ötesi uzaklıkları saptamak ve temel kozmolojik parametreleri ölçmek için iyi bir adaydırlar. Bunun yanı sıra Tip Ia SN'lar yıldızlar arası ortamdaki maddenin kimyasal zenginliklerine ağır elementler bakımından katkıda bulunurlar. Yıldızlar arası ortama SN'lar tarafından fırlatılan enerji yeni bir yıldızın oluşumunu tetikler. Tip Ia SN'lar gökada oluşumda geri besleyici bir etki oluşturur. Bu da gökadaların oluşumu ve yıldızlar arası ortamın evrimi hakkında bilgiler verir.
Uzlaşılan model
Dejenere bir C+O beyaz cüce yanması sonucunda oluşan Tip Ia SN patlamaları için tanımlanan iki model vardır. Birincisi; iki düşük kütleli dejenere C+O beyaz cücesinin eş yıldız ile birleşmesi sonucunda oluşan patlamadır. Bu patlamanın gravitasyonel radyasyondan dolayı açısal momentumun kaybından kaynaklandığı çok yaygın bir görüştür. Bu senaryo çok desteklenmemiştir. Gözlemsel olarak yapılan araştırmalar sonucu bu çift sistemlerden yalnızca birkaç tane keşfedilmiştir.
Livio ve Truran (1994) tarafından fırlatılan maddedeki bollukları incelediler ve sonucu patlama süresince fırlatılan zarfın kütlesinin yığılan madde miktarından daha az olduğunu gördüler. Bu olay Tekrarlayan novaların içerdikleri beyaz cücelerin kütlelerinin Chandrasekhar limitine doğru büyümesini sağlamaktadır. Bu durum Tekrarlayan Novaları Tip Ia SN adayı yapmaktadır. Tekrarlayan Novalar, MBC ≥ 1,25 M kütleli beyaz cücelere ve ≥10–8 M / yıl kütle yığılma oranına sahiptirler. Oysa klasik novalarda kütle yığılma oranı 10–8 ≥ M ≥ 10–11 olduğundan bunların SN Tip Ia adayı olmaları zordur.
İkincisi; evrimleşmiş bir eş yıldızın Roche lobunu doldurmasıyla bu yıldızın maddesini Chandrasekhar limitine yakın bir kütleye sahip beyaz cüceye transfer etmesi sonucu oluşan patlamadır. Patlama, beyaz cücenin merkezine yakın bir yerde oluşan sıkışma sonucunda meydana gelen ısıyla tetiklenmektedir.
Önerilen bu ikinci model daha sonra geliştirilerek, çift sistemin başlangıç yörüngesel periyodu ve eş yıldızın başlangıç kütlesine göre izole olmuş iki yeni modele ayrılmıştır.
Bunlardan ilki; 100–800 günlük başlangıç yörüngesel periyoda sahip düşük kütleli (1 M) bir kırmızı dev (KD) bileşen ve 1,2 M kütleli bir beyaz cüce (BC) içeren sistemdir (KD+BC modeli). Tekrarlayan novalar sınıfına ait T CrB (Porb = 228 gün, MBC1.37 M) ve RS Oph (Porb= 460 gün, MBC=1.35 M ) kırmızı dev bileşene ve Chandrasekhar limitine yakın kütleli bir beyaz cüceye sahip olduklarından bu sistemler KD+BC modeli ile uyumludur.
İkincisi ise Porb 0.5–5 günlük başlangıç yörüngesel periyoda sahip gelişmekte olan 2-3 M kütleli bir ana kol (AK) yıldızı ve 1.0-1.2 M kütleli bir beyaz cüce (BC) içeren sistemdir (AK+BC modeli). Tekrarlayan novalar sınıfına ait U Sco (Porb=1.23 gün, MBC=1.37±0.01 M ) ve V394 CrA (Porb= 0.758 gün, MBC=1.37±0.01 M ) Helyum bakımından zengin bir zarf içinde gelişmekte olan bir ana kol yıldızı ve Chandrasekhar limitine yakın kütleli bir beyaz cüceye sahip olduklarından bu sistemler de AK+BC modeli ile uyumludur.
Önerilen bu iki modele uygun ata sistemler; KD+BC modeli için bir sistemin sıfır yaştaki ana kol yıldızdan (A evresi) SN Tip Ia patlamasına kadar olan (F evresi) gelişimi aşağıdaki gibi özetlenmiştir.
- A Evresi: Hem baş hem de eş yıldız sıfır yaşlı ana kol yıldızıdır.
- B Evresi: Başyıldız önce bir asimptotik dev kol yıldızı olmak için gelişir. Yıldızın evrimi sonunda yavaş bir rüzgâr (veya süper bir rüzgâr) eser.
- C Evresi: Yavaş rüzgâr yörüngesel açısal momentumu taşır ve buna karşılık olarak genel zarf evrimine benzer bir süreç gibi iki yıldız arasındaki uzaklık azalır.
- D Evresi: Sistemde bir C+O beyaz cücesi ve sıfır yaşlı bir ana kol yıldızı kalır.
- E Evresi: Eş yıldız bir helyum çekirdeği oluşturarak kırmızı dev aşamasına doğru gelişir ve kritik Roche lobunu doldurur. Kütle transferi başlar ve beyaz cüce kuvvetli bir rüzgâr üfler. Bu rüzgâr Kırmızı dev bileşeni derin bir konvektif zarfa sahip olsa bile kütle transferini dengede tutar.
- F Evresi: Beyaz cüce Chandrasekhar limitine doğru gelişir ve SN Tip Ia’ olarak patlar.
Beyaz cüce ve ana kol yıldızı içeren çift sistemin SN Tip Ia patlamasına kadar olan gelişimi aşağıdaki gibi özetlenmiştir.
- A Evresi: Baş yıldız, Helyum çekirdeğinin kütlesi 1.0 M < M1,He<1.4 M oluncaya kadar büyüdüğünde Roche lobunu doldurur ve genel zarf evrimine uğrar.
- B Evresi: Genel zarf evriminden sonra sistem bir helyum yıldızı ile bir ana kol yıldızı içermiş olur. Sistemin yörüngesel periyodu Porb0.4–20 gün ve iki yıldız arasındaki uzaklık a3–40 R olur.
- C Evresi: Helyum yıldızı büzülür ve bir helyum ana kol yıldızı olmak için merkezi helyum yanmasını başlatır. Başyıldız ana kol yıldızı olarak 107 kalır.
- D Evresi: Helyum tükenince bir Karbon-Oksijen çekirdeği gelişir. Çekirdek kütlesi 0.9–1.0 M ulaşınca helyum yıldızı kırmızı dev aşamasına doğru gelişir ve tekrar iç kritik Roche lobunu doldurur. Kütle transferinin kararlı olduğu bir kütle oranında (mA/mB < 0.79) tamamı He olan kütle eş yıldıza transfer olur.
- E Evresi: Eş yıldız 0.1-0.4 M kadar tamamı Helyum olan maddeyi alınca sonunda Helyum bakımından zengin bir yıldıza dönüşür (U Sco'da olduğu gibi). İki yıldız arasındaki mesafe ve yörüngesel periyot kütle transfer fazı boyunca aşamalı bir şekilde artar. Sonunda yörüngesel periyot Porb=P00.5–40 gün' olur.
- F, G, H, I, J Evresi: Sistemde bir beyaz cüce ve bir ana kol yıldızı kaldıktan sonra yörüngesel periyot uygun bir süreye (0.5–5 gün) ve iki yıldız kütlesi uygun bir değere ulaşınca (M2=MAK 2–3 M ve M1=MBC1–1.2 M) sistem SN Tip Ia patlamasına doğru gelişir.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh (2008), "Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae", Astronomical Journal, 3 Haziran 2019 tarihinde kaynağından , erişim tarihi: 19 Mayıs 2008
- ^ della Valle ve Livio, 1996; Hachisu ve ark, 1999a,b; Höflich ve Stein, 2002; Hachisu ve Kato, 2002a,b
Dış bağlantılar
- Falck, Bridget (2006). . Johns Hopkins University. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Mayıs 2007.
- Staff (27 Şubat 2007). "Sloan Supernova Survey". Sloan Digital Sky Survey. 29 Mayıs 2014 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 25 Mayıs 2007.
- . peripatus.gen.nz. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Mayıs 2007.
- "Source for major type of supernova". Pole Star Publications Ltd. 6 Ağustos 2003. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 25 Kasım 2007. (A Type Ia progenitor found)
- . peripatus.gen.nz. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Mayıs 2007.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Tip Ia supernova alt kataklizmik degisen yildizlar kategorisinde olan bir beyaz cuce yildizin siddetli patlamasinin sonuclarindan biri Supernovalar ani patlayan ve parlakliklarinda buyuk bir artis gosteren sistemler olup gorunur parlakliklari 16 ile 20 kadire kadar yukselebilir Novalardan cok daha buyuk patlama siddetlerine sahiptirler Ani patlamalari nedeniyle kataklizmik degisenler sinifina dahil edilirler Tip Ia Supernovalarinin Tip Ia SN kutleli beyaz cuceler uzerinde madde yigilmasiyla olusan sonucu gerceklestigi bilinmektedir Patlama aninda parlakliklari bir gokadanin toplam parlakligina ulasabilen Tip Ia SN lar gokada otesi uzakliklari saptamak ve temel kozmolojik parametreleri olcmek icin iyi bir adaydirlar Bunun yani sira Tip Ia SN lar yildizlar arasi ortamdaki maddenin kimyasal zenginliklerine agir elementler bakimindan katkida bulunurlar Yildizlar arasi ortama SN lar tarafindan firlatilan enerji yeni bir yildizin olusumunu tetikler Tip Ia SN lar gokada olusumda geri besleyici bir etki olusturur Bu da gokadalarin olusumu ve yildizlar arasi ortamin evrimi hakkinda bilgiler verir Uzlasilan modelSN1998aq tayfi Tip Ia supernova bir gun sonra B bandinin maksimum isigi Dejenere bir C O beyaz cuce yanmasi sonucunda olusan Tip Ia SN patlamalari icin tanimlanan iki model vardir Birincisi iki dusuk kutleli dejenere C O beyaz cucesinin es yildiz ile birlesmesi sonucunda olusan patlamadir Bu patlamanin gravitasyonel radyasyondan dolayi acisal momentumun kaybindan kaynaklandigi cok yaygin bir gorustur Bu senaryo cok desteklenmemistir Gozlemsel olarak yapilan arastirmalar sonucu bu cift sistemlerden yalnizca birkac tane kesfedilmistir Livio ve Truran 1994 tarafindan firlatilan maddedeki bolluklari incelediler ve sonucu patlama suresince firlatilan zarfin kutlesinin yigilan madde miktarindan daha az oldugunu gorduler Bu olay Tekrarlayan novalarin icerdikleri beyaz cucelerin kutlelerinin Chandrasekhar limitine dogru buyumesini saglamaktadir Bu durum Tekrarlayan Novalari Tip Ia SN adayi yapmaktadir Tekrarlayan Novalar MBC 1 25 M kutleli beyaz cucelere ve 10 8 M yil kutle yigilma oranina sahiptirler Oysa klasik novalarda kutle yigilma orani 10 8 M 10 11 oldugundan bunlarin SN Tip Ia adayi olmalari zordur Ikincisi evrimlesmis bir es yildizin Roche lobunu doldurmasiyla bu yildizin maddesini Chandrasekhar limitine yakin bir kutleye sahip beyaz cuceye transfer etmesi sonucu olusan patlamadir Patlama beyaz cucenin merkezine yakin bir yerde olusan sikisma sonucunda meydana gelen isiyla tetiklenmektedir Onerilen bu ikinci model daha sonra gelistirilerek cift sistemin baslangic yorungesel periyodu ve es yildizin baslangic kutlesine gore izole olmus iki yeni modele ayrilmistir Bunlardan ilki 100 800 gunluk baslangic yorungesel periyoda sahip dusuk kutleli 1 M bir kirmizi dev KD bilesen ve 1 2 M kutleli bir beyaz cuce BC iceren sistemdir KD BC modeli Tekrarlayan novalar sinifina ait T CrB Porb 228 gun MBC1 37 M ve RS Oph Porb 460 gun MBC 1 35 M kirmizi dev bilesene ve Chandrasekhar limitine yakin kutleli bir beyaz cuceye sahip olduklarindan bu sistemler KD BC modeli ile uyumludur Ikincisi ise Porb 0 5 5 gunluk baslangic yorungesel periyoda sahip gelismekte olan 2 3 M kutleli bir ana kol AK yildizi ve 1 0 1 2 M kutleli bir beyaz cuce BC iceren sistemdir AK BC modeli Tekrarlayan novalar sinifina ait U Sco Porb 1 23 gun MBC 1 37 0 01 M ve V394 CrA Porb 0 758 gun MBC 1 37 0 01 M Helyum bakimindan zengin bir zarf icinde gelismekte olan bir ana kol yildizi ve Chandrasekhar limitine yakin kutleli bir beyaz cuceye sahip olduklarindan bu sistemler de AK BC modeli ile uyumludur Tip Ia supernovalarin olusumu Onerilen bu iki modele uygun ata sistemler KD BC modeli icin bir sistemin sifir yastaki ana kol yildizdan A evresi SN Tip Ia patlamasina kadar olan F evresi gelisimi asagidaki gibi ozetlenmistir A Evresi Hem bas hem de es yildiz sifir yasli ana kol yildizidir B Evresi Basyildiz once bir asimptotik dev kol yildizi olmak icin gelisir Yildizin evrimi sonunda yavas bir ruzgar veya super bir ruzgar eser C Evresi Yavas ruzgar yorungesel acisal momentumu tasir ve buna karsilik olarak genel zarf evrimine benzer bir surec gibi iki yildiz arasindaki uzaklik azalir D Evresi Sistemde bir C O beyaz cucesi ve sifir yasli bir ana kol yildizi kalir E Evresi Es yildiz bir helyum cekirdegi olusturarak kirmizi dev asamasina dogru gelisir ve kritik Roche lobunu doldurur Kutle transferi baslar ve beyaz cuce kuvvetli bir ruzgar ufler Bu ruzgar Kirmizi dev bileseni derin bir konvektif zarfa sahip olsa bile kutle transferini dengede tutar F Evresi Beyaz cuce Chandrasekhar limitine dogru gelisir ve SN Tip Ia olarak patlar Beyaz cuce ve ana kol yildizi iceren cift sistemin SN Tip Ia patlamasina kadar olan gelisimi asagidaki gibi ozetlenmistir A Evresi Bas yildiz Helyum cekirdeginin kutlesi 1 0 M lt M1 He lt 1 4 M oluncaya kadar buyudugunde Roche lobunu doldurur ve genel zarf evrimine ugrar dd B Evresi Genel zarf evriminden sonra sistem bir helyum yildizi ile bir ana kol yildizi icermis olur Sistemin yorungesel periyodu Porb0 4 20 gun ve iki yildiz arasindaki uzaklik a3 40 R olur C Evresi Helyum yildizi buzulur ve bir helyum ana kol yildizi olmak icin merkezi helyum yanmasini baslatir Basyildiz ana kol yildizi olarak 107 kalir D Evresi Helyum tukenince bir Karbon Oksijen cekirdegi gelisir Cekirdek kutlesi 0 9 1 0 M ulasinca helyum yildizi kirmizi dev asamasina dogru gelisir ve tekrar ic kritik Roche lobunu doldurur Kutle transferinin kararli oldugu bir kutle oraninda mA mB lt 0 79 tamami He olan kutle es yildiza transfer olur E Evresi Es yildiz 0 1 0 4 M kadar tamami Helyum olan maddeyi alinca sonunda Helyum bakimindan zengin bir yildiza donusur U Sco da oldugu gibi Iki yildiz arasindaki mesafe ve yorungesel periyot kutle transfer fazi boyunca asamali bir sekilde artar Sonunda yorungesel periyot Porb P00 5 40 gun olur F G H I J Evresi Sistemde bir beyaz cuce ve bir ana kol yildizi kaldiktan sonra yorungesel periyot uygun bir sureye 0 5 5 gun ve iki yildiz kutlesi uygun bir degere ulasinca M2 MAK 2 3 M ve M1 MBC1 1 2 M sistem SN Tip Ia patlamasina dogru gelisir Ayrica bakinizSupernova kalintilariKaynakca Matheson Thomas Kirshner Robert Challis Pete Jha Saurabh 2008 Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae Astronomical Journal 3 Haziran 2019 tarihinde kaynagindan erisim tarihi 19 Mayis 2008 della Valle ve Livio 1996 Hachisu ve ark 1999a b Hoflich ve Stein 2002 Hachisu ve Kato 2002a bDis baglantilarFalck Bridget 2006 Johns Hopkins University 4 Mart 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 20 Mayis 2007 Staff 27 Subat 2007 Sloan Supernova Survey Sloan Digital Sky Survey 29 Mayis 2014 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 25 Mayis 2007 peripatus gen nz 4 Mart 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 25 Mayis 2007 Source for major type of supernova Pole Star Publications Ltd 6 Agustos 2003 3 Mart 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 25 Kasim 2007 A Type Ia progenitor found peripatus gen nz 4 Mart 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 25 Mayis 2007