जेव्हा थर्मोन्यूक्लियर अभिक्रियाला आधार देणारे तारकीय इंधन संपते, तेव्हा ताऱ्याच्या आतील भागांचे तापमान कमी होऊ लागते आणि ते गुरुत्वाकर्षणाच्या संकुचिततेला तोंड देऊ शकत नाहीत. तारा कोसळतो, म्हणजे. त्याचा पदार्थ आत येतो. या प्रकरणात, काहीवेळा सुपरनोव्हा स्फोट किंवा इतर हिंसक घटना दिसून येतात. एक सुपरनोव्हा कोट्यवधी सामान्य ताऱ्यांपेक्षा जास्त चमकू शकतो आणि आपला सूर्य एक अब्ज वर्षांत जितकी प्रकाश ऊर्जा निर्माण करतो तितकीच प्रकाश ऊर्जा सोडू शकतो.

गेल्या सहस्राब्दीमध्ये, आपल्या दीर्घिका (१००६, १०५४, ११८१, १५७२, १६०४) मध्ये फक्त पाच सुपरनोव्हाचा स्फोट झाला आहे. किमान, त्यांपैकी कितीतरी लिखित स्त्रोतांमध्ये नोंदवले गेले आहेत (काही अधिक नोंदले गेले नसतील किंवा दाट वायू आणि धुळीच्या ढगांच्या मागे स्फोट झाले असतील). परंतु आता खगोलशास्त्रज्ञ दरवर्षी इतर आकाशगंगांमध्ये 10 सुपरनोव्हा स्फोटांचे निरीक्षण करतात. तथापि, असे उद्रेक अजूनही दुर्मिळ घटना आहेत. बहुतेक वेळा, ताऱ्याचे बाह्य कवच अशा शक्तिशाली स्फोटाशिवाय सोडले जाते. किंवा तारा आणखी शांतपणे “मरतो”. तर, तारकीय संकुचित होण्याच्या अनेक परिस्थिती शक्य आहेत. चला त्यांना स्वतंत्रपणे पाहू या.

शांत लुप्त होत आहे०.८ सौर पेक्षा कमी वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांचे वैशिष्ट्य. बटू तारे शांतपणे लुप्त होत आहेत (सर्व लाल आणि तपकिरी बौने, आणि कदाचित, काही केशरी बौने). ते बृहस्पति सारख्या "थंड" हेलियम-हायड्रोजन बॉलमध्ये बदलतात, परंतु तरीही त्याच्यापेक्षा कितीतरी पट मोठे (काळे बौने). अर्थात, ही प्रक्रिया खूप हळू होते, कारण तारा, त्याचे थर्मोन्यूक्लियर इंधन संपल्यानंतर, हळूहळू गुरुत्वाकर्षणाच्या संकुचिततेमुळे बराच काळ चमकत राहतो. आपला विश्वाचा प्रदेश एवढा तरुण आहे की कदाचित अजूनही शांतपणे नामशेष झालेले तारे नाहीत.

पांढरा बटू तयार करण्यासाठी संकुचित करा 0.8 ते 8 सौर वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांचे वैशिष्ट्य. "बर्न आऊट" तारे त्यांचे कवच सोडतात, ज्यापासून धूळ आणि वायूचा ग्रहीय नेबुला तयार होतो. हे असे जाते. हेलियम कोरमध्ये "बर्न" असताना, जे कार्बनमध्ये बदलले, कोरचे उच्च तापमान (म्हणजेच, उच्च कण गती) गाभ्याचे गुरुत्वाकर्षण संक्षेप प्रतिबंधित करते. जेव्हा कोरमधील हेलियम संपले, तेव्हा थंड होणारा कार्बन कोर हळूहळू आकुंचन पावू लागला, बाहेरील थरांमधून हेलियम (तसेच हायड्रोजन) ताऱ्यात ओढला गेला. मग हे नवीन हेलियम शेलमध्ये “प्रज्वलित” झाले आणि शेल प्रचंड वेगाने विस्तारू लागला. असे दिसून आले की तुलनेने "हलका" तारा उडणारा कवच असू शकत नाही आणि तो तथाकथित ग्रहांच्या नेबुलामध्ये बदलतो. पूर्वी, असे मानले जात होते की अशा तेजोमेघांपासून ग्रह तयार होतात. असे दिसून आले की असे नाही: अशा तेजोमेघांचा विस्तार होतो आणि अंतराळात पसरतो, परंतु नाव जतन केले गेले. ग्रहांच्या तेजोमेघांचा विस्तार वेग 5 ते 100 किमी/से आहे, सरासरी 20 किमी/से. तारेचा गाभा आकुंचन पावत राहतो, म्हणजे. कोसळून निळा-पांढरा बटू बनतो, जो काही काळ थंड झाल्यावर पांढरा बटू बनतो. तरुण पांढरे बौने धुळीच्या कोकूनमध्ये लपलेले आहेत, ज्यांना अद्याप स्पष्टपणे दृश्यमान ग्रहांच्या नेबुलामध्ये बदलण्यासाठी वेळ मिळालेला नाही. अशा कोसळण्याच्या वेळी सुपरनोव्हा स्फोट होत नाही आणि ताऱ्याच्या सक्रिय आयुष्याच्या समाप्तीची ही परिस्थिती अगदी सामान्य आहे. पांढर्‍या बौनेंचे वर वर्णन केले आहे, आणि आपण फक्त हे लक्षात ठेवू शकतो की ते आपल्या ग्रहाशी तुलनात्मक आहेत, त्यांच्यातील अणू शक्य तितक्या घनतेने भरलेले आहेत, ते पदार्थ घनतेपेक्षा दीड अब्ज पट जास्त घनतेपर्यंत संकुचित केले आहेत. पाणी, आणि हे तारे एकमेकांना जवळून दाबलेल्या इलेक्ट्रॉन्सच्या तिरस्करणामुळे तुलनेने स्थिर स्थितीत धरले जातात.

जर तारा सुरुवातीला थोडा जास्त मोठा असेल तर थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया हीलियम बर्निंग स्टेजवर नाही तर थोड्या वेळाने (उदाहरणार्थ, कार्बन बर्निंग स्टेजवर) संपेल, परंतु यामुळे ताऱ्याचे भवितव्य मूलभूतपणे बदलत नाही.

पांढरे बौने अनिश्चित काळासाठी "स्मोल्डर" बनतात आणि अतिशय मंद गुरुत्वाकर्षण संकुचिततेमुळे चमकतात. परंतु काही विशेष प्रकरणांमध्ये ते त्वरीत कोसळतात आणि संपूर्ण विनाशाने स्फोट होतात.

ताऱ्याच्या संपूर्ण नाशासह पांढऱ्या बटूचे कोसळणेजर पांढरा बटू द्रव्य उपग्रहातून 1.44 सौर द्रव्यमानापर्यंत खेचतो. भारतीय गणितज्ञ सुब्रमण्यम चंद्रशेखर यांनी त्याची गणना करून संकुचित होण्याची शक्यता शोधून काढल्यानंतर या वस्तुमानाला चंद्रशेखर वस्तुमान म्हणतात. अशा वस्तुमानासह, इलेक्ट्रॉनचे परस्पर तिरस्करण यापुढे गुरुत्वाकर्षणात व्यत्यय आणू शकत नाही. यामुळे तार्‍यामध्ये पदार्थांचे अचानक पडणे, तार्‍याचे तीक्ष्ण कॉम्प्रेशन आणि तापमानात वाढ, तार्‍याच्या मध्यभागी कार्बनचे "फ्लॅशिंग" आणि बाह्य लहरीमध्ये "जळणे" होते. आणि कार्बनचे थर्मोन्यूक्लियर "बर्निंग" पूर्णपणे स्फोटक नसले तरी (विस्फोट नाही, परंतु डिफ्लेग्रेशन, म्हणजे सबसॉनिक "बर्निंग"), तारा पूर्णपणे नष्ट झाला आहे आणि त्याचे अवशेष 10,000 किमी/से वेगाने सर्व दिशांना विखुरले आहेत. या यंत्रणेचा 1960 मध्ये Hoyle आणि Fowler यांनी अभ्यास केला होता आणि त्याला प्रकार I सुपरनोव्हा स्फोट म्हणतात.

या प्रकारच्या तार्‍यांचे सर्व स्फोट, पहिल्या अंदाजे सारखेच असतात: तेज तीन आठवडे वाढते आणि नंतर 6 महिने किंवा थोड्या जास्त कालावधीत हळूहळू कमी होते. म्हणून, प्रकार I सुपरनोव्हा स्फोटांवरून इतर आकाशगंगांमधील अंतर निश्चित करणे शक्य आहे, कारण अशा चमक दूरवरून दिसतात आणि त्यांची खरी चमक आपल्याला माहीत असते. तथापि, अलीकडे असे दिसून आले की हे सुपरनोव्हा विषमतेने स्फोट करतात (केवळ त्यांचा जवळचा साथीदार असल्यामुळे) आणि स्फोट कोणत्या बाजूने दिसतो यावर त्यांची चमक 10% अवलंबून असते. अंतर निश्चित करण्यासाठी, या सुपरनोव्हाची चमक जास्तीत जास्त ब्राइटनेसच्या क्षणी नाही तर एक ते दोन आठवड्यांनंतर, जेव्हा शेलची दृश्यमान पृष्ठभाग जवळजवळ गोलाकार होईल तेव्हा मोजणे चांगले आहे.

खूप दूरच्या प्रकार I सुपरनोव्हाचे निरीक्षण करण्याची क्षमता वेगवेगळ्या युगांमध्ये विश्वाच्या विस्ताराच्या दराचा अभ्यास करण्यास मदत करते (ताऱ्याची चमक त्याच्यापर्यंतचे अंतर आणि घटनेची वेळ दर्शवते आणि रंग त्याच्या काढण्याची गती दर्शवते). अशाप्रकारे, पहिल्या 8.7 अब्ज वर्षांमध्ये विश्वाच्या विस्ताराची गती कमी झाली आणि गेल्या 5 अब्ज वर्षांत या विस्ताराचा वेग शोधला गेला, म्हणजे. "द सेकंड बिग बँग".

न्यूट्रॉन तारा तयार करण्यासाठी संकुचित करासूर्यापेक्षा 8 पट जास्त विशाल असलेल्या ताऱ्यांमध्ये अंतर्भूत आहे. त्यांच्या विकासाच्या अंतिम टप्प्यावर, सिलिकॉन शेलच्या आत एक लोह कोर तयार होऊ लागतो. असा कोर एका दिवसात वाढतो आणि चंद्रशेखर मर्यादेपर्यंत पोहोचताच 1 सेकंदापेक्षा कमी वेळात कोसळतो. कोरसाठी, ही मर्यादा 1.2 ते 1.5 सौर वस्तुमान आहे. पदार्थ ताऱ्यात पडतो आणि इलेक्ट्रॉन्सचे तिरस्करण हे पडणे थांबवू शकत नाही. जोपर्यंत अणू केंद्रक (प्रोटॉन, न्यूट्रॉन) यांच्यातील प्रतिकर्षण प्रभावी होण्यास सुरुवात होत नाही तोपर्यंत पदार्थ वेगवान, पडणे आणि संकुचित करणे सुरू ठेवतो. काटेकोरपणे सांगायचे तर, कॉम्प्रेशन या मर्यादेच्या पलीकडे देखील होते: घसरणारे पदार्थ, जडत्वाने, न्यूक्लिओन्सच्या लवचिकतेमुळे 50% ("कमाल कॉम्प्रेशन") ने समतोल बिंदू ओलांडते. यानंतर, “संकुचित रबर बॉल परत देतो” आणि शॉक वेव्ह ताऱ्याच्या बाहेरील थरांमध्ये 30,000 ते 50,000 किमी/से वेगाने बाहेर पडते. ताऱ्याचे बाह्य भाग सर्व दिशांनी उडून जातात आणि स्फोट झालेल्या प्रदेशाच्या मध्यभागी एक संक्षिप्त न्यूट्रॉन तारा राहतो. या घटनेला प्रकार II सुपरनोव्हा स्फोट म्हणतात. हे स्फोट शक्ती आणि इतर मापदंडांमध्ये भिन्न आहेत, कारण वेगवेगळ्या वस्तुमानाचे तारे आणि वेगवेगळ्या रासायनिक रचनांचा स्फोट होतो [विविध स्त्रोत]. असा संकेत आहे की टाईप II स्फोटादरम्यान, प्रकार I स्फोटापेक्षा जास्त ऊर्जा सोडली जात नाही, कारण काही ऊर्जा शेलद्वारे शोषली जाते, परंतु ही जुनी माहिती असू शकते.

वर्णन केलेल्या परिस्थितीमध्ये अनेक संदिग्धता आहेत. खगोलशास्त्रीय निरिक्षणांवरून असे दिसून आले आहे की प्रचंड ताऱ्यांचा प्रत्यक्षात स्फोट होतो, परिणामी तेजोमेघ निर्माण होतात, केंद्रस्थानी वेगाने फिरणारा न्यूट्रॉन तारा मागे सोडून रेडिओ लहरी (पल्सर) च्या नियमित स्पंदनांचे उत्सर्जन होते. परंतु सिद्धांत दर्शवितो की बाह्य शॉक वेव्हने अणूंचे न्यूक्लिओन्स (प्रोटॉन, न्यूट्रॉन) मध्ये विभाजन केले पाहिजे. यावर ऊर्जा खर्च करणे आवश्यक आहे, परिणामी शॉक वेव्ह बाहेर जाणे आवश्यक आहे. परंतु काही कारणास्तव असे होत नाही: शॉक वेव्ह काही सेकंदात गाभ्याच्या पृष्ठभागावर पोहोचते, नंतर ताऱ्याच्या पृष्ठभागावर पोहोचते आणि पदार्थ उडवून देते. लेखक वेगवेगळ्या लोकांसाठी अनेक गृहीतके विचारात घेतात, परंतु ते पटणारे वाटत नाहीत. कदाचित, "जास्तीत जास्त कॉम्प्रेशन" च्या स्थितीत किंवा सतत पडणाऱ्या पदार्थासह शॉक वेव्हच्या परस्परसंवादाच्या वेळी, काही मूलभूतपणे नवीन आणि अज्ञात भौतिक नियम लागू होतात.

आमच्या आकाशगंगेमध्ये, सुपरनोव्हा अवशेष आणि पल्सर यांच्यातील संबंध 1980 च्या दशकाच्या मध्यापर्यंत फक्त क्रॅब नेब्युलासाठी ओळखले जात होते.

ब्लॅक होल तयार करण्यासाठी संकुचित करासर्वात मोठ्या ताऱ्यांचे वैशिष्ट्य. याला प्रकार II सुपरनोव्हा स्फोट देखील म्हटले जाते आणि समान परिस्थितीनुसार उद्भवते, परंतु परिणामी, न्यूट्रॉन तार्‍याऐवजी, एक कृष्णविवर दिसते. हे अशा प्रकरणांमध्ये घडते जेव्हा कोसळणाऱ्या ताऱ्याचे वस्तुमान इतके मोठे असते की न्यूक्लिओन्स (प्रोटॉन, न्यूट्रॉन) यांच्यातील परस्पर प्रतिकर्षण गुरुत्वाकर्षण संकुचन रोखू शकत नाही. हे लक्षात घेतले पाहिजे की ही घटना सैद्धांतिकदृष्ट्या कमी समजली गेली आहे आणि निरीक्षणात्मक खगोलशास्त्राने त्याचा अभ्यास केला गेला नाही. उदाहरणार्थ, पदार्थ पूर्णपणे ब्लॅक होलमध्ये का पडत नाही? "कमाल पिळणे" सारखे काहीतरी आहे का? बाह्य शॉक वेव्ह आहे का? ती हळू का करत नाही?

अलीकडे, अशी निरीक्षणे नोंदवली गेली आहेत की सुपरनोव्हा शॉक वेव्ह पूर्वीच्या महाकाय ताऱ्याच्या विस्तारणाऱ्या कवचामध्ये गॅमा-किरणांचा स्फोट किंवा क्ष-किरण स्फोट निर्माण करतात (गॅमा-किरणांच्या स्फोटांवरील विभाग पहा).

प्रत्येक प्रकार II सुपरनोव्हा सुमारे 0.0001 सौर वस्तुमान अॅल्युमिनियम (26Al) चे सक्रिय समस्थानिक तयार करते. या समस्थानिकाच्या क्षयमुळे कठोर विकिरण तयार होते, जे बर्याच काळापासून पाहिले गेले आहे आणि त्याच्या तीव्रतेवरून असे काढले जाते की आकाशगंगेमध्ये या समस्थानिकेचे तीनपेक्षा कमी सौर वस्तुमान आहेत. याचा अर्थ असा की प्रकार II सुपरनोव्हाचा आकाशगंगेत सरासरी दोनदा स्फोट झाला पाहिजे, ज्याचे निरीक्षण केले जात नाही. कदाचित, अलिकडच्या शतकांमध्ये, असे बरेच स्फोट लक्षात आले नाहीत (उदाहरणार्थ, ते खूप दूर होते किंवा वैश्विक धूळच्या ढगांच्या मागे झाले होते). कोणत्याही परिस्थितीत, सुपरनोव्हाचा स्फोट होण्याची वेळ आली आहे...

प्राचीन इतिहास आणि इतिहास आपल्याला सांगतात की अधूनमधून अपवादात्मक तेजस्वी तारे अचानक आकाशात दिसू लागले. त्यांची चमक त्वरीत वाढली, आणि नंतर हळूहळू, कित्येक महिन्यांत, मिटली आणि दृश्यमान होणे थांबवले. कमाल ब्राइटनेस जवळ, हे तारे दिवसा देखील दृश्यमान होते. सर्वात धक्कादायक उद्रेक 1006 आणि 1054 मध्ये झाले, ज्याची माहिती चिनी आणि जपानी ग्रंथांमध्ये आहे. 1572 मध्ये, असा तारा कॅसिओपिया नक्षत्रात भडकला आणि उत्कृष्ट खगोलशास्त्रज्ञ टायको ब्राहे यांनी पाहिले आणि 1604 मध्ये, जोहान्स केप्लरने ओफिचस नक्षत्रातही अशीच चमक पाहिली. तेव्हापासून, खगोलशास्त्रातील "दूरदर्शक" युगाच्या चार शतकांदरम्यान, अशा कोणत्याही ज्वाळांचे निरीक्षण केले गेले नाही. तथापि, निरीक्षणात्मक खगोलशास्त्राच्या विकासासह, संशोधकांनी बर्‍यापैकी मोठ्या प्रमाणात समान फ्लेअर शोधण्यास सुरुवात केली, जरी ते खूप उच्च चमकापर्यंत पोहोचले नाहीत. हे तारे, अचानक दिसू लागले आणि लवकरच अदृश्य झाले, जणू काही ट्रेसशिवाय, त्यांना "नोव्हा" म्हटले जाऊ लागले. असे दिसते की 1006 आणि 1054 चे तारे, टायको आणि केप्लरचे तारे समान ज्वलंत होते, फक्त खूप जवळ होते आणि म्हणूनच ते अधिक उजळ होते. परंतु असे घडले नाही हे निष्पन्न झाले. 1885 मध्ये, टार्टू वेधशाळेतील खगोलशास्त्रज्ञ हार्टविग यांनी सुप्रसिद्ध एंड्रोमेडा नेब्युलामध्ये नवीन ताऱ्याचे स्वरूप पाहिले. हा तारा 6 व्या दृश्यमान परिमाणापर्यंत पोहोचला, म्हणजेच त्याच्या किरणोत्सर्गाची शक्ती संपूर्ण नेब्युलापेक्षा फक्त 4 पट कमी होती. मग यामुळे खगोलशास्त्रज्ञांना आश्चर्य वाटले नाही: शेवटी, अँड्रोमेडा नेब्युलाचे स्वरूप अज्ञात होते, असे गृहीत धरले गेले की ते सूर्याच्या अगदी जवळ धूळ आणि वायूचा ढग आहे. केवळ विसाव्या शतकाच्या 20 च्या दशकात हे शेवटी स्पष्ट झाले की एंड्रोमेडा तेजोमेघ आणि इतर सर्पिल तेजोमेघ हे आपल्यापासून शेकडो अब्ज तारे आणि लाखो प्रकाशवर्षे असलेल्या विशाल ताराप्रणाली आहेत. अँन्ड्रोमेडा नेब्युलामध्ये 17-18 परिमाणांच्या वस्तू म्हणून दिसणार्‍या सामान्य नोव्हाच्या फ्लॅश देखील सापडल्या. हे स्पष्ट झाले की 1885 चा तारा रेडिएशन पॉवरमध्ये नोवाया तार्‍यांपेक्षा हजारो पटीने ओलांडला होता; थोड्या काळासाठी त्याची चमक एका विशाल तारा प्रणालीच्या तेजाच्या जवळपास होती! साहजिकच या उद्रेकांचे स्वरूप वेगळे असावे. नंतर, या सर्वात शक्तिशाली फ्लेअर्सला "सुपरनोव्हा" असे म्हटले गेले, ज्यामध्ये "सुपर" उपसर्ग म्हणजे त्यांची उच्च किरणोत्सर्गाची शक्ती, आणि त्यांची मोठी "नवीनता" नाही.

सुपरनोव्हा शोध आणि निरीक्षणे

दूरच्या आकाशगंगांच्या छायाचित्रांमध्ये सुपरनोव्हा स्फोट बरेचदा लक्षात येऊ लागले, परंतु हे शोध अपघाती होते आणि या भव्य उद्रेकांचे कारण आणि यंत्रणा स्पष्ट करण्यासाठी आवश्यक माहिती प्रदान करू शकले नाहीत. तथापि, 1936 मध्ये, यूएसए मधील पालोमर वेधशाळेत काम करणार्‍या खगोलशास्त्रज्ञ बाडे आणि झ्विकी यांनी सुपरनोव्हासाठी पद्धतशीरपणे शोध सुरू केला. त्यांच्याकडे श्मिट प्रणालीची दुर्बीण होती, ज्यामुळे अनेक दहा चौरस अंशांच्या क्षेत्रांचे छायाचित्रण करणे शक्य झाले आणि अगदी अंधुक तारे आणि आकाशगंगांच्या अगदी स्पष्ट प्रतिमा दिल्या. अनेक आठवड्यांनंतर घेतलेल्या आकाशातील एका क्षेत्राच्या छायाचित्रांची तुलना केल्यास, छायाचित्रांमध्ये स्पष्टपणे दिसणार्‍या आकाशगंगेतील नवीन ताऱ्यांचे स्वरूप सहज लक्षात येऊ शकते. जवळपासच्या आकाशगंगांमध्ये सर्वात श्रीमंत असलेले आकाशाचे क्षेत्र छायाचित्रणासाठी निवडले गेले होते, जेथे एका प्रतिमेतील त्यांची संख्या अनेक डझनपर्यंत पोहोचू शकते आणि सुपरनोव्हा शोधण्याची संभाव्यता सर्वात जास्त होती.

1937 मध्ये, Baada आणि Zwicky 6 सुपरनोव्हा शोधण्यात यशस्वी झाले. त्यापैकी 1937C आणि 1937D हे अतिशय तेजस्वी तारे (खगोलशास्त्रज्ञांनी शोधाच्या वर्षात अक्षरे जोडून, ​​चालू वर्षातील शोधाचा क्रम दर्शवून सुपरनोव्हा नियुक्त करण्याचा निर्णय घेतला), जे अनुक्रमे कमाल 8 आणि 12 परिमाणांपर्यंत पोहोचले. त्यांच्यासाठी, प्रकाश वक्र प्राप्त झाले - कालांतराने चमक बदलण्याचे अवलंबित्व - आणि मोठ्या संख्येने स्पेक्ट्रोग्राम - ताऱ्याच्या स्पेक्ट्राची छायाचित्रे, तरंगलांबीवरील किरणोत्सर्गाच्या तीव्रतेचे अवलंबित्व दर्शवितात. अनेक दशकांपासून, सुपरनोव्हा स्फोटांची कारणे उलगडण्याचा प्रयत्न करणाऱ्या सर्व संशोधकांसाठी ही सामग्री आधार बनली आहे.

दुर्दैवाने, दुसर्‍या महायुद्धामुळे इतक्या यशस्वीपणे सुरू झालेल्या निरीक्षण कार्यक्रमात व्यत्यय आला. पालोमार वेधशाळेत सुपरनोव्हाचा पद्धतशीर शोध 1958 मध्येच पुन्हा सुरू करण्यात आला, परंतु श्मिट प्रणालीच्या मोठ्या दुर्बिणीने, ज्यामुळे 22-23 तीव्रतेपर्यंत ताऱ्यांचे छायाचित्र काढणे शक्य झाले. 1960 पासून, हे काम जगभरातील इतर अनेक वेधशाळांमध्ये सामील झाले आहे जेथे योग्य दुर्बिणी उपलब्ध होत्या. यूएसएसआरमध्ये, एसएआयच्या क्रिमियन स्टेशनवर असे कार्य केले गेले, जिथे 40 सेमी व्यासाचा लेन्स आणि दृश्याचे खूप मोठे क्षेत्र - जवळजवळ 100 चौरस अंश असलेली खगोल दुर्बिणी स्थापित केली गेली आणि अबस्तुमनी खगोलभौतिक वेधशाळेत. जॉर्जियामध्ये - श्मिट दुर्बिणीवर 36 सेमी प्रवेश छिद्र असलेल्या. आणि क्रिमियामध्ये आणि अबस्तुमनीमध्ये, अनेक सुपरनोव्हा शोध लावले गेले. इतर वेधशाळांपैकी, सर्वात जास्त शोध इटलीतील एशियागो वेधशाळेत लागले, जेथे श्मिट प्रणालीच्या दोन दुर्बिणी कार्यरत होत्या. पण तरीही, पालोमर वेधशाळा शोधांच्या संख्येत आणि शोधासाठी उपलब्ध असलेल्या ताऱ्यांच्या कमाल परिमाणात आघाडीवर राहिली. एकत्रितपणे, 60 आणि 70 च्या दशकात, वर्षाला 20 पर्यंत सुपरनोव्हा शोधले गेले आणि त्यांची संख्या वेगाने वाढू लागली. शोध लागल्यानंतर लगेचच मोठ्या दुर्बिणींवर फोटोमेट्रिक आणि स्पेक्ट्रोस्कोपिक निरीक्षणे सुरू झाली.

1974 मध्ये, एफ. झ्विकीचा मृत्यू झाला आणि लवकरच पालोमार वेधशाळेतील सुपरनोव्हाचा शोध थांबवण्यात आला. शोधलेल्या सुपरनोव्हांची संख्या कमी झाली आहे, परंतु 1980 च्या दशकाच्या सुरुवातीपासून पुन्हा वाढू लागली आहे. दक्षिणेकडील आकाशात नवीन शोध कार्यक्रम सुरू केले गेले - चिलीमधील सेरो एल रोबल वेधशाळेत, आणि खगोलशास्त्र उत्साही सुपरनोव्हा शोधू लागले. असे दिसून आले की 20-30 सेमी लेन्ससह लहान हौशी दुर्बिणींचा वापर करून, एखादी व्यक्ती चमकदार सुपरनोव्हा स्फोटांचा यशस्वीपणे शोध घेऊ शकते, विशिष्ट आकाशगंगांचे दृश्यमानपणे निरीक्षण करून. सर्वात मोठे यश ऑस्ट्रेलियातील रॉबर्ट इव्हान्स या धर्मगुरूने मिळवले, ज्याने 80 च्या दशकाच्या सुरुवातीपासून प्रतिवर्षी 6 सुपरनोव्हा शोधण्यात व्यवस्थापित केले. हे आश्चर्यकारक नाही की व्यावसायिक खगोलशास्त्रज्ञांनी त्याच्या "स्वर्गाशी थेट संबंध" बद्दल विनोद केला.

1987 मध्ये, 20 व्या शतकातील सर्वात तेजस्वी सुपरनोव्हा सापडला - SN 1987A मोठ्या मॅगेलॅनिक क्लाउड आकाशगंगेमध्ये, जो आपल्या आकाशगंगेचा "उपग्रह" आहे आणि आपल्यापासून फक्त 55 किलोपार्सेक अंतरावर आहे. काही काळासाठी, हा सुपरनोव्हा उघड्या डोळ्यांना देखील दृश्यमान होता, सुमारे 4 तीव्रतेच्या कमाल ब्राइटनेसपर्यंत पोहोचला. तथापि, हे केवळ दक्षिण गोलार्धातच पाहिले जाऊ शकते. या सुपरनोव्हासाठी त्यांच्या अचूकतेमध्ये आणि कालावधीत अद्वितीय असलेल्या फोटोमेट्रिक आणि वर्णक्रमीय निरीक्षणांची मालिका मिळवण्यात आली आणि आता खगोलशास्त्रज्ञ सुपरनोव्हाचे विस्तारीत वायू नेब्युलामध्ये रूपांतर करण्याची प्रक्रिया कशी विकसित होते यावर लक्ष ठेवत आहेत.

सुपरनोव्हा 1987A. सर्वात वरती डावीकडे सुपरनोव्हाचा स्फोट झाला त्या क्षेत्राचे छायाचित्र आहे, स्फोटाच्या खूप आधी घेतले होते. लवकरच स्फोट होणारा तारा बाणाने दर्शविला जातो. वर उजवीकडे आकाशाच्या त्याच क्षेत्राचे छायाचित्र आहे जेव्हा सुपरनोव्हा कमाल ब्राइटनेसच्या जवळ होता. स्फोटानंतर 12 वर्षांनी सुपरनोव्हा कसा दिसतो ते खाली दिले आहे. सुपरनोव्हाच्या सभोवतालच्या कड्या आंतरतारकीय वायू आहेत (अंशतः प्री-सुपरनोव्हा तार्‍याने उद्रेक होण्यापूर्वी बाहेर काढल्या जातात), उद्रेकादरम्यान आयनीकृत होतात आणि सतत चमकत असतात.

80 च्या दशकाच्या मध्यात, हे स्पष्ट झाले की खगोलशास्त्रातील छायाचित्रणाचे युग संपत आहे. झपाट्याने सुधारलेले CCD रिसीव्हर्स संवेदनशीलतेमध्ये फोटोग्राफिक इमल्शन आणि रेकॉर्ड केलेल्या तरंगलांबीच्या श्रेणीपेक्षा कितीतरी पटीने श्रेष्ठ होते, तर रिझोल्यूशनमध्ये व्यावहारिकदृष्ट्या समान होते. सीसीडी कॅमेर्‍याने मिळवलेली प्रतिमा संगणकाच्या स्क्रीनवर ताबडतोब पाहिली जाऊ शकते आणि पूर्वी मिळवलेल्या प्रतिमांशी तुलना केली जाऊ शकते, परंतु फोटोग्राफीसाठी विकसित करणे, कोरडे करणे आणि तुलना करणे या प्रक्रियेस एक दिवस चांगला लागतो. फोटोग्राफिक प्लेट्सचा एकमात्र उरलेला फायदा - आकाशातील मोठ्या भागाचे छायाचित्रण करण्याची क्षमता - देखील सुपरनोव्हाच्या शोधासाठी क्षुल्लक ठरली: CCD कॅमेरा असलेली दुर्बिण फोटोग्राफिक प्लेटवर पडणाऱ्या सर्व आकाशगंगांच्या प्रतिमा स्वतंत्रपणे मिळवू शकते, फोटोग्राफिक एक्सपोजरशी तुलना करता येणार्‍या वेळेत. पूर्णपणे स्वयंचलित सुपरनोव्हा शोध कार्यक्रमांचे प्रकल्प दिसू लागले आहेत, ज्यामध्ये पूर्व-प्रविष्ट केलेल्या प्रोग्रामनुसार टेलिस्कोप निवडलेल्या आकाशगंगांकडे निर्देशित केले आहे आणि परिणामी प्रतिमांची तुलना संगणकाद्वारे पूर्वी मिळवलेल्या प्रतिमांशी केली जाते. एखादी नवीन वस्तू सापडली तरच संगणक खगोलशास्त्रज्ञाला सिग्नल पाठवतो, जो सुपरनोव्हाचा स्फोट प्रत्यक्षात सापडला आहे की नाही हे शोधतो. 90 च्या दशकात, अशी प्रणाली, 80-सेमी परावर्तित दुर्बिणीचा वापर करून, लिक वेधशाळा (यूएसए) येथे कार्य करू लागली.

खगोलशास्त्राच्या उत्साही लोकांसाठी साध्या CCD कॅमेर्‍यांच्या उपलब्धतेमुळे ते दृश्य निरीक्षणातून CCD निरीक्षणाकडे जात आहेत आणि नंतर 18 व्या आणि अगदी 19 व्या आकाराचे तारे 20-30 सेमी लेन्स असलेल्या दुर्बिणींसाठी उपलब्ध झाले आहेत. स्वयंचलित शोधांचा परिचय आणि CCD कॅमेरे वापरून सुपरनोव्हा शोधणाऱ्या हौशी खगोलशास्त्रज्ञांच्या वाढत्या संख्येमुळे शोधांच्या संख्येत मोठा स्फोट झाला आहे: आता प्रतिवर्षी १०० हून अधिक सुपरनोव्हा सापडले आहेत आणि एकूण शोधांची संख्या १,५०० पेक्षा जास्त झाली आहे. अलिकडच्या वर्षांत, 3-4 मीटरच्या आरशाच्या व्यासासह सर्वात मोठ्या दुर्बिणींवर खूप दूरच्या आणि अस्पष्ट सुपरनोव्हासाठी देखील शोध सुरू केला गेला आहे. असे दिसून आले की सुपरनोव्हाचा अभ्यास, जास्तीत जास्त 23-24 परिमाणांपर्यंत पोहोचतो, ज्यामुळे संपूर्ण विश्वाची रचना आणि भवितव्य याबद्दल अनेक प्रश्नांची उत्तरे मिळू शकतात. अत्याधुनिक CCD कॅमेऱ्यांनी सुसज्ज अशा दुर्बिणींच्या एका रात्रीच्या निरीक्षणात, 10 पेक्षा जास्त दूरच्या सुपरनोव्हा शोधल्या जाऊ शकतात! अशा सुपरनोव्हाच्या अनेक प्रतिमा खालील चित्रात दाखवल्या आहेत.

सध्या शोधल्या गेलेल्या जवळपास सर्व सुपरनोव्हांसाठी, किमान एक स्पेक्ट्रम मिळवणे शक्य आहे आणि अनेकांसाठी प्रकाश वक्र ओळखले जातात (ही हौशी खगोलशास्त्रज्ञांची एक मोठी गुणवत्ता आहे). त्यामुळे विश्लेषणासाठी उपलब्ध निरीक्षणात्मक सामग्रीचे प्रमाण खूप मोठे आहे आणि असे दिसते की या भव्य घटनांच्या स्वरूपाबद्दलचे सर्व प्रश्न सोडवले गेले पाहिजेत. दुर्दैवाने, अद्याप असे झालेले नाही. सुपरनोव्हा संशोधकांना भेडसावणारे मुख्य प्रश्न आणि आज त्यांची बहुधा उत्तरे आपण जवळून पाहू या.

सुपरनोव्हा वर्गीकरण, प्रकाश वक्र आणि वर्णपट

एखाद्या घटनेच्या भौतिक स्वरूपाबद्दल कोणतेही निष्कर्ष काढण्यापूर्वी, त्याच्या निरीक्षण करण्यायोग्य अभिव्यक्तींची संपूर्ण माहिती असणे आवश्यक आहे, ज्याचे योग्यरित्या वर्गीकरण करणे आवश्यक आहे. साहजिकच, सुपरनोव्हा संशोधकांसमोर पहिला प्रश्न उद्भवला की ते एकसारखे आहेत का, आणि नसल्यास ते किती वेगळे आहेत आणि त्यांचे वर्गीकरण केले जाऊ शकते का. Baade आणि Zwicky यांनी शोधलेल्या पहिल्या सुपरनोव्हाने प्रकाश वक्र आणि स्पेक्ट्रामध्ये लक्षणीय फरक दर्शविला आहे. 1941 मध्ये, आर. मिन्कोव्स्की यांनी त्यांच्या स्पेक्ट्राच्या स्वरूपावर आधारित सुपरनोव्हाचे दोन मुख्य प्रकारांमध्ये विभाजन करण्याचा प्रस्ताव मांडला. त्याने सुपरनोव्हाचे वर्गीकरण टाईप I म्हणून केले, ज्याचा स्पेक्ट्रा त्या काळात ज्ञात असलेल्या सर्व वस्तूंच्या स्पेक्ट्रापेक्षा पूर्णपणे भिन्न होता. विश्वातील सर्वात सामान्य घटकाच्या रेषा - हायड्रोजन - पूर्णपणे अनुपस्थित होत्या, संपूर्ण स्पेक्ट्रममध्ये ब्रॉड मॅक्सिमा आणि मिनिमाचा समावेश होता जो ओळखला जाऊ शकत नव्हता, स्पेक्ट्रमचा अल्ट्राव्हायोलेट भाग खूपच कमकुवत होता. सुपरनोव्हा प्रकार II म्हणून वर्गीकृत केले गेले होते, ज्याच्या स्पेक्ट्राने "सामान्य" नोव्हेशी खूप तीव्र हायड्रोजन उत्सर्जन रेषांच्या उपस्थितीत काही समानता दर्शविली; त्यांच्या स्पेक्ट्रमचा अल्ट्राव्हायोलेट भाग चमकदार आहे.

प्रकार I सुपरनोव्हाचे स्पेक्ट्रा तीन दशके रहस्यमय राहिले. यु.पी. प्सकोव्स्कीने हे दाखविल्यानंतरच स्पेक्ट्रामधील बँड हे रुंद आणि खोल शोषण रेषांमधील सतत स्पेक्ट्रमच्या विभागांपेक्षा अधिक काही नसतात, त्यानंतरच प्रकार I सुपरनोव्हाच्या स्पेक्ट्राची ओळख पुढे सरकली. अनेक शोषण रेषा ओळखल्या गेल्या, प्रामुख्याने एकट्या आयनीकृत कॅल्शियम आणि सिलिकॉनच्या सर्वात तीव्र रेषा. या रेषांची तरंगलांबी 10-15 हजार किमी प्रति सेकंद वेगाने पसरत असलेल्या शेलमधील डॉपलर प्रभावामुळे स्पेक्ट्रमच्या व्हायलेट बाजूला हलविली जाते. प्रकार I सुपरनोव्हाच्या स्पेक्ट्रामधील सर्व रेषा ओळखणे अत्यंत कठीण आहे, कारण त्या मोठ्या प्रमाणात विस्तारलेल्या आहेत आणि एकमेकांना ओव्हरलॅप करतात; नमूद केलेल्या कॅल्शियम आणि सिलिकॉन व्यतिरिक्त, मॅग्नेशियम आणि लोहाच्या रेषा ओळखणे शक्य होते.

सुपरनोव्हा स्पेक्ट्राच्या विश्लेषणामुळे आम्हाला महत्त्वाचे निष्कर्ष काढता आले: प्रकार I सुपरनोव्हा स्फोटादरम्यान बाहेर काढलेल्या शेलमध्ये जवळजवळ कोणताही हायड्रोजन नसतो; तर प्रकार II सुपरनोव्हा शेलची रचना जवळजवळ सौर वातावरणासारखीच असते. शेल्सचा विस्तार वेग 5 ते 15-20 हजार किमी/से आहे, फोटोस्फियरचे तापमान कमाल - 10-20 हजार अंश आहे. तापमान त्वरीत कमी होते आणि 1-2 महिन्यांनंतर 5-6 हजार अंशांपर्यंत पोहोचते.

सुपरनोव्हाचे हलके वक्र देखील भिन्न आहेत: प्रकार I साठी ते सर्व समान होते, त्यांचा एक वैशिष्ट्यपूर्ण आकार आहे ज्याची चमक जास्तीत जास्त वेगाने वाढली आहे, जी 2-3 दिवसांपेक्षा जास्त काळ टिकत नाही, 3 ने चमक कमी होते. 25-40 दिवसांमध्ये परिमाण आणि त्यानंतरचा मंद क्षय, परिमाण स्केलवर जवळजवळ रेषीय, जो प्रकाशाच्या घातांकीय क्षयशी संबंधित आहे.

प्रकार II सुपरनोव्हाचे हलके वक्र अधिक वैविध्यपूर्ण असल्याचे दिसून आले. काही प्रकार I सुपरनोव्हाच्या प्रकाश वक्र प्रमाणेच होते, फक्त एक रेषीय "शेपटी" च्या सुरूवातीपर्यंत ब्राइटनेसमध्ये कमी आणि जास्त काळ घट होते; इतरांसाठी, कमाल नंतर लगेच, जवळजवळ स्थिर चमक असलेला प्रदेश सुरू झाला - त्यामुळे- "पठार" म्हणतात, जे 100 दिवस टिकू शकते. मग चमक झपाट्याने कमी होते आणि रेषीय "शेपटी" पर्यंत पोहोचते. पारंपारिक फोटोग्राफिक प्लेट्स (तरंगलांबी श्रेणी 3500-5000 A) च्या संवेदनशीलतेशी संबंधित, तथाकथित फोटोग्राफिक परिमाण प्रणालीमधील फोटोग्राफिक निरीक्षणांमधून सर्व प्रारंभिक प्रकाश वक्र प्राप्त केले गेले. फोटोव्हिज्युअल सिस्टीम (5000-6000 A) व्यतिरिक्त वापरल्याने सुपरनोव्हाच्या रंग निर्देशांकातील (किंवा फक्त "रंग") बदलाविषयी महत्वाची माहिती मिळवणे शक्य झाले: असे दिसून आले की कमाल नंतर, सुपरनोव्हा दोन्ही प्रकार सतत “लाल होतात” म्हणजेच किरणोत्सर्गाचा मुख्य भाग लांब लहरींकडे सरकतो. हे लालसरपणा ब्राइटनेसमध्ये रेषीय घट होण्याच्या टप्प्यावर थांबते आणि सुपरनोव्हाच्या "निळेपणा" द्वारे बदलले जाऊ शकते.

याव्यतिरिक्त, प्रकार I आणि प्रकार II सुपरनोव्हा ज्या आकाशगंगांमध्ये त्यांचा स्फोट झाला त्या प्रकारांमध्ये फरक आहे. प्रकार II सुपरनोव्हा फक्त सर्पिल आकाशगंगांमध्ये सापडले आहेत जेथे तारे सध्या तयार होत आहेत आणि तेथे जुने, कमी वस्तुमानाचे तारे आणि तरुण, भव्य आणि "अल्पजीवी" (केवळ काही दशलक्ष वर्षे) तारे आहेत. प्रकार I सुपरनोव्हा सर्पिल आणि लंबवर्तुळाकार दोन्ही आकाशगंगांमध्ये आढळतात, जेथे कोट्यवधी वर्षांपासून प्रखर तारा निर्मिती झाल्याचे मानले जात नाही.

या स्वरूपात, सुपरनोव्हाचे वर्गीकरण 80 च्या दशकाच्या मध्यापर्यंत राखले गेले. खगोलशास्त्रात सीसीडी रिसीव्हर्सच्या व्यापक वापराच्या सुरुवातीमुळे निरीक्षण सामग्रीचे प्रमाण आणि गुणवत्ता लक्षणीयरीत्या वाढवणे शक्य झाले आहे. आधुनिक उपकरणांमुळे अशक्त, पूर्वी दुर्गम वस्तूंसाठी स्पेक्ट्रोग्राम मिळवणे शक्य झाले; अधिक अचूकतेसह रेषांची तीव्रता आणि रुंदी निश्चित करणे आणि स्पेक्ट्रामध्ये कमकुवत रेषा नोंदवणे शक्य झाले. CCD रिसीव्हर्स, इन्फ्रारेड डिटेक्टर आणि अंतराळयानावर बसवलेल्या उपकरणांमुळे अल्ट्राव्हायोलेटपासून दूर-अवरक्तापर्यंतच्या ऑप्टिकल रेडिएशनच्या संपूर्ण श्रेणीमध्ये सुपरनोव्हाचे निरीक्षण करणे शक्य झाले आहे; गामा-किरण, क्ष-किरण आणि सुपरनोव्हाचे रेडिओ निरीक्षणही केले गेले.

परिणामी, सुपरनोव्हाचे वरवर प्रस्थापित बायनरी वर्गीकरण झपाट्याने बदलू लागले आणि ते अधिक गुंतागुंतीचे होऊ लागले. असे दिसून आले की प्रकार I सुपरनोव्हा दिसते तितके एकसंध नसतात. या सुपरनोव्हाच्या स्पेक्ट्रामध्ये लक्षणीय फरक दिसून आला, त्यापैकी सर्वात लक्षणीय म्हणजे एकल आयनीकृत सिलिकॉन रेषेची तीव्रता, सुमारे 6100 A च्या तरंगलांबीवर दिसून आली. बर्‍याच प्रकारच्या I सुपरनोव्हासाठी, जास्तीत जास्त ब्राइटनेस जवळ ही शोषण रेषा सर्वात लक्षणीय वैशिष्ट्य होती. स्पेक्ट्रममध्ये, परंतु काही सुपरनोव्हासाठी ते व्यावहारिकदृष्ट्या अनुपस्थित होते आणि हेलियम शोषण रेषा सर्वात तीव्र होत्या.

या सुपरनोव्हाला Ib असे नाव देण्यात आले आणि “शास्त्रीय” प्रकार I सुपरनोव्हाला Ia असे नाव देण्यात आले. नंतर असे दिसून आले की काही Ib सुपरनोव्हामध्ये हेलियम रेषा देखील नसतात आणि त्यांना टाइप Ic म्हणतात. हे नवीन प्रकारचे सुपरनोव्ह त्यांच्या प्रकाश वक्रांमध्ये "शास्त्रीय" Ia पेक्षा वेगळे होते, जे बरेच वैविध्यपूर्ण होते, जरी ते Ia सुपरनोव्हाच्या प्रकाश वक्र सारखे होते. प्रकार Ib/c सुपरनोव्हा देखील रेडिओ उत्सर्जनाचे स्रोत असल्याचे दिसून आले. ते सर्व सर्पिल आकाशगंगांमध्ये सापडले आहेत, ज्या प्रदेशात अलीकडेच तारे तयार झाले असतील आणि बऱ्यापैकी मोठे तारे अजूनही अस्तित्वात आहेत.

लाल आणि अवरक्त वर्णक्रमीय श्रेणींमध्ये (R, I, J, H, K बँड) सुपरनोव्हा Ia चे हलके वक्र B आणि V बँड्समधील पूर्वी अभ्यासलेल्या वक्रांपेक्षा खूप वेगळे होते. जर वक्र वर “खांदा” दिसला तर R मध्ये कमाल नंतर 20 दिवसांनी, नंतर फिल्टर I आणि जास्त तरंगलांबी श्रेणींमध्ये वास्तविक दुसरी कमाल दिसून येते. तथापि, काही Ia सुपरनोव्हामध्ये ही दुसरी कमाल नसते. हे सुपरनोव्हा त्यांच्या लाल रंगाने कमाल ब्राइटनेस, कमी होणारी चमक आणि काही वर्णक्रमीय वैशिष्ट्यांद्वारे देखील ओळखले जातात. असा पहिला सुपरनोव्हा SN 1991bg होता आणि त्याच्यासारख्या वस्तूंना अजुनही विचित्र सुपरनोव्हा Ia किंवा "प्रकार 1991bg सुपरनोव्हा" असे म्हणतात. याउलट, सुपरनोव्हा Ia चा आणखी एक प्रकार, जास्तीत जास्त वाढलेल्या प्रकाशामुळे वैशिष्ट्यीकृत आहे. ते स्पेक्ट्रामधील शोषण रेषांच्या कमी तीव्रतेद्वारे दर्शविले जातात. त्यांच्यासाठी "प्रोटोटाइप" SN 1991T आहे.

1970 च्या दशकात, प्रकार II सुपरनोव्हा त्यांच्या प्रकाश वक्रांच्या स्वरूपानुसार “रेखीय” (II-L) आणि “पठार” (II-P) मध्ये विभागले गेले. त्यानंतर, अधिकाधिक सुपरनोव्हा II शोधले जाऊ लागले, त्यांच्या प्रकाश वक्र आणि स्पेक्ट्रामध्ये काही वैशिष्ट्ये दर्शवितात. अशाप्रकारे, त्यांच्या प्रकाश वक्रांमध्ये, अलीकडील वर्षांतील दोन सर्वात तेजस्वी सुपरनोव्हा इतर प्रकारच्या II सुपरनोव्हांपेक्षा झपाट्याने भिन्न आहेत: 1987A आणि 1993J. दोघांच्याही प्रकाश वक्रांमध्ये दोन मॅक्सिमा होते: भडकल्यानंतर, चमक त्वरीत कमी झाली, नंतर पुन्हा वाढू लागली आणि दुसर्‍या कमाल नंतरच चमकदारपणाचे अंतिम कमकुवत होणे सुरू झाले. सुपरनोव्हा Ia च्या विपरीत, दुसरी कमाल सर्व वर्णक्रमीय श्रेणींमध्ये दिसून आली आणि SN 1987A साठी ती लांब तरंगलांबीच्या श्रेणींमध्ये पहिल्यापेक्षा खूपच उजळ होती.

स्पेक्ट्रल वैशिष्ट्यांपैकी, सर्वात वारंवार आणि लक्षात येण्याजोगे उपस्थिती होती, विस्तृत उत्सर्जन रेषांसह विस्तारित कवचांच्या वैशिष्ट्यांसह, अरुंद उत्सर्जन किंवा शोषण रेषांच्या प्रणालीची देखील. ही घटना बहुधा स्फोटापूर्वी तार्‍याभोवती दाट कवचाच्या उपस्थितीमुळे उद्भवली आहे; अशा सुपरनोव्हाना II-n असे नाव दिले जाते.

सुपरनोव्हा आकडेवारी

सुपरनोव्हा किती वेळा येतात आणि ते आकाशगंगांमध्ये कसे वितरित केले जातात? सुपरनोव्हाच्या सांख्यिकीय अभ्यासाने या प्रश्नांची उत्तरे दिली पाहिजेत.

असे दिसते की पहिल्या प्रश्नाचे उत्तर अगदी सोपे आहे: आपल्याला बर्याच दीर्घकाळापर्यंत अनेक आकाशगंगांचे निरीक्षण करणे आवश्यक आहे, त्यामध्ये निरीक्षण केलेल्या सुपरनोव्हाची गणना करणे आणि निरीक्षणाच्या वेळेनुसार सुपरनोव्हाची संख्या विभाजित करणे आवश्यक आहे. परंतु असे दिसून आले की वैयक्तिक आकाशगंगांसाठी निश्चित निष्कर्ष काढण्यासाठी बऱ्यापैकी नियमित निरीक्षणांद्वारे व्यापलेला वेळ अद्याप खूपच कमी आहे: बहुतेकांमध्ये, फक्त एक किंवा दोन फ्लेअर्सचे निरीक्षण केले गेले. खरे आहे, काही आकाशगंगांमध्ये बर्‍याच प्रमाणात सुपरनोव्हा आधीच नोंदवले गेले आहेत: रेकॉर्ड धारक NGC 6946 ही आकाशगंगा आहे, ज्यामध्ये 1917 पासून 6 सुपरनोव्हा सापडले आहेत. तथापि, हा डेटा उद्रेकांच्या वारंवारतेबद्दल अचूक डेटा प्रदान करत नाही. प्रथम, या आकाशगंगेच्या निरीक्षणाची नेमकी वेळ अज्ञात आहे आणि दुसरे म्हणजे, आपल्यासाठी जवळजवळ एकाच वेळी होणारे उद्रेक खरोखर मोठ्या कालावधीने वेगळे केले जाऊ शकतात: शेवटी, सुपरनोव्हाचा प्रकाश आकाशगंगेच्या आत वेगळ्या मार्गाने प्रवास करतो आणि त्याचा आकार. प्रकाश वर्षात निरीक्षण वेळ जास्त आहे. केवळ आकाशगंगांच्या विशिष्ट संचासाठी फ्लेअर फ्रिक्वेंसीचा अंदाज लावणे सध्या शक्य आहे. हे करण्यासाठी, सुपरनोव्हाच्या शोधातील निरीक्षणात्मक डेटा वापरणे आवश्यक आहे: प्रत्येक निरीक्षण प्रत्येक आकाशगंगेसाठी काही "प्रभावी ट्रॅकिंग वेळ" देते, जे आकाशगंगेच्या अंतरावर, शोधाच्या मर्यादित विशालतेवर आणि निसर्गावर अवलंबून असते. सुपरनोव्हा प्रकाश वक्र. वेगवेगळ्या प्रकारच्या सुपरनोव्हासाठी, एकाच आकाशगंगेची निरीक्षण वेळ वेगळी असेल. अनेक आकाशगंगांचे परिणाम एकत्र करताना, वस्तुमान आणि प्रकाशमानता तसेच आकारविज्ञान प्रकारातील फरक विचारात घेणे आवश्यक आहे. सध्या, आकाशगंगांच्या प्रकाशमानतेसाठी परिणाम सामान्य करणे आणि केवळ समान प्रकारच्या आकाशगंगांसाठी डेटा एकत्र करणे प्रथा आहे. अनेक सुपरनोव्हा शोध कार्यक्रमांवरील डेटा एकत्रित करण्यावर आधारित अलीकडील कार्याने खालील परिणाम दिले आहेत: केवळ लंबवर्तुळाकार आकाशगंगांमध्ये Ia सुपरनोव्हा प्रकार आढळतात आणि 10 10 सौर प्रकाशमान असलेल्या "सरासरी" आकाशगंगेमध्ये, एक सुपरनोव्हा अंदाजे दर 500 मध्ये एकदा बाहेर पडतो. वर्षे त्याच प्रकाशमानतेच्या सर्पिल आकाशगंगेत, Ia सुपरनोव्हा फक्त थोड्या जास्त वारंवारतेवर स्फोट होतो, परंतु प्रकार II आणि Ib/c सुपरनोव्हा त्यांच्यात जोडले जातात आणि एकूण फुटण्याचा दर अंदाजे दर 100 वर्षांनी एकदा असतो. फ्लेअर्सची वारंवारता आकाशगंगांच्या प्रकाशमानतेच्या अंदाजे प्रमाणात असते, म्हणजेच, विशाल आकाशगंगांमध्ये ती खूप जास्त असते: विशेषतः, NGC 6946 ही 2.8 10 10 सौर चमक असलेली सर्पिल आकाशगंगा आहे, म्हणून, सुमारे तीन फ्लेअर असू शकतात. प्रति 100 वर्षांमध्ये त्यात अपेक्षित आहे, आणि त्यामध्ये 6 सुपरनोव्हा आढळून येतात हे सरासरी वारंवारतेपेक्षा फार मोठे विचलन मानले जाऊ शकत नाही. आमची आकाशगंगा NGC 6946 पेक्षा लहान आहे आणि त्यात दर 50 वर्षांनी सरासरी एक उद्रेक अपेक्षित आहे. तथापि, हे ज्ञात आहे की गेल्या सहस्राब्दीमध्ये आकाशगंगेमध्ये फक्त चार सुपरनोव्हा दिसले आहेत. इथे विरोधाभास आहे का? असे दिसून आले नाही - शेवटी, बहुतेक आकाशगंगा आपल्यापासून वायू आणि धूळच्या थरांनी लपलेली आहे आणि सूर्याच्या आसपासचा परिसर, ज्यामध्ये हे 4 सुपरनोव्हा पाहिले गेले होते, तो आकाशगंगेचा फक्त एक छोटासा भाग आहे.

आकाशगंगांमध्ये सुपरनोव्हा कसे वितरित केले जातात? अर्थात, आत्ता काही “सरासरी” आकाशगंगेत कमी केलेल्या सारांश वितरणाचा, तसेच सर्पिल आकाशगंगांच्या संरचनेच्या तपशीलाशी संबंधित वितरणांचा अभ्यास करणे शक्य आहे. या भागांमध्ये, सर्व प्रथम, सर्पिल आस्तीन समाविष्ट आहेत; बर्‍याच जवळच्या आकाशगंगांमध्ये, सक्रिय तारा निर्मितीचे क्षेत्र देखील स्पष्टपणे दृश्यमान असतात, आयनीकृत हायड्रोजनच्या ढगांनी ओळखले जातात - H II प्रदेश, किंवा चमकदार निळ्या तार्‍यांचे समूह - OB असोसिएशन. अवकाशीय वितरणाचा अभ्यास, शोधलेल्या सुपरनोव्हाची संख्या वाढल्यामुळे अनेक वेळा पुनरावृत्ती केल्याने पुढील परिणाम मिळाले. आकाशगंगांच्या केंद्रांपासून अंतरानुसार सर्व प्रकारच्या सुपरनोव्हाचे वितरण एकमेकांपासून थोडेसे वेगळे असते आणि ते प्रकाशमानतेच्या वितरणासारखे असते - घनता घातांकीय नियमानुसार केंद्रापासून कडापर्यंत कमी होते. सुपरनोव्हाच्या प्रकारांमधील फरक तारा निर्मिती क्षेत्रांच्या सापेक्ष वितरणामध्ये प्रकट होतो: जर सर्व प्रकारच्या सुपरनोव्हा सर्पिल आर्म्समध्ये केंद्रित असतील, तर फक्त II आणि Ib/c प्रकारातील सुपरनोव्हा H II क्षेत्रांमध्ये केंद्रित आहेत. आपण असा निष्कर्ष काढू शकतो की प्रकार II किंवा Ib/c फ्लेअर निर्माण करणाऱ्या ताऱ्याचे आयुष्य 10 6 ते 10 7 वर्षे असते आणि Ia प्रकारासाठी ते सुमारे 10 8 वर्षे असते. तथापि, लंबवर्तुळाकार आकाशगंगांमध्ये सुपरनोव्हा Ia देखील पाळले जाते, जेथे असे मानले जाते की 10 9 वर्षांपेक्षा लहान तारे नाहीत. या विरोधाभासासाठी दोन संभाव्य स्पष्टीकरणे आहेत - एकतर सर्पिल आणि लंबवर्तुळाकार आकाशगंगांमध्ये सुपरनोव्हा Ia स्फोटांचे स्वरूप वेगळे आहे किंवा काही लंबवर्तुळाकार आकाशगंगांमध्ये तारा निर्मिती अजूनही चालू आहे आणि लहान तारे उपस्थित आहेत.

सैद्धांतिक मॉडेल

निरीक्षणात्मक डेटाच्या संपूर्णतेच्या आधारे, संशोधक निष्कर्षापर्यंत पोहोचले की सुपरनोव्हा स्फोट हा ताऱ्याच्या उत्क्रांतीचा शेवटचा टप्पा असावा, ज्यानंतर ते त्याच्या पूर्वीच्या स्वरूपात अस्तित्वात नाही. खरंच, सुपरनोव्हा स्फोट ऊर्जा अंदाजे 10 50 - 10 51 एर्ग आहे, जी ताऱ्यांच्या गुरुत्वाकर्षण बंधनकारक उर्जेच्या विशिष्ट मूल्यांपेक्षा जास्त आहे. सुपरनोव्हाच्या स्फोटादरम्यान सोडलेली ऊर्जा ताऱ्याचे पदार्थ अवकाशात पूर्णपणे विखुरण्यासाठी पुरेशी असते. कोणत्या प्रकारचे तारे आणि ते सुपरनोव्हाच्या स्फोटाने त्यांचे जीवन कधी संपवतात, एवढ्या मोठ्या प्रमाणात ऊर्जा सोडणाऱ्या प्रक्रियेचे स्वरूप काय आहे?

निरीक्षण डेटा दर्शविते की सुपरनोव्हा अनेक प्रकारांमध्ये विभागले गेले आहेत, शेल आणि त्यांच्या वस्तुमानाच्या रासायनिक रचनेत, ऊर्जा सोडण्याच्या स्वरूपामध्ये आणि वेगवेगळ्या प्रकारच्या तारकीय लोकसंख्येच्या संबंधात भिन्न आहेत. प्रकार II सुपरनोव्हा स्पष्टपणे तरुण, विशाल ताऱ्यांशी संबंधित आहेत आणि त्यांच्या कवचामध्ये हायड्रोजन मोठ्या प्रमाणात आहे. म्हणून, त्यांचे ज्वलंत ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीचा अंतिम टप्पा मानला जातो ज्यांचे प्रारंभिक वस्तुमान 8-10 सौर वस्तुमानापेक्षा जास्त आहे. अशा तार्‍यांच्या मध्यवर्ती भागांमध्ये, न्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियांदरम्यान ऊर्जा सोडली जाते, सर्वात सोप्यापासून - हायड्रोजन न्यूक्लीच्या संलयन दरम्यान हेलियमची निर्मिती आणि सिलिकॉनपासून लोह केंद्रकांच्या निर्मितीसह समाप्त होते. लोह केंद्रके निसर्गात सर्वात स्थिर असतात आणि जेव्हा ते फ्यूज करतात तेव्हा कोणतीही ऊर्जा सोडली जात नाही. अशाप्रकारे, जेव्हा ताऱ्याचा गाभा लोखंडी बनतो, तेव्हा त्यातील ऊर्जा सोडणे थांबते. कोर गुरुत्वाकर्षण शक्तींचा प्रतिकार करू शकत नाही आणि त्वरीत आकुंचन पावतो - कोसळतो. संकुचित दरम्यान होणार्या प्रक्रिया अद्याप पूर्णपणे स्पष्ट होण्यापासून दूर आहेत. तथापि, हे ज्ञात आहे की जर तार्‍याच्या गाभातील सर्व पदार्थ न्यूट्रॉनमध्ये रूपांतरित झाले तर ते गुरुत्वाकर्षण शक्तींना प्रतिकार करू शकतात. ताऱ्याचा गाभा "न्यूट्रॉन स्टार" मध्ये बदलतो आणि कोसळणे थांबते. या प्रकरणात, प्रचंड ऊर्जा सोडली जाते, ताऱ्याच्या शेलमध्ये प्रवेश करते आणि त्याचा विस्तार सुरू होतो, ज्याला आपण सुपरनोव्हा स्फोट म्हणून पाहतो. जर तार्‍याची उत्क्रांती पूर्वी "शांतपणे" झाली असेल, तर त्याच्या लिफाफ्याची त्रिज्या सूर्याच्या त्रिज्यापेक्षा शेकडो पटीने जास्त असावी आणि प्रकार II सुपरनोव्हाच्या स्पेक्ट्रमचे स्पष्टीकरण देण्यासाठी पुरेसा हायड्रोजन राखून ठेवला पाहिजे. जर उत्क्रांतीदरम्यान बहुतेक शेल जवळच्या बायनरी प्रणालीमध्ये किंवा इतर मार्गाने गमावले असेल, तर स्पेक्ट्रममध्ये हायड्रोजन रेषा नसतील - आपल्याला एक प्रकार Ib किंवा Ic सुपरनोव्हा दिसेल.

कमी मोठ्या ताऱ्यांमध्ये, उत्क्रांती वेगळ्या पद्धतीने होते. हायड्रोजन जाळल्यानंतर, कोर हेलियम बनतो आणि हेलियमचे कार्बनमध्ये रूपांतर करण्याची प्रतिक्रिया सुरू होते. तथापि, कोर इतक्या उच्च तापमानापर्यंत गरम होत नाही की कार्बनचा समावेश असलेल्या संलयन प्रतिक्रिया सुरू होतात. न्यूक्लियस पुरेशी ऊर्जा सोडू शकत नाही आणि संकुचित करू शकत नाही, परंतु या प्रकरणात न्यूक्लियसमध्ये स्थित इलेक्ट्रॉन्सद्वारे संपीडन थांबवले जाते. तार्‍याचा गाभा तथाकथित "पांढरा बौना" मध्ये बदलतो आणि कवच ग्रहांच्या नेबुलाच्या रूपात अंतराळात पसरतो. भारतीय खगोलभौतिकशास्त्रज्ञ एस. चंद्रशेखर यांनी दाखवून दिले की पांढरा बटू तेव्हाच अस्तित्वात असू शकतो जेव्हा त्याचे वस्तुमान 1.4 सौर वस्तुमानापेक्षा कमी असेल. जर पांढरा बटू पुरेशा जवळ असलेल्या बायनरी प्रणालीमध्ये स्थित असेल, तर पदार्थ सामान्य तार्‍यापासून पांढर्‍या बटूकडे वाहू शकतात. पांढऱ्या बटूचे वस्तुमान हळूहळू वाढते आणि जेव्हा ते मर्यादा ओलांडते तेव्हा एक स्फोट होतो, ज्या दरम्यान कार्बन आणि ऑक्सिजनचे जलद थर्मोन्यूक्लियर ज्वलन होते, किरणोत्सर्गी निकेलमध्ये बदलते. तारा पूर्णपणे नष्ट झाला आहे आणि विस्तारित कवचामध्ये निकेलचा किरणोत्सर्गी क्षय कोबाल्टमध्ये आणि नंतर लोखंडात होतो, ज्यामुळे शेलच्या चमकसाठी ऊर्जा मिळते. अशाप्रकारे टाइप Ia सुपरनोव्हाचा स्फोट होतो.

सुपरनोव्हाचे आधुनिक सैद्धांतिक अभ्यास हे मुख्यतः विस्फोटित ताऱ्यांच्या मॉडेल्सच्या सर्वात शक्तिशाली संगणकावरील गणना आहेत. दुर्दैवाने, ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीच्या शेवटच्या टप्प्यापासून सुपरनोव्हा स्फोट आणि त्याचे निरीक्षण करण्यायोग्य अभिव्यक्ती होऊ शकेल असे मॉडेल तयार करणे अद्याप शक्य झालेले नाही. तथापि, विद्यमान मॉडेल्स बहुसंख्य सुपरनोव्हाच्या प्रकाश वक्र आणि स्पेक्ट्राचे चांगले वर्णन करतात. सहसा हे तारेच्या शेलचे मॉडेल असते, ज्यामध्ये स्फोटाची उर्जा "स्वतः" गुंतविली जाते, त्यानंतर त्याचा विस्तार आणि गरम होणे सुरू होते. भौतिक प्रक्रियेची जटिलता आणि विविधतेशी संबंधित मोठ्या अडचणी असूनही, अलिकडच्या वर्षांत संशोधनाच्या या क्षेत्रात मोठी प्रगती झाली आहे.

पर्यावरणावर सुपरनोव्हाचा प्रभाव

सुपरनोव्हा स्फोटांचा आसपासच्या आंतरतारकीय माध्यमावर तीव्र आणि वैविध्यपूर्ण प्रभाव पडतो. सुपरनोव्हा लिफाफा, प्रचंड वेगाने बाहेर काढला जातो, त्याच्या सभोवतालच्या वायूला स्कूप करतो आणि संकुचित करतो. कदाचित यामुळे वायूच्या ढगांमधून नवीन ताऱ्यांची निर्मिती होऊ शकते. स्फोटाची उर्जा इतकी महान आहे की नवीन घटकांचे संश्लेषण होते, विशेषत: लोहापेक्षा जड. जड घटकांनी समृद्ध केलेली सामग्री संपूर्ण आकाशगंगेत सुपरनोव्हा स्फोटांद्वारे विखुरली जाते, परिणामी अधिक जड घटक असलेल्या सुपरनोव्हा स्फोटांनंतर तारे तयार होतात. आकाशगंगेच्या “आमच्या” प्रदेशातील आंतरतारकीय माध्यम जड घटकांनी इतके समृद्ध झाले की पृथ्वीवरील जीवनाचा उदय शक्य झाला. याला सुपरनोव्हा थेट जबाबदार आहेत! सुपरनोव्हा, वरवर पाहता, अतिशय उच्च उर्जेसह कणांचे प्रवाह देखील निर्माण करतात - वैश्विक किरण. हे कण, वातावरणातून पृथ्वीच्या पृष्ठभागावर प्रवेश करतात, ज्यामुळे अनुवांशिक उत्परिवर्तन होऊ शकते, ज्यामुळे पृथ्वीवरील जीवनाची उत्क्रांती होते.

सुपरनोव्हा आपल्याला विश्वाच्या भवितव्याबद्दल सांगतात

सुपरनोव्हा, आणि विशेषत: टाइप Ia सुपरनोव्हा, विश्वातील सर्वात तेजस्वी ताऱ्याच्या आकाराच्या वस्तूंपैकी एक आहेत. त्यामुळे सध्या उपलब्ध असलेल्या उपकरणांच्या सहाय्याने अगदी दूरच्या सुपरनोव्हाचाही अभ्यास करता येतो.

बर्‍याच सुपरनोव्हा Ia अगदी जवळच्या आकाशगंगांमध्ये सापडले आहेत, ज्याचे अंतर अनेक प्रकारे निर्धारित केले जाऊ शकते. सध्या, विशिष्ट प्रकारच्या तेजस्वी व्हेरिएबल तार्‍यांच्या स्पष्ट ब्राइटनेसवर आधारित अंतरांचे निर्धारण करणे सर्वात अचूक मानले जाते - सेफिड्स. स्पेस टेलिस्कोप वापरणे. हबलने सुमारे 20 मेगापार्सेक अंतरावर आपल्यापासून दूर असलेल्या आकाशगंगांमध्ये मोठ्या संख्येने सेफेड्स शोधले आणि त्यांचा अभ्यास केला. या आकाशगंगांच्या अंतराचा पुरेसा अचूक अंदाज लावल्यामुळे त्यांच्यामध्ये उद्रेक झालेल्या Ia सुपरनोव्हाच्या प्रकाराची चमक निश्चित करणे शक्य झाले. जर आपण असे गृहीत धरले की दूरच्या सुपरनोव्हा Ia ची प्रकाशमानता सरासरी सारखीच आहे, तर त्यांच्यापर्यंतचे अंतर जास्तीत जास्त ब्राइटनेसच्या निरीक्षण केलेल्या विशालतेवरून अनुमानित केले जाऊ शकते.

सुपरनोव्हा म्हणून ओळखल्या जाणार्‍या तार्‍यांचे स्फोट इतके तेजस्वी असू शकतात की ते त्यांच्यात असलेल्या आकाशगंगांना मागे टाकतात.

आवडले प्रेम हाहाहा व्वा उदास रागावला

सहा वर्षांपूर्वी स्फोट झालेल्या सुपरनोव्हाच्या अवशेषांचे निरीक्षण करताना, स्फोटाच्या ठिकाणी एक नवीन तारा सापडल्याने खगोलशास्त्रज्ञ आश्चर्यचकित झाले, ज्याने त्याच्या सभोवतालच्या सामग्रीचा ढग प्रकाशित केला. शास्त्रज्ञांचे निष्कर्ष जर्नलमध्ये सादर केले आहेत खगोल भौतिकशास्त्रजर्नलअक्षरे .

“आम्ही यापूर्वी कधीही या प्रकारचा स्फोट एवढा काळ प्रकाशमान राहताना पाहिला नाही जोपर्यंत प्रलयकारी घटनेपूर्वी ताऱ्याने बाहेर काढलेल्या हायड्रोजनशी काही संवाद साधला नाही. परंतु या सुपरनोव्हाच्या निरीक्षणांमध्ये हायड्रोजनची कोणतीही स्वाक्षरी नाही,” असे पर्ड्यू युनिव्हर्सिटी (यूएसए) मधील अभ्यासाचे प्रमुख लेखक डॅन मिलिसाव्हल्जेविक म्हणतात.

बहुतेक तारकीय स्फोटांप्रमाणे नाहीसे होतात, SN 2012au शक्तिशाली, नव्याने जन्मलेल्या पल्सरमुळे चमकत आहे. क्रेडिट: NASA, ESA, आणि J. DePasquale

सुपरनोव्हा म्हणून ओळखल्या जाणार्‍या तार्‍यांचे स्फोट इतके तेजस्वी असू शकतात की ते त्यांच्यात असलेल्या आकाशगंगांना मागे टाकतात. ते सहसा काही महिन्यांत किंवा वर्षांत पूर्णपणे "गायब" होतात, परंतु काहीवेळा स्फोटाचे अवशेष हायड्रोजन-समृद्ध वायू ढगांमध्ये "संकुचित" होतात आणि पुन्हा तेजस्वी होतात. पण बाहेरच्या हस्तक्षेपाशिवाय ते पुन्हा चमकू शकतील का?

मोठ्या ताऱ्यांचा स्फोट होत असताना, त्यांचे आतील भाग अशा ठिकाणी "संकुचित" होतात जेथे सर्व कण न्यूट्रॉन बनतात. परिणामी न्यूट्रॉन ताऱ्याला चुंबकीय क्षेत्र असल्यास आणि ते पुरेसे वेगाने फिरत असल्यास, तो पल्सर विंड नेबुला बनू शकतो. बहुधा, कन्या नक्षत्राच्या दिशेने NGC 4790 आकाशगंगामध्ये स्थित SN 2012au चे हेच घडले आहे.

“जेव्हा पल्सर नेब्युला पुरेसा तेजस्वी असतो, तेव्हा तो प्रकाश बल्बप्रमाणे काम करतो, मागील स्फोटातून बाहेरील उत्सर्जनांना प्रकाशित करतो. आम्हाला माहित होते की सुपरनोव्हा वेगाने फिरणारे न्यूट्रॉन तारे तयार करतात, परंतु आमच्याकडे या अनोख्या घटनेचा थेट पुरावा कधीच नव्हता,” डॅन मिलिसाव्हल्जेविक जोडले.

नासाच्या चंद्र वेधशाळेने घेतलेली परस पल्सरची प्रतिमा. क्रेडिट: नासा

SN 2012au सुरुवातीला अनेक प्रकारे असामान्य आणि विचित्र असल्याचे दिसून आले. हा स्फोट "सुपरल्युमिनल" सुपरनोव्हा म्हणून वर्गीकरण करण्याइतका तेजस्वी नसला तरी तो अत्यंत उत्साही आणि दीर्घकाळ टिकणारा होता.

"जर स्फोटाच्या केंद्रस्थानी पल्सर तयार झाला, तर तो वायू बाहेर ढकलू शकतो आणि वेग वाढवू शकतो, त्यामुळे काही वर्षात आपण SN 2012au स्फोटाच्या ठिकाणाहून ऑक्सिजन समृद्ध वायू "निसटताना" पाहू शकतो," डॅन यांनी स्पष्ट केले. मिलिसाव्हल्जेविक.

क्रॅब नेब्युलाचे धडधडणारे हृदय. त्याच्या मध्यभागी एक पल्सर आहे. क्रेडिट: NASA/ESA

सुपरल्युमिनल सुपरनोव्हा हा खगोलशास्त्रातील चर्चेचा विषय आहे. ते गुरुत्वाकर्षण लहरी, तसेच गॅमा-किरण स्फोट आणि वेगवान रेडिओ स्फोटांचे संभाव्य स्त्रोत आहेत. परंतु या घटनांमागील प्रक्रिया समजून घेण्यात निरीक्षणात्मक अडचणी येतात आणि केवळ दुर्बिणीच्या पुढील पिढीमुळेच खगोलशास्त्रज्ञांना या फ्लेअर्सचे रहस्य उलगडण्यात मदत होईल.

केप्लर सुपरनोव्हा अवशेष

सुपरनोव्हा किंवा सुपरनोव्हा स्फोट ही एक घटना आहे ज्या दरम्यान त्याची चमक 4-8 परिमाण (एक डझन परिमाण) आणि उद्रेकाच्या तुलनेने हळू क्षीणतेने झपाट्याने बदलते. हा प्रलयकारी प्रक्रियेचा परिणाम आहे, ज्यामध्ये प्रचंड ऊर्जा सोडली जाते आणि काही ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीच्या शेवटी उद्भवते.

मध्यभागी न्यूट्रॉन स्टार 1E 161348-5055 सह सुपरनोव्हा अवशेष RCW 103

नियमानुसार, सुपरनोव्हा वस्तुस्थितीनंतर पाळले जातात, म्हणजे, जेव्हा घटना आधीच घडलेली असते आणि त्यांचे रेडिएशन पोहोचले असते. त्यामुळे त्यांचा स्वभाव बराच काळ अस्पष्ट होता. परंतु आता बर्‍याच परिस्थिती प्रस्तावित केल्या आहेत ज्यामुळे या प्रकारचा उद्रेक होतो, जरी मुख्य तरतुदी आधीच स्पष्ट आहेत.

स्फोटासह ताऱ्याच्या वस्तुमानाचे महत्त्वपूर्ण वस्तुमान आंतरतारकीय जागेत बाहेर टाकले जाते आणि स्फोट होणाऱ्या ताऱ्याच्या उर्वरित भागातून, नियमानुसार, एक संक्षिप्त वस्तू तयार होते - एक न्यूट्रॉन तारा किंवा ब्लॅक होल. ते एकत्र मिळून एक सुपरनोव्हा अवशेष तयार करतात.

अवशेष आणि संभाव्य पूर्वज ताऱ्यांच्या अभ्यासासह पूर्वी प्राप्त केलेले स्पेक्ट्रा आणि प्रकाश वक्र यांचा सर्वसमावेशक अभ्यास अधिक तपशीलवार मॉडेल तयार करणे आणि उद्रेकाच्या वेळी अस्तित्वात असलेल्या परिस्थितीचा अभ्यास करणे शक्य करते.

इतर गोष्टींबरोबरच, फ्लेअर दरम्यान बाहेर काढलेल्या पदार्थामध्ये मोठ्या प्रमाणात थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजनची उत्पादने असतात जी तार्‍याच्या संपूर्ण आयुष्यात घडतात. हे सर्वसाधारणपणे सुपरनोव्हाचे आभार आहे आणि प्रत्येक विशेषत: रासायनिकरित्या विकसित होत आहे.

हे नाव ताऱ्यांचा अभ्यास करण्याच्या ऐतिहासिक प्रक्रियेला प्रतिबिंबित करते ज्यांची चमक कालांतराने लक्षणीय बदलते, तथाकथित नोव्हा. त्याचप्रमाणे, सुपरनोव्हामध्ये आता एक उपवर्ग आहे - हायपरनोव्हा.

नाव SN टॅगपासून बनलेले आहे, त्यानंतर उघडण्याचे वर्ष, एक किंवा दोन-अक्षरी पदनामाने समाप्त होते. चालू वर्षातील पहिल्या 26 सुपरनोव्हांना त्यांच्या नावाच्या शेवटी A ते Z कॅपिटल अक्षरांमधून एकल-अक्षरी पदनाम प्राप्त होतात. उर्वरित सुपरनोव्हांना लहान अक्षरांमधून दोन-अक्षरी पदनाम प्राप्त होतात: aa, ab, आणि असेच. पुष्टी न केलेले सुपरनोव्हा हे PSN (शक्य सुपरनोव्हा) या अक्षरांद्वारे खगोलीय निर्देशांकांद्वारे नियुक्त केले जातात: Jhhmmssss+ddmmsss.

प्रकार I साठी प्रकाश वक्र अत्यंत समान आहेत: 2-3 दिवसांपर्यंत तीक्ष्ण वाढ होते, त्यानंतर ते 25-40 दिवसांसाठी लक्षणीय घट (3 परिमाणाने) बदलले जाते, त्यानंतर हळूहळू कमकुवत होते, जवळजवळ रेखीय परिमाण स्केल.

परंतु प्रकार II चे प्रकाश वक्र बरेच वैविध्यपूर्ण आहेत. काहींसाठी, वक्र प्रकार I प्रमाणेच होते, फक्त रेखीय अवस्था सुरू होईपर्यंत ब्राइटनेस मंद आणि जास्त घटते. इतर, शिखरावर पोहोचल्यानंतर, 100 दिवसांपर्यंत तिथे राहिले आणि नंतर चमक झपाट्याने कमी झाली आणि एक रेषीय “शेपटी” गाठली. कमाल ची परिपूर्ण परिमाण मोठ्या प्रमाणात बदलते.

वरील वर्गीकरणामध्ये विविध प्रकारच्या सुपरनोव्हाच्या स्पेक्ट्राची काही मूलभूत वैशिष्ट्ये आधीच समाविष्ट आहेत; काय समाविष्ट नाही यावर आपण लक्ष देऊ या. प्रथम आणि अतिशय महत्त्वाचे वैशिष्ट्य, ज्याने प्राप्त केलेल्या स्पेक्ट्राच्या स्पष्टीकरणास बर्याच काळापासून प्रतिबंधित केले, ते म्हणजे मुख्य रेषा खूप विस्तृत आहेत.

प्रकार II आणि Ib\c सुपरनोव्हाचे स्पेक्ट्रा याद्वारे वैशिष्ट्यीकृत आहेत:
ब्राइटनेस जास्तीत जास्त आणि अरुंद अविस्थापित उत्सर्जन घटकांच्या जवळ अरुंद शोषण वैशिष्ट्यांची उपस्थिती.
रेषा , , , अतिनील किरणोत्सर्गामध्ये आढळतात.

फ्लेअर्सची वारंवारता आकाशगंगेतील तार्‍यांच्या संख्येवर किंवा सामान्य आकाशगंगेसाठी समान असलेल्या प्रकाशमानावर अवलंबून असते.

या प्रकरणात, सुपरनोव्हा Ib/c आणि II सर्पिल हातांकडे गुरुत्वाकर्षण करतात.

क्रॅब नेबुला (क्ष-किरण प्रतिमा) अंतर्गत शॉक वेव्ह, मुक्त-वाहणारा वारा आणि जेट दर्शवित आहे

उर्वरित तरुणांची प्रामाणिक योजना खालीलप्रमाणे आहे:

संभाव्य संक्षिप्त उर्वरित; सामान्यतः पल्सर, परंतु शक्यतो ब्लॅक होल
आंतरतारकीय पदार्थांमध्ये प्रसारित होणारी बाह्य शॉक वेव्ह.
सुपरनोव्हा इजेक्टा सामग्रीमध्ये प्रसारित होणारी परतीची लहर.
दुय्यम, आंतरतारकीय माध्यमाच्या गुठळ्यांमध्ये आणि दाट सुपरनोव्हा उत्सर्जनामध्ये प्रसारित होतो.

एकत्रितपणे ते खालील चित्र तयार करतात: बाह्य शॉक वेव्हच्या समोर, वायू TS ≥ 107 K तापमानाला गरम केला जातो आणि 0.1-20 केव्ही फोटॉन उर्जेसह एक्स-रे श्रेणीमध्ये उत्सर्जित होतो; त्याचप्रमाणे, मागील वायू रिटर्न वेव्हचा पुढचा भाग एक्स-रे रेडिएशनचा दुसरा प्रदेश बनवतो. उच्च आयनीकृत Fe, Si, S, इत्यादींच्या रेषा दोन्ही स्तरांमधून किरणोत्सर्गाचे थर्मल स्वरूप दर्शवतात.

कोवळ्या अवशेषांमधून ऑप्टिकल उत्सर्जन दुय्यम लहरींच्या पुढच्या बाजूला गुठळ्यांमध्ये वायू तयार करते. त्यांच्यामध्ये प्रसाराचा वेग जास्त असल्याने, म्हणजे वायू जलद थंड होतो आणि रेडिएशन एक्स-रे श्रेणीतून ऑप्टिकल श्रेणीकडे जाते. ऑप्टिकल रेडिएशनच्या प्रभावाची उत्पत्ती रेषांच्या सापेक्ष तीव्रतेद्वारे पुष्टी केली जाते.

Cassiopeia A मधील तंतू हे स्पष्ट करतात की पदार्थाच्या गुठळ्यांची उत्पत्ती दुप्पट असू शकते. तथाकथित वेगवान तंतू 5000-9000 किमी/से वेगाने उडून जातात आणि केवळ O, S, Si रेषांमध्ये उत्सर्जित होतात - म्हणजेच हे सुपरनोव्हाच्या स्फोटाच्या क्षणी तयार झालेले गठ्ठे असतात. स्थिर कंडेन्सेशन्सचा वेग १००-४०० किमी/से असतो आणि त्यामध्ये H, N, O ची सामान्य सांद्रता दिसून येते. एकत्रितपणे, हे सूचित करते की हा पदार्थ सुपरनोव्हाच्या स्फोटाच्या खूप आधी बाहेर पडला होता आणि नंतर बाह्य शॉक वेव्हद्वारे गरम झाला होता. .

मजबूत चुंबकीय क्षेत्रामध्ये सापेक्षतावादी कणांमधून सिंक्रोट्रॉन रेडिओ उत्सर्जन हे संपूर्ण अवशेषांसाठी मुख्य निरीक्षणात्मक स्वाक्षरी आहे. त्याच्या स्थानिकीकरणाचे क्षेत्र बाह्य आणि परतीच्या लाटांचे पुढील भाग आहे. क्ष-किरण श्रेणीमध्ये सिंक्रोट्रॉन रेडिएशन देखील दिसून येते.

सुपरनोव्हा Ia चे स्वरूप इतर स्फोटांच्या स्वरूपापेक्षा वेगळे आहे. लंबवर्तुळाकार आकाशगंगांमध्ये Ib\c आणि प्रकार II फ्लेअर्सच्या अनुपस्थितीमुळे हे स्पष्टपणे दिसून येते. नंतरच्या सामान्य माहितीवरून, हे ज्ञात आहे की तेथे थोडे वायू आणि निळे तारे आहेत आणि तारा निर्मिती 1010 वर्षांपूर्वी संपली. याचा अर्थ असा आहे की सर्व विशाल ताऱ्यांनी त्यांची उत्क्रांती आधीच पूर्ण केली आहे आणि केवळ सौर वस्तुमानापेक्षा कमी वस्तुमान असलेले तारे शिल्लक आहेत आणि आणखी नाहीत. तारकीय उत्क्रांतीच्या सिद्धांतावरून हे ज्ञात आहे की या प्रकारच्या ताऱ्यांचा स्फोट होऊ शकत नाही, आणि म्हणून 1-2M⊙ वस्तुमान असलेल्या तार्‍यांसाठी जीवन विस्तार यंत्रणा आवश्यक आहे.

Ia\Iax स्पेक्ट्रामध्ये हायड्रोजन रेषा नसणे हे सूचित करते की मूळ ताऱ्याच्या वातावरणात हायड्रोजनचे प्रमाण फारच कमी आहे. बाहेर काढलेल्या पदार्थाचे वस्तुमान बरेच मोठे आहे - 1M⊙, ज्यामध्ये प्रामुख्याने कार्बन, ऑक्सिजन आणि इतर जड घटक असतात. आणि शिफ्ट केलेल्या Si II रेषा सूचित करतात की इजेक्शन दरम्यान आण्विक प्रतिक्रिया सक्रियपणे होत आहेत. हे सर्व आपल्याला खात्री देते की पूर्ववर्ती तारा पांढरा बटू आहे, बहुधा कार्बन-ऑक्सिजन आहे.

Ib\c आणि प्रकार II सुपरनोव्हाच्या सर्पिल भुजांबद्दलचे आकर्षण सूचित करते की पूर्वज तारा 8-10M⊙ च्या वस्तुमानासह अल्पकालीन O तारे आहे.

प्रबळ परिस्थिती

आवश्यक प्रमाणात ऊर्जा सोडण्याचा एक मार्ग म्हणजे थर्मोन्यूक्लियर ज्वलनमध्ये सामील असलेल्या पदार्थाच्या वस्तुमानात तीव्र वाढ, म्हणजेच थर्मोन्यूक्लियर स्फोट. तथापि, एकल ताऱ्यांचे भौतिकशास्त्र याची परवानगी देत ​​​​नाही. मुख्य अनुक्रमावर स्थित ताऱ्यांमधील प्रक्रिया समतोल स्थितीत असतात. म्हणून, सर्व मॉडेल तारकीय उत्क्रांतीच्या अंतिम टप्प्यावर विचार करतात - पांढरे बौने. तथापि, नंतरचा स्वतःच एक स्थिर तारा आहे; चंद्रशेखर मर्यादा जवळ आल्यावरच सर्वकाही बदलू शकते. हे अस्पष्ट निष्कर्षापर्यंत पोहोचते की थर्मोन्यूक्लियर स्फोट केवळ तारकीय प्रणालींमध्ये शक्य आहे, बहुधा तथाकथित दुहेरी ताऱ्यांमध्ये.

या योजनेमध्ये, स्फोटात सामील असलेल्या पदार्थाची रासायनिक रचना आणि अंतिम वस्तुमान, स्थितीवर प्रभाव टाकणारे दोन चल आहेत.

दुसरा साथीदार हा एक सामान्य तारा आहे ज्यामधून पदार्थ पहिल्याकडे वाहतो.
दुसरा साथीदार तोच पांढरा बटू आहे. या परिस्थितीला दुहेरी अध:पतन म्हणतात.

चंद्रशेखर मर्यादा ओलांडली की स्फोट होतो.
त्याच्या आधी स्फोट होतो.

सर्व सुपरनोव्हा Ia परिस्थितींमध्ये साम्य आहे ते म्हणजे विस्फोट होणारा बटू बहुधा कार्बन-ऑक्सिजन असतो.

प्रतिक्रिया देणार्‍या पदार्थाचे वस्तुमान स्फोटाची उर्जा आणि त्यानुसार, कमाल चमक निर्धारित करते. जर आपण असे गृहीत धरले की पांढऱ्या बटूचे संपूर्ण वस्तुमान प्रतिक्रिया देते, तर स्फोटाची ऊर्जा 2.2 1051 एर्ग असेल.

प्रकाश वक्र पुढील वर्तन प्रामुख्याने क्षय साखळी द्वारे निर्धारित केले जाते.

56Ni समस्थानिक अस्थिर आहे आणि त्याचे अर्धे आयुष्य 6.1 दिवस आहे. पुढे, ई-कॅप्चर 1.72 MeV ऊर्जेसह प्रामुख्याने उत्तेजित अवस्थेत 56Co न्यूक्लियस बनवते. ही पातळी अस्थिर आहे आणि इलेक्ट्रॉनचे ग्राउंड स्टेटमध्ये संक्रमण 0.163 MeV ते 1.56 MeV पर्यंत ऊर्जा असलेल्या γ-क्वांटाच्या कॅस्केडच्या उत्सर्जनासह होते. या क्वांटाला कॉम्प्टन स्कॅटरिंगचा अनुभव येतो आणि त्यांची ऊर्जा झटपट ~100 keV पर्यंत कमी होते. अशा क्वांटा आधीच फोटोइलेक्ट्रिक प्रभावाने प्रभावीपणे शोषले जातात आणि परिणामी पदार्थ गरम करतात. जसजसा ताऱ्याचा विस्तार होतो तसतसे ताऱ्यातील पदार्थाची घनता कमी होते, फोटॉनच्या टक्करांची संख्या कमी होते आणि ताऱ्याच्या पृष्ठभागाचे पदार्थ किरणोत्सर्गासाठी पारदर्शक होतात. सैद्धांतिक गणना दर्शविल्याप्रमाणे, ही परिस्थिती तारा त्याच्या कमाल तेजस्वीतेपर्यंत पोहोचल्यानंतर अंदाजे 20-30 दिवसांनी उद्भवते.

सुरुवातीच्या 60 दिवसांनंतर, पदार्थ γ-रेडिएशनसाठी पारदर्शक बनतो. प्रकाश वक्र वेगाने क्षय होऊ लागतो. या वेळेपर्यंत, 56Ni आधीच क्षय झाला आहे आणि 56Co ते 56Fe (T1/2 = 77 दिवस) च्या β-क्षयमुळे 4.2 MeV पर्यंत उत्तेजित उर्जेसह ऊर्जा सोडली जाते.

गुरुत्वाकर्षण संकुचित यंत्रणेचे मॉडेल

आवश्यक ऊर्जा सोडण्याची दुसरी परिस्थिती म्हणजे ताऱ्याचा गाभा कोसळणे. त्याचे वस्तुमान त्याच्या अवशेषांच्या वस्तुमानाच्या बरोबरीचे असणे आवश्यक आहे - एक न्यूट्रॉन तारा.

एक वाहक आवश्यक आहे की, एकीकडे, सोडलेली ऊर्जा वाहून नेली पाहिजे आणि दुसरीकडे, पदार्थाशी संवाद साधू नये. अशा वाहकाच्या भूमिकेसाठी न्यूट्रिनो योग्य आहेत.

त्यांच्या निर्मितीसाठी अनेक प्रक्रिया जबाबदार आहेत. ताऱ्याच्या अस्थिरतेसाठी आणि कम्प्रेशनची सुरुवात करण्यासाठी पहिली आणि सर्वात महत्वाची म्हणजे न्यूट्रोनायझेशनची प्रक्रिया.

या प्रतिक्रियांमधून न्यूट्रिनो 10% वाहून जातात. कूलिंगमध्ये मुख्य भूमिका URKA प्रक्रिया (न्यूट्रिनो कूलिंग) द्वारे खेळली जाते.

प्रोटॉन आणि न्यूट्रॉन ऐवजी, अणु केंद्रके देखील कार्य करू शकतात, ज्यामुळे एक अस्थिर समस्थानिक तयार होतो जो बीटा क्षय अनुभवतो.

या प्रक्रियेची तीव्रता कॉम्प्रेशनसह वाढते, ज्यामुळे ते गतिमान होते. ही प्रक्रिया डीजेनरेट इलेक्ट्रॉन्सवर न्यूट्रिनोच्या विखुरण्याद्वारे थांबविली जाते, ज्या दरम्यान ते थर्मोलाइझ केले जातात आणि पदार्थाच्या आत लॉक केले जातात.

लक्षात घ्या की न्यूट्रोनायझेशन प्रक्रिया केवळ 1011/cm3 घनतेवरच घडते, केवळ तारकीय कोरमध्येच साध्य करता येते. याचा अर्थ हायड्रोडायनामिक समतोल फक्त त्यातच बिघडला आहे. बाह्य स्तर स्थानिक हायड्रोडायनामिक समतोलामध्ये असतात आणि मध्यवर्ती गाभा आकुंचन पावल्यानंतर आणि घन पृष्ठभाग तयार झाल्यानंतरच कोसळणे सुरू होते. या पृष्ठभागावरील प्रतिक्षेप शेलचे प्रकाशन सुनिश्चित करते.

सुपरनोव्हा अवशेषांच्या उत्क्रांतीमध्ये तीन टप्पे आहेत:

मोफत उड्डाण.
अॅडियाबॅटिक विस्तार (सेडोव्ह स्टेज). या टप्प्यावर सुपरनोव्हा स्फोट हा स्थिर उष्णता क्षमतेच्या माध्यमात मजबूत बिंदू स्फोट म्हणून दिसून येतो. सेडोव्हचे सेल्फ-मॉडल सोल्यूशन, पृथ्वीच्या वातावरणात आण्विक स्फोटांवर चाचणी केली गेली आहे, या समस्येवर लागू आहे.
प्रखर रोषणाईचा टप्पा. जेव्हा रेडिएशन लॉस वक्रवर समोरच्या मागे तापमान कमाल पोहोचते तेव्हा ते सुरू होते.

शेलचा विस्तार त्या क्षणी थांबतो जेव्हा अवशेषातील वायूचा दाब आंतरतारकीय माध्यमातील वायूच्या दाबाप्रमाणे होतो. यानंतर, अवशेष उधळणे सुरू होते, गोंधळलेल्या ढगांशी आदळते.

वर वर्णन केलेल्या सुपरनोव्हा Ia सिद्धांतांमधील अनिश्चिततेच्या व्यतिरिक्त, स्फोटाची यंत्रणा स्वतःच खूप वादग्रस्त ठरली आहे. बर्याचदा, मॉडेल खालील गटांमध्ये विभागले जाऊ शकतात:

झटपट स्फोट
विलंबित विस्फोट
स्पंदन विलंबित विस्फोट
अशांत जलद ज्वलन

किमान प्रारंभिक परिस्थितीच्या प्रत्येक संयोजनासाठी, सूचीबद्ध यंत्रणा एका भिन्नतेमध्ये किंवा दुसर्यामध्ये आढळू शकतात. परंतु प्रस्तावित मॉडेल्सची श्रेणी यापुरती मर्यादित नाही. एक उदाहरण म्हणून, जेव्हा दोन एकाच वेळी स्फोट होतात तेव्हा आम्ही मॉडेल उद्धृत करू शकतो. स्वाभाविकच, हे केवळ अशाच परिस्थितींमध्ये शक्य आहे जिथे दोन्ही घटक विकसित झाले आहेत.

सुपरनोव्हा स्फोट हे आंतरतारकीय माध्यमाच्या अणुसंख्येपेक्षा जास्त (किंवा ते म्हणतात त्याप्रमाणे, जड) घटकांसह पुन्हा भरण्याचे मुख्य स्त्रोत आहेत. तथापि, ज्या प्रक्रियांनी त्यांना जन्म दिला त्या घटकांच्या वेगवेगळ्या गटांसाठी आणि अगदी समस्थानिकांसाठी भिन्न आहेत.

He आणि Fe पर्यंत जड असलेले जवळजवळ सर्व घटक हे शास्त्रीय थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजनचे परिणाम आहेत, उदाहरणार्थ, ताऱ्यांच्या आतील भागात किंवा p-प्रक्रियेदरम्यान सुपरनोव्हा स्फोटांदरम्यान. येथे हे लक्षात घेण्यासारखे आहे की प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस दरम्यान एक अत्यंत लहान भाग प्राप्त झाला होता.
209Bi पेक्षा जड असलेले सर्व घटक आर-प्रक्रियेचे परिणाम आहेत
इतरांची उत्पत्ती हा वादाचा विषय आहे; s-, r-, ν-, आणि rp- प्रक्रिया संभाव्य यंत्रणा म्हणून प्रस्तावित आहेत.

प्री-सुपरनोव्हामध्ये आणि 25M☉ ताऱ्याच्या उद्रेकानंतर पुढच्या क्षणात न्यूक्लियोसिंथेसिसची रचना आणि प्रक्रिया, स्केल न करता.

आर-प्रक्रिया ही (n, γ) प्रतिक्रियांदरम्यान न्यूट्रॉनच्या अनुक्रमिक कॅप्चरद्वारे हलक्यापासून जड केंद्रक तयार करण्याची प्रक्रिया आहे आणि जोपर्यंत न्यूट्रॉन कॅप्चरचा दर समस्थानिकेच्या β− क्षय दरापेक्षा जास्त आहे तोपर्यंत चालू राहते.

ν-प्रक्रिया ही न्यूक्लियोसिंथेसिसची प्रक्रिया आहे, न्यूट्रिनोच्या अणू केंद्रकांसह परस्परसंवादाद्वारे. हे समस्थानिक 7Li, 11B, 19F, 138La आणि 180Ta दिसण्यासाठी जबाबदार असू शकते.

सुपरनोव्हा SN 1054 चे अवशेष म्हणून क्रॅब नेबुला

हिप्परकसची स्थिर ताऱ्यांबद्दलची आवड कदाचित सुपरनोव्हाच्या निरीक्षणातून प्रेरित झाली असावी (प्लिनीच्या मते). सुपरनोव्हा SN 185 म्हणून ओळखले जाणारे सर्वात जुने रेकॉर्ड चीनी खगोलशास्त्रज्ञांनी 185 AD मध्ये केले होते. सर्वात तेजस्वी सुपरनोव्हा, SN 1006, चे चिनी आणि अरब खगोलशास्त्रज्ञांनी तपशीलवार वर्णन केले आहे. क्रॅब नेब्युलाला जन्म देणारा सुपरनोव्हा SN 1054 चा चांगलाच निरीक्षण करण्यात आला. सुपरनोव्हा SN 1572 आणि SN 1604 उघड्या डोळ्यांना दृश्यमान होते आणि युरोपमधील खगोलशास्त्राच्या विकासामध्ये त्यांचे खूप महत्त्व होते, कारण ते चंद्र आणि सौर यंत्रणेच्या पलीकडे जग अपरिवर्तित आहे या अॅरिस्टोटेलियन कल्पनेविरूद्ध युक्तिवाद म्हणून वापरले गेले. जोहान्स केप्लरने 17 ऑक्टोबर 1604 रोजी SN 1604 चे निरीक्षण करण्यास सुरुवात केली. वाढत्या ब्राइटनेसच्या टप्प्यावर (SN 1572 नंतर, Tycho Brahe द्वारे Cassiopeia नक्षत्रात) नोंदवलेला हा दुसरा सुपरनोव्हा होता.

दुर्बिणीच्या विकासामुळे, 1885 मध्ये अँड्रोमेडा नेब्युलामधील सुपरनोव्हा एस एंड्रोमेडाच्या निरीक्षणापासून सुरुवात करून, इतर आकाशगंगांमधील सुपरनोव्हा निरीक्षण करणे शक्य झाले. विसाव्या शतकात, प्रत्येक प्रकारच्या सुपरनोव्हासाठी यशस्वी मॉडेल विकसित केले गेले आणि तारा निर्मितीमध्ये त्यांची भूमिका समजून घेणे वाढले. 1941 मध्ये, अमेरिकन खगोलशास्त्रज्ञ रुडॉल्फ मिन्कोव्स्की आणि फ्रिट्झ झ्विकी यांनी सुपरनोव्हासाठी आधुनिक वर्गीकरण योजना विकसित केली.

1960 च्या दशकात, खगोलशास्त्रज्ञांनी शोधून काढले की सुपरनोव्हा स्फोटांची जास्तीत जास्त प्रकाशमानता मानक मेणबत्ती म्हणून वापरली जाऊ शकते, म्हणून खगोलशास्त्रीय अंतरांचे मोजमाप. सुपरनोव्हा आता कॉस्मॉलॉजिकल डिस्टन्सबद्दल महत्त्वाची माहिती देतात. सर्वात दूरचा सुपरनोव्हा अपेक्षेपेक्षा कमी निघाला, जो आधुनिक कल्पनांनुसार विश्वाचा विस्तार वेगाने होत असल्याचे दर्शवितो.

सुपरनोव्हा स्फोटांच्या इतिहासाची पुनर्रचना करण्यासाठी पद्धती विकसित केल्या गेल्या आहेत ज्यांचे कोणतेही लेखी निरीक्षण रेकॉर्ड नाहीत. सुपरनोव्हा कॅसिओपिया A ची तारीख नेब्युलाच्या प्रकाश प्रतिध्वनीवरून निर्धारित केली गेली होती, तर सुपरनोव्हा अवशेष RX J0852.0-4622 चे वय तापमान आणि टायटॅनियम-44 च्या क्षय पासून γ-किरण उत्सर्जनाच्या मोजमापांवरून निर्धारित केले गेले होते. 2009 मध्ये, अंटार्क्टिक बर्फामध्ये सुपरनोव्हा स्फोटाच्या वेळेशी संबंधित नायट्रेट्स सापडले.

22 जानेवारी 2014 रोजी, उर्सा मेजर नक्षत्रात असलेल्या M82 आकाशगंगेमध्ये सुपरनोव्हा SN 2014J चा उद्रेक झाला. Galaxy M82 आपल्या आकाशगंगेपासून 12 दशलक्ष प्रकाश-वर्षांवर स्थित आहे आणि त्याची स्पष्ट तीव्रता 9 पेक्षा कमी आहे. हा सुपरनोव्हा 1987 (SN 1987A) पासून पृथ्वीच्या सर्वात जवळ आहे.

आपण आधीच पाहिले आहे की, सूर्य आणि इतर स्थिर तार्‍यांच्या विपरीत, भौतिक परिवर्तनीय तारे आकारात, फोटोस्फियरचे तापमान आणि प्रकाशमानात बदलतात. निरनिराळ्या प्रकारच्या स्थिर नसलेल्या ताऱ्यांपैकी नोव्हा आणि सुपरनोव्हा हे विशेष स्वारस्य आहेत. खरं तर, हे नवीन दिसलेले तारे नाहीत, परंतु आधीपासून अस्तित्वात असलेले तारे आहेत ज्यांनी चमक वाढल्याने लक्ष वेधले.

नवीन ताऱ्यांच्या उद्रेकादरम्यान, काही दिवसांपासून अनेक महिन्यांच्या कालावधीत चमक हजारो आणि लाखो पटीने वाढते. असे ज्ञात तारे आहेत जे वारंवार नोव्हा म्हणून भडकले आहेत. आधुनिक माहितीनुसार, नवीन तारे हे सहसा बायनरी सिस्टीमचा भाग असतात आणि बायनरी सिस्टीम तयार करणाऱ्या ताऱ्यांमधील पदार्थांच्या देवाणघेवाणीच्या परिणामी एका ताऱ्याचा उद्रेक होतो. उदाहरणार्थ, "पांढरा बटू - सामान्य तारा (कमी चमक)" प्रणालीमध्ये, सामान्य तार्‍यापासून पांढर्‍या बटूवर वायू पडतो तेव्हा नोव्हाची घटना घडवून आणणारे स्फोट होऊ शकतात.

त्याहूनही भव्य सुपरनोव्हाचे स्फोट आहेत, ज्याची चमक अचानक 19 मीटरने वाढते! जास्तीत जास्त ब्राइटनेसमध्ये, ताऱ्याची विकिरण करणारी पृष्ठभाग प्रति सेकंद कित्येक हजार किलोमीटर वेगाने निरीक्षकाकडे येते. सुपरनोव्हा स्फोटांचा नमुना सूचित करतो की सुपरनोव्हा स्फोट करणारे तारे आहेत.

सुपरनोव्हा स्फोटांदरम्यान, अनेक दिवसांत प्रचंड ऊर्जा सोडली जाते - सुमारे 10 41 J. ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीच्या अंतिम टप्प्यावर असे प्रचंड स्फोट होतात, ज्याचे वस्तुमान सूर्याच्या वस्तुमानापेक्षा कित्येक पटीने जास्त असते.

त्याच्या कमाल ब्राइटनेसमध्ये, एक सुपरनोव्हा आपल्या सूर्यासारख्या अब्ज तार्‍यांपेक्षा जास्त चमकू शकतो. काही सुपरनोव्हाच्या सर्वात शक्तिशाली स्फोटांदरम्यान, पदार्थ 5000 - 7000 किमी/से वेगाने बाहेर काढले जाऊ शकतात, ज्याचे वस्तुमान अनेक सौर वस्तुमानांपर्यंत पोहोचते. सुपरनोव्हाद्वारे बाहेर काढलेल्या कवचांचे अवशेष विस्तारित वायू म्हणून दीर्घकाळ दृश्यमान असतात.

केवळ सुपरनोव्हा कवचांचे अवशेषच सापडले नाहीत तर एकदा स्फोट झालेल्या ताऱ्याच्या मध्यभागी काय अवशेष आहेत. हे "तारकीय अवशेष" रेडिओ उत्सर्जनाचे आश्चर्यकारक स्त्रोत बनले, ज्यांना पल्सर म्हणतात. पहिले पल्सर 1967 मध्ये सापडले.

काही पल्सरमध्ये रेडिओ डाळींचा पुनरावृत्ती दर आश्चर्यकारकपणे स्थिर असतो: डाळी वेळेच्या काटेकोरपणे समान अंतराने पुनरावृत्ती केल्या जातात, 10 -9 s पेक्षा जास्त अचूकतेने मोजल्या जातात! ओपन पल्सर आमच्यापासून शेकडो पार्सेकपेक्षा जास्त अंतरावर नसतात. असे गृहीत धरले जाते की पल्सर हे सुपर-डेन्स तारे वेगाने फिरत आहेत ज्यात सुमारे 10 किमी त्रिज्या आहेत आणि वस्तुमान सूर्याच्या वस्तुमानाच्या जवळ आहे. अशा तार्‍यांमध्ये घनतेने भरलेले न्यूट्रॉन असतात आणि त्यांना न्यूट्रॉन तारे म्हणतात. न्यूट्रॉन तारे त्यांच्या अस्तित्वाच्या वेळेचा फक्त एक भाग पल्सर म्हणून प्रकट होतात.

सुपरनोव्हा स्फोट ही दुर्मिळ घटना आहे. गेल्या सहस्राब्दीमध्ये, आपल्या तारा प्रणालीमध्ये फक्त काही सुपरनोव्हा स्फोट दिसून आले आहेत. यापैकी, खालील तीन सर्वात विश्वासार्हपणे स्थापित केले गेले आहेत: वृषभ नक्षत्रात 1054 मध्ये उद्रेक, 1572 मध्ये कॅसिओपिया नक्षत्रात, 1604 मध्ये ओफिचस नक्षत्रात. यापैकी पहिल्या सुपरनोव्हाचे वर्णन चिनी आणि जपानी खगोलशास्त्रज्ञांनी "अतिथी तारा" म्हणून केले होते, दुसरे टायको ब्राहे आणि तिसरे जोहान्स केप्लर यांनी पाहिले होते. 1054 आणि 1572 च्या सुपरनोव्हाची चमक शुक्राच्या तेजापेक्षा जास्त होती आणि हे तारे दिवसा दृश्यमान होते. दुर्बिणीचा शोध लागल्यापासून (1609), आपल्या तारा प्रणालीमध्ये एकही सुपरनोव्हा पाहिला गेला नाही (असे शक्य आहे की काही स्फोट लक्षात आले नाहीत). जेव्हा इतर तारा प्रणालींचा शोध घेण्याची संधी निर्माण झाली तेव्हा त्यांच्यामध्ये नवीन तारे आणि सुपरनोव्हा सापडले.

23 फेब्रुवारी 1987 रोजी, आपल्या आकाशगंगेचा सर्वात मोठा उपग्रह असलेल्या लार्ज मॅगेलॅनिक क्लाउड (नक्षत्र डोराडस) मध्ये सुपरनोव्हाचा स्फोट झाला. 1604 नंतर प्रथमच, उघड्या डोळ्यांनी देखील सुपरनोव्हा पाहता आला. स्फोटापूर्वी, सुपरनोव्हाच्या ठिकाणी 12 व्या तीव्रतेचा तारा होता. मार्चच्या सुरुवातीस तारा त्याची कमाल चमक 4 मीटरपर्यंत पोहोचला आणि नंतर हळू हळू क्षीण होऊ लागला. मीर ऑर्बिटल स्टेशनच्या क्वांट मॉड्यूलवरील सर्वात मोठ्या जमिनीवर आधारित वेधशाळा, अॅस्ट्रॉन ऑर्बिटल वेधशाळा आणि एक्स-रे दुर्बिणींमधून दुर्बिणी वापरून सुपरनोव्हाचे निरीक्षण करणारे शास्त्रज्ञ प्रथमच संपूर्ण उद्रेक प्रक्रियेचा शोध घेण्यास सक्षम होते. दृश्यमान ऑप्टिकल श्रेणी, अल्ट्राव्हायोलेट, क्ष-किरण आणि रेडिओ श्रेणींसह वेगवेगळ्या वर्णक्रमीय श्रेणींमध्ये निरीक्षणे केली गेली. वैज्ञानिक प्रेसमध्ये न्यूट्रिनो आणि संभाव्यत: स्फोट होत असलेल्या तार्‍यापासून गुरुत्वीय किरणोत्सर्ग शोधण्याबद्दल खळबळजनक अहवाल आले. स्फोटापूर्वीच्या टप्प्यातील ताऱ्याच्या संरचनेचे मॉडेल नवीन परिणामांसह परिष्कृत आणि समृद्ध केले गेले.