सुपरनोव्हा शीर्षके. सुपरनोव्हा - मृत्यू किंवा नवीन जीवनाची सुरुवात

20 व्या शतकातील एक महत्त्वाची कामगिरी म्हणजे हायड्रोजन आणि हेलियमपेक्षा जड असलेले जवळजवळ सर्व घटक ताऱ्यांच्या आतील भागात तयार होतात आणि सुपरनोव्हा स्फोटांच्या परिणामी आंतरतारकीय माध्यमात प्रवेश करतात, ही सर्वात शक्तिशाली घटना आहे. विश्वात

चित्रित: तेजस्वी तारे आणि वायूचे विस्प्स सुपरनोव्हा 1987A नावाच्या एका विशाल ताऱ्याच्या आत्म-नाशाची चित्तथरारक पार्श्वभूमी देतात. त्याचा स्फोट खगोलशास्त्रज्ञांनी 23 फेब्रुवारी 1987 रोजी दक्षिण गोलार्धात पाहिला. ही हबल प्रतिमा वायूच्या पसरलेल्या ढगांमध्ये पदार्थाच्या आतील आणि बाहेरील वलयांनी वेढलेला सुपरनोव्हा अवशेष दर्शवते. ही तीन-रंगी प्रतिमा सप्टेंबर 1994, फेब्रुवारी 1996 आणि जुलै 1997 मध्ये घेतलेल्या सुपरनोव्हा आणि त्याच्या शेजारच्या प्रदेशाच्या अनेक छायाचित्रांचे संमिश्र आहे. सुपरनोव्हाजवळील असंख्य चमकदार निळे तारे हे भव्य तारे आहेत, ज्यातील प्रत्येक तारे सुमारे 12 दशलक्ष वर्षे जुने आहेत आणि सूर्यापेक्षा 6 पट जड आहेत. ते सर्व ताऱ्यांच्या एकाच पिढीतील आहेत ज्याचा स्फोट झाला. तेजस्वी वायू ढगांची उपस्थिती हे या प्रदेशातील तरुणांचे आणखी एक लक्षण आहे, जे अजूनही नवीन ताऱ्यांच्या जन्मासाठी सुपीक जमीन आहे.

सुरुवातीला, सर्व तारे ज्यांची चमक अचानक 1,000 पटीने वाढली त्यांना नोव्हा असे म्हणतात. चमकणारे, असे तारे अचानक आकाशात दिसू लागले, नक्षत्राचे नेहमीचे कॉन्फिगरेशन तोडून, आणि त्यांची चमक जास्तीत जास्त, हजारो पटीने वाढली, नंतर त्यांची चमक झपाट्याने कमी होऊ लागली आणि काही वर्षांनी ते त्यांच्यासारखे कमकुवत झाले. उद्रेकाच्या आधी. फ्लेअर्सची पुनरावृत्ती, ज्यामध्ये प्रत्येक तारा त्याच्या वस्तुमानाच्या एक हजारव्या भागापर्यंत उच्च वेगाने बाहेर पडतो, हे नवीन ताऱ्यांचे वैशिष्ट्य आहे. आणि तरीही, अशा फ्लॅशच्या घटनेच्या सर्व भव्यतेसाठी, ते तारेच्या संरचनेत आमूलाग्र बदल किंवा त्याच्या विनाशाशी संबंधित नाही.

पाच हजार वर्षांपासून, ताऱ्यांच्या 200 पेक्षा जास्त तेजस्वी उद्रेकांविषयी माहिती जतन केली गेली आहे, जर आपण स्वतःला 3 व्या परिमाणापेक्षा जास्त नसलेल्या ताऱ्यांपुरते मर्यादित ठेवले तर. परंतु जेव्हा तेजोमेघांचे एक्स्ट्रागॅलेक्टिक स्वरूप स्थापित केले गेले तेव्हा हे स्पष्ट झाले की त्यांच्यातील भडकलेल्या नोव्हाने त्यांच्या वैशिष्ट्यांमध्ये सामान्य नोव्हेला मागे टाकले आहे, कारण त्यांची चमक बहुतेकदा संपूर्ण आकाशगंगेच्या प्रकाशमानतेच्या समान असते ज्यामध्ये ते भडकतात. अशा घटनांच्या असामान्य स्वरूपामुळे खगोलशास्त्रज्ञांना अशी कल्पना आली की अशा घटना सामान्य नवीन तार्‍यांपेक्षा पूर्णपणे भिन्न आहेत आणि म्हणूनच, 1934 मध्ये, अमेरिकन खगोलशास्त्रज्ञ फ्रिट्झ झ्विकी आणि वॉल्टर बाडे यांच्या सूचनेनुसार, ते तारे ज्यांचे लखलखते तेजस्वीतेपर्यंत पोहोचले. सामान्य आकाशगंगा त्यांच्या कमाल ब्राइटनेसमध्ये वेगळ्या, सर्वात तेजस्वी आणि सुपरनोव्हाच्या दुर्मिळ वर्गात वेगळ्या केल्या गेल्या.

सामान्य नवीन ताऱ्यांच्या स्फोटांप्रमाणे, आपल्या आकाशगंगेच्या सध्याच्या स्थितीत सुपरनोव्हाचे उद्रेक अत्यंत दुर्मिळ आहेत, दर 100 वर्षांनी एकदाच होत नाहीत. सर्वात धक्कादायक उद्रेक 1006 आणि 1054 मध्ये होते; त्यांच्याबद्दलची माहिती चिनी आणि जपानी ग्रंथांमध्ये आहे. 1572 मध्ये, उत्कृष्ट खगोलशास्त्रज्ञ टायको ब्राहे यांनी कॅसिओपिया नक्षत्रात अशा ताऱ्याचा उद्रेक झाल्याचे निरीक्षण केले, तर जोहान्स केप्लर हे 1604 मध्ये ओफिचस नक्षत्रात सुपरनोव्हाचे अनुसरण करणारे शेवटचे होते. खगोलशास्त्रातील "टेलिस्कोपिक" युगाच्या चार शतकांपर्यंत, आपल्या आकाशगंगेमध्ये अशा प्रकारचे कोणतेही फ्लेअर पाहिले गेले नाहीत. त्यातील सूर्यमालेची स्थिती अशी आहे की सुपरनोव्हाची निरीक्षणे त्याच्या आकारमानाच्या अर्ध्या भागामध्ये आपल्याला ऑप्टिकली उपलब्ध असतात आणि उर्वरित भागांमध्ये आंतरतारकीय शोषणामुळे उद्रेकांची चमक कमी होते. मध्ये आणि. क्रॅसोव्स्की आणि आय.एस. श्क्लोव्स्कीने गणना केली की आपल्या आकाशगंगेत सुपरनोव्हा स्फोट सरासरी दर 100 वर्षांनी एकदा होतात. इतर आकाशगंगांमध्ये, या प्रक्रिया अंदाजे समान वारंवारतेने घडतात; म्हणून, ऑप्टिकल आऊटबर्स्ट स्टेजमधील सुपरनोव्हांबद्दलची मुख्य माहिती इतर आकाशगंगांमधील त्यांच्या निरीक्षणांवरून प्राप्त होते.

अशा शक्तिशाली घटनांचा अभ्यास करण्याचे महत्त्व ओळखून, खगोलशास्त्रज्ञ डब्ल्यू. बादे आणि एफ. झ्विकी, ज्यांनी यूएसए मधील पालोमर वेधशाळेत काम केले, त्यांनी 1936 मध्ये सुपरनोव्हाचा पद्धतशीरपणे शोध सुरू केला. त्यांच्याकडे श्मिट दुर्बीण होती, ज्यामुळे अनेक दहा चौरस अंशांच्या क्षेत्रांचे छायाचित्रण करणे शक्य झाले आणि अगदी अस्पष्ट तारे आणि आकाशगंगांच्या अगदी स्पष्ट प्रतिमा दिल्या. तीन वर्षांच्या कालावधीत, त्यांनी वेगवेगळ्या आकाशगंगांमध्ये 12 सुपरनोव्हा स्फोट शोधले, ज्याचा नंतर फोटोमेट्री आणि स्पेक्ट्रोस्कोपी वापरून अभ्यास केला गेला. जसजसे निरीक्षण तंत्रज्ञान सुधारत गेले, तसतसे नव्याने सापडलेल्या सुपरनोव्हांची संख्या सातत्याने वाढत गेली आणि त्यानंतरच्या स्वयंचलित शोधांच्या परिचयामुळे शोधांच्या संख्येत हिमस्खलनासारखी वाढ झाली (दरवर्षी १०० पेक्षा जास्त सुपरनोव्हा, एकूण संख्या १,५००). अलिकडच्या वर्षांत, मोठ्या दुर्बिणींनी देखील खूप दूरच्या आणि अस्पष्ट सुपरनोव्हाचा शोध सुरू केला आहे, कारण त्यांच्या संशोधनामुळे संपूर्ण विश्वाची रचना आणि भवितव्य याबद्दलच्या अनेक प्रश्नांची उत्तरे मिळू शकतात. अशा दुर्बिणीच्या सहाय्याने एका रात्रीच्या निरीक्षणात, 10 पेक्षा जास्त दूरच्या सुपरनोव्हा शोधल्या जाऊ शकतात.

सुपरनोव्हा इंद्रियगोचर म्हणून पाहिल्या जाणाऱ्या ताऱ्याच्या स्फोटाच्या परिणामी, त्याच्याभोवती एक नेबुला तयार होतो, जो प्रचंड वेगाने (सुमारे 10,000 किमी / सेकंद) विस्तारतो. उच्च विस्तार दर हे मुख्य वैशिष्ट्य आहे ज्याद्वारे सुपरनोव्हाचे अवशेष इतर तेजोमेघांपेक्षा वेगळे केले जातात. सुपरनोव्हाच्या अवशेषांमध्ये, सर्व काही प्रचंड शक्तीच्या स्फोटाबद्दल बोलते, ज्याने ताऱ्याचे बाह्य स्तर विखुरले आणि बाहेर काढलेल्या शेलच्या वैयक्तिक तुकड्यांना प्रचंड वेग दिला.

खेकडा नेबुला

तुलनेने लहान क्रॅब नेब्युला वृषभ नक्षत्रात दिसलेल्या आणि उच्च वेगाने विस्तारत असलेल्या वायूयुक्त विखुरलेल्या पदार्थाचा समावेश असलेल्या एकाही स्पेस ऑब्जेक्टने खगोलशास्त्रज्ञांना तितकी मौल्यवान माहिती दिली नाही. हा तेजोमेघ, जो 1054 मध्ये पाहिल्या गेलेल्या सुपरनोव्हाचा अवशेष आहे, ही पहिली गॅलेक्टिक वस्तू होती ज्याद्वारे रेडिओ स्त्रोत ओळखला गेला. असे दिसून आले की रेडिओ उत्सर्जनाच्या स्वरूपाचा थर्मल रेडिएशनशी काहीही संबंध नाही: त्याची तीव्रता तरंगलांबीसह पद्धतशीरपणे वाढते. लवकरच या घटनेचे स्वरूप स्पष्ट करणे शक्य झाले. सुपरनोव्हाच्या अवशेषांमध्ये एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र असणे आवश्यक आहे, जे त्याच्याद्वारे तयार केलेले वैश्विक किरण (इलेक्ट्रॉन, पॉझिट्रॉन, अणु केंद्रक) धारण करतात, ज्याचा वेग प्रकाशाच्या वेगाच्या जवळ असतो. चुंबकीय क्षेत्रात, ते गतीच्या दिशेने एका अरुंद बीममध्ये इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक उर्जेचे विकिरण करतात. क्रॅब नेब्युलामधून नॉन-थर्मल रेडिओ उत्सर्जनाच्या शोधाने खगोलशास्त्रज्ञांना या आधारावर सुपरनोव्हाचे अवशेष शोधण्यास प्रवृत्त केले.

कॅसिओपिया नक्षत्रात स्थित तेजोमेघ रेडिओ उत्सर्जनाचा विशेषतः शक्तिशाली स्त्रोत असल्याचे दिसून आले; मीटर तरंगलांबीवर, त्यातून होणारा रेडिओ उत्सर्जन प्रवाह क्रॅब नेब्युलाच्या प्रवाहापेक्षा 10 पट जास्त आहे, जरी तो नंतरच्या तुलनेत खूप दूर आहे. ऑप्टिकल बीममध्ये ही वेगाने विस्तारणारी नेबुला खूप कमकुवत आहे. कॅसिओपिया नेबुला हा सुमारे 300 वर्षांपूर्वी झालेल्या सुपरनोव्हा स्फोटाचा अवशेष असल्याचे मानले जाते.

सिग्नस नक्षत्रातील फिलामेंटस तेजोमेघांच्या प्रणालीने जुन्या सुपरनोव्हाच्या अवशेषांचे रेडिओ उत्सर्जन वैशिष्ट्य देखील दर्शवले. रेडिओ खगोलशास्त्राने इतर अनेक नॉन-थर्मल रेडिओ स्रोत शोधण्यात मदत केली आहे, जे वेगवेगळ्या वयोगटातील सुपरनोव्हाचे अवशेष आहेत. अशा प्रकारे, असा निष्कर्ष काढण्यात आला की हजारो वर्षांपूर्वीच्या सुपरनोव्हाचे अवशेष, त्यांच्या शक्तिशाली नॉन-थर्मल रेडिओ उत्सर्जनासह इतर तेजोमेघांमध्ये वेगळे आहेत.

आधीच नमूद केल्याप्रमाणे, क्रॅब नेबुला ही पहिली वस्तू होती ज्यामध्ये एक्स-रे उत्सर्जन आढळले. 1964 मध्ये, हे शोधणे शक्य झाले की त्यातून बाहेर पडणाऱ्या क्ष-किरण किरणोत्सर्गाचा स्त्रोत विस्तारित आहे, जरी त्याची कोनीय परिमाणे क्रॅब नेब्युलाच्या कोनीय परिमाणांपेक्षा 5 पट लहान आहेत. ज्यावरून असा निष्कर्ष काढण्यात आला की क्ष-किरण हे एकदा सुपरनोव्हा म्हणून उद्रेक झालेल्या ताऱ्याद्वारे उत्सर्जित होत नाहीत तर तेजोमेघातूनच उत्सर्जित होतात.

सुपरनोव्हाचा प्रभाव

23 फेब्रुवारी 1987 रोजी, आमच्या शेजारच्या आकाशगंगा, लार्ज मॅगेलॅनिक क्लाउडमध्ये सुपरनोव्हाचा स्फोट झाला, जो खगोलशास्त्रज्ञांसाठी अत्यंत महत्त्वाचा ठरला कारण आधुनिक खगोलशास्त्रीय उपकरणांनी सज्ज असलेला हा पहिलाच क्लाउड होता, ज्याचा तपशीलवार अभ्यास करता आला. आणि या ताराने अंदाजांच्या संपूर्ण मालिकेची पुष्टी केली. त्याच बरोबर ऑप्टिकल फ्लॅशसह, जपान आणि ओहायो (यूएसए) मध्ये स्थापित केलेल्या विशेष डिटेक्टरने न्यूट्रिनोचा प्रवाह नोंदवला - प्राथमिक कण जे ताऱ्याच्या गाभ्याच्या संकुचिततेच्या वेळी अतिशय उच्च तापमानात जन्माला येतात आणि सहजपणे त्याच्या कवचातून आत प्रवेश करतात. या निरिक्षणांनी पूर्वीच्या गृहीतकेला पुष्टी दिली की कोसळणाऱ्या तारकीय कोरच्या वस्तुमानाच्या सुमारे 10% भाग न्यूट्रिनोच्या रूपात उत्सर्जित होतो जेव्हा कोर स्वतःच न्यूट्रॉन ताऱ्यात कोसळतो. अतिप्रचंड तार्‍यांमध्ये, सुपरनोव्हाच्या स्फोटादरम्यान, कोर अधिक घनतेपर्यंत संकुचित केले जातात आणि बहुधा, कृष्णविवरांमध्ये बदलतात, परंतु ताऱ्याचे बाह्य स्तर अजूनही फेकले जातात. अलिकडच्या वर्षांत, काही कॉस्मिक गॅमा-किरणांचे स्फोट सुपरनोव्हाशी संबंधित असल्याचे संकेत दिसून आले आहेत. हे शक्य आहे की वैश्विक गामा-किरणांच्या स्फोटांचे स्वरूप स्फोटांच्या स्वरूपाशी संबंधित आहे.

सुपरनोव्हा स्फोटांचा आसपासच्या आंतरतारकीय माध्यमावर तीव्र आणि वैविध्यपूर्ण प्रभाव पडतो. सुपरनोव्हा कवच, जे प्रचंड वेगाने फेकले जाते, त्याच्या सभोवतालच्या वायूला स्कूप करते आणि संकुचित करते, ज्यामुळे वायू ढगांमधून नवीन ताऱ्यांच्या निर्मितीला चालना मिळते. रटगर्स युनिव्हर्सिटीच्या डॉ. जॉन ह्यूजेस यांच्या नेतृत्वाखालील खगोलशास्त्रज्ञांच्या चमूने, नासाच्या चंद्र क्ष-किरण वेधशाळेतील निरीक्षणांचा वापर करून, सुपरनोव्हा स्फोटांमध्ये सिलिकॉन, लोह आणि इतर घटक कसे तयार होतात यावर प्रकाश टाकणारा एक महत्त्वाचा शोध लावला आहे. सुपरनोव्हा अवशेष कॅसिओपिया ए (कॅस ए) ची एक्स-रे प्रतिमा स्फोटादरम्यान ताऱ्याच्या आतील भागातून बाहेर पडलेले सिलिकॉन, सल्फर आणि लोह यांचे गठ्ठे प्रकट करते.

चंद्र वेधशाळेने मिळवलेल्या Cas A सुपरनोव्हा अवशेषांच्या प्रतिमांची उच्च दर्जाची, स्पष्टता आणि माहिती सामग्रीमुळे खगोलशास्त्रज्ञांना केवळ या अवशेषांच्या अनेक नोड्सची रासायनिक रचना ठरवता आली नाही तर हे नोड्स नेमके कोठे तयार झाले हे देखील शोधू शकले. उदाहरणार्थ, सर्वात कॉम्पॅक्ट आणि चमकदार नोड्स प्रामुख्याने सिलिकॉन आणि सल्फरचे बनलेले असतात ज्यामध्ये फारच कमी लोह असते. हे सूचित करते की ते ताऱ्याच्या आत खोलवर तयार झाले होते, जेथे सुपरनोव्हा स्फोटात संपलेल्या कोसळण्याच्या वेळी तापमान तीन अब्ज अंशांपर्यंत पोहोचले होते. इतर नोड्समध्ये, खगोलशास्त्रज्ञांना विशिष्ट प्रमाणात सिलिकॉन आणि सल्फरच्या अशुद्धतेसह लोहाची उच्च सामग्री आढळली. हा पदार्थ त्या भागांमध्ये आणखी खोलवर तयार झाला जेथे स्फोटादरम्यान तापमान चार ते पाच अब्ज अंशांपर्यंत उच्च मूल्यापर्यंत पोहोचले. सुपरनोव्हा अवशेष Cas A मधील चमकदार सिलिकॉन-समृद्ध आणि फिकट लोह-समृद्ध नोड्सच्या व्यवस्थेची तुलना केल्यावर असे दिसून आले की ताऱ्याच्या सर्वात खोल थरांपासून उद्भवणारी "लोह" वैशिष्ट्ये अवशेषांच्या बाहेरील कडांवर स्थित आहेत. याचा अर्थ असा की स्फोटाने "लोखंडी" नोड्स इतर सर्वांपेक्षा दूर फेकले. आणि आताही, ते अधिक वेगाने स्फोटाच्या केंद्रापासून दूर जात असल्याचे दिसते. चंद्राने मिळवलेल्या डेटाच्या अभ्यासामुळे सुपरनोव्हाच्या स्फोटाचे स्वरूप, प्रक्रियेची गतिशीलता आणि नवीन घटकांची उत्पत्ती स्पष्ट करणाऱ्या सिद्धांतवाद्यांनी प्रस्तावित केलेल्या अनेक यंत्रणांपैकी एकावर राहणे शक्य होईल.

SN I सुपरनोव्हामध्ये अगदी समान स्पेक्ट्रा (हायड्रोजन रेषा नसलेले) आणि हलके वक्र आकार असतात, तर SN II स्पेक्ट्रामध्ये चमकदार हायड्रोजन रेषा असतात आणि ते स्पेक्ट्रा आणि प्रकाश वक्र या दोन्ही प्रकारांनी ओळखले जातात. या स्वरूपात, सुपरनोव्हाचे वर्गीकरण 1980 च्या दशकाच्या मध्यापर्यंत अस्तित्वात होते. आणि सीसीडी रिसीव्हरच्या व्यापक वापराच्या सुरूवातीस, निरीक्षण सामग्रीचे प्रमाण आणि गुणवत्ता लक्षणीयरीत्या वाढली, ज्यामुळे पूर्वीच्या दुर्गम अस्पष्ट वस्तूंसाठी स्पेक्ट्रोग्राम मिळवणे, अधिक अचूकतेसह रेषांची तीव्रता आणि रुंदी निर्धारित करणे आणि रेकॉर्ड करणे देखील शक्य झाले. स्पेक्ट्रामधील कमकुवत रेषा. परिणामी, सुपरनोव्हाचे उघडपणे स्थापित केलेले बायनरी वर्गीकरण झपाट्याने बदलू लागले आणि ते अधिक गुंतागुंतीचे होऊ लागले.

सुपरनोव्हा हे आकाशगंगांच्या प्रकारांद्वारे देखील ओळखले जातात ज्यामध्ये ते भडकतात. सर्पिल आकाशगंगांमध्ये, दोन्ही प्रकारचे सुपरनोव्हा भडकतात, परंतु लंबवर्तुळाकार आकाशगंगांमध्ये, जिथे जवळजवळ कोणतेही आंतरतारकीय माध्यम नसते आणि तारा निर्मिती प्रक्रिया संपलेली असते, तिथे फक्त SN I टाइपचे सुपरनोव्हा पाहिले जातात, अर्थातच, स्फोटापूर्वी हे खूप जुने तारे आहेत, ज्यांचे वस्तुमान सूर्याच्या जवळ आहे. आणि या प्रकारच्या सुपरनोव्हाचे स्पेक्ट्रा आणि प्रकाश वक्र खूप समान असल्याने, याचा अर्थ असा आहे की तेच तारे सर्पिल आकाशगंगांमध्ये विस्फोट करतात. सूर्याजवळ वस्तुमान असलेल्या तार्‍यांच्या उत्क्रांती मार्गाचा नैसर्गिक अंत म्हणजे ग्रहांच्या तेजोमेघाच्या एकाचवेळी निर्मितीसह पांढऱ्या बौनेमध्ये रूपांतर होणे. पांढऱ्या बटूच्या रचनेत जवळजवळ हायड्रोजन नसतो, कारण हा सामान्य ताऱ्याच्या उत्क्रांतीचा अंतिम उत्पादन आहे.

आपल्या आकाशगंगेमध्ये दरवर्षी अनेक ग्रहीय तेजोमेघ तयार होतात, त्यामुळे अशा वस्तुमानाचे बहुतेक तारे शांतपणे त्यांचे आयुष्य पूर्ण करतात आणि दर शंभर वर्षांनी एकदाच SN I टाइपचा सुपरनोव्हा फुटतो. कोणती कारणे एक अतिशय विशेष शेवट ठरवतात, त्याच प्रकारच्या इतर तार्‍यांच्या नशिबात समान नाही? प्रसिद्ध भारतीय खगोलभौतिकशास्त्रज्ञ एस. चंद्रशेखर यांनी दाखवून दिले की जर एखाद्या पांढऱ्या बटूचे वस्तुमान 1.4 सौर वस्तुमानापेक्षा कमी असेल तर तो शांतपणे आपले जीवन जगेल. परंतु जर ते पुरेशा जवळ असलेल्या बायनरी प्रणालीमध्ये असेल, तर त्याचे शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण साथीदार ताऱ्यापासून पदार्थ "खेचून" घेण्यास सक्षम आहे, ज्यामुळे वस्तुमान हळूहळू वाढते आणि जेव्हा ते स्वीकार्य मर्यादा ओलांडते तेव्हा एक शक्तिशाली स्फोट होतो, ज्यामुळे तारेचा मृत्यू.

सुपरनोव्हा SN II स्पष्टपणे तरुण, विशाल ताऱ्यांशी संबंधित आहे, ज्याच्या शेलमध्ये हायड्रोजन मोठ्या प्रमाणात आहे. या प्रकारच्या सुपरनोव्हाचे स्फोट 810 पेक्षा जास्त सौर वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीचा अंतिम टप्पा मानला जातो. सर्वसाधारणपणे, अशा तार्‍यांची उत्क्रांती काही दशलक्ष वर्षांत खूप लवकर होते, ते त्यांचे हायड्रोजन जाळतात, नंतर हेलियम, जे कार्बनमध्ये बदलते आणि नंतर कार्बन अणूंचे अणूंमध्ये उच्च अणू संख्येसह रूपांतर होऊ लागते.

निसर्गात, मोठ्या प्रमाणात ऊर्जा सोडणाऱ्या घटकांचे परिवर्तन लोखंडात संपते, ज्याचे केंद्रक सर्वात स्थिर असतात आणि त्यांच्या संलयन दरम्यान कोणतीही ऊर्जा सोडली जात नाही. अशाप्रकारे, जेव्हा तार्‍याचा गाभा लोखंडी बनतो, तेव्हा त्यातील ऊर्जेचे उत्सर्जन थांबते, ते यापुढे गुरुत्वाकर्षण शक्तींचा प्रतिकार करू शकत नाही, आणि म्हणून ते त्वरीत आकुंचित किंवा कोसळू लागते.

संकुचित होण्याच्या दरम्यान होणार्‍या प्रक्रिया अद्याप पूर्णपणे समजण्यापासून दूर आहेत. तथापि, हे ज्ञात आहे की जर गाभ्याचे सर्व पदार्थ न्यूट्रॉनमध्ये बदलले तर ते आकर्षण शक्तींना प्रतिकार करू शकतात, ताऱ्याचा गाभा "न्यूट्रॉन स्टार" मध्ये बदलतो आणि कोसळणे थांबते. या प्रकरणात, प्रचंड ऊर्जा सोडली जाते, जी ताऱ्याच्या शेलमध्ये प्रवेश करते आणि विस्तारास कारणीभूत ठरते, ज्याला आपण सुपरनोव्हा स्फोट म्हणून पाहतो.

यावरून, सुपरनोव्हा स्फोट आणि न्यूट्रॉन तारे आणि कृष्णविवरांची निर्मिती यांच्यातील अनुवांशिक दुवा अपेक्षित आहे. जर या आधी ताऱ्याची उत्क्रांती “शांतपणे” झाली असेल, तर त्याच्या शेलची त्रिज्या सूर्याच्या त्रिज्यापेक्षा शेकडो पट जास्त असली पाहिजे आणि SN II सुपरनोव्हाचे स्पेक्ट्रम स्पष्ट करण्यासाठी पुरेसे हायड्रोजन देखील राखून ठेवले पाहिजे.

सुपरनोव्हा आणि पल्सर

सुपरनोव्हाच्या स्फोटानंतर, विस्तारित कवच आणि विविध प्रकारच्या किरणोत्सर्गाव्यतिरिक्त, इतर वस्तू राहतात ही वस्तुस्थिती 1968 मध्ये ज्ञात झाली कारण एक वर्षापूर्वी, रेडिओ खगोलशास्त्रज्ञांनी पल्सर शोधले - रेडिओ स्त्रोत, ज्याचे किरणोत्सर्ग वेगळ्या डाळींमध्ये केंद्रित आहे, काटेकोरपणे परिभाषित कालावधीनंतर पुनरावृत्ती होते. शास्त्रज्ञांना डाळींचा कडक कालावधी आणि त्यांचा कालावधी कमी झाल्यामुळे धक्का बसला. पल्सरने सर्वात जास्त लक्ष वेधले, ज्याचे निर्देशांक खगोलशास्त्रज्ञांसाठी अतिशय मनोरंजक नेब्युलाच्या निर्देशांकांच्या जवळ होते, जो सेल्सच्या दक्षिणी नक्षत्रात स्थित होता, ज्याला सुपरनोव्हा स्फोटाचे अवशेष मानले जाते, त्याचा कालावधी फक्त 0.089 सेकंद होता. आणि क्रॅब नेब्युलाच्या मध्यभागी पल्सरचा शोध लागल्यावर (त्याचा कालावधी एका सेकंदाच्या 1/30 होता), हे स्पष्ट झाले की पल्सर कोणत्या ना कोणत्या प्रकारे सुपरनोव्हा स्फोटांशी जोडलेले आहेत. जानेवारी 1969 मध्ये, क्रॅब नेब्युलामधील एक पल्सर 16 व्या-मॅग्निट्यूडच्या एका अंधुक ताऱ्याने ओळखला गेला जो त्याच कालावधीसह त्याची चमक बदलतो आणि 1977 मध्ये, सेल्सच्या नक्षत्रातील एक पल्सर देखील एका ताऱ्याने ओळखला गेला.

पल्सरच्या उत्सर्जनाची नियतकालिकता त्यांच्या वेगवान रोटेशनशी संबंधित आहे, परंतु एकही सामान्य तारा, अगदी पांढरा बटू देखील, पल्सरच्या विशिष्ट कालावधीसह फिरू शकत नाही, तो केंद्रापसारक शक्तींद्वारे लगेचच फाटला जाईल आणि फक्त एक न्यूट्रॉन तारा, खूप दाट आणि कॉम्पॅक्ट, त्यांच्यासमोर उभे राहू शकते. अनेक पर्यायांचे विश्लेषण केल्यामुळे, शास्त्रज्ञ या निष्कर्षापर्यंत पोहोचले की सुपरनोव्हा स्फोट न्यूट्रॉन ताऱ्यांच्या निर्मितीसह आहेत, गुणात्मकदृष्ट्या नवीन प्रकारच्या वस्तू, ज्याचे अस्तित्व मोठ्या वस्तुमान ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीच्या सिद्धांताद्वारे वर्तवले गेले होते.

सुपरनोव्हा आणि कृष्णविवर

सुपरनोव्हा स्फोट आणि ब्लॅक होलची निर्मिती यांच्यातील थेट संबंधाचा पहिला पुरावा स्पॅनिश खगोलशास्त्रज्ञांनी मिळवला. Nova Scorpii 1994 बायनरी सिस्टीममधील कृष्णविवराभोवती फिरणाऱ्या ताऱ्याद्वारे उत्सर्जित होणाऱ्या किरणोत्सर्गाच्या अभ्यासाच्या परिणामी, त्यात मोठ्या प्रमाणात ऑक्सिजन, मॅग्नेशियम, सिलिकॉन आणि सल्फर असल्याचे आढळून आले. असा एक समज आहे की जेव्हा जवळचा एक तारा, सुपरनोव्हाच्या स्फोटातून वाचून, ब्लॅक होलमध्ये बदलला तेव्हा हे घटक त्याद्वारे पकडले गेले.

सुपरनोव्हा (विशेषत: Type Ia सुपरनोव्हा) या विश्वातील सर्वात तेजस्वी तारकीय वस्तूंपैकी एक आहेत, त्यामुळे सर्वात दूरच्या वस्तू देखील सध्या उपलब्ध उपकरणांद्वारे शोधल्या जाऊ शकतात. तुलनेने जवळपासच्या आकाशगंगांमध्ये अनेक प्रकारचे Ia सुपरनोव्हा सापडले आहेत. या आकाशगंगांच्या अंतराचा पुरेसा अचूक अंदाज लावल्याने त्यांच्यामध्ये फुटलेल्या सुपरनोव्हाची चमक निश्चित करणे शक्य झाले. जर आपण असे गृहीत धरले की दूरच्या सुपरनोव्हाची सरासरी प्रकाशमानता सारखीच असते, तर त्यांच्यापर्यंतच्या अंतराचा अंदाज लावण्यासाठी जास्तीत जास्त ब्राइटनेसचे निरीक्षण केलेले परिमाण देखील वापरले जाऊ शकते. सुपरनोव्हाच्या अंतराची तुलना आकाशगंगेच्या काढण्याच्या दरासह (रेडशिफ्ट) केल्याने विश्वाच्या विस्ताराचे वैशिष्ट्य असलेले मुख्य प्रमाण, तथाकथित हबल स्थिरांक निश्चित करणे शक्य होते.

अगदी 10 वर्षांपूर्वी, त्याची मूल्ये प्राप्त झाली होती जी 55 ते 100 किमी/से Mpc पेक्षा जवळजवळ दोन पटीने भिन्न होती, आज अचूकता लक्षणीय वाढली आहे, परिणामी 72 किमी/से Mpc मूल्य स्वीकारले जाते. (सुमारे 10% च्या त्रुटीसह). दूरच्या सुपरनोव्हासाठी, ज्यातील रेडशिफ्ट 1 च्या जवळ आहे, अंतर आणि रेडशिफ्टमधील संबंध देखील विश्वातील पदार्थाच्या घनतेवर अवलंबून असलेल्या प्रमाणांचे निर्धारण करणे शक्य करते. आइन्स्टाईनच्या सापेक्षतेच्या सामान्य सिद्धांतानुसार, ही पदार्थाची घनता आहे जी जागेची वक्रता आणि परिणामी विश्वाचे भविष्य ठरवते. उदाहरणार्थ: ते अनिश्चित काळासाठी विस्तारेल किंवा ही प्रक्रिया कधीही थांबेल आणि आकुंचनाने बदलली जाईल. सुपरनोव्हाच्या अलीकडील अभ्यासातून असे दिसून आले आहे की बहुधा विश्वातील पदार्थाची घनता विस्तार थांबविण्यासाठी अपुरी आहे आणि ती पुढेही चालू राहील. आणि या निष्कर्षाची पुष्टी करण्यासाठी, सुपरनोव्हाची नवीन निरीक्षणे आवश्यक आहेत.

सुपरनोव्हाकिंवा सुपरनोव्हा स्फोट- एक घटना ज्या दरम्यान एक तारा त्याची चमक 4-8 परिमाणाने (एक डझन तारकीय परिमाणांनी) वेगाने बदलतो आणि त्यानंतर फ्लॅशचे तुलनेने मंद क्षीणन होते. काही तार्‍यांच्या उत्क्रांतीच्या शेवटी उद्भवणार्‍या प्रलयकारी प्रक्रियेचा हा परिणाम आहे आणि त्यासोबत प्रचंड ऊर्जा सोडली जाते.

नियमानुसार, सुपरनोव्हा हे वस्तुस्थितीनंतर पाळले जातात, म्हणजे जेव्हा घटना आधीच घडलेली असते आणि त्याचे विकिरण पृथ्वीवर पोहोचले असते. त्यामुळे सुपरनोव्हाचे स्वरूप बरेच दिवस अस्पष्ट होते. परंतु आता अशी काही परिस्थिती आहेत जी अशा उद्रेकास कारणीभूत ठरतात, जरी मुख्य तरतुदी आधीच स्पष्ट आहेत.

स्फोटासह ताऱ्याच्या बाह्य कवचातून आंतरतारकीय जागेत पदार्थाचे महत्त्वपूर्ण वस्तुमान बाहेर टाकले जाते आणि स्फोट झालेल्या ताऱ्याच्या गाभ्याच्या उर्वरित भागातून, नियमानुसार, एक संक्षिप्त वस्तू तयार होते - एक न्यूट्रॉन तारा, जर स्फोटापूर्वी ताऱ्याचे वस्तुमान 8 सौर वस्तुमान (M ☉) पेक्षा जास्त असेल किंवा 20 M पेक्षा जास्त ताऱ्याचे वस्तुमान असलेले ब्लॅक होल ☉ (स्फोटानंतर उरलेल्या गाभ्याचे वस्तुमान 5 M पेक्षा जास्त असेल ☉). ते एकत्र मिळून एक सुपरनोव्हा अवशेष तयार करतात.

पूर्वी प्राप्त केलेल्या स्पेक्ट्रा आणि प्रकाश वक्रांचा सर्वसमावेशक अभ्यास, अवशेष आणि संभाव्य पूर्वज ताऱ्यांच्या अभ्यासासह, अधिक तपशीलवार मॉडेल तयार करणे आणि उद्रेकाच्या वेळेपर्यंत आधीच अस्तित्वात असलेल्या परिस्थितींचा अभ्यास करणे शक्य करते.

इतर गोष्टींबरोबरच, प्रकोप दरम्यान बाहेर काढलेल्या सामग्रीमध्ये मोठ्या प्रमाणात थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजनची उत्पादने असतात, जी ताऱ्याच्या संपूर्ण आयुष्यात घडली. हे सुपरनोव्हाचे आभार आहे की संपूर्ण विश्व आणि प्रत्येक आकाशगंगा विशेषतः रासायनिकरित्या विकसित होते.

हे नाव ताऱ्यांचा अभ्यास करण्याच्या ऐतिहासिक प्रक्रियेचे प्रतिबिंबित करते, ज्याची चमक कालांतराने लक्षणीय बदलते, तथाकथित नवीन तारे.

नाव हे लेबलपासून बनलेले आहे एस.एन, त्यानंतर शोधाचे वर्ष, एक किंवा दोन-अक्षरी पदनामाने समाप्त होते. चालू वर्षातील पहिल्या 26 सुपरनोव्हाना नावाच्या शेवटी कॅपिटल अक्षरांतून एकल-अक्षर पदनाम प्राप्त होतात एआधी झेड. उर्वरित सुपरनोव्हाला लोअरकेस अक्षरांमधून दोन-अक्षरी पदनाम प्राप्त होतात: aa, ab, आणि असेच. पुष्टी नसलेले सुपरनोव्हा अक्षरांद्वारे दर्शविले जातात PSN(eng. संभाव्य सुपरनोव्हा) स्वरूपात आकाशीय निर्देशांकांसह: Jhmmssss+ddmmssss.

मोठे चित्र

सुपरनोव्हाचे आधुनिक वर्गीकरण

वर्ग	उपवर्ग			यंत्रणा
आय हायड्रोजन रेषा गहाळ आहेत	6150 वर आयनीकृत सिलिकॉन (Si II) च्या मजबूत रेषा	आयए		थर्मोन्यूक्लियर स्फोट
	6150 वर आयनीकृत सिलिकॉन (Si II) च्या मजबूत रेषा	Iax कमाल ब्राइटनेसमध्ये, त्यांच्याकडे कमी चमक असते आणि तुलनेत, Ia		थर्मोन्यूक्लियर स्फोट
	सिलिकॉन रेषा कमकुवत किंवा अनुपस्थित आहेत	Ib हेलियम (He I) रेषा उपस्थित आहेत.		गुरुत्वाकर्षण-संकुचित
	सिलिकॉन रेषा कमकुवत किंवा अनुपस्थित आहेत	ic हेलियम रेषा कमकुवत किंवा अनुपस्थित आहेत
II हायड्रोजन रेषा उपस्थित आहेत	II-P/L/N स्पेक्ट्रम स्थिर आहे	II-P/L घट्ट रेषा नाहीत	II-P प्रकाश वक्र एक पठार आहे
		II-P/L घट्ट रेषा नाहीत	II-L परिमाण काळाबरोबर रेखीयपणे कमी होते
		IIn अरुंद रेषा आहेत
	IIb स्पेक्ट्रम कालांतराने बदलतो आणि Ib स्पेक्ट्रम सारखा होतो.

हलके वक्र

प्रकार I साठी प्रकाश वक्र अत्यंत समान आहेत: 2-3 दिवसांमध्ये तीक्ष्ण वाढ होते, नंतर ते 25-40 दिवसांनी लक्षणीय घट (3 परिमाणाने) बदलले जाते, त्यानंतर हळूहळू कमकुवत होते, परिमाण स्केलमध्ये जवळजवळ रेखीय होते. . Ia flares साठी कमाल ची परिपूर्ण परिमाण सरासरी आहे, M B = − 19.5 m (\textstyle M_(B)=-19.5^(m)), Ib\c साठी - .

परंतु प्रकार II प्रकाश वक्र बरेच वैविध्यपूर्ण आहेत. काहींसाठी, वक्र प्रकार I सारखे होते, फक्त रेखीय अवस्थेच्या प्रारंभापर्यंत चमक कमी आणि अधिक काळ कमी होते. इतर, शिखरावर पोहोचल्यानंतर, त्यावर 100 दिवस टिकले आणि नंतर चमक झपाट्याने कमी झाली आणि एक रेषीय "शेपटी" पर्यंत पोहोचली. कमाल ची परिपूर्ण परिमाण पासून विस्तृत श्रेणीवर बदलते − 20 मी (\textstyle -20^(m))आधी − 13 मी (\textstyle -13^(m)). IIp साठी सरासरी मूल्य - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), II-L साठी M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

स्पेक्ट्रा

वरील वर्गीकरणामध्ये विविध प्रकारच्या सुपरनोव्हाच्या स्पेक्ट्राची काही मुख्य वैशिष्ट्ये आधीच समाविष्ट आहेत, आपण काय समाविष्ट केले नाही यावर विचार करूया. प्राप्त केलेल्या स्पेक्ट्राच्या स्पष्टीकरणामध्ये बराच काळ व्यत्यय आणणारे पहिले आणि अतिशय महत्त्वाचे वैशिष्ट्य म्हणजे मुख्य रेषा खूप विस्तृत आहेत.

प्रकार II आणि Ib\c सुपरनोव्हाचे स्पेक्ट्रा याद्वारे वैशिष्ट्यीकृत आहेत:

कमाल ब्राइटनेस आणि अरुंद अनशिफ्टेड उत्सर्जन घटकांच्या जवळ अरुंद शोषण वैशिष्ट्यांची उपस्थिती.
रेषा , , , अतिनील किरणोत्सर्गामध्ये आढळतात.

ऑप्टिकल श्रेणीबाहेरील निरीक्षणे

फ्लॅश वारंवारता

स्फोटांची वारंवारता आकाशगंगेतील तार्‍यांच्या संख्येवर किंवा सामान्य आकाशगंगेसाठी समान असलेल्या प्रकाशमानावर अवलंबून असते. वेगवेगळ्या प्रकारच्या आकाशगंगांमधील उद्रेकांची वारंवारता दर्शविणारी सामान्यतः स्वीकृत मात्रा म्हणजे SNu :

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r (\displaystyle 1SNu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot )(B)*100year))),

कुठे L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- बी फिल्टरमध्ये सूर्याची चमक. विविध प्रकारच्या फ्लेअर्ससाठी, त्याचे मूल्य आहे:

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

सुपरनोव्हा अवशेषांचे निरीक्षण

तरुण अवशेषांची प्रामाणिक योजना खालीलप्रमाणे आहे:

संभाव्य कॉम्पॅक्ट अवशेष; सामान्यतः पल्सर, परंतु शक्यतो ब्लॅक होल
आंतरतारकीय पदार्थांमध्ये प्रसारित बाह्य शॉक वेव्ह.
सुपरनोव्हा इजेक्टाच्या पदार्थामध्ये प्रसारित होणारी परतीची लहर.
दुय्यम, आंतरतारकीय माध्यमाच्या गुठळ्यांमध्ये आणि दाट सुपरनोव्हा इजेक्टामध्ये प्रसारित होतो.

ते एकत्रितपणे खालील चित्र तयार करतात: बाह्य शॉक वेव्हच्या पुढच्या बाजूला, वायू T S ≥ 10 7 K तापमानात गरम केला जातो आणि 0.1-20 केव्ही फोटॉन उर्जेसह एक्स-रे श्रेणीमध्ये उत्सर्जित होतो, त्याचप्रमाणे, मागे वायू रिटर्न वेव्हचा पुढचा भाग एक्स-रे रेडिएशनचा दुसरा प्रदेश बनवतो. उच्च आयनीकृत Fe, Si, S, इत्यादींच्या रेषा दोन्ही स्तरांमधून किरणोत्सर्गाचे थर्मल स्वरूप दर्शवतात.

तरुण अवशेषांच्या ऑप्टिकल रेडिएशनमुळे दुय्यम लहरींच्या पुढच्या बाजूला गुठळ्यांमध्ये वायू तयार होतो. त्यांच्यामध्ये प्रसाराचा वेग जास्त असल्याने, याचा अर्थ वायू जलद थंड होतो आणि रेडिएशन एक्स-रे श्रेणीतून ऑप्टिकलपर्यंत जाते. ऑप्टिकल रेडिएशनच्या प्रभावाची उत्पत्ती रेषांच्या सापेक्ष तीव्रतेद्वारे पुष्टी केली जाते.

सैद्धांतिक वर्णन

निरीक्षणांचे विघटन

सुपरनोव्हा Ia चे स्वरूप इतर फ्लेअर्सच्या 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 10 10 वर्षांपूर्वी संपली. याचा अर्थ असा आहे की सर्व विशाल ताऱ्यांनी त्यांची उत्क्रांती आधीच पूर्ण केली आहे आणि असे तारे आहेत ज्याचे वस्तुमान सौर वस्तुमानापेक्षा कमी आहे, अधिक नाही. तारकीय उत्क्रांतीच्या सिद्धांतावरून हे ज्ञात आहे की या प्रकारचे तारे उडवणे अशक्य आहे, आणि म्हणून 1-2M ⊙ वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांसाठी जीवन विस्तार यंत्रणा आवश्यक आहे.

Ia\Iax च्या स्पेक्ट्रामध्ये हायड्रोजन रेषांची अनुपस्थिती हे सूचित करते की ते मूळ ताऱ्याच्या वातावरणात अत्यंत लहान आहे. बाहेर काढलेल्या पदार्थाचे वस्तुमान बरेच मोठे आहे - 1M ⊙ , त्यात प्रामुख्याने कार्बन, ऑक्सिजन आणि इतर जड घटक असतात. आणि स्थलांतरित Si II रेषा सूचित करतात की इजेक्शन दरम्यान विभक्त प्रतिक्रिया सक्रियपणे होत आहेत. हे सर्व खात्री पटते की एक पांढरा बटू, बहुधा कार्बन-ऑक्सिजन, पूर्ववर्ती तारा म्हणून कार्य करतो.

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

थर्मोन्यूक्लियर स्फोट

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 आणि चंद्रशेखर मर्यादा जवळ आल्यावरच सर्वकाही बदलू शकते. यावरून असा अस्पष्ट निष्कर्ष निघतो की थर्मोन्यूक्लियर स्फोट बहुधा बहुधा तथाकथित बायनरी ताऱ्यांमध्येच शक्य आहे.

या योजनेत, राज्य, रासायनिक रचना आणि स्फोटात सामील असलेल्या पदार्थाचे अंतिम वस्तुमान प्रभावित करणारे दोन चल आहेत.

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

चंद्रशेखरची मर्यादा ओलांडल्यावर स्फोट होतो.
त्याच्यासमोर स्फोट होतो.

सर्व सुपरनोव्हा Ia परिस्थितींमध्ये सामान्य आहे की विस्फोट होणारा बटू बहुधा कार्बन-ऑक्सिजन असतो. ज्वलनाच्या स्फोटाच्या लाटेत, केंद्रापासून पृष्ठभागावर जाताना, प्रतिक्रियांचा प्रवाह होतो:

12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16.76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\rightarrow ~^(28)Si~+~\gamma ~ (Q=16.76~MeV)), 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10.92 M e V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ गॅमा ~(Q=10.92~MeV)).

प्रतिक्रिया देणार्‍या पदार्थाचे वस्तुमान स्फोटाची उर्जा आणि त्यानुसार, त्याची जास्तीत जास्त चमक निर्धारित करते. जर आपण असे गृहीत धरले की पांढर्या बटूचे संपूर्ण वस्तुमान अभिक्रियामध्ये प्रवेश करते, तर स्फोटाची ऊर्जा 2.2 10 51 एर्ग असेल.

प्रकाश वक्रचे पुढील वर्तन प्रामुख्याने क्षय साखळीद्वारे निर्धारित केले जाते:

56 N i → 56 C o → 56 F e (\displaystyle ^(56)Ni~\rightarrow ~^(56)Co~\rightarrow ~^(56)Fe)

56 Ni समस्थानिक अस्थिर आहे आणि त्याचे अर्धे आयुष्य 6.1 दिवस आहे. पुढील e-कॅप्चर केल्याने 1.72 MeV उर्जेसह 56Co न्यूक्लियस प्रामुख्याने उत्तेजित अवस्थेत तयार होतो. 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 झपाट्याने ~100 keV पर्यंत कमी होते. अशा क्वांटा आधीच फोटोइलेक्ट्रिक प्रभावाने प्रभावीपणे शोषले जातात आणि परिणामी, ते पदार्थ गरम करतात. जसजसा ताऱ्याचा विस्तार होतो तसतसे ताऱ्यातील पदार्थाची घनता कमी होते, फोटॉनच्या टक्करांची संख्या कमी होते आणि ताऱ्याच्या पृष्ठभागावरील पदार्थ किरणोत्सर्गासाठी पारदर्शक बनतात. सैद्धांतिक गणना दर्शविल्याप्रमाणे, ही परिस्थिती तारा त्याच्या कमाल तेजस्वीतेपर्यंत पोहोचल्यानंतर अंदाजे 20-30 दिवसांनी उद्भवते.

सुरू झाल्यानंतर 60 दिवसांनंतर, पदार्थ γ-रेडिएशनमध्ये पारदर्शक होतो. प्रकाश वक्र वर एक घातांकीय क्षय सुरू होते. या वेळेपर्यंत, 56Ni समस्थानिक आधीच क्षय झाला आहे, आणि 56Co ते 56Fe (T 1/2 = 77 दिवस) च्या β-क्षयमुळे 4.2 MeV पर्यंत उत्तेजना उर्जेसह ऊर्जा सोडली जाते.

गुरुत्वाकर्षण कोर कोसळणे

आवश्यक ऊर्जा सोडण्याची दुसरी परिस्थिती म्हणजे ताऱ्याचा गाभा कोसळणे. त्याचे वस्तुमान त्याच्या अवशेषांच्या वस्तुमानाच्या बरोबरीचे असले पाहिजे - एक न्यूट्रॉन तारा, आम्हाला प्राप्त होणारी विशिष्ट मूल्ये बदलून:

Et o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\displaystyle E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53))अर्ग,

जेथे M = 0 आणि R = 10 किमी, G हा गुरुत्वीय स्थिरांक आहे. ठराविक वेळ आहे:

τ f f ∼ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 . 5 (\displaystyle \tau _(ff)\sim (\frac (1)(\sqrt (G\rho )))~4\cdot 10 ^(-3)\cdot \rho _(12)^(-0.5))क,

जेथे ρ 12 ही तार्‍याची घनता असते, ती 10 12 g/cm 3 वर सामान्य केली जाते.

प्राप्त केलेले मूल्य हे शेलच्या गतीज उर्जेपेक्षा मोठेपणाचे दोन ऑर्डर आहे. एक वाहक आवश्यक आहे, ज्याने, एकीकडे, सोडलेली ऊर्जा वाहून नेली पाहिजे आणि दुसरीकडे, पदार्थाशी संवाद साधू नये. अशा वाहकाच्या भूमिकेसाठी न्यूट्रिनो योग्य आहे.

त्यांच्या निर्मितीसाठी अनेक प्रक्रिया जबाबदार आहेत. ताऱ्याच्या अस्थिरतेसाठी आणि आकुंचन सुरू होण्यासाठी पहिली आणि सर्वात महत्वाची म्हणजे न्यूट्रोनायझेशनची प्रक्रिया:

3 H e + e − → 3 H + ν e (\displaystyle ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))

4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\displaystyle ()^(4)He+e^(-)\to ()^(3)H+n+\nu _(e))

56 F e + e − → 56 M n + ν e (\displaystyle ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))

या प्रतिक्रियांमधून न्यूट्रिनो 10% वाहून जातात. कूलिंगमध्ये मुख्य भूमिका URCA प्रक्रियांद्वारे खेळली जाते (न्यूट्रिनो कूलिंग):

E + + n → ν ~ e + p (\displaystyle e^(+)+n\to (\tilde (\nu ))_(e)+p)

E − + p → ν e + n (\displaystyle e^(-)+p\to \nu _(e)+n)

प्रोटॉन आणि न्यूट्रॉन ऐवजी, अणु केंद्रके देखील कार्य करू शकतात, ज्यामध्ये एक अस्थिर समस्थानिक तयार होतो ज्यामध्ये बीटा क्षय होतो:

E − + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , (\displaystyle e^(-)+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _(e) ,)

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e . (\डिस्प्लेस्टाइल (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)

या प्रक्रियेची तीव्रता कॉम्प्रेशनसह वाढते, ज्यामुळे ते गतिमान होते. ही प्रक्रिया डीजेनरेट इलेक्ट्रॉन्सद्वारे न्यूट्रिनोच्या विखुरण्याद्वारे थांबविली जाते, ज्या दरम्यान ते थर्मोलाइझ केले जातात आणि पदार्थाच्या आत लॉक केले जातात. डीजनरेट इलेक्ट्रॉनची पुरेशी एकाग्रता घनतेवर प्राप्त होते ρ n u c = 2 , 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm3.

लक्षात घ्या की न्यूट्रोनायझेशन प्रक्रिया केवळ 10 11 / सेमी 3 च्या घनतेवरच घडतात, ज्या केवळ ताऱ्याच्या गाभ्यामध्येच साध्य करता येतात. याचा अर्थ हायड्रोडायनामिक समतोल फक्त त्यातच भंग पावतो. बाह्य स्तर स्थानिक हायड्रोडायनामिक समतोलमध्ये असतात आणि मध्यवर्ती गाभा आकुंचन पावल्यानंतर आणि घन पृष्ठभाग तयार झाल्यानंतरच कोसळण्यास सुरुवात होते. या पृष्ठभागावरील प्रतिक्षेप म्यान इजेक्शन प्रदान करते.

तरुण सुपरनोव्हा अवशेषांचे मॉडेल

सुपरनोव्हा अवशेषांच्या उत्क्रांतीचा सिद्धांत

सुपरनोव्हा अवशेषाच्या उत्क्रांतीमध्ये तीन टप्पे आहेत:

शेलचा विस्तार त्या क्षणी थांबतो जेव्हा शेष वायूचा दाब आंतरतारकीय माध्यमातील वायूच्या दाबाप्रमाणे होतो. त्यानंतर, अवशेष यादृच्छिकपणे हलणाऱ्या ढगांशी टक्कर देऊन विरघळू लागतात. रिसोर्प्शन वेळ पोहोचते:

T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0.32)n_(0)^(0.34)(\tilde (P))_( ०.४)^(-०.७))वर्षे

सिंक्रोट्रॉन रेडिएशनच्या उदयाचा सिद्धांत

तपशीलवार वर्णन तयार करणे

सुपरनोव्हा अवशेष शोधा

पूर्ववर्ती तारे शोधा

सुपरनोव्हा सिद्धांत Ia

वर वर्णन केलेल्या सुपरनोव्हा Ia सिद्धांतांमधील अनिश्चिततेव्यतिरिक्त, स्फोटाची यंत्रणा स्वतःच बरेच विवाद निर्माण करते. 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. उदाहरण म्हणून, जेव्हा दोन पांढरे बौने एकाच वेळी विस्फोट करतात तेव्हा आम्ही मॉडेल्सचा उल्लेख करू शकतो. साहजिकच, हे फक्त अशाच परिस्थितींमध्ये शक्य आहे जिथे दोन्ही घटक विकसित झाले आहेत.

आंतरतारकीय माध्यमावर रासायनिक उत्क्रांती आणि प्रभाव

विश्वाची रासायनिक उत्क्रांती. लोहापेक्षा जास्त अणुक्रमांक असलेल्या घटकांची उत्पत्ती

सुपरनोव्हा स्फोट हे आंतरतारकीय माध्यमाच्या भरपाईचे मुख्य स्त्रोत आहेत ज्यात अणुसंख्या जास्त आहे (किंवा ते म्हणतात त्याप्रमाणे) जड) तो . तथापि, ज्या प्रक्रियांनी त्यांना जन्म दिला त्या घटकांच्या वेगवेगळ्या गटांसाठी आणि अगदी समस्थानिकांसाठी भिन्न आहेत.

आर प्रक्रिया

आर-प्रक्रिया- ही ( n,γ) प्रतिक्रिया होतात आणि जोपर्यंत न्यूट्रॉन कॅप्चरचा दर समस्थानिकेच्या β − क्षय दरापेक्षा जास्त असतो तोपर्यंत चालू राहते. दुसऱ्या शब्दांत, n न्यूट्रॉनसाठी सरासरी कॅप्चर वेळ τ(n,γ)पाहिजे:

τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\displaystyle \tau (n,\gamma)\ अंदाजे (\frac (1)(n))\tau _(\beta ))

जेथे τ β हा r-प्रक्रियेची साखळी तयार करणाऱ्या केंद्रकांच्या β-क्षयचा सरासरी वेळ आहे. ही स्थिती न्यूट्रॉन घनतेवर निर्बंध लादते, कारण:

τ (n , γ) ≈ (ρ (σ n γ , v n) ¯) − 1 (\displaystyle \tau (n,\gamma)\अंदाजे \left(\rho (\overline)(\sigma _(n\gamma) ),v_(n))))\उजवे)^(-1))

कुठे (σ n γ , v n) ¯ (\डिस्प्लेस्टाइल (\ओव्हरलाइन ((\सिग्मा _(n\gamma),v_(n)))))प्रतिक्रिया क्रॉस सेक्शनचे उत्पादन आहे ( n,γ) लक्ष्य न्यूक्लियसच्या सापेक्ष न्यूट्रॉन वेगावर, मॅक्सवेलीयन वेग वितरण स्पेक्ट्रमपेक्षा सरासरी. आर-प्रक्रिया जड आणि मध्यम केंद्रकांमध्ये होते हे लक्षात घेता, 0.1 से.< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \अंदाजे 2\cdot 10^(17))न्यूट्रॉन/सेमी ३.

अशा अटी यामध्ये साध्य केल्या जातात:

ν-प्रक्रिया

मुख्य लेख: ν-प्रक्रिया

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

आकाशगंगेच्या आंतरतारकीय वायूच्या मोठ्या प्रमाणावरील संरचनेवर प्रभाव

निरीक्षण इतिहास

हिप्परकसची स्थिर ताऱ्यांबद्दलची आवड कदाचित सुपरनोव्हाच्या निरीक्षणातून प्रेरित झाली असावी (प्लिनीच्या मते). सुपरनोव्हा SN 185 चे निरीक्षणात्मक रेकॉर्ड म्हणून ओळखले जाणारे सर्वात जुने रेकॉर्ड (इंग्रजी), 185 AD मध्ये चीनी खगोलशास्त्रज्ञांनी घेतले होते. सर्वात तेजस्वी सुपरनोव्हा, SN 1006, चे चिनी आणि अरब खगोलशास्त्रज्ञांनी तपशीलवार वर्णन केले आहे. सुपरनोव्हा SN 1054, ज्याने क्रॅब नेबुलाला जन्म दिला, त्याचे चांगले निरीक्षण केले गेले. सुपरनोव्हा SN 1572 आणि SN 1604 उघड्या डोळ्यांनी दृश्यमान होते आणि युरोपमधील खगोलशास्त्राच्या विकासामध्ये त्यांचे खूप महत्त्व होते, कारण ते चंद्र आणि सौर यंत्रणेच्या पलीकडे जग अपरिवर्तित आहे या अॅरिस्टॉटेलियन कल्पनेविरुद्ध युक्तिवाद म्हणून वापरले गेले. जोहान्स केप्लरने 17 ऑक्टोबर 1604 रोजी SN 1604 चे निरीक्षण करण्यास सुरुवात केली. हा दुसरा सुपरनोव्हा होता जो ब्राइटनेस वाढण्याच्या टप्प्यावर नोंदवला गेला होता (SN 1572 नंतर, Tycho Brage ने Cassiopeia नक्षत्रात पाहिले).

दुर्बिणीच्या विकासामुळे, 1885 मध्ये अ‍ॅन्ड्रोमेडा नेब्युलामधील सुपरनोव्हा S अँड्रोमेडाच्या निरीक्षणापासून सुरुवात करून, इतर आकाशगंगांमध्ये सुपरनोव्हाचे निरीक्षण करणे शक्य झाले. विसाव्या शतकादरम्यान, प्रत्येक प्रकारच्या सुपरनोव्हासाठी यशस्वी मॉडेल्स विकसित करण्यात आली आणि तारा निर्मितीच्या प्रक्रियेतील त्यांच्या भूमिकेची समज वाढली. 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 आणि म्हणून खगोलशास्त्रीय अंतरांचे मोजमाप केले जाऊ शकते. सुपरनोव्हा आता कॉस्मॉलॉजिकल डिस्टन्सबद्दल महत्त्वाची माहिती देत आहेत. सर्वात दूरचा सुपरनोव्हा अपेक्षेपेक्षा कमकुवत निघाला, जो आधुनिक संकल्पनांनुसार विश्वाचा विस्तार वेगाने होत असल्याचे दर्शवितो.

निरीक्षणांच्या लेखी नोंदी नसलेल्या सुपरनोव्हा स्फोटांच्या इतिहासाची पुनर्रचना करण्यासाठी पद्धती विकसित केल्या गेल्या आहेत. सुपरनोव्हा कॅसिओपिया-ए दिसण्याची तारीख तेजोमेघातील प्रकाश प्रतिध्वनीद्वारे निर्धारित केली गेली, तर सुपरनोव्हाच्या अवशेष RX J0852.0-4622 चे वय (इंग्रजी)टायटॅनियम-44 च्या क्षय पासून तापमान आणि γ-उत्सर्जन मोजून अंदाज लावला. 2009 मध्ये, अंटार्क्टिक बर्फात नायट्रेट्स सापडले होते, जे सुपरनोव्हा स्फोटाच्या वेळेशी सुसंगत होते.

23 फेब्रुवारी 1987 रोजी, पृथ्वीपासून 168,000 प्रकाश-वर्षांच्या अंतरावर असलेल्या मोठ्या मॅगेलॅनिक क्लाउडमध्ये, सुपरनोव्हा SN 1987A भडकला, जो दुर्बिणीचा शोध लागल्यापासून पृथ्वीच्या सर्वात जवळचा आहे. प्रथमच, फ्लेअरमधून न्यूट्रिनो फ्लक्सची नोंद झाली. अल्ट्राव्हायोलेट, क्ष-किरण आणि गॅमा श्रेणीतील खगोलशास्त्रीय उपग्रहांच्या मदतीने फ्लेअरचा सखोल अभ्यास करण्यात आला. ALMA, हबल आणि चंद्राचा वापर करून सुपरनोव्हाच्या अवशेषांचा अभ्यास करण्यात आला. न्यूट्रॉन तारा किंवा कृष्णविवर, जे काही मॉडेल्सनुसार, उद्रेकाच्या ठिकाणी असले पाहिजेत, याचा शोध अद्याप लागलेला नाही.

22 जानेवारी 2014 रोजी, सुपरनोव्हा SN 2014J चा स्फोट उर्सा मेजर नक्षत्रात असलेल्या आकाशगंगा M82 मध्ये झाला. Galaxy M82 आपल्या आकाशगंगेपासून 12 दशलक्ष प्रकाशवर्षांच्या अंतरावर स्थित आहे आणि त्याची स्पष्ट तारकीय परिमाण 9 पेक्षा कमी आहे. हा सुपरनोव्हा 1987 (SN 1987A) पासून पृथ्वीच्या सर्वात जवळ आहे.

सर्वात प्रसिद्ध सुपरनोव्हा आणि त्यांचे अवशेष

सुपरनोव्हा SN 1604 (केप्लरचा सुपरनोव्हा)
सुपरनोव्हा G1.9+0.3 (आमच्या आकाशगंगेतील सर्वात तरुण ज्ञात)

आपल्या आकाशगंगेतील ऐतिहासिक सुपरनोव्हा (निरीक्षण केलेले)

सुपरनोव्हा	उद्रेक तारीख	नक्षत्र	कमाल चमकणे	अंतर यानी (सेंट इयर्स)	फ्लॅश प्रकार shki	लांबी दूरध्वनी- दृश्यमानता पूल	बाकी	नोट्स
SN 185	, 7 डिसेंबर	सेंटॉरस	−8	3000	आयए?	8-20 महिने	G315.4-2.3 (RCW 86)	चीनी इतिहास: अल्फा सेंटॉरी जवळ निरीक्षण.
SN 369		अज्ञात	कडून नाही- ज्ञात	कडून नाही- ज्ञात	कडून नाही- ज्ञात	5 महिने	अज्ञात	चिनी इतिहास: परिस्थिती फारच कमी ज्ञात आहे. जर ते आकाशगंगेच्या विषुववृत्ताजवळ असेल, तर तो सुपरनोव्हा असण्याची दाट शक्यता आहे; जर नसेल, तर ती बहुधा मंद नोव्हा असावी.
SN 386		धनु	+1,5	16 000	II?	2-4 महिने	G11.2-0.3	चीनी इतिहास
SN 393		विंचू	0	34 000	कडून नाही- ज्ञात	8 महिने	अनेक उमेदवार	चीनी इतिहास
SN 1006	, 1 मे	लांडगा	−7,5	7200	आयए	18 महिने	SNR-1006	स्विस भिक्षू, अरब शास्त्रज्ञ आणि चीनी खगोलशास्त्रज्ञ.
SN 1054	, 4 जुलै	वृषभ	−6	6300	II	21 महिने	क्रॅब नेबुला	जवळ आणि सुदूर पूर्व मध्ये (आयरिश मठातील इतिहासातील अस्पष्ट संकेतांव्यतिरिक्त, युरोपियन ग्रंथांमध्ये दिसत नाही).
SN 1181	, ऑगस्ट	कॅसिओपिया	−1	8500	कडून नाही- ज्ञात	6 महिने	शक्यतो 3C58 (G130.7+3.1)	पॅरिस विद्यापीठातील प्राध्यापक अलेक्झांडर नेकेमची कामे, चीनी आणि जपानी ग्रंथ.
SN 1572	, 6 नोव्हेंबर	कॅसिओपिया	−4	7500	आयए	16 महिने	अवशेष सुपरनोव्हा शांत	हा कार्यक्रम तरुण टायको-ब्रागाच्या रेकॉर्डसह अनेक युरोपियन स्त्रोतांमध्ये नोंदवला गेला आहे. 11 नोव्हेंबर रोजीच तो भडकणारा तारा दिसला हे खरे आहे, परंतु त्याने दीड वर्ष त्याचे अनुसरण केले आणि “डी नोव्हा स्टेला” (“नवीन ताऱ्यावर”) हे पुस्तक लिहिले - या विषयावरील पहिले खगोलशास्त्रीय कार्य.
SN 1604	, 9 ऑक्टोबर	ओफिचस	−2,5	20000	आयए	18 महिने	केप्लरचा सुपरनोव्हा अवशेष	17 ऑक्टोबरपासून, जोहान्स केपलरने त्याचा अभ्यास करण्यास सुरुवात केली, ज्याने एका वेगळ्या पुस्तकात त्यांची निरीक्षणे मांडली.
SN 1680	, 16 ऑगस्ट	कॅसिओपिया	+6	10000	IIb	कडून नाही- ज्ञात (एका आठवड्यापेक्षा जास्त नाही)	सुपरनोव्हा अवशेष कॅसिओपिया ए	फ्लॅमस्टीड द्वारे शक्यतो दिसले आणि 3 Cassiopei म्हणून कॅटलॉग केले.

केप्लरचा सुपरनोव्हा अवशेष

सुपरनोव्हा किंवा सुपरनोव्हा स्फोट ही एक घटना आहे ज्या दरम्यान त्याची चमक 4-8 परिमाणाने (एक डझन परिमाणांनी) वेगाने बदलते आणि त्यानंतर फ्लॅशच्या तुलनेने मंद क्षीणन होते. 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 स्पष्ट नव्हता. परंतु आता अशी काही परिस्थिती आहेत जी अशा उद्रेकास कारणीभूत ठरतात, जरी मुख्य तरतुदी आधीच स्पष्ट आहेत.

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

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

हे नाव ताऱ्यांचा अभ्यास करण्याच्या ऐतिहासिक प्रक्रियेला प्रतिबिंबित करते ज्यांची चमक काळाबरोबर लक्षणीय बदलते, तथाकथित नवीन तारे. त्याचप्रमाणे, सुपरनोव्हामध्ये, एक उपवर्ग आता ओळखला जातो - हायपरनोव्हा.

नाव हे SN लेबलचे बनलेले आहे, त्यानंतर शोधाचे वर्ष, एक किंवा दोन-अक्षरी पदनामाने समाप्त होते. चालू वर्षातील पहिल्या 26 सुपरनोव्हाना नावाच्या शेवटी, A ते Z पर्यंत कॅपिटल अक्षरांमधून एकल-अक्षरी पदनाम प्राप्त होतात. उर्वरित सुपरनोव्हांना लहान अक्षरांमधून दोन-अक्षरी पदनाम प्राप्त होतात: aa, ab, आणि असेच. पुष्टी नसलेले सुपरनोव्हा हे PSN (शक्य सुपरनोव्हा) अक्षरे द्वारे दर्शविले जातात: Jhhmmssss+ddmmsss या स्वरूपात खगोलीय निर्देशांक.

परंतु प्रकार II प्रकाश वक्र बरेच वैविध्यपूर्ण आहेत. काहींसाठी, वक्र प्रकार I सारखे होते, फक्त रेखीय अवस्थेच्या प्रारंभापर्यंत चमक कमी आणि अधिक काळ कमी होते. इतर, शिखरावर पोहोचल्यानंतर, त्यावर 100 दिवस टिकले आणि नंतर चमक झपाट्याने कमी झाली आणि एक रेषीय "शेपटी" पर्यंत पोहोचली. कमाल ची परिपूर्ण परिमाण विस्तृत श्रेणीमध्ये बदलते.

वरील वर्गीकरणामध्ये विविध प्रकारच्या सुपरनोव्हाच्या स्पेक्ट्राची काही मुख्य वैशिष्ट्ये आधीच समाविष्ट आहेत; आपण काय समाविष्ट केले नाही यावर विचार करूया. प्राप्त केलेल्या स्पेक्ट्राच्या स्पष्टीकरणामध्ये बराच काळ व्यत्यय आणणारे पहिले आणि अतिशय महत्त्वाचे वैशिष्ट्य म्हणजे मुख्य रेषा खूप विस्तृत आहेत.

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

स्फोटांची 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 (एक्स-रे मधील प्रतिमा), अंतर्गत शॉक वेव्ह स्पष्टपणे दृश्यमान आहे, मुक्तपणे प्रसारित होणारा वारा, तसेच जेट

तरुण अवशेषांची प्रामाणिक योजना खालीलप्रमाणे आहे:

संभाव्य कॉम्पॅक्ट अवशेष; सामान्यतः पल्सर, परंतु शक्यतो ब्लॅक होल
आंतरतारकीय पदार्थांमध्ये प्रसारित बाह्य शॉक वेव्ह.
सुपरनोव्हा इजेक्टाच्या पदार्थामध्ये प्रसारित होणारी परतीची लहर.
दुय्यम, आंतरतारकीय माध्यमाच्या गुठळ्यांमध्ये आणि दाट सुपरनोव्हा इजेक्टामध्ये प्रसारित होतो.

ते एकत्रितपणे 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.

Cassiopeia A मधील तंतू हे स्पष्ट करतात की पदार्थाच्या गुठळ्यांची उत्पत्ती दुप्पट असू शकते. तथाकथित वेगवान तंतू 5000-9000 किमी/से वेगाने पसरतात आणि केवळ O, S, Si रेषांमध्ये पसरतात - म्हणजेच हे सुपरनोव्हाच्या स्फोटाच्या क्षणी तयार झालेले गुच्छ असतात. दुसरीकडे, स्थिर संक्षेपणांचा वेग 100-400 किमी/से आहे आणि त्यामध्ये H, N, O ची सामान्य एकाग्रता दिसून येते. एकत्रितपणे, हे सूचित करते की हा पदार्थ सुपरनोव्हाच्या स्फोटाच्या खूप आधी बाहेर पडला होता आणि नंतर बाह्य शॉक वेव्हद्वारे गरम होते.

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 फ्लेअर्सच्या 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 ताऱ्यांची निर्मिती 1010 वर्षांपूर्वी संपली. याचा अर्थ असा आहे की सर्व विशाल ताऱ्यांनी त्यांची उत्क्रांती आधीच पूर्ण केली आहे आणि असे तारे आहेत ज्याचे वस्तुमान सौर वस्तुमानापेक्षा कमी आहे, अधिक नाही. तारकीय उत्क्रांतीच्या सिद्धांतावरून हे ज्ञात आहे की या प्रकारचे तारे उडवणे अशक्य आहे, आणि म्हणून 1-2M⊙ वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांसाठी जीवन विस्तार यंत्रणा आवश्यक आहे.

Ia\Iax च्या स्पेक्ट्रामध्ये हायड्रोजन रेषांची अनुपस्थिती हे सूचित करते की ते मूळ ताऱ्याच्या वातावरणात अत्यंत लहान आहे. बाहेर काढलेल्या पदार्थाचे वस्तुमान बरेच मोठे आहे - 1M⊙, त्यात प्रामुख्याने कार्बन, ऑक्सिजन आणि इतर जड घटक असतात. आणि स्थलांतरित Si II रेषा सूचित करतात की इजेक्शन दरम्यान विभक्त प्रतिक्रिया सक्रियपणे होत आहेत. हे सर्व खात्री पटते की एक पांढरा बटू, बहुधा कार्बन-ऑक्सिजन, पूर्ववर्ती तारा म्हणून कार्य करतो.

Ib\c आणि II सुपरनोव्हाच्या सर्पिल भुजांकडे गुरुत्वाकर्षण 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, नंतरचे स्वतः एक स्थिर तारा आहे, चंद्रशेखर मर्यादा गाठतानाच सर्वकाही बदलू शकते. हे अस्पष्ट निष्कर्षापर्यंत पोहोचते की थर्मोन्यूक्लियर स्फोट केवळ तारकीय प्रणालींमध्ये शक्य आहे, बहुधा तथाकथित बायनरी ताऱ्यांमध्ये.

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

चंद्रशेखर मर्यादा ओलांडली की स्फोट होतो.
त्याच्यासमोर स्फोट होतो.

सर्व सुपरनोव्हा Ia परिस्थितींमध्ये सामान्य आहे की विस्फोट होणारा बटू बहुधा कार्बन-ऑक्सिजन असतो.

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 उर्जेसह 56Co केंद्रक मुख्यतः उत्तेजित अवस्थेत तयार होते. 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 झपाट्याने ~100 keV पर्यंत कमी होते. अशा क्वांटा आधीच फोटोइलेक्ट्रिक प्रभावाने प्रभावीपणे शोषले जातात आणि परिणामी, ते पदार्थ गरम करतात. जसजसा ताऱ्याचा विस्तार होतो तसतसे ताऱ्यातील पदार्थाची घनता कमी होते, फोटॉनच्या टक्करांची संख्या कमी होते आणि ताऱ्याच्या पृष्ठभागावरील पदार्थ किरणोत्सर्गासाठी पारदर्शक बनतात. सैद्धांतिक गणना दर्शविल्याप्रमाणे, ही परिस्थिती तारा त्याच्या कमाल तेजस्वीतेपर्यंत पोहोचल्यानंतर अंदाजे 20-30 दिवसांनी उद्भवते.

सुरू झाल्यानंतर 60 दिवसांनंतर, पदार्थ γ-रेडिएशनमध्ये पारदर्शक होतो. प्रकाश वक्र वर एक घातांकीय क्षय सुरू होते. या वेळेपर्यंत, 56Ni आधीच क्षय झाला आहे आणि 4.2 MeV पर्यंत उत्तेजना उर्जेसह 56Co ते 56Fe (T1/2 = 77 दिवस) च्या β-क्षयमुळे 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, ज्याने, एकीकडे, सोडलेली ऊर्जा वाहून नेली पाहिजे आणि दुसरीकडे, पदार्थाशी संवाद साधू नये. अशा वाहकाच्या भूमिकेसाठी न्यूट्रिनो योग्य आहे.

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 URCA प्रक्रिया (न्यूट्रिनो कूलिंग) द्वारे खेळली जाते.

प्रोटॉन आणि न्यूट्रॉन ऐवजी, अणु केंद्रके देखील कार्य करू शकतात, ज्यामध्ये एक अस्थिर समस्थानिक तयार होतो ज्याचा बीटा क्षय होतो.

लक्षात घ्या की न्यूट्रोनायझेशन प्रक्रिया फक्त 1011/cm3 घनतेवरच घडतात, ज्या केवळ ताऱ्याच्या गाभ्यामध्येच साध्य करता येतात. याचा अर्थ हायड्रोडायनामिक समतोल फक्त त्यातच भंग पावतो. बाह्य स्तर स्थानिक हायड्रोडायनामिक समतोलमध्ये असतात आणि मध्यवर्ती गाभा आकुंचन पावल्यानंतर आणि घन पृष्ठभाग तयार झाल्यानंतरच कोसळण्यास सुरुवात होते. या पृष्ठभागावरील प्रतिक्षेप म्यान इजेक्शन प्रदान करते.

सुपरनोव्हा अवशेषाच्या उत्क्रांतीमध्ये तीन टप्पे आहेत:

मुक्त प्रसार.
अॅडियाबॅटिक विस्तार (सेडोव्ह स्टेज). या टप्प्यावर सुपरनोव्हा स्फोट हा स्थिर उष्णता क्षमता असलेल्या माध्यमात मजबूत बिंदू स्फोट म्हणून दर्शविला जातो. सेडोव्हचे ऑटोमोडल 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.

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 म्हणजे मॉडेल्स जेव्हा एकाच वेळी दोन विस्फोट होतात. साहजिकच, हे फक्त अशाच परिस्थितींमध्ये शक्य आहे जिथे दोन्ही घटक विकसित झाले आहेत.

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

He पेक्षा आणि Fe पर्यंत जड असलेले जवळजवळ सर्व घटक शास्त्रीय थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजनचे परिणाम आहेत, जे उद्भवते, उदाहरणार्थ, तार्‍यांच्या 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 चर्चेचा 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) अभिक्रियांमध्ये न्यूट्रॉनच्या अनुक्रमिक कॅप्चरद्वारे हलक्यापासून जड केंद्रक तयार करण्याची प्रक्रिया आहे आणि जोपर्यंत न्यूट्रॉन कॅप्चरचा दर β-क्षय दरापेक्षा जास्त आहे तोपर्यंत चालू राहते. समस्थानिक

ν-प्रक्रिया ही न्यूक्लियोसिंथेसिसची प्रक्रिया आहे, न्यूट्रिनोच्या अणू केंद्रकांसह परस्परसंवादाद्वारे. हे 7Li, 11B, 19F, 138La आणि 180Ta समस्थानिकांच्या 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 चे निरीक्षण रेकॉर्ड 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. सुपरनोव्हा SN 1054, ज्याने क्रॅब नेबुलाला जन्म दिला, त्याचे चांगले निरीक्षण केले गेले. 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 कल्पनेविरुद्ध युक्तिवाद म्हणून वापरले गेले. जोहान्स केप्लरने 17 ऑक्टोबर 1604 रोजी SN 1604 चे निरीक्षण करण्यास सुरुवात केली. उजळण्याच्या टप्प्यावर (कॅसिओपिया नक्षत्रात टायको ब्राहेच्या SN 1572 नंतर) रेकॉर्ड केलेला हा दुसरा सुपरनोव्हा होता.

दुर्बिणीच्या विकासामुळे, 1885 मध्ये अँड्रोमेडा नेब्युलामधील सुपरनोव्हा एस एंड्रोमेडाच्या निरीक्षणापासून सुरुवात करून, इतर आकाशगंगांमधील सुपरनोव्हा निरीक्षण करणे शक्य झाले. विसाव्या शतकादरम्यान, प्रत्येक प्रकारच्या सुपरनोव्हासाठी यशस्वी मॉडेल्स विकसित करण्यात आली आणि तारा निर्मितीच्या प्रक्रियेतील त्यांच्या भूमिकेची समज वाढली. 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 देत आहेत. सर्वात दूरचा सुपरनोव्हा अपेक्षेपेक्षा कमकुवत निघाला, जो आधुनिक संकल्पनांनुसार विश्वाचा विस्तार वेगाने होत असल्याचे दर्शवितो.

निरीक्षणांच्या लेखी नोंदी नसलेल्या सुपरनोव्हा स्फोटांच्या इतिहासाची पुनर्रचना करण्यासाठी पद्धती विकसित केल्या गेल्या आहेत. सुपरनोव्हा कॅसिओपिया ए दिसण्याची तारीख नेब्युलाच्या प्रकाश प्रतिध्वनीवरून निर्धारित केली गेली होती, तर सुपरनोव्हा अवशेष RX J0852.0-4622 चे वय तापमान आणि टायटॅनियम-44 च्या क्षय पासून उत्सर्जनाच्या मोजमापांवरून निर्धारित केले जाते. 2009 मध्ये, अंटार्क्टिक बर्फामध्ये सुपरनोव्हा स्फोटाच्या वेळेशी संबंधित नायट्रेट्स आढळले.

22 जानेवारी 2014 रोजी, सुपरनोव्हा SN 2014J उर्सा मेजर नक्षत्रात असलेल्या M82 आकाशगंगामध्ये स्फोट झाला. Galaxy M82 आपल्या आकाशगंगेपासून 12 दशलक्ष प्रकाशवर्षांच्या अंतरावर स्थित आहे आणि त्याची स्पष्ट तारकीय परिमाण 9 पेक्षा कमी आहे. हा सुपरनोव्हा 1987 (SN 1987A) पासून पृथ्वीच्या सर्वात जवळ आहे.

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 उद्रेक झालेल्या सुपरनोव्हाचे अवशेष पाहून, खगोलशास्त्रज्ञांनी आश्चर्यचकित होऊन, स्फोटाच्या ठिकाणी एक नवीन तारा ओळखला आहे, जो त्याच्या सभोवतालच्या सामग्रीच्या ढगांना प्रकाशित करतो. शास्त्रज्ञांचे निष्कर्ष जर्नलमध्ये सादर केले आहेत खगोलभौतिकजर्नलअक्षरे .

“आम्ही या प्रकारचा स्फोट एवढ्या काळासाठी कधीही प्रकाशमान राहिलेला पाहिला नाही, जर त्याचा ताऱ्याने बाहेर काढलेल्या हायड्रोजनशी आपत्तीजनक घटनेपूर्वी कोणताही संवाद झाला नसेल. परंतु या सुपरनोव्हाच्या निरीक्षणांमध्ये हायड्रोजनची कोणतीही स्वाक्षरी नाही,” असे पर्ड्यू युनिव्हर्सिटी (यूएसए) मधील अभ्यासाचे प्रमुख लेखक डॅन मिलिसाव्हलेविच म्हणतात.

बहुतेक तारकीय स्फोटांच्या विपरीत, जे अदृश्य होतात, SN 2012au शक्तिशाली नवजात 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 बाहेरून कोणताही हस्तक्षेप न करता ते पुन्हा चमकू शकतील का?

मोठ्या ताऱ्यांचा स्फोट होत असताना, त्यांचे आतील भाग त्या ठिकाणी "रोलअप" होतात जेथे सर्व कण न्यूट्रॉन बनतात. परिणामी न्यूट्रॉन ताऱ्याला चुंबकीय क्षेत्र असल्यास आणि ते पुरेसे वेगाने फिरत असल्यास, ते पल्सर विंड नेब्युलामध्ये बदलू शकते. कन्या राशीच्या दिशेने असलेल्या NGC 4790 या आकाशगंगामध्ये स्थित SN 2012au चे बहुधा असेच घडले असावे.

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

नासाच्या चंद्रा वेधशाळेने घेतलेली सेलमधील पल्सरची प्रतिमा. क्रेडिट: नासा

SN 2012au सुरुवातीला अनेक प्रकारे असामान्य आणि विचित्र असल्याचे दिसून आले. जरी हा स्फोट "सुपरल्युमिनल" सुपरनोव्हा म्हणून वर्गीकृत 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, म्हणून काही वर्षांमध्ये आपण SN 2012au स्फोटातून ऑक्सिजन-समृद्ध वायू कसा "पळतो" हे पाहू शकाल, " डॅन मिलिसाव्हलेविचने स्पष्ट केले.

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 घेणे निरिक्षणांच्या जटिलतेचा सामना करते आणि केवळ दुर्बिणीची पुढील पिढी खगोलशास्त्रज्ञांना या फ्लेअर्सचे रहस्य उलगडण्यास मदत करेल.

> सुपरनोव्हा

शोधा, एक सुपरनोव्हा काय आहे: सुपरनोव्हा जन्माला आलेल्या ताऱ्याचा स्फोट आणि उद्रेक, उत्क्रांती आणि विकास, बायनरी ताऱ्यांची भूमिका, फोटो आणि संशोधन यांचे वर्णन.

सुपरनोव्हा- हा, खरं तर, एक तारकीय स्फोट आहे आणि बाह्य अवकाशात पाहिला जाऊ शकणारा सर्वात शक्तिशाली आहे.

सुपरनोव्हा कुठे दिसतात?

बर्‍याचदा, सुपरनोव्हा इतर आकाशगंगांमध्ये दिसू शकतात. परंतु आपल्या आकाशगंगेमध्ये हे दुर्मिळ दृश्य आहे, कारण धूळ आणि वायूचे धुके आपले दृश्य अस्पष्ट करतात. शेवटचा निरीक्षण केलेला सुपरनोव्हा 1604 मध्ये जोहान्स केप्लरने पाहिला होता. चंद्र दुर्बिणीला एका शतकाहून अधिक काळ (सुपरनोव्हा स्फोटाचे परिणाम) स्फोट झालेल्या ताऱ्याचे फक्त अवशेष सापडले.

सुपरनोव्हा कशामुळे होतो?

जेव्हा ताऱ्याच्या मध्यभागी बदल होतात तेव्हा सुपरनोव्हाचा जन्म होतो. दोन मुख्य प्रकार आहेत.

प्रथम बायनरी सिस्टममध्ये आहे. दुहेरी तारे एका सामान्य केंद्राने जोडलेल्या वस्तू आहेत. त्यापैकी एक दुसऱ्यापासून पदार्थ चोरतो आणि खूप मोठा होतो. परंतु ते अंतर्गत प्रक्रियांमध्ये संतुलन राखण्यास सक्षम नाही आणि सुपरनोव्हामध्ये स्फोट होतो.

दुसरा मृत्यूच्या वेळी आहे. इंधन संपण्याची प्रवृत्ती असते. परिणामी, वस्तुमानाचा काही भाग गाभ्यामध्ये वाहू लागतो आणि तो इतका जड होतो की तो स्वतःच्या गुरुत्वाकर्षणाचा सामना करू शकत नाही. एक विस्तार प्रक्रिया घडते आणि तारेचा स्फोट होतो. सूर्य हा एकच तारा आहे, पण त्यात वस्तुमान नसल्यामुळे तो टिकू शकत नाही.

संशोधकांना सुपरनोव्हामध्ये रस का आहे?

प्रक्रिया स्वतःच अल्प कालावधीचा समावेश करते, परंतु विश्वाबद्दल बरेच काही सांगू शकते. उदाहरणार्थ, एका उदाहरणाने पुष्टी केली की विश्वाच्या गुणधर्माचा विस्तार होत आहे आणि त्याचा वेग वाढत आहे.

हे देखील दिसून आले की या वस्तू अंतराळातील घटकांच्या वितरणाच्या क्षणावर परिणाम करतात. जेव्हा तारेचा स्फोट होतो तेव्हा ते घटक आणि अवकाशातील कचरा बाहेर काढतात. त्यापैकी बरेच जण आपल्या ग्रहावर देखील संपतात. सुपरनोवा आणि त्यांच्या स्फोटांची वैशिष्ट्ये प्रकट करणारा व्हिडिओ पहा.

सुपरनोव्हाची निरीक्षणे

खगोलभौतिकशास्त्रज्ञ सर्गेई ब्लिनिकोव्ह पहिल्या सुपरनोव्हाच्या शोधावर, उद्रेकानंतरचे अवशेष आणि आधुनिक दुर्बिणी

त्यांना सुपरनोव्हा कसे शोधायचे?

सुपरनोव्हा शोधण्याच्या प्रक्रियेसाठी, संशोधक विविध उपकरणांचा वापर करतात. स्फोटानंतर दृश्यमान प्रकाशाचे निरीक्षण करण्यासाठी काहींची आवश्यकता असते. आणि इतर क्ष-किरण आणि गॅमा किरणांचा मागोवा घेतात. हबल आणि चंद्र दुर्बिणी वापरून फोटो काढले आहेत.

जून 2012 मध्ये, इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक स्पेक्ट्रमच्या उच्च-ऊर्जा क्षेत्रामध्ये प्रकाश केंद्रित करून दुर्बिणीने काम करण्यास सुरुवात केली. आम्ही नुस्टार मिशनबद्दल बोलत आहोत, जे नष्ट झालेले तारे, कृष्णविवर आणि सुपरनोव्हाचे अवशेष शोधत आहेत. ते कसे स्फोट होतात आणि कसे तयार होतात याबद्दल अधिक जाणून घेण्याची शास्त्रज्ञांची योजना आहे.

खगोलीय पिंडांमधील अंतरांचे मोजमाप

खगोलशास्त्रज्ञ व्लादिमीर सुरदिन सेफेड्स, सुपरनोव्हा स्फोट आणि विश्वाचा विस्तार दर:

सुपरनोव्हाच्या अभ्यासात तुम्ही कशी मदत करू शकता?

योगदान देण्यासाठी तुम्हाला शास्त्रज्ञ होण्याची गरज नाही. 2008 मध्ये, एका सामान्य किशोरवयीन मुलाला सुपरनोव्हा सापडला. 2011 मध्ये, एका 10 वर्षांच्या कॅनेडियन मुलीने तिच्या संगणकावर रात्रीच्या आकाशाचे चित्र पाहत असताना याची पुनरावृत्ती केली. बर्‍याचदा, हौशींच्या छायाचित्रांमध्ये अनेक मनोरंजक वस्तू असतात. थोड्या सरावाने, तुम्हाला पुढील सुपरनोव्हा सापडेल! आणि अधिक तंतोतंत सांगायचे तर, तुमच्याकडे सुपरनोव्हाचा स्फोट कॅप्चर करण्याची प्रत्येक संधी आहे.