Konu 5: Yıldızlar – © Mutlak Bilim'dir

Bir yıldızın ne olduğunu ve ne olacağını ilk olarak kütlesi belirler. (1 M_☉ = 1 Güneş kütlesi). Çok büyük kütleli yıldızlar (25-100 M_☉) çok sıcak, parlak ve mavi olup, merkezindeki basınç yüksek olduğundan füzyon tepkimeleri hızlıdır ki yakıtını da hızlı tüketir. Küçük kütleli yıldızların ise (0,06-8 M_☉) yaşam ömrü daha uzundur. Yıldızın merkezinde nükleer enerji üretimi biterse kütle çekimine direnen basınç kuvveti de sonlanır: “Küçük kütleli yıldızlarda yıldız merkeze doğru” çöker ve gezegenimsi bir buluta dönüşür, sonra gittikçe soğuyan bir beyaz cüceye dönüşür. “Büyük kütleli yıldızlarda ise yüksek enerji” çıkışı eşliğinde süpernova patlaması olur ki başlangıç kütle aralığı 8-25 M_☉ ise nötron yıldızına, 25-100 M_☉ ise bir kara deliğe dönüşür. “Yıldızlar ağırlıklı olarak hidrojen”, helyum ve çok az da ağır elementlerden oluşur.^[1]

Yıldızlar arasında boşluk yoktur “yıldızlar arası ortam” (YAO) vardır ki burada durmadan yıldız ve gezegenler doğar ve galaksimizdeki tüm maddenin ∼%10’u buradadır. YAO’nun neredeyse tamamında hidrojen (bolluk oranı ∼%89) ve helyum (∼%9) bulunur. Yıldızların merkezinde üretilen karbon, oksijen, nitrojen gibi ağır elementler (∼%2) zamanla YAO’ya yaklaşır. Yıldızlar arası bulutta karbon, silikat gibi toz zerrecikleri vardır ki bu, bulut kütlesinin ∼%1’dir. Ayrıca bu bulutta su (H₂O), karbonmonoksit (CO) ve karbondioksit (CO₂) de bulunur.

YAO’daki (serbest, başıboş; H, He içeren) yayılma bulutları süpernova şok dalgalarıyla belli bir yerde kümeleşerek (elementçe zengin ve molekül de içeren) yoğun bulutlar hâlini alır. Bu şok dalgalarını odayı süpürüp tozları bir köşede toplayan süpürge olarak düşünebiliriz. Bu yoğun bulutlar kendi kütle çekimleri sayesinde çöker (yani belli noktalarda giderek yoğunlaşır): Bu sayede yıldızlar oluşur: Oluşan yıldızın etrafındaki toz zerrecikleri de çarpışıp giderek büyür ve gezegenler oluşur.^[2]

Yıldızlar “ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan” bir plazma küresidir. Yıldızın kütlesi arttıkça yakıtını hızlı tüketeceğinden yaşam ömrü kısalır. En büyük yıldızların yaşam ortalaması yaklaşık 1 milyon yıldır, “en düşük olan kırmızı” cücelerin 10-100 milyar yıl arasıdır. “Büyük kütleli yıldızların süpernova” olarak patlayıp bir kara deliğe dönüşmesi binde bir ihtimaldir, eğer merkezdeki demir yığını sıkışıklığı fazla ise ‑çekimleri çok güçlü olan- nötron yıldızına dönüşür. Eğer bir yıldızın başlangıç kütlesi Güneş’inkinden 8 kat ve fazlası ise süpernova olarak patlar: 8 katından az ise gezegenimsi bulutsu püskürüğüne dönüşüp ondan “geriye demir ve karbon yığını” olarak “bir beyaz cüce kalır” ki bu da zamanla soğuyup “bir kara cüceye dönüşür”.

Süpernova veya iki galaksinin çarpışmasıyla yayılan şok dalgaları gaz ve toz bulutunun kütle çekim etkisiyle birçok yerde çökmesini tetikler ve bu bulut parçaları çökme (sıkışıp yoğunlaşarak küçülme) eşliğinde giderek ısınır ve her nokta bir yıldıza dönüşür. Yıldızlar arasındaki “gaz, toz, hidrojen, helyum ve” iyonize gazların bir arada bulunduğu bölgeye nebula (bulutsu) denir.^[3]

Çökme şu şekilde olur. Çökme, moleküler bulutun daha yoğunluklu kısımlarında başlar. Moleküller birbiriyle çarpıştığında enerjileri artar: Yani bir yörüngede dolaşan elektron bir üst yörüngeye geçer, böylelikle enerjisi artar: Tekrar eski yerine dönen elektron çevreye bir kızılötesi ışık yayar ve bu ışığın bulutun dışına çıkmasıyla bu yoğunluklu bölgenin sıcaklığı azalır. Böylece “bulutun kendi iç basıncının kendi kütle çekimini” dengeleyememesiyle çökme başlar. Giderek artan yoğunlukta moleküllerin soğurduğu ışık dışarı kaçmakta zorlanır ve bu sayede bulutun iç kısımlarındaki sıcaklık da artar. Merkez sıcaklığı 2.000 kelvini geçtiğinde “hidrojen molekülleri (H₂) hidrojen atomlarına” ayrışır, “sonra H ve He atomları iyonlaşır”: Böylelikle “bu ısınma aşaması bulutun” iç basıncı kütle çekimini “dengeleyene kadar devam eder”. Sonucunda da bir ön yıldız oluşur. Bu ön yıldız gittikçe ışıma yoluyla enerji kaybeder, küçülür ve ısınır. Sonrasında merkez sıcaklığı çekirdek tepkimelerini başlatacak düzeye geldiğinde nihayet bir yıldız oluşmuş olur.^[4]

Kaynaklar

[1] Zeynep Çelik Orhan, “Güneş Benzeri Titreşim Yapan Yıldızların Yapısı ve Evrimi”, Ege Üniversitesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Ana Bilim Dalı, Doktora Tezi, 2017, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi>, Erişim: 12 Ekim 2018, s. 1, 2 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181012092558/https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi (Arama özelliği, siteye gidiniz.)]. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No.: 479743) (Verilen linkten tez adını aratıp, tez numarasına tıklayıp, açılan linkte PDF sembolüne tıklayıp tezi indiriniz).

[2] Özgür Barış Etli, “Yıldız Oluşum Bölgelerinde Moleküler Dağılım”, Ege Üniversitesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Ana Bilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, 2012, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi>, Erişim: 12 Ekim 2018, s. 5-7 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181012092558/https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi (Arama özelliği, siteye gidiniz.)]. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No.: 327263) (Verilen linkten tez adını aratıp, tez numarasına tıklayıp, açılan linkte PDF sembolüne tıklayıp tezi indiriniz).

[3] Özlem Kılıç Ekici [Çeviren], “Yıldız Oluşumu ve Gelişimi”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik [ISSN: 1300-3380], Sayı: 590, Ocak 2017, [PDF] <https://bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/41x55_poster_ocak_2017_yeni.pdf>, Erişim: 13 Ekim 2018, Görsel: Sol 90 Images, 590. sayının eki/posteri [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180826235438/https://bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/41x55_poster_ocak_2017_yeni.pdf].

[4] Mahir E. Ocak, “Yıldızlar Nasıl Oluşur?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 27 Nisan 2015, <http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/yildizlar-nasil-olusur>, Erişim: 13 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181018053143/http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/yildizlar-nasil-olusur].

Figürler ve Kaynakları

**Figür 5**. “Yıldızların Evrimi” | Yapım: Alper Çadıroğlu.
(Grafiker de olduğum için tamamını sıfırdan Photoshop’ta ben yaptım. Sağ üst köşedeki sureti, figüre artistik-sanatsallık katmak için bilerek yaptım. Görünen her bir şeyi sıfırdan yaptım.) (bk. Figür Kaynakları, Figür 5)
Gözlemlenebilir evrenimizde 10²³ civarı yıldız vardır: Bu sayı, Dünya’daki tüm kum tanelerinden daha fazladır.^(a)
Bir yıldız, moleküler buluttan oluşmaya başladığında “ön yıldız”dır. Bir yıldız oluştuğunda “ana dizi (asıl) yıldız”dır. Yani (kırmızı ve kahverengi cüceler de dâhil) tüm yıldızlar ilk oluştuğunda ana dizi yıldızlarıdır. Sonra olursa “dev yıldız”a dönüşür (dev yıldızlar). Sonra da nötron yıldızı, beyaz-siyah cüce ya da kara deliğe dönüşebilir (Bunlar ise “yıldız çekirdek kalıntıları”dır.) (Kara delikler başka şekilde de oluşabilir.). Sonuçta yıldızların evrimi; ön yıldız, ana dizi yıldız, dev yıldız ve yıldız kalıntısı olarak aşamalara ayrılır.^{(a)(b)(c)(d)(e)(f)}
Bir ana dizi yıldızın kütlesi arttıkça parlaklığı ve hacmi (yarıçapı) artar.^(a)(e)(g)(h) Bir ana dizi yıldızın yapısında hidrojen ve helyum ne kadar fazlaysa yoğunluğu da o kadar düşük olacaktır, tersinde ise yoğunluğu o kadar fazla olacaktır, çünkü H ve He dışındaki elementler daha ağırdır (Yoğunluk, birim hacimdeki kütledir.).^(a)(e) Ana diziden dev yıldıza geçişte hacim ve parlaklık artar, kütle ve yoğunluk azalır.^{(a)(e)(i)(j)(k)(l)(m)} Beyaz cücenin yoğunluğu ana dizi ve devlere göre daha fazladır, nötron yıldızının ise bu üçüne göre aşırı fazladır.^(n)(d)
Big Bang’den sonraki evrenimizin ilk zamanlarında ekstrem yıldızlar oluşmuş olabilir, örneğin ekstrem kütleli yıldızlar.^(a) [Ekstrem: *“Aşırı, uç, sıra dışı”* (TDK, GTS).]
R_ʘ = 1 Güneş yarıçapı. Dev yıldızlardan kahverengi cücelere kadar yıldızların yarıçapları (hacimleri) >2.000 R_ʘ‘dan <0,08 R_ʘ‘a kadar gidebilir. (0,08 R_ʘ, Dünya’nın ∼10 kat büyüğüdür.)**^(o)(p)(r)(s)** Hacmi en büyük süper mavi devlerin bazıları, dönüşeceği kalıntı ya da şeye dönüşmeden önce, soğuma eşliğinde süper kırmızı deve kısa süreli dönüşebilir, bu yüzden en büyük hacme sahip yıldızlar bu kırmızı süper devler olmaktadır. En büyük mavi ya da kırmızı süper devlere hiper devler de denilir.^{(t)(i)(e)(k)(m)(p)} Tipik nötron yıldızlarının yarıçapı birkaç kilometredir. Örneğin 10 km’lik bir nötron yıldızı, ∼1,4 Güneş kütlesine sahiptir. Neredeyse tamamen nötronlardan oluştuğundan (atom çekirdeğine oranla devasa bir alan kaplayan elektron alanları olmadığından) yoğunluğu aşırıdır.⁽ⁿ⁾ Tipik beyaz cücelerin yarıçapı birkaç bin kilometredir. Dünya büyüklüğünde bir beyaz cücenin yoğunluğu 1 Güneş kütlesindedir (M_ʘ).^(d)(e)
Dev yıldızların son hâllerindeki çekirdeğinden kahverengi cücelere kadar yıldızların yüzey sıcaklıkları >200.000 kelvinden <birkaç yüz kelvine kadar değişebilir.^(u)(v)(y)(z) Tipik beyaz cücelerin yüzey sıcaklığı birkaç on bin kelvindir, çekirdek sıcaklığı ise 12 milyon K civarıdır.^(d) Tipik nötron yıldızının yüzey sıcaklığı ∼600 bin kelvindir, çekirdek sıcaklığı 10⁶-10¹² arasındadır.⁽ⁿ⁾ Bir ana dizi ya da dev yıldızın çekirdek sıcaklığı en az 10⁷ K civarındadır.^(a) [Bir yıldız -kırmızı ve kahverengi cüceler hariç-, evriminin çoğu süresini hidrojen füzyonu yaparak geçirir, burada küçükten büyüğe yıldızlarda çekirdek sıcaklığı kabaca 4 milyondan 40 milyon kelvine değişir, evriminin diğer -sonraki- az süresini ise diğer elementleri oluşturup birleştirerek -yakarak- geçirir, burada ise çekirdek sıcaklığı milyonlarca ile birkaç milyar kelvine kadar çıkar.^{(s)(o)(a)(z1)(z2)} Kırmızı cücelerde çekirdek sıcaklığı 4 milyon kelvin civarıdır. Kırmızı cücelerde sıcaklık ve basınç düşük olduğundan çekirdekte hidrojen füzyonu sonucu oluşan helyumlar birleşip karbonlara dönüşemez, aksine oluşan helyumlar yıldız boyunca karıştırılıp tekrar hidrojenlere dönüşür (böylelikle çekirdekte helyum birikmesi de önlenmiş olur), bu sayede füzyon sonucu yayılan ışık neticesinde gittikçe soğuyup enerjisi tükenir ve sonunda bir siyah cüceye dönüşür ama bu süreç trilyonlarca yıl alır.^(s)(c) Kahverengi cücelerde ise sıcaklık ve basınç daha düşük olduğundan çekirdekte hidrojen füzyonu olmaz, iç termal enerjisini yaydıkça giderek soğur ve sonunda bir siyah cüceye dönüşür ama bu süreç kırmızı cüceden bile daha uzundur.^(o)(c)]
L_ʘ = 1 Güneş parlaklığı (foton biçiminde yayılan güç). Dev yıldızların son hâllerindeki çekirdeğinden kahverengi cücelere kadar yıldızların parlaklığı >5.000.000 L_ʘ‘dan <10^-5 L_ʘ‘a kadar değişebilir.^{(o)(u)(z3)(d)(s)}
60 M_ʘ kütleli bir yıldızın yaşam ömrü ortalamada yaklaşık 3 milyon yıl, 10 M_ʘ 32 milyon, 3 M_ʘ 370 milyon, 1 M_ʘ 10 milyar, 0,1 M_ʘ 1 trilyon yıldır.^(e)
Pulsar, iki ucundan -kutuplarından- yüksek oranda elektromanyetik radyasyon yayan, (milisaniye-saniye arasında değişen) hızlı bir şekilde deniz feneri gibi dönen (ona bakıldığında nabız-kalp atışı gibi yanıp sönen) evrimleşmiş bir nötron yıldızıdır.^(n)(z4)
(bk. Figür Kaynakları, Figür 5)
(Ayrıca şu sonnotlara bakınız: 1, 8-11, 13, 14, 16, 17, 19, 20, 22, 26, 30, 33, 35, 48, 49, 57, 92, 144, 181, 185-189, 203, 205, 206, 290.)

**Figür 6**. “Hertzsprung-Russell Diyagramı” | Yapım: Richard Powell
Türkçeye çevirerek düzenleyen: Alper Çadıroğlu. Bu diyagram, 23.000 yıldızın verilerinin birleştirilmesiyle oluşturulmuştur. *Wikimedia Commons*, kalıcı arşiv kaydı:
<https://commons.wikimedia.org/w/index.php?title=File:HRDiagram.png&oldid=675259411>, Erişim: 5 Eylül 2022. (bk. Figür Kaynakları, Figür 6)
Diyagramın okunması şöyledir. Yıldızlarda,
1- Parlaklık arttıkça yoğunluk azalır.
2- Parlaklık arttıkça yüzey sıcaklığı artar (çekirdek sıcaklığı da artar, yani yıldızın herhangi bir noktasındaki sıcaklık, parlaklık arttıkça artar.).
3- Parlaklık arttıkça kırmızıdan maviye gidilir.
4- Alt çizgideki +1.0’dan sola doğru gidildikçe (yani parlaklık üst seviyelere yükseldikçe) ve +1.0’dan sağa doğru gidildikçe (yani parlaklık alt seviyelere indikçe) insan gözüyle görülebilirlik azalır (yani yıldızdan, insan gözünün görebildiği ışık giderek daha az yayılır).^(a)(b)
Tüm yıldızlarda elektromanyetik spektrumdaki ışığın tüm çeşitleri belirli oranlarda yayılır.^(b)
Yıldızın çekirdeğinde füzyonla oluşan gama ışınları, yıldızın yüzeyine çıkana kadar, yoğunluktan parçacıklara çarpıp yıldızın içinde binlerce yıl gezindiğinden ve çekirdekten yüzeye sıcaklık azaldığından dolayı o gama ışınları yüzeye çıktıklarında dalga boyları da artık uzamıştır (yani diğer ışık çeşitlerine dönüşmüştür).^{(b)(c)(d)(e)(f)} Yıldızların parlaklığı (veya kütlesi-hacmi) arttıkça çekirdek sıcaklığı da artar.^(b) Çekirdeğin sıcaklığı arttıkça gama ışınlarının frekansı da artar. Örneğin Güneş’in çekirdek sıcaklığı yaklaşık 15 milyon K olup^(g)(e) burada oluşan bir gama fotonu yüzeye çıkana kadar birkaç milyon görünür fotona dönüştürülür. Yani bir gama fotonu yüz binlerce ya da milyonlarca görünür foton enerjisinde olabilir. Çekirdek sıcaklığı fazla olan büyük kütleli yıldızlarda bir gama fotonunun frekansı (yani enerjisi veya gücü) çok yüksektir^{(c)(e)(h)(f)(i)(j)(k)}. Yanı sıra yıldızın çekirdeğinin dışındaki kısımda çok yüksek frekanslı olmayan diğer ışık çeşitleri oluşur.^(b)(d)
Bir yıldızın kütlesi arttıkça hacmi ve parlaklığı da artar.
Diyagramda parlaklık üste doğru artarken yıldızlardan yayılan ışık gittikçe daha çok morötesi olur, parlaklık aşağıya doğru azalırken ise gittikçe daha çok kızılötesi olur.
Yıldızlar elektromanyetik spektrumdaki (EMS) tüm ışık çeşitlerini yayar, ama parlaklığı fazla olan yıldızlar radyo dalgaları, mikrodalgalar, kızılötesi ve görünür ışığı çok az, ama morötesini daha çok yayar ve X-ışınları ile gama ışınlarını ise bir miktar yayar ya da -yani- parlaklığı az olan yıldızlara göre -bu ikisini- daha fazla yayar, parlaklığı az olan yıldızlar ise bu bağlamda daha çok kızılötesi yayar.^(a)(b)(f)
Bunlara değindik çünkü sonuçta şu noktaya gelmek istedik. Eğer bir yıldızdan yayılan ışıkta görünür ışık az ise o yıldızı az (belli belirsiz) görürüz, çok ise çok (nete yakın) görürüz, neredeyse hiç görünür ışık yaymıyorsa neredeyse hiç göremeyiz, (ekstrem ve istisnai olarak) görünür ışık hiç yaymıyorsa hiç göremeyiz ve aynı şekilde tamamen görünür ışık yayıyorsa net (%100) görürüz. (Görünür ışığı azsal-yokvari yayan yıldızları, yaydığı diğer ışıkları ölçerek ancak dolaylı olarak görebiliriz, sıcaklığın renklere dönüştürülmesi olarak.)**^(l)(m)(n)**
Parlaklığı fazla olan bir yıldızda az yayılan görünür ışığın neredeyse tamamı mavi olduğundan ve kütlesi-hacmi fazla olduğundan onu mavi görürüz ama yine de bu, yıldızın az bir kısmını gördüğümüzü gösterir (Söyleyebilirim ki insan gözü, kendisinden çok uzakta olan ışığı göremez, bu, beynimizin çözünürlüğünün vesairesinin aşırı gelişmemiş olmasından kaynaklanır.). Çok büyük hacimli bir yıldızı -bizden aşırı uzakta değilse ve arada engel yoksa- çıplak gözle görebiliriz. Ama kırmızı ve kahverengi cücelerin neredeyse tamamını -parlaklığı çok az olduğundan- çıplak gözle -teleskopsuz vesairesiz- göremeyiz. Parlaklığı az olan bu yıldızlarda az yayılan görünür ışığın neredeyse tamamı kırmızı-koyu kırmızı-kahverengimsi olduğundan bunların yanına gittiğimizde -yine üstte bahsettiğimiz üzere- az bir kısmını görürüz.^(a)(l)(o)(f) Bu son iki paragrafta bahsedilen konu, EMS’nin çok az bir kısmını gördüğümüz ile alakalı olup eğer beynimiz gama ışınlarını görecek şekilde evrimleşseydi gama ışınlarını görürdük ama bu sefer de görünür ışığı göremezdik durumu ile alakalıdır.^(l)(f)
(bk. Figür Kaynakları, Figür 6)
(Ayrıca bir üstteki figür metnine de bakınız.)

**Figür 7**. “SNR 0519-69.0 (süpernova kalıntısı)” (Görseller alttaki “Harvard” linklerindendir.)
Tip Ia | Tip Ia: Bir beyaz cüce, “*yoldaş bir yıldızdan madde çekerek ya da başka bir beyaz cüce ile birleşerek kritik bir kütleye ulaştıktan sonra süpernova olarak patlar*“**^(a)**: “Yıldızlardan birinin beyaz cüce olduğu ikili sistemlerde (birbirinin etrafında dönen iki yıldız) meydana gelen bir tür süpernovadır, diğer yıldız, dev bir yıldızdan, daha da küçük bir beyaz cüceye kadar her şey olabilir.“**^(b)**. Patlama birkaç yüz yıl önce, ölçek ∼88 ışık yılı, uzaklık ∼160 bin ışık yılı, gözlem tarihi ve süresi 3 Mart-2 Kasım 2021, 4 gün 14 saat 33 dakika, yayın tarihi 12 Eylül 2022.^(a)
**(a)** X-ışını: *NASA*/*CXC*/*GSFC*/Brian J. Williams vd.; Optikal: *NASA*/*ESA*/*STScI*,
<https://chandra.harvard.edu/photo/2022/snr0519/>, Erişim: 20 Eylül 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220914083010/https://chandra.harvard.edu/photo/2022/snr0519/], <https://chandra.harvard.edu/photo/2022/snr0519/more.html>, Erişim: 20 Eylül 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220912211747/https://chandra.harvard.edu/photo/2022/snr0519/more.html]; **(b)** İngilizce, *Wikipedia*, “Type Ia supernova”, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Type_Ia_supernova&oldid=1108471786>, Erişim: 20 Eylül 2022. Görselleri birleştirip yazıları kaynaktan ekleyen: Alper Çadıroğlu. (bk. Figür Kaynakları, Figür 7)

**Figür 8**. “Helix Nebula (Güneş benzeri bir yıldızın dağılması ve ortada oluşan bir beyaz cüce)”
*“Güneş gibi bir yıldız, yakıtı bittiğinde genişler ve dış katmanları kabarır ve ardından yıldızın çekirdeği küçülür.”*. Ölçek ∼4,2 ışık yılı, uzaklık ∼650 ışık yılı, gözlem tarihi ve süresi 17-18 Kasım 1999, 13 saat 26 dakika, yayın tarihi 20 Eylül 2020.
X-ışını: *NASA*/*CXC*; Morötesi: *NASA*/*JPL-Caltech*/*SSC*;
Optikal: *NASA*/*STScI*(Margaret Meixner)/*ESA*/*NRAO*(Travis A. Rector); Kızılötesi: *NASA*/*JPL-Caltech*/Kate Su, <https://chandra.harvard.edu/photo/2020/archives/>, Erişim: 20 Eylül 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220812144428/https://chandra.harvard.edu/photo/2020/archives/], <https://chandra.harvard.edu/photo/2020/archives/more.html>, Erişim: 20 Eylül 2022 [(+) eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221215161325/https://chandra.harvard.edu/photo/2020/archives/more.html]. Görselleri birleştirip yazıları kaynaktan ekleyen: Alper Çadıroğlu.
(bk. Figür Kaynakları, Figür 8)

Not, süpernova patlamalarından yayılan gama ışınlarının dalga boyları -aradaki mesafeye bağlı olarak- Dünya’ya gelene kadar uzadığı için bunlar daha düşük dalga boylarına dönüşüyor, ama Dünya’ya yakın bir süpernova patlaması olursa Dünya’daki neredeyse tüm canlılar -insanlar da dahil- aniden yok olacaktır -ölecektir- (Çünkü gama ışınları vücuttan geçerek DNA’yı parçalar.) (Yakınımızda patlayan bir süpernovayı tam o an farkedemeyiz, çünkü ışığının bize ulaşması lazım, ama gama ışınları ulaşınca da ölmüş oluruz.) (Elektromanyetik spektrumdaki tüm ışınlar aynı hızda, ışık hızında hareket eder.). (Kurzgesagt – In a Nutshell, “Death From Space – Gamma-Ray Bursts Explained”, <https://www.youtube.com/watch?v=RLykC1VN7NY>, Erişim: 28 Eylül 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220925190708/https://www.youtube.com/watch?v=RLykC1VN7NY].)