İlköğretim, Ortaöğretim öğrencileri ve Öğretmenler için Astronomi kaynakları. Ödev, proje, döküman yardımı. İlgili bölümlerde okuyanların düşünceleri. Gökbilim eğitimi verilen yerler, ilgili kurslar. Astronomi kitapları, web siteleri, ödevler, yazılımlar, dosyalar, kaynaklar...
gönderen erdem gümgümcü
#8204
merhaba arkadaşlar aranıza yeni katıldım benim sorunum
süpernovalar ile ilgili internetten yaptığım araştırmalar sonucunda sınırlı ve yetersiz bir ödev ortaya çıktı.Bu yüzden sizlerden yardım istemek durumunda kaldım.

bu ödevde:
!.Sonunda Süpernova olan yıldızların yaşamı
2. Helyum karbon ,silisyum, demir vs. gibi gazların oluşumları hangi sıcaklık , basınç gibi bulundukları ve yanmalarının nasıl olduğu?
3. Bu patlamayla ilgili var ise animasyon ,model ,fotoğraf v.b gösterimleri

bu şekilde bir planım var bu plan içerisinde yardımcı olacağınız ve paylaşacağınız konular var ise yardımcı olmanızı vebu planın dışındaki önerilerinizi bekliyorum


ilginiz için şimdiden çok teşekkürler
En son erdem gümgümcü tarafından 08 Oca 2008, 02:08 tarihinde düzenlendi, toplamda 1 kere düzenlendi.
Kullanıcı avatarı
gönderen Salih Dinçer
#8215
Öncelikle aramıza hoş geldin...

Aradığın konu internette bolca, forumda ise şu başlıklarda var:
http://www.gokbilim.com/forum/viewtopic.php?t=783
http://www.gokbilim.com/forum/viewtopic.php?t=387

Resim ve vidyo için ise şu adresleri kullanabilirsin:
http://images.google.com.tr/images?q=astro+supernova
http://www.youtube.com/results?search_q ... +supernova

Dip Not: Bittiğinde ödev notunu ve özetini bizlerle paylaşırsan çok seviniriz.

Başarılar...
gönderen erdem gümgümcü
#8447
tabiki iletirim sizlere bu bilgileri ve notumu.Gerçekten verdiğiniz niklerde hiç karşılaşmadığım bilgiler vardı ve adeta büyülediler.Yeni bakış açıkları kazandırdılar,yardımlarınız için çok teşekkürler
#8487
SN1987A'nın Süpernova Önce Evresi
Evre Merkezi Sıcaklık (K) Merkezi Yoğunluk (g/cm3) Kalma Süresi
H Füzyonu 40 x 106 5 9
Helyum Füzyonu 170 x 106 900 x 106 106
Karbon Füzyonu 700 x 106 2 x 105 106
Neon Füzyonu 1.5 x 109 107 1-2 yıl
Oksijen Füzyonu 2.1 x 109 107 1-2 yıl
Silikon Füzyonu 3.5 x 109 108 Günler
Core Fusion 200 x 109 2 x 1014 0.1 - 0.5 sn

(http://astronomy.science.ankara.edu.tr/ ... ers23.html den alınan veriler)
burada ki Core füzyonun anlamı ve nasıl oluştuğunu (ben çekirdek bölgesinde oluşan füzyon olabileceğini düşünüyorum ) ve bu tabloda demirin yeri nerede olmalıdır (silikondan sonra olması gerektiğini düşünüyorum) bunu verilerle göstermem gerekiyor

diğer bir problem ise aşağıdaki linkteki yıldızların ölümü tablosunda çıktı çıktı

(http://astronomy.science.ankara.edu.tr/ ... ers22.html)


bu tabloda verilen kara delik ile ilgili bilgilerin yanlış olduğunu düşünüyor hocamız ve de bu tabloda bahsedilen çökme biçiminin hızlı çok hızlı vs gibi olmasını neye göre belirlenmektedir.
Kullanıcı avatarı
gönderen Salih Dinçer
#8489
Dostum sorular beni aşıyor... :oops:

Sorularını az önce Emre Evren'e gönderdim. Sanırım bu konuda sana yardımcı olacaktır. En azından bu başlığı gören ve soruların cevabını bilen başka arkadaşlarımız bir şekilde yardımcı olacaktır.

Başarılar...
gönderen Emre Evren
#8545
Merhaba konu oldukça detayli aslinda,

Ama özet olarak söyle söyleyebiliriz, Demir(Fe) 'e kadar olan elementlerin yildizlarin(günesten enaz 8 kat daha kütleli yildizlar için) merkezindeki milyonlarca derece sicaklikta hafif elementlerin birlesmesiyle olustuklarini biliyoruz, fakat kararlilik vadisi olarak adlandirilan bir etmen yüzünden iki demir atomunun birleserek daha agir bir element sentezi gerçeklestirmesi ekzotermik(disariya isi veren) bir reaksiyon degildir.

Bu durumda demire kadar olan çekirdek nükleer sentezi verimli çalisirken çekirdek demir atomuna ulastiginda adeta yakiti biten uçak gibi motoru gibi durur.

Bundan sonraki asamada ise süpernovanin fitilinin ateslendigi asama oluyor ve birbirini takriben çok kisa araliklarla Demir ve demir ötesi elementlerin sentezi basliyor.
Bu asamalar ise kisaca R-sentezi , S-sentezi , Rp Sentezi ve P sentezi dir.

Isterseniz öncelikle Süpernova samasina yaklasan 40 günes kütleli Wolf-rayet sinifi bir yildizin içinde neler oluyor ona bakalim
Resim

Tipik bir Wolf-Rayet yildizi helyum azot, karbon gibi güçlü yaygin absorbisyon çizgileri gösteren ve ölümünün sonlarina dogru giden devasa yildizlardir.
Kalbindeki madde tamami ile demir ile dolmadan evvel Wolf-rayet yildizi çesitli nükleer tepkime zincirleri ile helyumdan baslayarak sirasi ile Karbon - Neon - Oksijen ve Silikon yakarak demire dogru gittikçe enerji verimliligi azalan bir dizi çekirdek füzyonu sürecine girer.

Resim

Karbon yakma asamasi ¨1000 yıl
Kod: Tümünü seç
12C + 12C → 20Ne + 4He + 4.617 MeV 
 12C + 12C → 23Na + 1H + 2.241 MeV 
 12C + 12C → 23Mg + n - 2.599 MeV 

Veya

 12C + 12C → 24Mg + γ 
 12C + 12C → 16O + 24He (endotermik) 
Resim
Helyum yakitini tükettigi için büzülmeye baslayan çekirdek Karbon flasini yaparak dis katmanlarını genisletirken çekirdeginde de Karbonu ateslemeyi basarir. Karbon bir dizi reaksiyon sonucunda çekirdek içerisinde Oksijen - Azot - Magnezyuma dönüsür.
Bu asama yaklasik 1000 -2000 yil gibi bir süre tutabilir. tabiiki yildiz kütlesine bagli olarak bin yildan daha azda sürebilir.
Bu asamada yildiz bir sürü nötrino üretir ve pekde verimli olmayan bir enerji üretimi gerçeklesir. Sicaklik çekirdek civarinda 600 milyon dereceyi , basinç ise 150 000 gr\cc düzeyindedir.

Resim

Neon Yakma Aşaması 10 - 100 yıl

Çekirdek Neon ile dolmaya başlarken artık , mevcut çekirdek basıncı ve sıcaklığı ile ürettiği nükleer tepkimeler yıldızın devasa kütlesini taşıyamayacak duruma gelir. Bu durumda dış katmanlar içten dışa doğru karbon , helyum ve en dışta hidrojen yakarak daha da genişlemesini sürdürürken, içerideki nabız atışları zayıflayan yıldızın kalbi kendi üzerine çökerek ısınmaya ve basıncını arttırmaya başlar, öyleki bu çökme 1.2 x 10^9 kelvin dereceye ve yoğunlukda 4x10^9 kg\m3 'e ulaştığında, ortaya çıkan çok yüksek enerjili gama ışınları atomları füzyonun tam tersi biçimde parçalamaya başlar, bu olaya fotondezentegrasyonu denir. Yıldız keşfettiği bu yeni silah ile ürettiği enerjik Alfa parçacıkları bazı çekirdeklere saldırıp onları parçalamaya başlar. Ve yeni bir nükleer sentez başlar.
Resim
Kod: Tümünü seç
20Ne + γ → 16O + 4He 
Bu alfa parçacıkları Mg-24 oluşturmak üzere kullanılır

20Ne + 4He → 24Mg + γ 
Bunun dışında bir diğer süreç de

20Ne + n → 21Ne + γ 
21Ne + 4He → 24Mg + n 
ilk aşamada harcanan nötron, ikinci aşamada tekrar üretilir.
.
Yıldız bir kaç yıl içerisinde çekirdeğini Oksijen ve Magnezyuma dönüştürmeye başlar, ve bu süreç çok yüksek sıcaklık ve basınç yüzünden önceki aşamalara göre inanılmaz hızlı gerçekleşir. Ve kısa zamanda yıldız bu yakıtı da tüketerek çekirdeğinin daha da çökmesi ile sonuçlanır.


Oksijen Yakma Aşaması 6 ay ila 1 yıl

Resim
Artık kalbi oksijenle dolu karnı guruldayan aç devimiz, yeni bir yakıta ihtiyaç duymaktadır.
Tabii ki bunun içinde önce çekirdeğini büzüp sıcaklığını ve basıncını arttırması gerekmektedir. Ve büzülme ile yoğunluk 10^10 kg\m3 sıcaklık ise 1.5x10^9 K dereceye dayandığında, Oksijende ateşlenir.
Kod: Tümünü seç
16O + 16O → 28Si + 4He + 9.594 MeV 
 → 31P + 1H + 7.678 MeV 
 → 31S + n + 1.500 MeV 
 → 30Si + 21H + 0.381 MeV 
 → 30P + 2D - 2.409 MeV 
Ya da,
Kod: Tümünü seç
16O + 16O → 32S + γ 
 → 24Mg + 24He 
Yukarıdaki reaksiyonlar sonucunda yıldız birkaç ay içerisinde çekirdeğindeki oksijeni de hızla Silikon, Sülfür ve Fosfor gibi daha ağır ve daha az etkinlikte füzyona uğrayan elementlere dönüşür

Yıldızın Son Nefesi - Silikon Yakma Aşaması - 1 ila 2 Hafta

Resim

Artık çekirdek büzüle büzüle öylesine yoğun(10^8 g/cc ) ve sıcak(3.5 milyar K) hale gelmiştirki Silikonu ateşlemeyi başarır, Bir yıldızın Silikon yakabilmesi için Alfa-süreci denilen reaksiyona girmesi gerekir. Alfa reaksiyonu yakılan elemente eklenen bir Helyum çekirdeği manasına gelmektedir.
Bu süreç örnek olarak aşağıdaki gibi işler ;
Kod: Tümünü seç
silicon–28 → sulfur–32 → argon–36 → calcium–40 → titanium–44 → chromium–48 → iron–52 → nickel–56
Tüm bu tepkime zinciri bir gün içerisinde gerçekleşirken, Nikel-56 ya ulaşıldığında, nikel 6.02 günde bir pozitron yayımlayarak beta ışıması ile Kobalt-56 ya dönüşür. Kobalt ta Demir-56 ya dönüşür. Fakat bu dönüşüm birkaç dakikada gerçekleşir.
Demir 56 (nötron/çekirdek kütlesi) oranı en kararlı element olduğundan, Demirin Çinko-60 'a dönüşmesi sadece enerji harcayan ama dışa enerji vermeyen kısır bir döngüdür.

Bir Yıldız Nasıl İnfilak Eder ?? -- 1 dakika ila 1 saniye arasında --

Tamamen demir ile dolan çekirdek artık enerji üretemez hale geldiğinden yıldızın kalbi durmuştur. Işınım basıncının etkisinden kurtulan orta ve iç katmanlar halen daha hafif elementleri yakarak genişlemekle meşgul olan dış katmanlara inat, çökmeye başlar.
Ve karşısında herhangi bir tepki görmeden bu çöküş hızlanarak devam eder, adeta serbest düşme ile hız kazanarak düşen bir cisim gibi. Çöken maddenin potansiyel enerjisi ise çekirdeğe aktarılarak, merkezi 5 milyar K gibi muazzam sıcaklıklara ulaştırırken çökerek sıkışan maddeden muazzam bir nötron akısı yayımlanır, öyleki çekiç ile vururlan bir yumurtanın fışkırması gibi santimetre küp başına 10^22 nötron çekirdekten dış katmanlara doğru bombardımana başlar.

Ve Dış katmanlara ulaşan bu nötronlardan oluşan şok dalgası ise yıldızın dış kabuğunu parçalayarak yıldız gömleğini ışık hızının %10 'u kadar hızlarla uzaya savurur.
Resim

Saygılarımla...

Kaynaklar :
* Frieman, Josh (2006). SDSS Supernova Survey.
* SNWES: Supernova Early Warning System. National Science Foundation.
* http://www.historyoftheuniverse.com
* The Evolution and Death of Stars, by Ian Short
* http://outreach.atnf.csiro.au/education ... dhighhyper
* http://www.wncc.net/courses/aveh/lecture/lecevol.htm
* http://www.astronomy.ohio-state.edu/~po ... imass.html
* http://physwww.physics.mcmaster.ca/~welch

Not : En kısa zamanda R , S, P , Rp sentezi ile ilgili bilgi vermek istiyorum, yardımcı labildiysem ne mutlu bana
En son Emre Evren tarafından 08 Ara 2007, 10:07 tarihinde düzenlendi, toplamda 2 kere düzenlendi.
Kullanıcı avatarı
gönderen Salih Dinçer
#8553
Eline sağlık çok güzel olmuş... :wink:

Bir gün çıplak gözle de görmek nasip olur inşaallah...
Kullanıcı avatarı
gönderen Gülhan YAŞAR
#8603
Emre Evren yazdı: Tamamen demir ile dolan çekirdek artık enerji üretemez hale geldiğinden yıldızın kalbi durmuştur. Işınım basıncının etkisinden kurtulan orta ve iç katmanlar halen daha hafif elementleri yakarak genişlemekle meşgul olan dış katmanlara inat, çökmeye başlar.
Ve karşısında herhangi bir tepki görmeden bu çöküş hızlanarak devam eder, adeta serbest düşme ile hız kazanarak düşen bir cisim gibi. Çöken maddenin potansiyel enerjisi ise çekirdeğe aktarılarak, merkezi 5 milyar K gibi muazzam sıcaklıklara ulaştırırken çökerek sıkışan maddeden muazzam bir nötron akısı yayımlanır, öyleki çekiç ile vururlan bir yumurtanın fışkırması gibi santimetre küp başına 10^22 nötron çekirdekten dış katmanlara doğru bombardımana başlar.

Ve Dış katmanlara ulaşan bu nötronlardan oluşan şok dalgası ise yıldızın dış kabuğunu parçalayarak yıldız gömleğini ışık hızının %10 'u kadar hızlarla uzaya savurur.
Bilgiler için teşekkürler Emre Bey,

"merkezi 5 milyar K gibi muazzam sıcaklıklara ulaştırırken" burada yazım hatası yok değil mi? Bu sıcaklığı hayal etmeye çalıştım ama olmuyor. İnsanoğlu yapay olarak bugüne kadar kaç dereceye ulaşabilmiştir?
Kullanıcı avatarı
gönderen semih çakmak
#8615
klasik bilgilerin dışında bilgiler

teşekkürler :wink:
gönderen Emre Evren
#8628
Gülhan Bey selamlar..

Galiba büyük bir hata yapmışım, yazdığım sıcaklık değeri oldukça düşük kalmış :D
Aslında demire kadar olan nükleosentezi gerçekleştirebilecek bir yıldızın merkezindeki sıcaklık 5 milyar K derecenin çok daha üstüne çıkabiliyor.
Sir A. S. Eddington 'un Internal Constitutions of the Stars eserinde yıldızların üst kütle limitinin ışınım basıncı ile dağılmadan evvel 120 güneş kütlesine kadar çıkabileceği, yazılmış ve merkezi sıcaklığın hesaplanması için merkezde yoğunluğu azalmayan ve dejenere madde ile dolu olmayan ideal koşullarda boltzman ideal gaz yasalarının geliştirilmiş formulasyonunu kullanarak güneşimiz için merkezi sıcaklık hesabını göstermiştir.
Formulasyon için buraya bakabilirsiniz.
Resim
Bu eşitlikte £ ile yazılan soldaki değer birim madde başına üretilen nükleer enerji olarak verilmiş, X = 0,90 yıldız modellerinde kullanılan hidrojen dağılımıdır, ro( P) yıldızın yoğunluğu , T ise yıldızın merkezi sıcaklığıdır.

denklemdeki e^(33.8/3)(T/10^6 ) x (T/10^6)^3/2 çarpana baktığımızda merkezi sıcaklığın kütleye bağlı olarak artışını görebiliriz.

Resim

Büyük macellan gökadasında patlayan SN1987 A nın ata yıldızı 25 güneş kütleli yıldızın geçirdiği termonükleer çekirdek tepkimeleri sıcaklıkları ve süreleri ile ilgili bir tablo oluşturmak istersek
Kod: Tümünü seç
Yakıt     Ürün       Sıcaklık  (K):    Minimum Kütle:    Yanma Süresi 

H          He                      4 x 10^6            0.1               7 x 10^6 yıl 
He        C, O                    1.2 x 10^8          0.4              5 x 105 yıl
C          Ne, Na, Mg, O      6 x 10^8              4                600 yıl
Ne        O, Mg                  1.2 x 10^9          ~8               1 yıl
O         Si, S, P                1.5 x 10^9          ~8               ~0.5 yıl 
Si         Ni - Fe                 2.7 x 10^9          ~8               ~1 gün 
Peki bu durumda nasıl oluyorda 5 milyar K hatta daha yüksek sıcaklıklar oluşabiliyor?
işin sırrı da zaten burada saklı
Merkezi Fe ile dolu olan yıldız çökmeye başladığında çöken potansiyel enerjinin aktarımı vede sıkışan gazın çarpışan parçacıklarının ürettiği muazzam enerji sayesinde merkezdeki demir atomlarının protonları ve dejenere haldeki elektronlar tapkimeye girerek nötron ve nötrinolara dönüşmeye başlar
( p+ + e- n + v)
Ve bu süreç ile ortaya muazzam miktarda enerji ve nötrino akısı çıkar. ve sıcaklık 4x10^9 K hatta yııldız kütlesine bağlı olarak çok daha da artabilir. bu arada yıldız merkezindeki basınç ise (10^11 kg m-3). civarındadır.
Resim
Süpernova öncesi Yıldızın merkezi

Süpernova Patlaması Tip II - Yıldızın Adım adım sonu

Önce yıldız merkezindeki büyük çoğunluğu radyoaktif nikel 56 dan oluşan kütle hızla demir 56 ya dönüşür ama bu dönüşüm çekirdek üzerine etkiyen madde masıncını karşılayabilecek bir ışınım basıncı üretemediğinden merkez hızla çökmeye başlar. Öyleki bu çöküşün hızı saniyede 70,000 km ye ulaşır. ışık hızının %23 'ü. Bu arada demirden oluşan kütle Chandrasekhar limiti olarak adlandırılan 1,44 güneş kütlesini çoktan aşmıştır.
Resim
Çökmenin de etkisiyle 5 milyar kelvine ulaşan sıcaklık fotondezentegrasyonu ve gama ışınları sayesinde demir atomlarını parçalayarak helyum çekirdeği ve serbest nötronlara dönüştürür. basınç ve sıcaklığın etkisi ile çılgınca etrafa saçılan elektron ise protonlar tarafından yakalanarak nötron ve nötrinolara dönüşür.

Resim

Bu noktadan sonra tamamı ile nötronlardan oluşan merkezdeki yoğun(10^17 kg/m3) kürenin sıcaklığı ise akıl ve mantığın alamayacağı bir sıcaklığa yaklaşık 100 milyar K 'e ulaşır. tabi bu enerjinin büyük çoğunluğu patlamadan sonra merkezde arta kalan nötron yıldızını oluşturmak için harcanacaktır zira bu kadar büyük bir sıcaklık heralde nötronları bile kuarklarına kadar ayırabilecek olmalı ama bu konuda yeterli bilgim yok. ve bu süreç sonucunda ortaya inanılmaz bir nötrino akısı çıkar.
Öyleki yıldız kütlesinin %10 'u kadar bir madde 10 saniye kadar süren bir patlama sonucunda 10^46 joule enerjiye dönüşür.

Resim
patlama esnasında merkezden yayılan nötrino akısı ve 10^44 joul enerjili şok dalgası
merkezde cereyan etmekte olan çökme sürecinden habersiz içten dışa doğru daha hafif elementleri yakmakla meşgul olan dışkatmanlara ulaşır, ulaşmaz tüm kabuğu patlatarak dış katmanları saniyede 20 000 km hızla uzaya savurur.

Resim

Bizlere ise yüzlerce ışıkyılı uzaktan bu inanılmaz güzel ve bir o kadar da şiddet içeren korku filmini teleskoplarımız başında izlemek düşer... :wink:
Aslında evrende her an süregelen bir çok olay gibi süpernovalar karşısında da insan oğlunun korku ve hayranlık duymaktan başka elinden hiç birşey gelmeyecektir. Ama yinede süpernovalar evrendeki en şiddetli olaylar değildir, son yıllarda keşfedilen Hipernovalar gibi süpernovaların üst versiyonu yıldız patlamaları ve gama ışını patlamaları gibi çok daha acımasız ve enerjik olaylar evrenin bir köşesinde her an gerçekleşmektedir.

Saygılarımla...

Kaynaklar :
* http://www.uio.no/studier/emner/matnat/ ... materiale/
* http://www.physics.wm.edu/physicsnew/un ... y_Mulvaney
* http://www.shef.ac.uk/physics/teaching/ ... part3.html
* http://www.ucolick.org/~bolte
* http://dissertations.ub.rug.nl/FILES/fa ... tic/c1.pdf
* http://www.nd.edu/~pcollon
* Stellar Evolution - The Life and Death of Stars
gönderen erdem gümgümcü
#8672
Çok fazla internete girme fırsatı bulamıyorum o yüzden biraz geç cevap verebiliyorum yazılarınıza.Ama bir gerçek var her girdiyimde yeni şeyleri görmek beni mutlu ediyor (sadece benim konumda değil gezdiğim diğer konularda da geçerli söylediğim)

bu gün eksiklerimi düzeltip bu eksikleri sunacağım, gerek verdiğiniz bilgiler gerekse benim bulduklarım ile büyük ölçüde eksiklerimi kapattığımı düşünüyorum.Tek eksiğim

Yıldızların Ölümü tablosundaki

Yıldız Kütlesi Çökme Biçimi Yarıçapın Büyüklüğü (km) Yoğunluk (g/cm3) Son Ürün
Myıldız < 1 Mgüneş Yavaş çekimsel çökme --- --- Kahverengi veya Siyah Cüce
1 Mgüneş ile ~5 Mgüneş arası Yavaş çekirdek çökmesi 7000 107 Beyaz Cüce
~5 Mgüneş ile 15 Mgüneş arası Hızlı çekirdek çökmesi 20 3 x 1014 Nötron Yıldızı
Mgüneş > 15 Mgüneş Çok hızlı çekirdek çökme 4 1016 Kara Delik

bu tablodaki çökme biçimini anlatırken çökme hızını hangi kıyaslara göre alındığıdır.Örneğin çökme biçimlerinde nötron yıldızı hızlı çekirdek çökmesi kara delikte ise çok hızlı çekirdek çökmesi denilmektedir.Bu farklılığın neden kaynakklandığını anlatamadım :( ve hala cevabını bimiyorum sadece tahminlerim var onlardan bahsedecem.Bu konuda bilgisi olan arkadaşların beni aydonlatmasını bekliyorum

yardımlarınız ve kattığınız yeni bakış açıları için çok teşekkürler

It is the graphic designing software for Windows P[…]