ઘર કોટેડ જીભ સુપરનોવાનો જન્મ અને મૃત્યુ. સુપરનોવા - મૃત્યુ અથવા નવા જીવનની શરૂઆત

કોટેડ જીભ

સુપરનોવાનો જન્મ અને મૃત્યુ. સુપરનોવા - મૃત્યુ અથવા નવા જીવનની શરૂઆત

આપણે પહેલાથી જ જોયું છે કે, સૂર્ય અને અન્ય સ્થિર તારાઓથી વિપરીત, ભૌતિક પરિવર્તનશીલ તારા કદ, ફોટોસ્ફિયરનું તાપમાન અને તેજમાં બદલાય છે. વચ્ચે વિવિધ પ્રકારોબિન-સ્થિર તારાઓમાં, નોવા અને સુપરનોવા ખાસ રસ ધરાવે છે. વાસ્તવમાં, આ નવા દેખાતા તારા નથી, પરંતુ પૂર્વ-અસ્તિત્વમાં રહેલા તારાઓ છે જેણે તેજમાં તીવ્ર વધારો કરીને ધ્યાન આકર્ષિત કર્યું છે.

નવા તારાઓના વિસ્ફોટ દરમિયાન, કેટલાક દિવસોથી કેટલાક મહિનાના સમયગાળા દરમિયાન તેજ હજારો અને લાખો વખત વધે છે. એવા જાણીતા તારાઓ છે જે વારંવાર નોવા તરીકે ભડક્યા છે. આધુનિક માહિતી અનુસાર, નવા તારાઓ સામાન્ય રીતે દ્વિસંગી પ્રણાલીઓનો ભાગ હોય છે, અને તારાઓ વચ્ચેના પદાર્થના વિનિમયના પરિણામે એક તારાનો વિસ્ફોટ થાય છે. ડ્યુઅલ સિસ્ટમ. ઉદાહરણ તરીકે, "સફેદ વામન - સામાન્ય તારો (ઓછી તેજ)" સિસ્ટમમાં, વિસ્ફોટો જે ઘટનાનું કારણ બને છે નોવા, જ્યારે વાયુ સામાન્ય તારામાંથી સફેદ વામન પર પડે ત્યારે થઈ શકે છે.

સુપરનોવાના વિસ્ફોટો પણ વધુ ભવ્ય છે, જેની ચમક અચાનક લગભગ 19 મીટર વધી જાય છે! મહત્તમ તેજ પર, તારાની વિકિરણ સપાટી સેકન્ડ દીઠ કેટલાક હજાર કિલોમીટરની ઝડપે નિરીક્ષકની નજીક આવે છે. સુપરનોવા વિસ્ફોટોની પેટર્ન સૂચવે છે કે સુપરનોવા વિસ્ફોટ કરતા તારાઓ છે.

સુપરનોવા વિસ્ફોટો દરમિયાન, ઘણા દિવસો સુધી પ્રચંડ ઊર્જા છોડવામાં આવે છે - લગભગ 10 41 J. આવા પ્રચંડ વિસ્ફોટો અંતિમ તબક્કાતારાઓની ઉત્ક્રાંતિ જેનું દળ સૂર્યના દળ કરતાં અનેક ગણું વધારે છે.

તેની મહત્તમ તેજ પર, એક સુપરનોવા આપણા સૂર્ય જેવા એક અબજ તારા કરતાં વધુ ચમકી શકે છે. કેટલાક સુપરનોવાના સૌથી શક્તિશાળી વિસ્ફોટ દરમિયાન, દ્રવ્ય 5000 - 7000 કિમી/સેકંડની ઝડપે બહાર નીકળી શકે છે, જેનું દળ અનેક સૌર સમૂહ સુધી પહોંચે છે. શેલ્સના અવશેષો કાઢી નાખવામાં આવ્યા સુપરનોવા, દૃશ્યમાન ઘણા સમય સુધીજેમ કે વિસ્તરતા વાયુઓ.

માત્ર સુપરનોવા શેલના અવશેષો જ મળ્યા નથી, પણ એક સમયે વિસ્ફોટ થયેલા તારાના મધ્ય ભાગના અવશેષો પણ મળી આવ્યા છે. આ "તારાઓના અવશેષો" રેડિયો ઉત્સર્જનના અદ્ભુત સ્ત્રોત તરીકે બહાર આવ્યા, જેને પલ્સર કહેવામાં આવતું હતું. પ્રથમ પલ્સર 1967 માં મળી આવ્યા હતા.

કેટલાક પલ્સરમાં રેડિયો પલ્સનો અદ્ભૂત સ્થિર પુનરાવર્તન દર હોય છે: કઠોળ સમયના સખત સમાન અંતરાલ પર પુનરાવર્તિત થાય છે, 10 -9 સેથી વધુની ચોકસાઈ સાથે માપવામાં આવે છે! ઓપન પલ્સર અમારી પાસેથી સેંકડો પાર્સેકથી વધુ ના અંતરે સ્થિત છે. એવું માનવામાં આવે છે કે પલ્સર લગભગ 10 કિમીની ત્રિજ્યા સાથે અને સૂર્યના દળની નજીક દળ ધરાવતા સુપર-ડેન્સ તારાઓને ઝડપથી ફરે છે. આવા તારાઓમાં ગીચ ન્યુટ્રોન હોય છે અને તેને ન્યુટ્રોન તારાઓ કહેવામાં આવે છે. તેમના અસ્તિત્વના સમયનો માત્ર એક ભાગ ન્યુટ્રોન તારાઓ પોતાને પલ્સર તરીકે પ્રગટ કરે છે.

સુપરનોવા વિસ્ફોટો તરીકે વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે દુર્લભ ઘટનાઓ. છેલ્લા સહસ્ત્રાબ્દીમાં, આપણી સ્ટાર સિસ્ટમમાં માત્ર થોડા સુપરનોવા વિસ્ફોટ જોવા મળ્યા છે. આમાંથી, નીચેના ત્રણ સૌથી વધુ વિશ્વસનીય રીતે સ્થાપિત કરવામાં આવ્યા છે: વૃષભ નક્ષત્રમાં 1054 માં ફાટી નીકળ્યો, 1572 માં કેસિઓપિયા નક્ષત્રમાં, 1604 માં ઓફિયુચસ નક્ષત્રમાં. આમાંના પ્રથમ સુપરનોવાને ચીની અને જાપાનીઝ ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા "ગેસ્ટ સ્ટાર" તરીકે વર્ણવવામાં આવ્યું હતું, બીજાને ટાઈકો બ્રાહે દ્વારા અને ત્રીજાને જોહાન્સ કેપ્લર દ્વારા અવલોકન કરવામાં આવ્યું હતું. 1054 અને 1572 ના સુપરનોવાની દીપ્તિ શુક્રની તેજ કરતાં વધી ગઈ હતી અને આ તારાઓ દિવસ દરમિયાન દેખાતા હતા. ટેલિસ્કોપની શોધ (1609) થી, આપણા સ્ટાર સિસ્ટમમાં એક પણ સુપરનોવા જોવા મળ્યો નથી (એ શક્ય છે કે કેટલાક વિસ્ફોટોનું ધ્યાન ન ગયું હોય). જ્યારે અન્ય સ્ટાર પ્રણાલીઓનું અન્વેષણ કરવાની તક ઊભી થઈ, ત્યારે તેમનામાં નવા તારાઓ અને સુપરનોવા ઘણીવાર શોધાયા હતા.

23 ફેબ્રુઆરી, 1987 ના રોજ, આપણા ગેલેક્સીના સૌથી મોટા ઉપગ્રહ, મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડ (નક્ષત્ર ડોરાડસ) માં એક સુપરનોવા વિસ્ફોટ થયો. 1604 પછી પહેલીવાર સુપરનોવાને નરી આંખે પણ જોઈ શકાય છે. વિસ્ફોટ પહેલા, સુપરનોવાના સ્થળે 12મી તીવ્રતાનો તારો હતો. માર્ચની શરૂઆતમાં તારો તેની મહત્તમ તેજ 4 મીટર સુધી પહોંચ્યો, અને પછી ધીમે ધીમે ઝાંખા થવા લાગ્યો. વિજ્ઞાનીઓ કે જેમણે સૌથી મોટી જમીન-આધારિત વેધશાળાઓ, એસ્ટ્રોન ઓર્બિટલ વેધશાળા અને કવન્ટ મોડ્યુલ પર એક્સ-રે ટેલિસ્કોપના ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને સુપરનોવાનું અવલોકન કર્યું હતું. ઓર્બિટલ સ્ટેશન"મીર", પ્રથમ વખત ફાટી નીકળવાની સમગ્ર પ્રક્રિયાને ટ્રેસ કરવાનું શક્ય બન્યું. દૃશ્યમાન ઓપ્ટિકલ રેન્જ, અલ્ટ્રાવાયોલેટ, એક્સ-રે અને રેડિયો રેન્જ સહિત વિવિધ સ્પેક્ટ્રલ રેન્જમાં અવલોકનો હાથ ધરવામાં આવ્યા હતા. વિસ્ફોટ થતા તારામાંથી ન્યુટ્રિનો અને સંભવતઃ ગુરુત્વાકર્ષણીય કિરણોત્સર્ગની શોધ અંગે વૈજ્ઞાનિક પ્રેસમાં સનસનાટીભર્યા અહેવાલો પ્રકાશિત થયા હતા. વિસ્ફોટ પહેલાના તબક્કામાં તારાની રચનાનું મોડેલ નવા પરિણામો સાથે શુદ્ધ અને સમૃદ્ધ કરવામાં આવ્યું હતું.

સ્પષ્ટ દિવસે આકાશ, સામાન્ય રીતે, એક કંટાળાજનક અને એકવિધ ચિત્ર રજૂ કરે છે: સૂર્યનો ગરમ બોલ અને સ્પષ્ટ, અનંત વિસ્તરણ, ક્યારેક વાદળો અથવા દુર્લભ વાદળોથી શણગારવામાં આવે છે.

વાદળ વિનાની રાત્રે આકાશ એ બીજી બાબત છે. તે સામાન્ય રીતે તારાઓના તેજસ્વી ક્લસ્ટરોથી વિખરાયેલા હોય છે. તે ધ્યાનમાં લેવું જોઈએ કે રાત્રિના આકાશમાં નરી આંખે તમે 3 થી 4.5 હજાર નાઇટ લ્યુમિનાયર્સ જોઈ શકો છો. અને તે બધા આકાશગંગાના છે, જેમાં આપણું સૌરમંડળ સ્થિત છે.

આધુનિક વિભાવનાઓ અનુસાર, તારાઓ એ ગેસના ગરમ દડા છે, જેની ઊંડાઈમાં હાઇડ્રોજન ન્યુક્લીમાંથી હિલીયમ ન્યુક્લીનું થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન થાય છે, જે મોટી માત્રામાં ઊર્જા મુક્ત કરે છે. આ તે છે જે તારાઓની તેજસ્વીતાને સુનિશ્ચિત કરે છે.

આપણી સૌથી નજીકનો તારો આપણો સૂર્ય છે, જેનું અંતર 150 મિલિયન કિલોમીટર છે. પરંતુ પછીનો સૌથી દૂરનો તારો પ્રોક્સિમા સેંટૌરી આપણાથી 4.25 પ્રકાશવર્ષના અંતરે અથવા સૂર્ય કરતાં 270 હજાર ગણા વધુ અંતરે સ્થિત છે.

એવા તારાઓ છે જે કદમાં સૂર્ય કરતા સેંકડો ગણા મોટા છે અને આ સૂચકમાં તેના કરતા તેટલા જ ગણા ઓછા છે. જો કે, તારાઓનો સમૂહ વધુ સાધારણ મર્યાદામાં બદલાય છે - સૂર્યના દળના બારમા ભાગથી તેના દળના 100 સુધી. અડધાથી વધુ દૃશ્યમાન તારાઓડબલ અને ક્યારેક ટ્રિપલ સિસ્ટમ્સ છે.

સામાન્ય રીતે, બ્રહ્માંડમાં આપણને દેખાતા તારાઓની સંખ્યા 125,000,000,000 સંખ્યા દ્વારા અગિયાર વધારાના શૂન્ય સાથે નિયુક્ત કરી શકાય છે.

હવે, શૂન્ય સાથે મૂંઝવણ ટાળવા માટે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ હવે વ્યક્તિગત તારાઓનો રેકોર્ડ રાખતા નથી, પરંતુ સમગ્ર તારાવિશ્વોના રેકોર્ડ રાખે છે, એવું માનતા કે તેમાંથી દરેકમાં સરેરાશ લગભગ 100 અબજ તારાઓ છે.

અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રી ફ્રિટ્ઝ ઝ્વિકીએ સૌપ્રથમ સુપરનોવા માટે લક્ષિત શોધમાં જોડાવાનું શરૂ કર્યું

1996 માં, વૈજ્ઞાનિકોએ નક્કી કર્યું કે પૃથ્વી પરથી 50 અબજ તારાવિશ્વો જોઈ શકાય છે. જ્યારે હબલ ઓર્બિટલ ટેલિસ્કોપ કાર્યરત કરવામાં આવ્યું હતું, જે પૃથ્વીના વાતાવરણમાં દખલગીરી દ્વારા દખલ કરતું નથી, ત્યારે દૃશ્યમાન તારાવિશ્વોની સંખ્યા વધીને 125 અબજ થઈ ગઈ હતી.

માટે આભાર સર્વ જોનાર આંખઆ ટેલિસ્કોપ વડે, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ એવી સાર્વત્રિક ઊંડાણોમાં પ્રવેશ કર્યો કે તેઓએ તારાવિશ્વો જોયા જે આપણા બ્રહ્માંડને જન્મ આપનાર મહાન વિસ્ફોટના માત્ર એક અબજ વર્ષ પછી દેખાયા.

તારાઓની લાક્ષણિકતા માટે કેટલાક પરિમાણોનો ઉપયોગ કરવામાં આવે છે: તેજ, દળ, ત્રિજ્યા અને રાસાયણિક રચનાવાતાવરણ, તેમજ તેનું તાપમાન. અને તારાની સંખ્યાબંધ વધારાની લાક્ષણિકતાઓનો ઉપયોગ કરીને, તમે તેની ઉંમર પણ નક્કી કરી શકો છો.

દરેક તારો એક ગતિશીલ માળખું છે જે જન્મે છે, વધે છે અને પછી, ચોક્કસ વયે પહોંચ્યા પછી, શાંતિથી મૃત્યુ પામે છે. પરંતુ એવું પણ બને છે કે તે અચાનક વિસ્ફોટ થાય છે. આ ઘટના વિસ્ફોટ થતા તારાને અડીને આવેલા વિસ્તારમાં મોટા પાયે ફેરફારો તરફ દોરી જાય છે.

આમ, આ વિસ્ફોટ પછી જે ખલેલ પહોંચે છે તે વિશાળ ઝડપે ફેલાય છે અને હજારો વર્ષોના સમયગાળા દરમિયાન તારાઓ વચ્ચેના માધ્યમમાં વિશાળ જગ્યાને આવરી લે છે. આ પ્રદેશમાં, તાપમાનમાં તીવ્ર વધારો થાય છે, કેટલાક મિલિયન ડિગ્રી સુધી, અને કોસ્મિક કિરણોની ઘનતા અને ચુંબકીય ક્ષેત્રની શક્તિ નોંધપાત્ર રીતે વધે છે.

વિસ્ફોટ થતા તારા દ્વારા બહાર કાઢવામાં આવેલી સામગ્રીની આવી વિશેષતાઓ તેને નવા તારાઓ અને સમગ્ર ગ્રહોની સિસ્ટમો બનાવવાની મંજૂરી આપે છે.

આ કારણોસર, સુપરનોવા અને તેમના અવશેષો બંનેનો ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા ખૂબ જ નજીકથી અભ્યાસ કરવામાં આવે છે. છેવટે, આ ઘટનાના અભ્યાસ દરમિયાન પ્રાપ્ત માહિતી સામાન્ય તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ વિશે, ન્યુટ્રોન તારાઓના જન્મ દરમિયાન થતી પ્રક્રિયાઓ વિશેના જ્ઞાનને વિસ્તૃત કરી શકે છે, તેમજ તે પ્રતિક્રિયાઓની વિગતોને સ્પષ્ટ કરી શકે છે જે ભારે તત્વોની રચનામાં પરિણમે છે. , કોસ્મિક કિરણો, વગેરે.

એક સમયે, તે તારાઓ જેમની તેજસ્વીતા અણધારી રીતે 1000 ગણાથી વધુ વધી ગઈ હતી તે ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા નવા કહેવાતા હતા. તેઓ નક્ષત્રોની સામાન્ય ગોઠવણીમાં ફેરફાર કરીને અણધારી રીતે આકાશમાં દેખાયા. અચાનક મહત્તમમાં હજારો વખત વધારો કર્યા પછી, થોડા સમય પછી તેમની તેજ તીવ્ર ઘટાડો થયો, અને થોડા વર્ષો પછી તેમની તેજ વિસ્ફોટ પહેલાંની જેમ નબળી પડી ગઈ.

એ નોંધવું જોઇએ કે જ્વાળાઓની સામયિકતા, જે દરમિયાન તારાને તેના સમૂહના એક હજારમા ભાગમાંથી મુક્ત કરવામાં આવે છે અને જે પ્રચંડ ઝડપે બાહ્ય અવકાશમાં ફેંકવામાં આવે છે, તે નવા તારાઓના જન્મના મુખ્ય સંકેતોમાંનું એક માનવામાં આવે છે. પરંતુ, તે જ સમયે, આશ્ચર્યજનક રીતે, તારાઓના વિસ્ફોટો તેમની રચનામાં નોંધપાત્ર ફેરફારો અથવા તેમના વિનાશ તરફ દોરી જતા નથી.

આપણી ગેલેક્સીમાં આવી ઘટનાઓ કેટલી વાર બને છે? જો આપણે ફક્ત તે જ તારાઓને ધ્યાનમાં લઈએ કે જેમની તેજસ્વીતા 3 જી મેગ્નિટ્યુડથી વધુ ન હતી, તો પછી, ઐતિહાસિક ક્રોનિકલ્સ અને ખગોળશાસ્ત્રીઓના અવલોકનો અનુસાર, પાંચ હજાર વર્ષો દરમિયાન 200 થી વધુ તેજસ્વી જ્વાળાઓ જોવા મળી નથી.

પરંતુ જ્યારે અન્ય તારાવિશ્વોનો અભ્યાસ શરૂ થયો, ત્યારે તે સ્પષ્ટ થઈ ગયું કે અવકાશના આ ખૂણાઓમાં દેખાતા નવા તારાઓની તેજ ઘણીવાર સમગ્ર તારાવિશ્વની તેજસ્વીતા જેટલી હોય છે જેમાં આ તારાઓ દેખાય છે.

અલબત્ત, આવા તેજસ્વીતાવાળા તારાઓનો દેખાવ એક અસાધારણ ઘટના છે અને સામાન્ય તારાઓના જન્મથી એકદમ અલગ છે. તેથી, 1934 માં, અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રીઓ ફ્રિટ્ઝ ઝ્વીકી અને વોલ્ટર બાડેએ પ્રસ્તાવ મૂક્યો કે જે તારાઓની મહત્તમ તેજ સામાન્ય તારાવિશ્વોની તેજસ્વીતા સુધી પહોંચે છે તેને સુપરનોવા અને તેજસ્વી તારાઓના એક અલગ વર્ગ તરીકે વર્ગીકૃત કરવામાં આવે. તે ધ્યાનમાં રાખવું જોઈએ કે સુપરનોવા વિસ્ફોટમાં વર્તમાન સ્થિતિઆપણી ગેલેક્સી એક અત્યંત દુર્લભ ઘટના છે, જે દર 100 વર્ષમાં એક કરતા વધુ વાર બનતી નથી. ચાઇનીઝ અને જાપાનીઝ ગ્રંથો દ્વારા નોંધાયેલા સૌથી વધુ આઘાતજનક પ્રકોપ 1006 અને 1054માં થયો હતો.

પાંચસો વર્ષ પછી, 1572 માં, ઉત્કૃષ્ટ ખગોળશાસ્ત્રી ટાયકો બ્રાહે દ્વારા કેસિઓપિયા નક્ષત્રમાં સુપરનોવા વિસ્ફોટ જોવા મળ્યો હતો. 1604 માં, જોહાન્સ કેપ્લરે ઓફીચસ નક્ષત્રમાં સુપરનોવાનો જન્મ જોયો. અને ત્યારથી, અમારી ગેલેક્સીમાં આવી ભવ્ય ઘટનાઓ ઉજવવામાં આવી નથી.

આ એ હકીકતને કારણે હોઈ શકે છે કે સૂર્યમંડળ આપણી ગેલેક્સીમાં એવી સ્થિતિ ધરાવે છે કે તે અવલોકન કરી શકાય છે. ઓપ્ટિકલ સાધનોપૃથ્વી પરથી સુપરનોવા વિસ્ફોટ તેના જથ્થાના અડધા ભાગમાં જ શક્ય છે. બાકીના પ્રદેશમાં, આ પ્રકાશના તારાઓ વચ્ચેના શોષણને અવરોધે છે.

અને અન્ય તારાવિશ્વોમાં આ ઘટનાઓ લગભગ સમાન આવર્તન સાથે થાય છે દૂધ ગંગા, વિસ્ફોટ સમયે સુપરનોવા વિશેની મુખ્ય માહિતી અન્ય તારાવિશ્વોમાં તેમના અવલોકનોમાંથી મેળવવામાં આવી હતી...

પ્રથમ વખત, ખગોળશાસ્ત્રીઓ ડબલ્યુ. બાડે અને એફ. ઝ્વિકીએ 1936માં સુપરનોવા માટે લક્ષિત શોધમાં જોડાવાનું શરૂ કર્યું. વિવિધ તારાવિશ્વોમાં ત્રણ વર્ષના અવલોકનો દરમિયાન, વૈજ્ઞાનિકોએ 12 સુપરનોવા વિસ્ફોટો શોધી કાઢ્યા હતા, જે પાછળથી ફોટોમેટ્રી અને સ્પેક્ટ્રોસ્કોપીનો ઉપયોગ કરીને વધુ સંપૂર્ણ અભ્યાસને આધિન હતા.

તદુપરાંત, વધુ અદ્યતન ખગોળશાસ્ત્રીય સાધનોના ઉપયોગથી નવા શોધાયેલા સુપરનોવાની સૂચિને વિસ્તૃત કરવાનું શક્ય બન્યું છે. અને સ્વયંસંચાલિત શોધની રજૂઆત એ હકીકત તરફ દોરી ગઈ કે વૈજ્ઞાનિકોએ દર વર્ષે સો કરતાં વધુ સુપરનોવા શોધ્યા. માટે કુલ થોડો સમયઆમાંથી 1,500 વસ્તુઓ રેકોર્ડ કરવામાં આવી હતી.

તાજેતરના વર્ષોમાં, મદદ સાથે શક્તિશાળી ટેલિસ્કોપઅવલોકનોની એક રાતમાં, વૈજ્ઞાનિકોએ 10 થી વધુ દૂરના સુપરનોવા શોધ્યા!

જાન્યુઆરી 1999 માં, એક ઘટના બની જેણે આધુનિક ખગોળશાસ્ત્રીઓને પણ ચોંકાવી દીધા, જેઓ બ્રહ્માંડની ઘણી "યુક્તિઓ" થી ટેવાયેલા છે: અવકાશની ઊંડાઈમાં, વૈજ્ઞાનિકો દ્વારા અગાઉ રેકોર્ડ કરાયેલા તમામ કરતા દસ ગણી તેજસ્વી ફ્લેશ રેકોર્ડ કરવામાં આવી હતી. ઓટોમેટિક કેમેરાથી સજ્જ ન્યૂ મેક્સિકોના પહાડોમાં બે સંશોધન ઉપગ્રહો અને એક ટેલિસ્કોપ દ્વારા તેની નોંધ લેવામાં આવી હતી. બુટસ નક્ષત્રમાં આ અનોખી ઘટના બની છે. થોડા સમય પછી, તે જ વર્ષના એપ્રિલમાં, વૈજ્ઞાનિકોએ નક્કી કર્યું કે ફાટી નીકળવાનું અંતર નવ અબજ પ્રકાશ વર્ષ હતું. આ બ્રહ્માંડની ત્રિજ્યાના લગભગ ત્રણ ચતુર્થાંશ છે.

ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા કરવામાં આવેલી ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે જે થોડીક સેકન્ડો દરમિયાન જ્વાળાઓ ચાલી હતી, તેના અસ્તિત્વના પાંચ અબજ વર્ષોમાં સૂર્ય દ્વારા ઉત્પાદિત કરવામાં આવેલી ઊર્જા કરતાં અનેક ગણી વધુ ઊર્જા છોડવામાં આવી હતી. આવા અકલ્પનીય વિસ્ફોટનું કારણ શું છે? કઈ પ્રક્રિયાઓએ આ પ્રચંડ ઊર્જા પ્રકાશનને જન્મ આપ્યો? વિજ્ઞાન હજી આ પ્રશ્નોના ચોક્કસ જવાબ આપી શકતું નથી, જો કે એવી ધારણા છે મોટી રકમબે ન્યુટ્રોન તારાઓના વિલીનીકરણની ઘટનામાં ઉર્જા આવી શકે છે.

<<< Назад

ફોરવર્ડ >>>

સુપરનોવાઅથવા સુપરનોવા વિસ્ફોટ- એક ઘટના કે જે દરમિયાન એક તારો તીવ્રતાના 4-8 ઓર્ડર્સ (એક ડઝન મેગ્નિટ્યુડ) દ્વારા તેની તેજસ્વીતામાં તીવ્ર ફેરફાર કરે છે અને ત્યારબાદ જ્વાળાના પ્રમાણમાં ધીમી એટેન્યુએશન થાય છે. તે એક આપત્તિજનક પ્રક્રિયાનું પરિણામ છે જે કેટલાક તારાઓના ઉત્ક્રાંતિના અંતે થાય છે અને તેની સાથે પ્રચંડ ઊર્જાના પ્રકાશન સાથે છે.

એક નિયમ તરીકે, સુપરનોવા એ હકીકત પછી જોવામાં આવે છે, એટલે કે, જ્યારે ઘટના પહેલેથી જ બની ગઈ હોય અને તેનું રેડિયેશન પૃથ્વી પર પહોંચી ગયું હોય. તેથી, સુપરનોવાની પ્રકૃતિ લાંબા સમયથી અસ્પષ્ટ હતી. પરંતુ હવે ઘણા બધા દૃશ્યો પ્રસ્તાવિત છે જે આ પ્રકારના ફાટી નીકળે છે, જો કે મુખ્ય જોગવાઈઓ પહેલાથી જ એકદમ સ્પષ્ટ છે.

વિસ્ફોટ સાથે તારાના બાહ્ય શેલમાંથી દ્રવ્યના નોંધપાત્ર સમૂહને તારાઓની અવકાશમાં બહાર કાઢવામાં આવે છે, અને વિસ્ફોટિત તારાના મૂળમાંથી દ્રવ્યના બાકીના ભાગમાંથી, નિયમ પ્રમાણે, એક કોમ્પેક્ટ ઑબ્જેક્ટ રચાય છે - ન્યુટ્રોન તારો, જો વિસ્ફોટ પહેલા તારાનું દળ 8 સૌર દળ (M ☉) કરતાં વધુ હતું અથવા કાળો તારો 20 M ☉ કરતાં વધુ તારાનું દળ ધરાવતું છિદ્ર (વિસ્ફોટ પૂરો થયા પછી કોરનું દળ બાકી રહે છે) 5 M ☉). તેઓ સાથે મળીને સુપરનોવા અવશેષ બનાવે છે.

અવશેષો અને સંભવિત પૂર્વજ તારાઓના અભ્યાસ સાથે સંયોજનમાં અગાઉ મેળવેલા સ્પેક્ટ્રા અને પ્રકાશ વળાંકોનો વ્યાપક અભ્યાસ વધુ વિગતવાર મોડલ બનાવવાનું અને વિસ્ફોટના સમયે અસ્તિત્વમાં રહેલી પરિસ્થિતિઓનો અભ્યાસ કરવાનું શક્ય બનાવે છે.

અન્ય વસ્તુઓની સાથે, જ્વાળા દરમિયાન બહાર કાઢવામાં આવેલી સામગ્રીમાં મોટાભાગે થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનના ઉત્પાદનો હોય છે જે તારાના સમગ્ર જીવન દરમિયાન થાય છે. તે સુપરનોવાને આભારી છે કે સમગ્ર બ્રહ્માંડ અને દરેક ગેલેક્સી ખાસ કરીને રાસાયણિક રીતે વિકસિત થાય છે.

આ નામ તારાઓના અભ્યાસની ઐતિહાસિક પ્રક્રિયાને પ્રતિબિંબિત કરે છે જેની ચમક સમય સાથે નોંધપાત્ર રીતે બદલાય છે, કહેવાતા નોવા.

નામ લેબલથી બનેલું છે એસ.એન, ત્યારપછી શરૂઆતનું વર્ષ, ત્યારબાદ એક- અથવા બે-અક્ષરનું હોદ્દો. વર્તમાન વર્ષના પ્રથમ 26 સુપરનોવા નામના અંતે, એક-અક્ષર હોદ્દો મેળવે છે, મોટા અક્ષરોથી એપહેલાં ઝેડ. બાકીના સુપરનોવા લોઅરકેસ અક્ષરોમાંથી બે-અક્ષર હોદ્દો મેળવે છે: aa, ab, અને તેથી વધુ. અપ્રમાણિત સુપરનોવાને અક્ષરો દ્વારા નિયુક્ત કરવામાં આવે છે PSNફોર્મેટમાં અવકાશી કોઓર્ડિનેટ્સ સાથે (eng. શક્ય સુપરનોવા) Jhhmmssss+ddmmsss.

મોટું ચિત્ર

આધુનિક વર્ગીકરણસુપરનોવા

વર્ગ	પેટા વર્ગ			મિકેનિઝમ
આઈ હાઇડ્રોજન રેખાઓ નથી	6150 પર ionized સિલિકોન (Si II) ની મજબૂત રેખાઓ	આઈએ		થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ
	6150 પર ionized સિલિકોન (Si II) ની મજબૂત રેખાઓ	Iax મહત્તમ બ્રાઇટનેસ પર તેઓ ઓછી તેજ ધરાવે છે અને સરખામણીમાં ઓછી Ia ધરાવે છે		થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ
	સિલિકોન રેખાઓ નબળી અથવા ગેરહાજર છે	Ib હિલીયમ (He I) રેખાઓ હાજર છે.		ગુરુત્વાકર્ષણ પતન
	સિલિકોન રેખાઓ નબળી અથવા ગેરહાજર છે	આઈ.સી હિલીયમ રેખાઓ નબળી અથવા ગેરહાજર છે
II હાઇડ્રોજન રેખાઓ હાજર છે	II-P/L/N સ્પેક્ટ્રમ સતત છે	II-P/L કોઈ સાંકડી રેખાઓ નથી	II-P પ્રકાશ વળાંક એક ઉચ્ચપ્રદેશ ધરાવે છે
		II-P/L કોઈ સાંકડી રેખાઓ નથી	II-એલ તીવ્રતા સમય સાથે રેખીય રીતે ઘટે છે
		આઈઆઈએન સાંકડી રેખાઓ હાજર છે
	IIb સ્પેક્ટ્રમ સમય જતાં બદલાય છે અને Ib સ્પેક્ટ્રમ જેવું જ બને છે.

પ્રકાશ વણાંકો

પ્રકાર I માટે પ્રકાશ વણાંકો ખૂબ સમાન છે: ત્યાં 2-3 દિવસ માટે તીવ્ર વધારો થાય છે, પછી તે 25-40 દિવસ માટે નોંધપાત્ર ઘટાડો (3 તીવ્રતા દ્વારા) દ્વારા બદલવામાં આવે છે, ત્યારબાદ ધીમી નબળી પડી જાય છે, લગભગ રેખીય તીવ્રતા સ્કેલ. Ia જ્વાળાઓ માટે મહત્તમની સરેરાશ સંપૂર્ણ તીવ્રતા છે M B = − 19.5 m (\textstyle M_(B)=-19.5^(m)), Ib\c માટે - .

પરંતુ પ્રકાર II ના પ્રકાશ વણાંકો તદ્દન વૈવિધ્યસભર છે. કેટલાક લોકો માટે, વણાંકો પ્રકાર I માટે સમાન હતા, માત્ર રેખીય તબક્કો શરૂ થાય ત્યાં સુધી તેજમાં ધીમા અને લાંબા સમય સુધી ઘટાડા સાથે. અન્ય, ટોચ પર પહોંચ્યા પછી, 100 દિવસ સુધી તેના પર રહ્યા, અને પછી તેજ ઝડપથી ઘટી અને એક રેખીય "પૂંછડી" સુધી પહોંચી. મહત્તમ ની સંપૂર્ણ તીવ્રતા વ્યાપકપણે બદલાય છે − 20 m (\textstyle -20^(m))પહેલાં − 13 m (\textstyle -13^(m)). IIp માટે સરેરાશ મૂલ્ય - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), II-L માટે M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

સ્પેક્ટ્રા

ઉપરોક્ત વર્ગીકરણમાં પહેલેથી જ સુપરનોવા સ્પેક્ટ્રાની કેટલીક મૂળભૂત વિશેષતાઓ છે વિવિધ પ્રકારો, ચાલો શું સમાવેલ નથી તેના પર ધ્યાન આપીએ. પ્રથમ અને ખૂબ જ મહત્વપૂર્ણ લક્ષણ, જે લાંબા સમય સુધી પ્રાપ્ત સ્પેક્ટ્રાના ડીકોડિંગને અટકાવે છે - મુખ્ય રેખાઓ ખૂબ વ્યાપક છે.

પ્રકાર II અને Ib\c સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રાની લાક્ષણિકતા છે:

તેજ મહત્તમ અને સાંકડી અનડિસ્પ્લેસ્ડ ઉત્સર્જન ઘટકોની નજીક સાંકડી શોષણ સુવિધાઓની હાજરી.
રેખાઓ , , , અલ્ટ્રાવાયોલેટ કિરણોત્સર્ગમાં જોવા મળે છે.

ઓપ્ટિકલ શ્રેણીની બહાર અવલોકનો

ફ્લેશ દર

જ્વાળાઓની આવર્તન ગેલેક્સીમાં તારાઓની સંખ્યા પર અથવા, જે સામાન્ય તારાવિશ્વો માટે સમાન છે, તેજસ્વીતા પર આધારિત છે. વિવિધ પ્રકારની તારાવિશ્વોમાં જ્વાળાઓની આવર્તન દર્શાવતો સામાન્ય રીતે સ્વીકૃત જથ્થો SNu છે:

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))),

જ્યાં L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- ફિલ્ટર B. માં સૂર્યની તેજસ્વીતા વિવિધ પ્રકારોજ્વાળાઓ તેની તીવ્રતા છે:

આ કિસ્સામાં, સુપરનોવા Ib/c અને II સર્પાકાર હથિયારો તરફ ગુરુત્વાકર્ષણ કરે છે.

સુપરનોવાના અવશેષોનું અવલોકન

યુવાન બાકીની પ્રામાણિક યોજના નીચે મુજબ છે:

શક્ય કોમ્પેક્ટ શેષ; સામાન્ય રીતે પલ્સર, પરંતુ કદાચ બ્લેક હોલ
બાહ્ય આંચકાના તરંગો તારાઓ વચ્ચેના દ્રવ્યમાં ફેલાય છે.
સુપરનોવા ઇજેક્ટા મટિરિયલમાં પ્રચાર કરતી રીટર્ન વેવ.
ગૌણ, તારાઓ વચ્ચેના માધ્યમના ઝુંડમાં અને ગાઢ સુપરનોવા ઉત્સર્જનમાં પ્રચાર કરે છે.

સાથે મળીને તેઓ નીચેનું ચિત્ર બનાવે છે: બાહ્ય આંચકા તરંગની આગળની બાજુએ, ગેસ T S ≥ 10 7 K તાપમાને ગરમ થાય છે અને 0.1-20 keV ની ફોટોન ઊર્જા સાથે એક્સ-રે રેન્જમાં ઉત્સર્જન કરે છે; તેવી જ રીતે, પાછળનો ગેસ રીટર્ન વેવનો આગળનો ભાગ એક્સ-રે રેડિયેશનનો બીજો વિસ્તાર બનાવે છે. અત્યંત આયોનાઇઝ્ડ Fe, Si, S, વગેરેની રેખાઓ બંને સ્તરોમાંથી રેડિયેશનની થર્મલ પ્રકૃતિ દર્શાવે છે.

યુવાન અવશેષોમાંથી ઓપ્ટિકલ રેડિયેશન ગૌણ તરંગની આગળની પાછળના ઝુંડમાં ગેસ બનાવે છે. કારણ કે તેમાં પ્રચારની ઝડપ વધારે છે, જેનો અર્થ છે કે ગેસ ઝડપથી ઠંડુ થાય છે અને રેડિયેશન એક્સ-રે રેન્જમાંથી ઓપ્ટિકલ રેન્જમાં જાય છે. ઓપ્ટિકલ રેડિયેશનની અસરની ઉત્પત્તિ રેખાઓની સંબંધિત તીવ્રતા દ્વારા પુષ્ટિ મળે છે.

સૈદ્ધાંતિક વર્ણન

અવલોકનોનું વિઘટન

સુપરનોવા Ia ની પ્રકૃતિ અન્ય વિસ્ફોટોની પ્રકૃતિ કરતા અલગ છે. લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં Ib\c અને પ્રકાર II જ્વાળાઓની ગેરહાજરી દ્વારા આ સ્પષ્ટપણે પુરાવા મળે છે. થી સામાન્ય માહિતીતે પછીના વિશે જાણીતું છે કે ત્યાં થોડો ગેસ અને વાદળી તારાઓ છે, અને તારાઓની રચના 10 10 વર્ષ પહેલાં સમાપ્ત થઈ ગઈ હતી. આનો અર્થ એ છે કે તમામ વિશાળ તારાઓ પહેલેથી જ તેમની ઉત્ક્રાંતિ પૂર્ણ કરી ચૂક્યા છે, અને માત્ર સૌર સમૂહ કરતા ઓછા દળવાળા તારા જ બાકી છે, અને વધુ નહીં. તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના સિદ્ધાંત પરથી તે જાણીતું છે કે આ પ્રકારના તારાઓ વિસ્ફોટ કરી શકતા નથી, અને તેથી 1-2M ⊙ ના સમૂહ ધરાવતા તારાઓ માટે જીવન વિસ્તરણ પદ્ધતિની જરૂર છે.

Ia\Iax સ્પેક્ટ્રામાં હાઇડ્રોજન રેખાઓની ગેરહાજરી સૂચવે છે કે મૂળ તારાના વાતાવરણમાં અત્યંત ઓછું હાઇડ્રોજન છે. બહાર નીકળેલા પદાર્થનો સમૂહ ઘણો મોટો છે - 1M ⊙, જેમાં મુખ્યત્વે કાર્બન, ઓક્સિજન અને અન્ય ભારે તત્વો હોય છે. અને શિફ્ટ કરેલ Si II રેખાઓ સૂચવે છે કે ઇજેક્શન દરમિયાન ત્યાં સક્રિય છે પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ. આ બધું ખાતરી આપે છે કે પુરોગામી તારો સફેદ વામન છે, મોટે ભાગે કાર્બન-ઓક્સિજન.

Ib\c અને પ્રકાર II સુપરનોવા પ્રકારના સર્પાકાર આર્મ્સ પ્રત્યેનું આકર્ષણ સૂચવે છે કે પૂર્વજ તારો 8-10M ⊙ ના સમૂહ સાથે અલ્પજીવી O-તારો છે.

થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ

ઊર્જાની આવશ્યક માત્રાને છોડવાની એક રીત છે તીવ્ર વધારોથર્મોન્યુક્લિયર કમ્બશનમાં સામેલ પદાર્થનો સમૂહ, એટલે કે થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ. જો કે, સિંગલ સ્ટાર્સનું ભૌતિકશાસ્ત્ર આને મંજૂરી આપતું નથી. મુખ્ય ક્રમ પર સ્થિત તારાઓની પ્રક્રિયાઓ સંતુલનમાં હોય છે. તેથી, બધા મોડેલો તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કાને ધ્યાનમાં લે છે - સફેદ દ્વાર્ફ. જો કે, બાદમાં પોતે એક સ્થિર તારો છે, અને ચંદ્રશેખરની મર્યાદાની નજીક આવે ત્યારે જ બધું બદલાઈ શકે છે. આ અસ્પષ્ટ નિષ્કર્ષ તરફ દોરી જાય છે કે થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ માત્ર બહુવિધ સ્ટાર સિસ્ટમ્સમાં જ શક્ય છે, મોટે ભાગે કહેવાતા ડબલ સ્ટાર્સમાં.

આ યોજનામાં, રાજ્ય, રાસાયણિક રચના અને વિસ્ફોટમાં સામેલ પદાર્થના અંતિમ સમૂહને અસર કરતા બે ચલો છે.

બીજો સાથી એક સામાન્ય તારો છે, જેમાંથી દ્રવ્ય પ્રથમ તરફ વહે છે.
બીજો સાથી એ જ સફેદ વામન છે. આ દૃશ્યને ડબલ ડિજનરસી કહેવામાં આવે છે.

ચંદ્રશેખર મર્યાદા ઓળંગી જાય ત્યારે વિસ્ફોટ થાય છે.
તેની પહેલા વિસ્ફોટ થાય છે.

બધા સુપરનોવા Ia દૃશ્યોમાં સમાનતા એ છે કે વિસ્ફોટ થતો વામન મોટે ભાગે કાર્બન-ઓક્સિજન હોય છે. કેન્દ્રથી સપાટી પર જતી વિસ્ફોટક દહન તરંગમાં, નીચેની પ્રતિક્રિયાઓ થાય છે:

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~+~\ ગામા ~(Q=10.92~MeV)).

પ્રતિક્રિયાશીલ પદાર્થનો સમૂહ વિસ્ફોટની ઊર્જા અને તે મુજબ, મહત્તમ તેજ નક્કી કરે છે. જો આપણે ધારીએ કે સફેદ દ્વાર્ફનું સમગ્ર દળ પ્રતિક્રિયા આપે છે, તો વિસ્ફોટની ઊર્જા 2.2 10 51 અર્ગ હશે.

પ્રકાશ વળાંકની આગળની વર્તણૂક મુખ્યત્વે સડો સાંકળ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે:

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

આઇસોટોપ 56 Ni અસ્થિર છે અને તેનું અર્ધ જીવન 6.1 દિવસ છે. આગળ ઇ-કેપ્ચર 1.72 MeV ની ઊર્જા સાથે મુખ્યત્વે ઉત્તેજિત સ્થિતિમાં 56 Co ન્યુક્લિયસની રચના તરફ દોરી જાય છે. આ સ્તર અસ્થિર છે, અને ઇલેક્ટ્રોનનું ગ્રાઉન્ડ સ્ટેટમાં સંક્રમણ 0.163 MeV થી 1.56 MeV સુધીની ઊર્જા સાથે γ ક્વોન્ટાના કાસ્કેડના ઉત્સર્જન સાથે છે. આ ક્વોન્ટા કોમ્પટન સ્કેટરિંગનો અનુભવ કરે છે, અને તેમની ઊર્જા ઝડપથી ઘટીને ~100 keV થઈ જાય છે. આવા ક્વોન્ટા પહેલાથી જ અસરકારક રીતે ફોટોઇલેક્ટ્રિક અસર દ્વારા શોષાય છે, અને પરિણામે, પદાર્થને ગરમ કરે છે. જેમ જેમ તારો વિસ્તરે છે, તારામાં પદાર્થની ઘનતા ઘટે છે, ફોટોન અથડામણની સંખ્યા ઘટે છે અને તારાની સપાટી પરની સામગ્રી કિરણોત્સર્ગ માટે પારદર્શક બને છે. સૈદ્ધાંતિક ગણતરીઓ બતાવે છે તેમ, તારો તેની મહત્તમ તેજસ્વીતા સુધી પહોંચે તેના લગભગ 20-30 દિવસ પછી આ પરિસ્થિતિ થાય છે.

શરૂઆતના 60 દિવસ પછી, પદાર્થ γ-કિરણોત્સર્ગ માટે પારદર્શક બને છે. પ્રકાશ વળાંક ઝડપથી ક્ષીણ થવાનું શરૂ કરે છે. આ સમય સુધીમાં, 56 Ni આઇસોટોપ પહેલેથી જ ક્ષીણ થઈ ચૂક્યું છે, અને 4.2 MeV સુધીની ઉત્તેજના ઊર્જા સાથે 56 Co થી 56 Fe (T 1/2 = 77 દિવસ) ના β-ક્ષયને કારણે ઊર્જા પ્રકાશન થાય છે.

ગુરુત્વાકર્ષણ કોર પતન

આવશ્યક ઊર્જાના પ્રકાશન માટેનું બીજું દૃશ્ય એ તારાના મુખ્ય ભાગનું પતન છે. તેનું દળ તેના અવશેષોના સમૂહ જેટલું બરાબર હોવું જોઈએ - એક ન્યુટ્રોન તારો, અમને મળેલા લાક્ષણિક મૂલ્યોને બદલીને:

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

જ્યાં M = 0, અને R = 10 km, G એ ગુરુત્વાકર્ષણ સ્થિરાંક છે. આ માટેનો લાક્ષણિક સમય છે:

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)) c,

જ્યાં ρ 12 એ તારાની ઘનતા છે, તેને સામાન્ય 10 12 g/cm 3 કરવામાં આવે છે.

પરિણામી મૂલ્ય શેલની ગતિ ઊર્જા કરતાં વધુ તીવ્રતાના બે ઓર્ડર છે. એક વાહકની જરૂર છે, જે એક તરફ, પ્રકાશિત ઊર્જાને દૂર કરે છે, અને બીજી બાજુ, પદાર્થ સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા ન કરે. આવા વાહકની ભૂમિકા માટે ન્યુટ્રિનો યોગ્ય છે.

તેમની રચના માટે ઘણી પ્રક્રિયાઓ જવાબદાર છે. તારાની અસ્થિરતા અને સંકોચનની શરૂઆત માટે પ્રથમ અને સૌથી મહત્વપૂર્ણ ન્યુટ્રોનાઇઝેશનની પ્રક્રિયા છે:

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))

આ પ્રતિક્રિયાઓમાંથી ન્યુટ્રિનો 10% દૂર વહન કરે છે. ઠંડકમાં મુખ્ય ભૂમિકા URKA પ્રક્રિયાઓ દ્વારા ભજવવામાં આવે છે (ન્યુટ્રિનો કૂલિંગ):

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)

પ્રોટોન અને ન્યુટ્રોનને બદલે, અણુ ન્યુક્લી પણ કાર્ય કરી શકે છે, જે અસ્થિર આઇસોટોપ બનાવે છે જે બીટા સડો અનુભવે છે:

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 . (\Displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)

આ પ્રક્રિયાઓની તીવ્રતા સંકોચન સાથે વધે છે, ત્યાં તેને વેગ આપે છે. ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન પર ન્યુટ્રિનોના છૂટાછવાયા દ્વારા આ પ્રક્રિયા બંધ થાય છે, જે દરમિયાન તે થર્મોલાઈઝ્ડ થાય છે અને પદાર્થની અંદર બંધ થઈ જાય છે. ડીજનરેટ ઇલેક્ટ્રોનની પૂરતી સાંદ્રતા ઘનતા પર પ્રાપ્ત થાય છે ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm 3 .

નોંધ કરો કે ન્યુટ્રોનાઇઝેશન પ્રક્રિયાઓ માત્ર 10 11/cm 3 ની ઘનતા પર જ થાય છે, જે ફક્ત તારાઓની કોરમાં જ પ્રાપ્ત કરી શકાય છે. આનો અર્થ એ છે કે હાઇડ્રોડાયનેમિક સંતુલન ફક્ત તેમાં જ ખલેલ પહોંચે છે. બાહ્ય સ્તરો સ્થાનિક હાઇડ્રોડાયનેમિક સંતુલનમાં હોય છે, અને કેન્દ્રિય કોર સંકોચાય અને નક્કર સપાટી બનાવે પછી જ પતન શરૂ થાય છે. આ સપાટી પરથી રીબાઉન્ડ શેલના પ્રકાશનની ખાતરી કરે છે.

યુવાન સુપરનોવા અવશેષનું મોડેલ

સુપરનોવા અવશેષ ઉત્ક્રાંતિ સિદ્ધાંત

સુપરનોવા અવશેષોના ઉત્ક્રાંતિમાં ત્રણ તબક્કાઓ છે:

શેલનું વિસ્તરણ તે ક્ષણે અટકે છે જ્યારે અવશેષમાં ગેસનું દબાણ ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમમાં ગેસના દબાણની બરાબર થાય છે. આ પછી, અવશેષો વિસર્જન કરવાનું શરૂ કરે છે, અસ્તવ્યસ્ત રીતે ફરતા વાદળો સાથે અથડાય છે. રિસોર્પ્શન સમય પહોંચે છે:

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))_( 0.4)^(-0.7))વર્ષ

સિંક્રોટ્રોન રેડિયેશનની ઘટનાનો સિદ્ધાંત

વિગતવાર વર્ણનનું બાંધકામ

સુપરનોવા અવશેષો માટે શોધો

પુરોગામી તારાઓ માટે શોધો

સુપરનોવા Ia થીયરી

ઉપરોક્ત વર્ણવેલ સુપરનોવા Ia સિદ્ધાંતોમાં અનિશ્ચિતતાઓ ઉપરાંત, વિસ્ફોટની પદ્ધતિ પોતે ખૂબ વિવાદનું કારણ બની છે. મોટેભાગે, મોડેલોને નીચેના જૂથોમાં વિભાજિત કરી શકાય છે:

ત્વરિત વિસ્ફોટ
વિલંબિત વિસ્ફોટ
ધબકારા વિલંબિત વિસ્ફોટ
તોફાની ઝડપી દહન

ઓછામાં ઓછા પ્રારંભિક પરિસ્થિતિઓના દરેક સંયોજન માટે, સૂચિબદ્ધ પદ્ધતિઓ એક અથવા બીજી વિવિધતામાં મળી શકે છે. પરંતુ સૂચિત મોડેલોની શ્રેણી આ સુધી મર્યાદિત નથી. ઉદાહરણ એ એક મોડેલ છે જ્યાં બે સફેદ દ્વાર્ફ એક સાથે વિસ્ફોટ કરે છે. સ્વાભાવિક રીતે, આ ફક્ત એવા સંજોગોમાં જ શક્ય છે જ્યાં બંને ઘટકોનો વિકાસ થયો હોય.

ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમ પર રાસાયણિક ઉત્ક્રાંતિ અને અસર

બ્રહ્માંડની રાસાયણિક ઉત્ક્રાંતિ. આયર્ન કરતા વધારે પરમાણુ સંખ્યા ધરાવતા તત્વોનું મૂળ

સુપરનોવા વિસ્ફોટો એ ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમની ભરપાઈનો મુખ્ય સ્ત્રોત છે જેમાં અણુ સંખ્યાઓ વધારે હોય છે (અથવા તેઓ કહે છે તેમ ભારે) તે . જો કે, પ્રક્રિયાઓ કે જે તેમને માટે જન્મ આપ્યો વિવિધ જૂથોતત્વો અને તેમના પોતાના આઇસોટોપ્સ પણ.

આર પ્રક્રિયા

આર-પ્રક્રિયા( n,γ) પ્રતિક્રિયાઓ થાય છે અને જ્યાં સુધી ન્યુટ્રોન કેપ્ચરનો દર આઇસોટોપના β− સડોના દર કરતા વધારે ન હોય ત્યાં સુધી ચાલુ રહે છે. બીજા શબ્દોમાં કહીએ તો, n ન્યુટ્રોનને પકડવાનો સરેરાશ સમય τ(n,γ)હોવું જોઈએ:

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

જ્યાં τ β એ આર-પ્રક્રિયાની સાંકળ રચતા ન્યુક્લીના β-સડોનો સરેરાશ સમય છે. આ સ્થિતિ ન્યુટ્રોન ઘનતા પર મર્યાદા લાદે છે, કારણ કે:

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

જ્યાં (σ n γ , v n) ¯ (\ ડિસ્પ્લેસ્ટાઇલ (\ ઓવરલાઇન ((\ સિગ્મા _(n\gamma),v_(n))))- પ્રતિક્રિયા ક્રોસ વિભાગનું ઉત્પાદન ( n,γ) લક્ષ્ય ન્યુક્લિયસની તુલનામાં ન્યુટ્રોન વેગ પર, વેગ વિતરણના મેક્સવેલિયન સ્પેક્ટ્રમ પર સરેરાશ. આર-પ્રક્રિયા ભારે અને મધ્યમ મધ્યવર્તી કેન્દ્રમાં થાય છે તે ધ્યાનમાં લેતા, 0.1 સે.< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \અંદાજે 2\cdot 10^(17))ન્યુટ્રોન/સેમી 3 .

આવી પરિસ્થિતિઓ આમાં પ્રાપ્ત થાય છે:

ν-પ્રક્રિયા

મુખ્ય લેખ: ν-પ્રક્રિયા

ν-પ્રક્રિયાઅણુ ન્યુક્લી સાથે ન્યુટ્રિનોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયા દ્વારા ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસની પ્રક્રિયા છે. તે આઇસોટોપ્સ 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La અને 180 Ta ના દેખાવ માટે જવાબદાર હોઈ શકે છે.

ગેલેક્સીના ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસની મોટા પાયે રચના પર અસર

અવલોકન ઇતિહાસ

નિશ્ચિત તારાઓમાં હિપ્પાર્કસની રુચિ સુપરનોવાના અવલોકનથી પ્રેરિત હોઈ શકે છે (પ્લિની અનુસાર). સુપરનોવા SN 185 તરીકે ઓળખાયેલ સૌથી પહેલો રેકોર્ડ (અંગ્રેજી), 185 એડી માં ચીની ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા બનાવવામાં આવ્યું હતું. સૌથી તેજસ્વી જાણીતા સુપરનોવા, SN 1006,નું ચિની અને આરબ ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા વિગતવાર વર્ણન કરવામાં આવ્યું છે. ક્રેબ નેબ્યુલાને જન્મ આપનાર સુપરનોવા SN 1054 સારી રીતે જોવામાં આવ્યું હતું. સુપરનોવા SN 1572 અને SN 1604 નરી આંખે દેખાતા હતા અને મહાન મહત્વયુરોપમાં ખગોળશાસ્ત્રના વિકાસમાં, કારણ કે તેનો ઉપયોગ એરિસ્ટોટેલિયન વિચાર સામે દલીલ તરીકે કરવામાં આવ્યો હતો કે ચંદ્રની બહારની દુનિયા અને સૂર્ય સિસ્ટમઅપરિવર્તિત જોહાન્સ કેપ્લરે 17 ઓક્ટોબર, 1604ના રોજ SN 1604નું અવલોકન કરવાનું શરૂ કર્યું. આ બીજો સુપરનોવા હતો જે વધતી તેજના તબક્કે નોંધવામાં આવ્યો હતો (SN 1572 પછી, Tycho Brahe દ્વારા Cassiopeia નક્ષત્રમાં અવલોકન કરવામાં આવ્યું હતું).

ટેલિસ્કોપના વિકાસ સાથે, 1885માં એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલામાં સુપરનોવા એસ એન્ડ્રોમેડાના અવલોકનોથી શરૂ કરીને, અન્ય તારાવિશ્વોમાં સુપરનોવાનું અવલોકન કરવાનું શક્ય બન્યું. વીસમી સદી દરમિયાન, દરેક પ્રકારના સુપરનોવા માટે સફળ મોડલ વિકસાવવામાં આવ્યા અને તારા નિર્માણમાં તેમની ભૂમિકાની સમજણ વધી. 1941 માં, અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રીઓ રુડોલ્ફ મિન્કોવસ્કી અને ફ્રિટ્ઝ ઝ્વિકીએ સુપરનોવા માટે આધુનિક વર્ગીકરણ યોજના વિકસાવી.

1960 ના દાયકામાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ શોધ્યું કે સુપરનોવા વિસ્ફોટોની મહત્તમ તેજસ્વીતા પ્રમાણભૂત મીણબત્તી તરીકે ઉપયોગમાં લઈ શકાય છે, તેથી ખગોળીય અંતરનું માપ. હવે સુપરનોવા આપે છે મહત્વની માહિતીકોસ્મોલોજિકલ અંતર વિશે. સૌથી દૂરના સુપરનોવા અપેક્ષિત કરતાં વધુ મંદ હોવાનું બહાર આવ્યું, જે, આધુનિક વિચારો અનુસાર, દર્શાવે છે કે બ્રહ્માંડનું વિસ્તરણ ઝડપી થઈ રહ્યું છે.

સુપરનોવા વિસ્ફોટોના ઇતિહાસનું પુનઃનિર્માણ કરવા માટે પદ્ધતિઓ વિકસાવવામાં આવી છે કે જેમાં કોઈ લેખિત નિરીક્ષણ રેકોર્ડ નથી. સુપરનોવા કેસિઓપિયા A ની તારીખ નિહારિકામાંથી પ્રકાશ પડઘા પરથી નક્કી કરવામાં આવી હતી, જ્યારે સુપરનોવા અવશેષ RX J0852.0-4622 ની ઉંમર (અંગ્રેજી)ટાઇટેનિયમ-44 ના સડોમાંથી તાપમાન અને γ ઉત્સર્જનને માપવા દ્વારા અંદાજવામાં આવે છે. 2009 માં, સુપરનોવા વિસ્ફોટના સમય સાથે સુસંગત, એન્ટાર્કટિક બરફમાં નાઈટ્રેટ્સ મળી આવ્યા હતા.

23 ફેબ્રુઆરી, 1987ના રોજ, સુપરનોવા SN 1987A, જે ટેલિસ્કોપની શોધ પછી અવલોકન કરાયેલ પૃથ્વીની સૌથી નજીક છે, પૃથ્વીથી 168 હજાર પ્રકાશવર્ષના અંતરે વિશાળ મેગેલેનિક ક્લાઉડમાં વિસ્ફોટ થયો. પ્રથમ વખત, જ્વાળામાંથી ન્યુટ્રિનો પ્રવાહ નોંધવામાં આવ્યો હતો. અલ્ટ્રાવાયોલેટ, એક્સ-રે અને ગામા-રે રેન્જમાં ખગોળશાસ્ત્રીય ઉપગ્રહોનો ઉપયોગ કરીને જ્વાળાનો સઘન અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો હતો. ALMA, હબલ અને ચંદ્રાનો ઉપયોગ કરીને સુપરનોવાના અવશેષોનો અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો હતો. ન તો ન્યુટ્રોન તારો કે ન તો બ્લેક હોલ, જે, કેટલાક મોડેલો અનુસાર, જ્વાળાના સ્થળ પર સ્થિત હોવા જોઈએ, હજુ સુધી શોધાયા નથી.

22 જાન્યુઆરી, 2014 ના રોજ નક્ષત્રમાં સ્થિત M82 ગેલેક્સીમાં મોટા ડીપર, સુપરનોવા SN 2014J ફાટી નીકળ્યો. Galaxy M82 એ આપણી આકાશગંગાથી 12 મિલિયન પ્રકાશ-વર્ષના અંતરે સ્થિત છે અને તેની સ્પષ્ટ તીવ્રતા માત્ર 9 થી ઓછી છે. આ સુપરનોવા 1987 (SN 1987A) પછી પૃથ્વીની સૌથી નજીક છે.

સૌથી પ્રખ્યાત સુપરનોવા અને તેમના અવશેષો

સુપરનોવા SN 1604 (કેપ્લર સુપરનોવા)
સુપરનોવા G1.9+0.3 (આપણી ગેલેક્સીમાં સૌથી નાની જાણીતી)

આપણી ગેલેક્સીમાં ઐતિહાસિક સુપરનોવા (અવલોકન કરેલ)

સુપરનોવા	ફાટી નીકળવાની તારીખ	નક્ષત્ર	મહત્તમ ચમકવું	અંતર યાનીયે (સંત વર્ષ)	ફ્લેશ પ્રકાર shki	લંબાઈ ટેલ- દૃશ્યતા પુલ	બાકી	નોંધો
એસએન 185	, 7 ડિસેમ્બર	સેન્ટૌરસ	−8	3000	આઈએ?	8-20 મહિના	G315.4-2.3 (RCW 86)	ચાઇનીઝ રેકોર્ડ્સ: આલ્ફા સેંટૌરી નજીક અવલોકન.
એસએન 369		અજ્ઞાત	તરફથી નથી- જાણીતું	તરફથી નથી- જાણીતું	તરફથી નથી- જાણીતું	5 મહિના	અજ્ઞાત	ચાઇનીઝ ક્રોનિકલ્સ: પરિસ્થિતિ ખૂબ જ નબળી રીતે જાણીતી છે. જો તે ગેલેક્ટીક વિષુવવૃત્તની નજીક હતું, તો તે ખૂબ જ સંભવ છે કે તે સુપરનોવા છે; જો નહીં, તો તે મોટે ભાગે ધીમી નોવા હતી.
એસએન 386		ધનુરાશિ	+1,5	16 000	II?	2-4 મહિના	G11.2-0.3	ચાઇનીઝ ક્રોનિકલ્સ
એસએન 393		વીંછી	0	34 000	તરફથી નથી- જાણીતું	8 મહિના	ઘણા ઉમેદવારો	ચાઇનીઝ ક્રોનિકલ્સ
SN 1006	, 1લી મે	વરુ	−7,5	7200	આઈએ	18 મહિના	SNR-1006	સ્વિસ સાધુઓ, આરબ વૈજ્ઞાનિકો અને ચીની ખગોળશાસ્ત્રીઓ.
SN-1054	, 4 જુલાઈ	વૃષભ	−6	6300	II	21 મહિના	કરચલો નેબ્યુલા	મધ્યમાં અને થોડૂ દુર(યુરોપિયન ગ્રંથોમાં દેખાતું નથી, આઇરિશ મઠના ઇતિહાસમાં અસ્પષ્ટ સંકેતો સિવાય).
એસએન 1181	, ઓગસ્ટ	કેસિઓપિયા	−1	8500	તરફથી નથી- જાણીતું	6 મહિના	સંભવતઃ 3C58 (G130.7+3.1)	યુનિવર્સિટી ઓફ પેરિસના પ્રોફેસર એલેક્ઝાન્ડ્રે નેક્વેમની કૃતિઓ, ચાઈનીઝ અને જાપાનીઝ ગ્રંથો.
SN 1572	, 6 નવેમ્બર	કેસિઓપિયા	−4	7500	આઈએ	16 મહિના	સુપરનોવા અવશેષ શાંત	આ ઘટના ઘણા યુરોપિયન સ્ત્રોતોમાં નોંધાયેલ છે, જેમાં યુવાન ટાયકો બ્રાહેના રેકોર્ડ્સનો સમાવેશ થાય છે. સાચું, તેણે 11 નવેમ્બરના રોજ જ ઝળહળતો તારો જોયો, પરંતુ તેણે આખા દોઢ વર્ષ સુધી તેનું પાલન કર્યું અને "ડી નોવા સ્ટેલા" ("ઓન ધ ન્યૂ સ્ટાર") પુસ્તક લખ્યું - આ વિષય પરનું પ્રથમ ખગોળશાસ્ત્રીય કાર્ય.
SN 1604	, 9 ઓક્ટોબર	ઓફીચસ	−2,5	20000	આઈએ	18 મહિના	કેપ્લરનો સુપરનોવા અવશેષ	ઓક્ટોબર 17 થી, જોહાન્સ કેપ્લરે તેનો અભ્યાસ કરવાનું શરૂ કર્યું, જેમણે એક અલગ પુસ્તકમાં તેમના અવલોકનોની રૂપરેખા આપી.
SN 1680	, 16-ઓગસ્ટ	કેસિઓપિયા	+6	10000	IIb	તરફથી નથી- જાણીતા (એક અઠવાડિયાથી વધુ નહીં)	સુપરનોવા અવશેષ Cassiopeia A	કદાચ ફ્લેમસ્ટીડ દ્વારા જોવામાં આવે છે અને 3 Cassiopeiae તરીકે સૂચિબદ્ધ છે.

સુપરનોવા

સુપરનોવા, એક તારાકીય વિસ્ફોટ જેમાં લગભગ આખો STAR નાશ પામે છે. એક સપ્તાહની અંદર, સુપરનોવા ગેલેક્સીના અન્ય તમામ તારાઓને પાછળ છોડી શકે છે. સુપરનોવાની તેજસ્વીતા સૂર્યની તેજસ્વીતા કરતાં 23 મેગ્નિટ્યુડ્સ (1000 મિલિયન વખત) વધારે છે અને વિસ્ફોટ દરમિયાન છોડવામાં આવતી ઊર્જા તેના સમગ્ર જીવન દરમિયાન તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત તમામ ઊર્જા જેટલી છે. થોડા વર્ષો પછી, સુપરનોવા વોલ્યુમમાં એટલો વધી જાય છે કે તે દુર્લભ અને અર્ધપારદર્શક બને છે. સેંકડો અથવા હજારો વર્ષોમાં, બહાર નીકળેલી સામગ્રીના અવશેષો આ રીતે દેખાય છે સુપરનોવાના અવશેષો.સુપરનોવા નોવા કરતાં લગભગ 1000 ગણો વધુ તેજસ્વી છે. દર 30 વર્ષે, આપણા જેવી આકાશગંગા લગભગ એક સુપરનોવા અનુભવે છે, પરંતુ આમાંના મોટાભાગના તારાઓ ધૂળથી અસ્પષ્ટ છે. સુપરનોવા બે મુખ્ય પ્રકારોમાં આવે છે, જે તેમના પ્રકાશ વણાંકો અને સ્પેક્ટ્રા દ્વારા અલગ પડે છે.

સુપરનોવા એવા તારાઓ છે જે અચાનક ભડકે છે, ક્યારેક સૂર્યની તેજ કરતાં 10,000 મિલિયન ગણી વધારે તેજ મેળવે છે. આ ઘણા તબક્કામાં થાય છે.શરૂઆતમાં (A), એક વિશાળ તારો ખૂબ જ ઝડપથી સ્ટેજ પર વિકસે છે જ્યાં તારાની અંદર વિવિધ પરમાણુ પ્રક્રિયાઓ એક સાથે થવાનું શરૂ થાય છે. કેન્દ્રમાં આયર્ન બની શકે છે, જેનો અર્થ પરમાણુ ઊર્જા ઉત્પાદનનો અંત છે. પછી તારો ગુરુત્વાકર્ષણ પતન (B)માંથી પસાર થવાનું શરૂ કરે છે. જો કે, આ તારાના કેન્દ્રને એટલી હદે ગરમ કરે છે કે રાસાયણિક તત્વોવિઘટન થાય છે, અને વિસ્ફોટક બળ (C) સાથે નવી પ્રતિક્રિયાઓ થાય છે. તારાની મોટાભાગની સામગ્રી અવકાશમાં બહાર કાઢવામાં આવે છે, જ્યારે તારાના કેન્દ્રના અવશેષો ત્યાં સુધી તૂટી જાય છે જ્યાં સુધી તારો સંપૂર્ણ અંધકારમય ન બને, સંભવતઃ ખૂબ જ ગાઢ ન્યુટ્રોન તારો (D) બની જાય છે. આવો જ એક સુપરનોવા 1054માં જોવા મળ્યો હતો. વૃષભ (ઇ) નક્ષત્રમાં. આ તારાનો અવશેષ એ ક્રેબ નેબ્યુલા (F) નામનો વાયુનો વાદળ છે.

વૈજ્ઞાનિક અને તકનીકી જ્ઞાનકોશીય શબ્દકોશ.

અન્ય શબ્દકોશોમાં "સુપરનોવા" શું છે તે જુઓ:

ક્વેરી "સુપરનોવા" અહીં રીડાયરેક્ટ કરે છે; અન્ય અર્થો પણ જુઓ. કેપ્લર સુપરનોવા અવશેષ સુપરનોવા... વિકિપીડિયા

વિસ્ફોટ જે તારાના મૃત્યુને ચિહ્નિત કરે છે. કેટલીકવાર સુપરનોવા વિસ્ફોટ એ ગેલેક્સી કરતાં વધુ તેજસ્વી હોય છે જેમાં તે આવી હતી. સુપરનોવા બે મુખ્ય પ્રકારોમાં વહેંચાયેલા છે. પ્રકાર I ઓપ્ટિકલ સ્પેક્ટ્રમમાં હાઇડ્રોજનની ઉણપ દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે; તેથી તેઓ વિચારે છે કે ... કોલિયર્સ એનસાયક્લોપીડિયા

સુપરનોવા- એસ્ટ્રોન. નોવા ફ્લેરની શક્તિ કરતાં હજારો ગણી વધારે રેડિયેશન પાવર સાથેનો અચાનક ઝળહળતો તારો... અનેક અભિવ્યક્તિઓનો શબ્દકોશ

સુપરનોવા એસએન 1572 સુપરનોવા અવશેષ એસએન 1572, સ્પિટ્ઝર, ચંદ્ર ટેલિસ્કોપ્સ અને કેલર અલ્ટો ઓબ્ઝર્વેટરી ઓબ્ઝર્વેશનલ ડેટા (એપોક?) સુપરનોવાના પ્રકાર દ્વારા લેવામાં આવેલી એક્સ-રે અને ઇન્ફ્રારેડ છબીઓની રચના ... વિકિપીડિયા

વુલ્ફ રાયેટ સ્ટારનું કલાત્મક નિરૂપણ ગરમીઅને તેજસ્વીતા; વુલ્ફ રાયેટ તારાઓ તેમના સ્પેક્ટ્રમમાં વ્યાપક હાઇડ્રોજન ઉત્સર્જન બેન્ડની હાજરીને કારણે અન્ય ગરમ તારાઓથી અલગ પડે છે... વિકિપીડિયા

સુપરનોવા: સુપરનોવા એક એવો તારો છે જે આપત્તિજનક વિસ્ફોટક પ્રક્રિયામાં તેના ઉત્ક્રાંતિને સમાપ્ત કરે છે; સુપરનોવા રશિયન પોપ પંક બેન્ડ. સુપરનોવા (ફિલ્મ) અમેરિકન ડિરેક્ટર દ્વારા 2000 ફેન્ટેસી હોરર ફિલ્મ... ... વિકિપીડિયા

આ શબ્દના અન્ય અર્થો છે, જુઓ સ્ટાર (અર્થો). Pleiades સ્ટાર સ્વર્ગીય શરીર, જેમાં તેઓ જઈ રહ્યા છે, જઈ રહ્યા છે અથવા જશે... વિકિપીડિયા

વુલ્ફ રાયેત તારાનું કલાત્મક નિરૂપણ વુલ્ફ રાયેત તારાઓ એ તારાઓનો વર્ગ છે જે ખૂબ ઊંચા તાપમાન અને તેજસ્વીતા દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે; વુલ્ફ રાયેત તારાઓ અન્ય ગરમ તારાઓથી... વિકિપીડિયાની હાજરી દ્વારા અલગ પડે છે

SN 2007on Supernova SN 2007on, સ્વિફ્ટ સ્પેસ ટેલિસ્કોપ દ્વારા ફોટોગ્રાફ. ઓબ્ઝર્વેશનલ ડેટા (Epoch J2000.0) Type Ia સુપરનોવા... વિકિપીડિયા

પુસ્તકો

ફિંગર ઑફ ફેટ (અનસ્પેક્ટેડ ગ્રહોની સંપૂર્ણ ઝાંખી સહિત), હેમેકર-ઝોન્ડાગ કે.. પ્રખ્યાત જ્યોતિષી કેરેન હેમેકર-ઝોન્ડાગનું પુસ્તક કુંડળીના રહસ્યમય અને ઘણીવાર અણધારી છુપાયેલા પરિબળોનો અભ્યાસ કરતી વીસ વર્ષની મહેનતનું ફળ છે: "ભાગ્યની આંગળી" રૂપરેખાંકનો,…

કેપ્લર સુપરનોવા અવશેષ

સુપરનોવા અથવા સુપરનોવા વિસ્ફોટ એ એક એવી ઘટના છે કે જે દરમિયાન તેની તેજસ્વીતા તીવ્રતાના 4-8 ઓર્ડર્સ (એક ડઝન મેગ્નિટ્યુડ) દ્વારા તીવ્રપણે બદલાય છે અને ત્યારબાદ ફાટી નીકળવાના પ્રમાણમાં ધીમા એટેન્યુએશન દ્વારા અનુસરવામાં આવે છે. તે પ્રચંડ ઊર્જાના પ્રકાશન સાથે અને કેટલાક તારાઓના ઉત્ક્રાંતિના અંતે ઉદ્દભવેલી આપત્તિજનક પ્રક્રિયાનું પરિણામ છે.

કેન્દ્રમાં ન્યુટ્રોન સ્ટાર 1E 161348-5055 સાથે સુપરનોવા અવશેષ RCW 103

એક નિયમ તરીકે, સુપરનોવા એ હકીકત પછી અવલોકન કરવામાં આવે છે, એટલે કે, જ્યારે ઘટના પહેલાથી જ બની ગઈ હોય અને તેમનું રેડિયેશન પહોંચી ગયું હોય. તેથી, તેમનો સ્વભાવ લાંબા સમયથી અસ્પષ્ટ હતો. પરંતુ હવે ઘણા બધા દૃશ્યો પ્રસ્તાવિત છે જે આ પ્રકારના ફાટી નીકળે છે, જો કે મુખ્ય જોગવાઈઓ પહેલાથી જ એકદમ સ્પષ્ટ છે.

વિસ્ફોટ સાથે તારાઓના દ્રવ્યના નોંધપાત્ર સમૂહને તારાઓની અવકાશમાં બહાર કાઢવામાં આવે છે, અને વિસ્ફોટ થતા તારાની બાબતના બાકીના ભાગમાંથી, નિયમ પ્રમાણે, એક કોમ્પેક્ટ ઑબ્જેક્ટ રચાય છે - ન્યુટ્રોન સ્ટાર અથવા બ્લેક હોલ. તેઓ સાથે મળીને સુપરનોવા અવશેષ બનાવે છે.

અન્ય વસ્તુઓની સાથે, જ્વાળા દરમિયાન બહાર નીકળેલા પદાર્થમાં મોટાભાગે થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનના ઉત્પાદનો હોય છે જે તારાના સમગ્ર જીવન દરમિયાન થાય છે. તે સામાન્ય રીતે સુપરનોવાને આભારી છે અને દરેક ખાસ કરીને રાસાયણિક રીતે વિકસિત થાય છે.

આ નામ તારાઓના અભ્યાસની ઐતિહાસિક પ્રક્રિયાને પ્રતિબિંબિત કરે છે જેની ચમક સમય સાથે નોંધપાત્ર રીતે બદલાય છે, કહેવાતા નોવા. તેવી જ રીતે, સુપરનોવામાં હવે એક પેટા વર્ગ છે - હાઇપરનોવા.

નામ ટૅગ SN થી બનેલું છે, ત્યારપછી શરૂઆતનું વર્ષ, એક- અથવા બે-અક્ષર હોદ્દો સાથે સમાપ્ત થાય છે. વર્તમાન વર્ષના પ્રથમ 26 સુપરનોવા તેમના નામના અંતે, A થી Z સુધીના કેપિટલ અક્ષરોમાંથી સિંગલ-લેટર હોદ્દો મેળવે છે. બાકીના સુપરનોવાને લોઅરકેસ અક્ષરોમાંથી બે-અક્ષર હોદ્દો પ્રાપ્ત થાય છે: aa, ab, અને તેથી વધુ. અપ્રમાણિત સુપરનોવાને PSN (શક્ય સુપરનોવા) અક્ષરો દ્વારા અવકાશી કોઓર્ડિનેટ્સ ફોર્મેટમાં નિયુક્ત કરવામાં આવે છે: Jhhmmssss+ddmmsss.

પરંતુ પ્રકાર II ના પ્રકાશ વણાંકો તદ્દન વૈવિધ્યસભર છે. કેટલાક લોકો માટે, વણાંકો પ્રકાર I માટે સમાન હતા, માત્ર રેખીય તબક્કો શરૂ થાય ત્યાં સુધી તેજમાં ધીમા અને લાંબા સમય સુધી ઘટાડા સાથે. અન્ય, ટોચ પર પહોંચ્યા પછી, 100 દિવસ સુધી તેના પર રહ્યા, અને પછી તેજ ઝડપથી ઘટી અને એક રેખીય "પૂંછડી" સુધી પહોંચી. મહત્તમની સંપૂર્ણ તીવ્રતા વ્યાપકપણે બદલાય છે.

ઉપરોક્ત વર્ગીકરણમાં પહેલાથી જ વિવિધ પ્રકારના સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રાના કેટલાક મૂળભૂત લક્ષણો છે; ચાલો આપણે તેના પર ધ્યાન આપીએ જે શામેલ નથી. પ્રથમ અને ખૂબ જ મહત્વપૂર્ણ લક્ષણ, જે લાંબા સમયથી પ્રાપ્ત સ્પેક્ટ્રાના અર્થઘટનને અટકાવે છે, તે એ છે કે મુખ્ય રેખાઓ ખૂબ વ્યાપક છે.

પ્રકાર II અને Ib\c સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રાની લાક્ષણિકતા છે:
તેજ મહત્તમ અને સાંકડી અનડિસ્પ્લેસ્ડ ઉત્સર્જન ઘટકોની નજીક સાંકડી શોષણ સુવિધાઓની હાજરી.
રેખાઓ , , , અલ્ટ્રાવાયોલેટ કિરણોત્સર્ગમાં જોવા મળે છે.

જ્વાળાઓની આવર્તન ગેલેક્સીમાં તારાઓની સંખ્યા પર અથવા, જે સામાન્ય તારાવિશ્વો માટે સમાન છે, તેજસ્વીતા પર આધારિત છે.

આ કિસ્સામાં, સુપરનોવા Ib/c અને II સર્પાકાર હથિયારો તરફ ગુરુત્વાકર્ષણ કરે છે.

ક્રેબ નેબ્યુલા (એક્સ-રે ઈમેજ) આંતરિક શોક વેવ, મુક્ત-વહેતો પવન અને જેટ દર્શાવે છે

યુવાન બાકીની પ્રામાણિક યોજના નીચે મુજબ છે:

શક્ય કોમ્પેક્ટ શેષ; સામાન્ય રીતે પલ્સર, પરંતુ કદાચ બ્લેક હોલ
એક બાહ્ય આંચકો તરંગ જે તારાઓ વચ્ચેના દ્રવ્યમાં ફેલાય છે.
સુપરનોવા ઇજેક્ટા મટિરિયલમાં પ્રચાર કરતી રીટર્ન વેવ.
ગૌણ, તારાઓ વચ્ચેના માધ્યમના ઝુંડમાં અને ગાઢ સુપરનોવા ઉત્સર્જનમાં પ્રચાર કરે છે.

સાથે મળીને તેઓ નીચેનું ચિત્ર બનાવે છે: બાહ્ય આંચકા તરંગની આગળની બાજુએ, ગેસ TS ≥ 107 K તાપમાને ગરમ થાય છે અને 0.1-20 keV ની ફોટોન ઉર્જા સાથે એક્સ-રે રેન્જમાં ઉત્સર્જન કરે છે; તેવી જ રીતે, પાછળનો ગેસ રીટર્ન વેવનો આગળનો ભાગ એક્સ-રે રેડિયેશનનો બીજો વિસ્તાર બનાવે છે. અત્યંત આયોનાઇઝ્ડ Fe, Si, S, વગેરેની રેખાઓ બંને સ્તરોમાંથી રેડિયેશનની થર્મલ પ્રકૃતિ દર્શાવે છે.

યુવાન અવશેષોમાંથી ઓપ્ટિકલ ઉત્સર્જન ગૌણ તરંગના આગળના ભાગમાં ઝુંડમાં ગેસ બનાવે છે. કારણ કે તેમાં પ્રચારની ઝડપ વધારે છે, જેનો અર્થ છે કે ગેસ ઝડપથી ઠંડુ થાય છે અને રેડિયેશન એક્સ-રે રેન્જમાંથી ઓપ્ટિકલ રેન્જમાં જાય છે. ઓપ્ટિકલ રેડિયેશનની અસરની ઉત્પત્તિ રેખાઓની સંબંધિત તીવ્રતા દ્વારા પુષ્ટિ મળે છે.

Cassiopeia A માં તંતુઓ સ્પષ્ટ કરે છે કે દ્રવ્યના ઝુંડની ઉત્પત્તિ બે ગણી હોઈ શકે છે. કહેવાતા ઝડપી તંતુઓ 5000-9000 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે ઉડી જાય છે અને માત્ર O, S, Si રેખાઓમાં ઉત્સર્જિત થાય છે - એટલે કે, આ સુપરનોવા વિસ્ફોટની ક્ષણે બનેલા ઝુંડ છે. સ્થિર ઘનીકરણની ગતિ 100-400 કિમી/સેકન્ડ હોય છે, અને તેમાં H, N, O ની સામાન્ય સાંદ્રતા જોવા મળે છે. એકસાથે, આ સૂચવે છે કે આ પદાર્થ સુપરનોવા વિસ્ફોટના ઘણા સમય પહેલા બહાર નીકળી ગયો હતો અને બાદમાં બાહ્ય આંચકા તરંગ દ્વારા ગરમ કરવામાં આવ્યો હતો. .

મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્રમાં સાપેક્ષવાદી કણોમાંથી સિંક્રોટ્રોન રેડિયો ઉત્સર્જન એ સમગ્ર અવશેષો માટે મુખ્ય નિરીક્ષણ હસ્તાક્ષર છે. તેના સ્થાનિકીકરણનો વિસ્તાર બાહ્ય અને વળતર તરંગોના આગળના વિસ્તારો છે. એક્સ-રે શ્રેણીમાં સિંક્રોટ્રોન રેડિયેશન પણ જોવા મળે છે.

સુપરનોવા Ia ની પ્રકૃતિ અન્ય વિસ્ફોટોની પ્રકૃતિ કરતા અલગ છે. લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં Ib\c અને પ્રકાર II જ્વાળાઓની ગેરહાજરી દ્વારા આ સ્પષ્ટપણે પુરાવા મળે છે. બાદમાં વિશે સામાન્ય માહિતી પરથી, તે જાણીતું છે કે ત્યાં થોડો ગેસ અને વાદળી તારાઓ છે, અને તારાઓની રચના 1010 વર્ષ પહેલાં સમાપ્ત થઈ હતી. આનો અર્થ એ છે કે તમામ વિશાળ તારાઓ પહેલેથી જ તેમની ઉત્ક્રાંતિ પૂર્ણ કરી ચૂક્યા છે, અને માત્ર સૌર સમૂહ કરતા ઓછા દળવાળા તારા જ બાકી છે, અને વધુ નહીં. તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના સિદ્ધાંત પરથી તે જાણીતું છે કે આ પ્રકારના તારાઓ વિસ્ફોટ કરી શકતા નથી, અને તેથી 1-2M⊙ ના સમૂહ ધરાવતા તારાઓ માટે જીવન વિસ્તરણ પદ્ધતિની જરૂર છે.

Ia\Iax સ્પેક્ટ્રામાં હાઇડ્રોજન રેખાઓની ગેરહાજરી સૂચવે છે કે મૂળ તારાના વાતાવરણમાં અત્યંત ઓછું હાઇડ્રોજન છે. બહાર નીકળેલા પદાર્થનો સમૂહ ઘણો મોટો છે - 1M⊙, જેમાં મુખ્યત્વે કાર્બન, ઓક્સિજન અને અન્ય ભારે તત્વો હોય છે. અને શિફ્ટ કરેલ Si II રેખાઓ સૂચવે છે કે ઇજેક્શન દરમિયાન પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ સક્રિય રીતે થઈ રહી છે. આ બધું આપણને ખાતરી આપે છે કે પુરોગામી તારો સફેદ વામન છે, મોટે ભાગે કાર્બન-ઓક્સિજન છે.

Ib\c અને પ્રકાર II સુપરનોવા પ્રકારના સર્પાકાર આર્મ્સનું આકર્ષણ સૂચવે છે કે પૂર્વજ તારો 8-10M⊙ ના સમૂહ સાથે અલ્પજીવી O તારાઓ છે.

પ્રભાવશાળી દૃશ્ય

જરૂરી માત્રામાં ઉર્જા છોડવાની એક રીત થર્મોન્યુક્લિયર કમ્બશનમાં સામેલ પદાર્થના સમૂહમાં તીવ્ર વધારો છે, એટલે કે થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ. જો કે, સિંગલ સ્ટાર્સનું ભૌતિકશાસ્ત્ર આને મંજૂરી આપતું નથી. મુખ્ય ક્રમ પર સ્થિત તારાઓની પ્રક્રિયાઓ સંતુલનમાં હોય છે. તેથી, બધા મોડેલો તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કાને ધ્યાનમાં લે છે - સફેદ દ્વાર્ફ. જો કે, બાદમાં પોતે એક સ્થિર તારો છે; જ્યારે ચંદ્રશેખર મર્યાદાની નજીક આવે ત્યારે જ બધું બદલાઈ શકે છે. આ અસ્પષ્ટ નિષ્કર્ષ તરફ દોરી જાય છે કે થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ ફક્ત તારાઓની પ્રણાલીઓમાં જ શક્ય છે, મોટે ભાગે કહેવાતા ડબલ તારાઓમાં.

આ યોજનામાં, રાજ્ય, રાસાયણિક રચના અને વિસ્ફોટમાં સામેલ પદાર્થના અંતિમ સમૂહને પ્રભાવિત કરતા બે ચલો છે.

બીજો સાથી એ એક સામાન્ય તારો છે જેમાંથી દ્રવ્ય પ્રથમ તરફ વહે છે.
બીજો સાથી એ જ સફેદ વામન છે. આ દૃશ્યને ડબલ ડિજનરેશન કહેવામાં આવે છે.

ચંદ્રશેખર મર્યાદા ઓળંગી જાય ત્યારે વિસ્ફોટ થાય છે.
તેની પહેલા વિસ્ફોટ થાય છે.

બધા સુપરનોવા Ia દૃશ્યોમાં સમાનતા એ છે કે વિસ્ફોટ થતો વામન મોટે ભાગે કાર્બન-ઓક્સિજન હોય છે.

પ્રકાશ વળાંકનું આગળનું વર્તન મુખ્યત્વે સડો સાંકળ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે.

56Ni આઇસોટોપ અસ્થિર છે અને તેનું અર્ધ જીવન 6.1 દિવસ છે. વધુમાં, ઈ-કેપ્ચર 1.72 MeV ની ઉર્જા સાથે મુખ્યત્વે ઉત્તેજિત સ્થિતિમાં 56Co ન્યુક્લિયસની રચના તરફ દોરી જાય છે. આ સ્તર અસ્થિર છે અને ઇલેક્ટ્રોનનું ગ્રાઉન્ડ સ્ટેટમાં સંક્રમણ 0.163 MeV થી 1.56 MeV સુધીની ઊર્જા સાથે γ-ક્વોન્ટાના કાસ્કેડના ઉત્સર્જન સાથે છે. આ ક્વોન્ટા કોમ્પટન સ્કેટરિંગનો અનુભવ કરે છે અને તેમની ઊર્જા ઝડપથી ઘટીને ~100 keV થઈ જાય છે. આવા ક્વોન્ટા પહેલાથી જ અસરકારક રીતે ફોટોઇલેક્ટ્રિક અસર દ્વારા શોષાય છે, અને પરિણામે પદાર્થને ગરમ કરે છે. જેમ જેમ તારો વિસ્તરે છે, તારામાં પદાર્થની ઘનતા ઘટે છે, ફોટોન અથડામણની સંખ્યામાં ઘટાડો થાય છે, અને તારાની સપાટીની બાબત કિરણોત્સર્ગ માટે પારદર્શક બને છે. સૈદ્ધાંતિક ગણતરીઓ બતાવે છે તેમ, તારો તેની મહત્તમ તેજસ્વીતા સુધી પહોંચે તેના લગભગ 20-30 દિવસ પછી આ પરિસ્થિતિ થાય છે.

શરૂઆતના 60 દિવસ પછી, પદાર્થ γ-કિરણોત્સર્ગ માટે પારદર્શક બને છે. પ્રકાશ વળાંક ઝડપથી ક્ષીણ થવાનું શરૂ કરે છે. આ સમય સુધીમાં, 56Ni પહેલેથી જ ક્ષીણ થઈ ગયું છે અને 4.2 MeV સુધીની ઉત્તેજના ઊર્જા સાથે 56Co થી 56Fe (T1/2 = 77 દિવસ) ના β-ક્ષયને કારણે ઊર્જા પ્રકાશન થાય છે.

ગુરુત્વાકર્ષણ પતન પદ્ધતિનું મોડેલ

આવશ્યક ઊર્જાના પ્રકાશન માટેનું બીજું દૃશ્ય એ તારાના મુખ્ય ભાગનું પતન છે. તેનું દળ તેના અવશેષોના સમૂહ - ન્યુટ્રોન સ્ટારના બરાબર બરાબર હોવું જોઈએ.

એક વાહકની જરૂર છે, જે એક તરફ, પ્રકાશિત ઊર્જાને દૂર કરે છે, અને બીજી બાજુ, પદાર્થ સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા ન કરે. આવા વાહકની ભૂમિકા માટે ન્યુટ્રિનો યોગ્ય છે.

તેમની રચના માટે ઘણી પ્રક્રિયાઓ જવાબદાર છે. તારાની અસ્થિરતા અને સંકોચનની શરૂઆત માટે પ્રથમ અને સૌથી મહત્વપૂર્ણ ન્યુટ્રોનાઇઝેશનની પ્રક્રિયા છે.

આ પ્રતિક્રિયાઓમાંથી ન્યુટ્રિનો 10% દૂર વહન કરે છે. ઠંડકમાં મુખ્ય ભૂમિકા URKA પ્રક્રિયાઓ (ન્યુટ્રિનો કૂલિંગ) દ્વારા ભજવવામાં આવે છે.

પ્રોટોન અને ન્યુટ્રોનની જગ્યાએ, અણુ ન્યુક્લી પણ કાર્ય કરી શકે છે, જે અસ્થિર આઇસોટોપ બનાવે છે જે બીટા સડો અનુભવે છે.

નોંધ કરો કે ન્યુટ્રોનાઇઝેશન પ્રક્રિયાઓ માત્ર 1011/cm3 ની ઘનતા પર જ થાય છે, જે ફક્ત તારાઓની કોરમાં જ પ્રાપ્ત કરી શકાય છે. આનો અર્થ એ છે કે હાઇડ્રોડાયનેમિક સંતુલન ફક્ત તેમાં જ ખલેલ પહોંચે છે. બાહ્ય સ્તરો સ્થાનિક હાઇડ્રોડાયનેમિક સંતુલનમાં હોય છે, અને કેન્દ્રિય કોર સંકોચાય અને નક્કર સપાટી બનાવે પછી જ પતન શરૂ થાય છે. આ સપાટી પરથી રીબાઉન્ડ શેલના પ્રકાશનની ખાતરી કરે છે.

સુપરનોવા અવશેષોના ઉત્ક્રાંતિમાં ત્રણ તબક્કાઓ છે:

મફત ફ્લાઇટ.
એડિયાબેટિક વિસ્તરણ (સેડોવ સ્ટેજ). આ તબક્કે સુપરનોવા વિસ્ફોટ સતત ગરમીની ક્ષમતા ધરાવતા માધ્યમમાં મજબૂત બિંદુ વિસ્ફોટ તરીકે દેખાય છે. સેડોવનું સ્વ-મોડલ સોલ્યુશન, જેની ચકાસણી કરવામાં આવી છે પરમાણુ વિસ્ફોટોપૃથ્વીના વાતાવરણમાં.
તીવ્ર રોશનીનો તબક્કો. તે શરૂ થાય છે જ્યારે આગળની પાછળનું તાપમાન રેડિયેશન નુકશાન વળાંક પર મહત્તમ પહોંચે છે.

ત્વરિત વિસ્ફોટ
વિલંબિત વિસ્ફોટ
ધબકારા વિલંબિત વિસ્ફોટ
તોફાની ઝડપી દહન

ઓછામાં ઓછા પ્રારંભિક પરિસ્થિતિઓના દરેક સંયોજન માટે, સૂચિબદ્ધ પદ્ધતિઓ એક અથવા બીજી વિવિધતામાં મળી શકે છે. પરંતુ સૂચિત મોડેલોની શ્રેણી આ સુધી મર્યાદિત નથી. ઉદાહરણ તરીકે, જ્યારે એક સાથે બે વિસ્ફોટ થાય છે ત્યારે અમે મોડેલ ટાંકી શકીએ છીએ. સ્વાભાવિક રીતે, આ ફક્ત એવા સંજોગોમાં જ શક્ય છે જ્યાં બંને ઘટકોનો વિકાસ થયો હોય.

સુપરનોવા વિસ્ફોટો એ અણુસંખ્યાઓથી વધુ (અથવા, જેમ તેઓ કહે છે, ભારે) He. જો કે, પ્રક્રિયાઓ જેણે તેમને જન્મ આપ્યો છે તે તત્વોના વિવિધ જૂથો અને આઇસોટોપ્સ માટે પણ અલગ છે.

He અને Fe સુધીના લગભગ તમામ તત્ત્વો શાસ્ત્રીય થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનનું પરિણામ છે, ઉદાહરણ તરીકે, તારાઓના આંતરિક ભાગમાં અથવા p-પ્રક્રિયા દરમિયાન સુપરનોવા વિસ્ફોટ દરમિયાન. અત્રે ઉલ્લેખનીય છે કે તે અત્યંત છે નાનો ભાગતેમ છતાં પ્રાથમિક ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ દરમિયાન પ્રાપ્ત થયું હતું.
209Bi કરતાં ભારે બધા તત્વો r-પ્રક્રિયાનું પરિણામ છે
અન્યની ઉત્પત્તિ એ ચર્ચાનો વિષય છે; s-, r-, ν-, અને rp-પ્રક્રિયાઓ શક્ય મિકેનિઝમ તરીકે પ્રસ્તાવિત છે.

પૂર્વ-સુપરનોવામાં અને 25M☉ તારા માટેના વિસ્ફોટ પછીના ત્વરિતમાં ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસનું માળખું અને પ્રક્રિયાઓ માપવા માટે નહીં.

આર-પ્રક્રિયા એ (n, γ) પ્રતિક્રિયાઓ દરમિયાન ન્યુટ્રોનના અનુક્રમિક કેપ્ચર દ્વારા હળવા લોકોમાંથી ભારે ન્યુક્લીની રચનાની પ્રક્રિયા છે અને જ્યાં સુધી ન્યુટ્રોન કેપ્ચરનો દર આઇસોટોપના β− સડોના દર કરતા વધારે હોય ત્યાં સુધી ચાલુ રહે છે.

ν-પ્રક્રિયા એ ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસની પ્રક્રિયા છે, ન્યુટ્રિનોની અણુ ન્યુક્લી સાથેની ક્રિયાપ્રતિક્રિયા દ્વારા. તે આઇસોટોપ્સ 7Li, 11B, 19F, 138La અને 180Ta ના દેખાવ માટે જવાબદાર હોઈ શકે છે.

સુપરનોવા SN 1054 ના અવશેષ તરીકે ક્રેબ નેબ્યુલા

નિશ્ચિત તારાઓમાં હિપ્પાર્કસની રુચિ સુપરનોવાના અવલોકનથી પ્રેરિત હોઈ શકે છે (પ્લિની અનુસાર). સુપરનોવા SN 185 તરીકે ઓળખાયેલો સૌથી પહેલો રેકોર્ડ 185 એડી માં ચીની ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા બનાવવામાં આવ્યો હતો. સૌથી તેજસ્વી જાણીતા સુપરનોવા, SN 1006,નું ચિની અને આરબ ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા વિગતવાર વર્ણન કરવામાં આવ્યું છે. ક્રેબ નેબ્યુલાને જન્મ આપનાર સુપરનોવા SN 1054 સારી રીતે જોવામાં આવ્યું હતું. સુપરનોવા SN 1572 અને SN 1604 નરી આંખે દેખાતા હતા અને યુરોપમાં ખગોળશાસ્ત્રના વિકાસમાં ખૂબ મહત્વ ધરાવતા હતા, કારણ કે તેનો ઉપયોગ એરિસ્ટોટેલિયન વિચાર સામે દલીલ તરીકે કરવામાં આવ્યો હતો કે ચંદ્ર અને સૌરમંડળની બહારની દુનિયા અપરિવર્તનશીલ છે. જોહાન્સ કેપ્લરે 17 ઓક્ટોબર, 1604ના રોજ SN 1604નું અવલોકન કરવાનું શરૂ કર્યું. આ બીજો સુપરનોવા હતો જે વધતી તેજના તબક્કે નોંધવામાં આવ્યો હતો (SN 1572 પછી, Tycho Brahe દ્વારા Cassiopeia નક્ષત્રમાં અવલોકન કરવામાં આવ્યું હતું).

1960 ના દાયકામાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ શોધ્યું કે સુપરનોવા વિસ્ફોટોની મહત્તમ તેજસ્વીતા પ્રમાણભૂત મીણબત્તી તરીકે ઉપયોગમાં લઈ શકાય છે, તેથી ખગોળીય અંતરનું માપ. સુપરનોવા હવે કોસ્મોલોજિકલ ડિસ્ટન્સ વિશે મહત્વની માહિતી પૂરી પાડે છે. સૌથી દૂરના સુપરનોવા અપેક્ષિત કરતાં વધુ મંદ હોવાનું બહાર આવ્યું, જે, આધુનિક વિચારો અનુસાર, દર્શાવે છે કે બ્રહ્માંડનું વિસ્તરણ ઝડપી થઈ રહ્યું છે.

સુપરનોવા વિસ્ફોટોના ઇતિહાસનું પુનઃનિર્માણ કરવા માટે પદ્ધતિઓ વિકસાવવામાં આવી છે કે જેમાં કોઈ લેખિત નિરીક્ષણ રેકોર્ડ નથી. સુપરનોવા કેસિઓપિયા A ની તારીખ નિહારિકાના પ્રકાશ પડઘા પરથી નક્કી કરવામાં આવી હતી, જ્યારે સુપરનોવા અવશેષ RX J0852.0-4622 ની ઉંમર તાપમાનના માપ અને ટાઇટેનિયમ-44 ના સડોમાંથી γ-કિરણ ઉત્સર્જન પરથી અંદાજવામાં આવી હતી. 2009 માં, સુપરનોવા વિસ્ફોટના સમયને અનુરૂપ એન્ટાર્કટિક બરફમાં નાઈટ્રેટ્સ મળી આવ્યા હતા.

22 જાન્યુઆરી, 2014 ના રોજ, ઉર્સા મેજર નક્ષત્રમાં સ્થિત M82 આકાશગંગામાં એક સુપરનોવા SN 2014J ફાટી નીકળ્યો. Galaxy M82 એ આપણી આકાશગંગાથી 12 મિલિયન પ્રકાશ-વર્ષના અંતરે સ્થિત છે અને તેની સ્પષ્ટ તીવ્રતા માત્ર 9 થી ઓછી છે. આ સુપરનોવા 1987 (SN 1987A) પછી પૃથ્વીની સૌથી નજીક છે.