വീട് പൊതിഞ്ഞ നാവ് സൂപ്പർനോവകളുടെ ജനനവും മരണവും. സൂപ്പർനോവ - മരണം അല്ലെങ്കിൽ ഒരു പുതിയ ജീവിതത്തിൻ്റെ തുടക്കം

പൊതിഞ്ഞ നാവ്

സൂപ്പർനോവകളുടെ ജനനവും മരണവും. സൂപ്പർനോവ - മരണം അല്ലെങ്കിൽ ഒരു പുതിയ ജീവിതത്തിൻ്റെ തുടക്കം

സൂര്യനിൽ നിന്നും മറ്റ് നിശ്ചല നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായി, ഭൌതിക വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വലിപ്പം, ഫോട്ടോസ്ഫിയറിൻ്റെ താപനില, പ്രകാശം എന്നിവയിൽ മാറ്റം വരുത്തുന്നത് നാം കണ്ടുകഴിഞ്ഞു. കൂട്ടത്തിൽ വിവിധ തരംനിശ്ചലമല്ലാത്ത നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, നോവകളും സൂപ്പർനോവകളും പ്രത്യേക താൽപ്പര്യമുള്ളവയാണ്. വാസ്തവത്തിൽ, ഇവ പുതുതായി പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളല്ല, മറിച്ച് തെളിച്ചത്തിൻ്റെ കുത്തനെ വർദ്ധനയാൽ ശ്രദ്ധ ആകർഷിച്ച മുൻകാല നക്ഷത്രങ്ങളാണ്.

പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന സമയത്ത്, തെളിച്ചം ആയിരക്കണക്കിന് ദശലക്ഷക്കണക്കിന് തവണ നിരവധി ദിവസങ്ങൾ മുതൽ നിരവധി മാസങ്ങൾ വരെ വർദ്ധിക്കുന്നു. നോവകളായി ആവർത്തിച്ച് ജ്വലിക്കുന്ന അറിയപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ട്. ആധുനിക ഡാറ്റ അനുസരിച്ച്, പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ സാധാരണയായി ബൈനറി സിസ്റ്റങ്ങളുടെ ഭാഗമാണ്, കൂടാതെ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഒന്നിൻ്റെ പൊട്ടിത്തെറി ഉണ്ടാകുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ദ്രവ്യ വിനിമയത്തിൻ്റെ ഫലമായാണ്. ഇരട്ട സംവിധാനം. ഉദാഹരണത്തിന്, "വെളുത്ത കുള്ളൻ - സാധാരണ നക്ഷത്രം (കുറഞ്ഞ പ്രകാശം)" സിസ്റ്റത്തിൽ, ഈ പ്രതിഭാസത്തിന് കാരണമാകുന്ന സ്ഫോടനങ്ങൾ നോവ, ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് ഒരു വെളുത്ത കുള്ളനിലേക്ക് വാതകം വീഴുമ്പോൾ സംഭവിക്കാം.

അതിലും ഗംഭീരമാണ് സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്ഫോടനങ്ങൾ, അതിൻ്റെ തെളിച്ചം പെട്ടെന്ന് ഏകദേശം 19 മീറ്റർ വർദ്ധിക്കുന്നു! പരമാവധി തെളിച്ചത്തിൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വികിരണ ഉപരിതലം സെക്കൻഡിൽ ആയിരക്കണക്കിന് കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ നിരീക്ഷകനെ സമീപിക്കുന്നു. സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ മാതൃക സൂചിപ്പിക്കുന്നത് സൂപ്പർനോവകൾ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്നാണ്.

സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ നടക്കുമ്പോൾ, ദിവസങ്ങളോളം വലിയ ഊർജ്ജം പുറത്തുവരുന്നു - ഏകദേശം 10 41 J. അത്തരം ഭീമാകാരമായ സ്ഫോടനങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്നത് അവസാന ഘട്ടങ്ങൾസൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തേക്കാൾ പലമടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം.

അതിൻ്റെ പരമാവധി തെളിച്ചത്തിൽ, ഒരു സൂപ്പർനോവയ്ക്ക് നമ്മുടെ സൂര്യനെപ്പോലെ ഒരു ബില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ തിളക്കം ലഭിക്കും. ചില സൂപ്പർനോവകളുടെ ഏറ്റവും ശക്തമായ സ്ഫോടന സമയത്ത്, ദ്രവ്യം 5000 - 7000 കിമീ/സെക്കൻറ് വേഗതയിൽ പുറന്തള്ളപ്പെടും, ഇതിൻ്റെ പിണ്ഡം നിരവധി സൗരപിണ്ഡങ്ങളിൽ എത്തുന്നു. ഷെല്ലുകളുടെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ ഉപേക്ഷിച്ചു സൂപ്പർനോവകൾ, ദൃശ്യമാണ് ദീർഘനാളായിവികസിക്കുന്ന വാതകങ്ങൾ പോലെ.

സൂപ്പർനോവ ഷെല്ലുകളുടെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ മാത്രമല്ല, ഒരിക്കൽ പൊട്ടിത്തെറിച്ച നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടങ്ങളും കണ്ടെത്തി. ഈ "നക്ഷത്ര അവശിഷ്ടങ്ങൾ" റേഡിയോ ഉദ്വമനത്തിൻ്റെ അത്ഭുതകരമായ ഉറവിടങ്ങളായി മാറി, അവയെ പൾസാറുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. 1967 ലാണ് ആദ്യത്തെ പൾസാറുകൾ കണ്ടെത്തിയത്.

ചില പൾസറുകൾക്ക് റേഡിയോ പൾസുകളുടെ അതിശയകരമായ സ്ഥിരതയുള്ള ആവർത്തന നിരക്ക് ഉണ്ട്: പൾസുകൾ കൃത്യമായ സമയ ഇടവേളകളിൽ ആവർത്തിക്കുന്നു, 10 -9 സെക്കൻഡിൽ കൂടുതൽ കൃത്യതയോടെ അളക്കുന്നു! നൂറുകണക്കിന് പാർസെക്കുകളിൽ കവിയാത്ത അകലത്തിലാണ് തുറന്ന പൾസാറുകൾ നമ്മിൽ നിന്ന് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. പൾസാറുകൾ അതിവേഗം ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന അതിസാന്ദ്രമായ നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്നും ഏകദേശം 10 കിലോമീറ്റർ ദൂരവും സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തോട് ചേർന്നുള്ള പിണ്ഡങ്ങളുമുണ്ടെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിൽ സാന്ദ്രമായ ന്യൂട്രോണുകൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു, അവയെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ നിലനിൽപ്പിൻ്റെ ഒരു ഭാഗം മാത്രമേ പൾസാറുകളായി പ്രകടമാകൂ.

സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളെ തരം തിരിച്ചിരിക്കുന്നു അപൂർവ സംഭവങ്ങൾ. കഴിഞ്ഞ സഹസ്രാബ്ദത്തിൽ, നമ്മുടെ നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥയിൽ ഏതാനും സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ മാത്രമേ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളൂ. ഇവയിൽ, ഇനിപ്പറയുന്ന മൂന്നെണ്ണം ഏറ്റവും വിശ്വസനീയമായി സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടു: 1054-ൽ ടോറസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലും, 1572-ൽ കാസിയോപ്പിയ രാശിയിലും, 1604-ൽ ഒഫിയുച്ചസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലും പൊട്ടിപ്പുറപ്പെട്ടു. ഈ സൂപ്പർനോവകളിൽ ആദ്യത്തേത് ചൈനീസ്, ജാപ്പനീസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ "അതിഥി നക്ഷത്രം" എന്ന് വിശേഷിപ്പിച്ചു, രണ്ടാമത്തേത് ടൈക്കോ ബ്രാഹെ, മൂന്നാമത്തേത് ജോഹന്നസ് കെപ്ലർ നിരീക്ഷിച്ചു. 1054-ലെയും 1572-ലെയും സൂപ്പർനോവകളുടെ തിളക്കം ശുക്രൻ്റെ തിളക്കത്തേക്കാൾ കൂടുതലായിരുന്നു, ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ പകൽ സമയത്ത് ദൃശ്യമായിരുന്നു. ദൂരദർശിനി (1609) കണ്ടുപിടിച്ചതിനുശേഷം, നമ്മുടെ നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥയിൽ ഒരു സൂപ്പർനോവ പോലും നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല (ചില സ്ഫോടനങ്ങൾ ശ്രദ്ധിക്കപ്പെടാതെ പോയിരിക്കാം). മറ്റ് നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥകൾ പര്യവേക്ഷണം ചെയ്യാനുള്ള അവസരം വന്നപ്പോൾ, അവയിൽ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളും സൂപ്പർനോവകളും പലപ്പോഴും കണ്ടെത്തി.

1987 ഫെബ്രുവരി 23 ന്, നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഉപഗ്രഹമായ വലിയ മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡിൽ (ഡൊറാഡസ് നക്ഷത്രസമൂഹം) ഒരു സൂപ്പർനോവ പൊട്ടിത്തെറിച്ചു. 1604 ന് ശേഷം ആദ്യമായി ഒരു സൂപ്പർനോവ നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് പോലും കാണാൻ കഴിഞ്ഞു. സ്ഫോടനത്തിന് മുമ്പ്, സൂപ്പർനോവയുടെ സ്ഥലത്ത് ഒരു 12-ാമത്തെ നക്ഷത്രം ഉണ്ടായിരുന്നു. മാർച്ച് ആദ്യം നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ പരമാവധി തെളിച്ചം 4 മീറ്ററിലെത്തി, തുടർന്ന് പതുക്കെ മങ്ങാൻ തുടങ്ങി. ഏറ്റവും വലിയ ഭൂഗർഭ നിരീക്ഷണ കേന്ദ്രങ്ങളായ ആസ്ട്രോൺ ഓർബിറ്റൽ ഒബ്സർവേറ്ററി, ക്വാൻ്റ് മൊഡ്യൂളിലെ എക്സ്-റേ ടെലിസ്കോപ്പുകൾ എന്നിവയുടെ ടെലിസ്കോപ്പുകൾ ഉപയോഗിച്ച് സൂപ്പർനോവ നിരീക്ഷിച്ച ശാസ്ത്രജ്ഞർ പരിക്രമണ നിലയം"മിർ", പൊട്ടിത്തെറിയുടെ മുഴുവൻ പ്രക്രിയയും കണ്ടെത്തുന്നത് ആദ്യമായി സാധ്യമായി. ദൃശ്യമായ ഒപ്റ്റിക്കൽ റേഞ്ച്, അൾട്രാവയലറ്റ്, എക്സ്-റേ, റേഡിയോ ശ്രേണികൾ ഉൾപ്പെടെ വിവിധ സ്പെക്ട്രൽ ശ്രേണികളിൽ നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തി. ന്യൂട്രിനോയെ കണ്ടെത്തുന്നതിനെക്കുറിച്ചും, ഒരുപക്ഷേ, പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ വികിരണത്തെക്കുറിച്ചും ശാസ്ത്ര മാധ്യമങ്ങളിൽ സെൻസേഷണൽ റിപ്പോർട്ടുകൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു. സ്ഫോടനത്തിന് മുമ്പുള്ള ഘട്ടത്തിലെ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഘടനയുടെ മാതൃക പരിഷ്കരിക്കുകയും പുതിയ ഫലങ്ങളാൽ സമ്പന്നമാക്കുകയും ചെയ്തു.

തെളിഞ്ഞ ദിവസത്തിലെ ആകാശം, പൊതുവേ, തികച്ചും വിരസവും ഏകതാനവുമായ ഒരു ചിത്രം അവതരിപ്പിക്കുന്നു: സൂര്യൻ്റെ ഒരു ചൂടുള്ള പന്തും വ്യക്തമായ, അനന്തമായ വിസ്താരവും, ചിലപ്പോൾ മേഘങ്ങളോ അപൂർവ മേഘങ്ങളോ കൊണ്ട് അലങ്കരിച്ചിരിക്കുന്നു.

മേഘങ്ങളില്ലാത്ത രാത്രിയിലെ ആകാശം മറ്റൊരു കാര്യമാണ്. ഇത് സാധാരണയായി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തിളക്കമുള്ള കൂട്ടങ്ങളാൽ ചിതറിക്കിടക്കുന്നു. നഗ്നനേത്രങ്ങളാൽ രാത്രി ആകാശത്ത് നിങ്ങൾക്ക് 3 മുതൽ 4.5 ആയിരം വരെ രാത്രി വെളിച്ചങ്ങൾ കാണാൻ കഴിയുമെന്ന് കണക്കിലെടുക്കണം. അവയെല്ലാം നമ്മുടെ സൗരയൂഥം സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ക്ഷീരപഥത്തിൽ പെടുന്നു.

ആധുനിക ആശയങ്ങൾ അനുസരിച്ച്, നക്ഷത്രങ്ങൾ വാതകത്തിൻ്റെ ചൂടുള്ള പന്തുകളാണ്, അതിൻ്റെ ആഴത്തിൽ ഹൈഡ്രജൻ അണുകേന്ദ്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ സംഭവിക്കുന്നു, ഇത് വലിയ അളവിൽ energy ർജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. ഇതാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തിളക്കം ഉറപ്പാക്കുന്നത്.

നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രം നമ്മുടെ സൂര്യനാണ്, അതിലേക്കുള്ള ദൂരം 150 ദശലക്ഷം കിലോമീറ്ററാണ്. എന്നാൽ അടുത്ത ഏറ്റവും വിദൂരമായ പ്രോക്സിമ സെൻ്റോറി എന്ന നക്ഷത്രം നമ്മിൽ നിന്ന് 4.25 പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ്, അല്ലെങ്കിൽ സൂര്യനേക്കാൾ 270 ആയിരം മടങ്ങ് അകലെയാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്.

ഈ സൂചകത്തിൽ സൂര്യനെക്കാൾ നൂറുകണക്കിന് മടങ്ങ് വലിപ്പമുള്ളതും അതിനെക്കാൾ എത്രയോ മടങ്ങ് താഴ്ന്നതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ട്. എന്നിരുന്നാലും, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡം വളരെ മിതമായ പരിധിക്കുള്ളിൽ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു - സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ പന്ത്രണ്ടിലൊന്ന് മുതൽ അതിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 100 വരെ. പകുതിയിലധികം ദൃശ്യമായ നക്ഷത്രങ്ങൾഇരട്ട, ചിലപ്പോൾ ട്രിപ്പിൾ സംവിധാനങ്ങളാണ്.

പൊതുവേ, നമുക്ക് ദൃശ്യമാകുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ എണ്ണം പതിനൊന്ന് അധിക പൂജ്യങ്ങളോടെ 125,000,000,000 ആയി നിശ്ചയിക്കാം.

ഇപ്പോൾ, പൂജ്യങ്ങളുമായുള്ള ആശയക്കുഴപ്പം ഒഴിവാക്കാൻ, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഇനി വ്യക്തിഗത നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രേഖകൾ സൂക്ഷിക്കുന്നില്ല, മറിച്ച് മുഴുവൻ ഗാലക്സികളുടെയും രേഖകൾ സൂക്ഷിക്കുന്നു, അവയിൽ ഓരോന്നിലും ശരാശരി 100 ബില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടെന്ന് വിശ്വസിക്കുന്നു.

അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഫ്രിറ്റ്സ് സ്വിക്കി ആദ്യമായി സൂപ്പർനോവകൾക്കായുള്ള ലക്ഷ്യത്തോടെയുള്ള തിരച്ചിലിൽ ഏർപ്പെടാൻ തുടങ്ങി.

50 ബില്യൺ ഗാലക്സികൾ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് കാണാൻ കഴിയുമെന്ന് 1996 ൽ ശാസ്ത്രജ്ഞർ നിർണ്ണയിച്ചു. ഹബിൾ ഓർബിറ്റൽ ടെലിസ്‌കോപ്പ് പ്രവർത്തനക്ഷമമാക്കിയപ്പോൾ, അത് ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ നിന്നുള്ള ഇടപെടലുകളാൽ ഇടപെടുന്നില്ല, ദൃശ്യമായ ഗാലക്‌സികളുടെ എണ്ണം 125 ബില്യണായി ഉയർന്നു.

നന്ദി എല്ലാം കാണുന്ന കണ്ണ്ഈ ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച്, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ സാർവത്രിക ആഴങ്ങളിലേക്ക് തുളച്ചുകയറി, നമ്മുടെ പ്രപഞ്ചത്തിന് ജന്മം നൽകിയ മഹാവിസ്ഫോടനത്തിന് വെറും ഒരു ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട ഗാലക്സികൾ അവർ കണ്ടു.

നക്ഷത്രങ്ങളെ ചിത്രീകരിക്കാൻ നിരവധി പാരാമീറ്ററുകൾ ഉപയോഗിക്കുന്നു: പ്രകാശം, പിണ്ഡം, ആരം, രാസഘടനഅന്തരീക്ഷം, അതോടൊപ്പം അതിൻ്റെ താപനിലയും. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ നിരവധി അധിക സവിശേഷതകൾ ഉപയോഗിച്ച്, നിങ്ങൾക്ക് അതിൻ്റെ പ്രായം നിർണ്ണയിക്കാനും കഴിയും.

ഓരോ നക്ഷത്രവും ജനിക്കുകയും വളരുകയും പിന്നീട് ഒരു നിശ്ചിത പ്രായത്തിൽ എത്തി നിശബ്ദമായി മരിക്കുകയും ചെയ്യുന്ന ചലനാത്മക ഘടനയാണ്. എന്നാൽ അത് പെട്ടെന്ന് പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നതും സംഭവിക്കുന്നു. ഈ സംഭവം പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തോട് ചേർന്നുള്ള പ്രദേശത്ത് വലിയ തോതിലുള്ള മാറ്റങ്ങൾക്ക് കാരണമാകുന്നു.

അങ്ങനെ, ഈ സ്ഫോടനത്തെ തുടർന്നുണ്ടായ അസ്വസ്ഥത ഭീമാകാരമായ വേഗതയിൽ പടരുന്നു, കൂടാതെ പതിനായിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളായി നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിൽ ഒരു വലിയ ഇടം ഉൾക്കൊള്ളുന്നു. ഈ പ്രദേശത്ത്, താപനില കുത്തനെ ഉയരുന്നു, നിരവധി ദശലക്ഷം ഡിഗ്രി വരെ, കോസ്മിക് കിരണങ്ങളുടെ സാന്ദ്രതയും കാന്തികക്ഷേത്രത്തിൻ്റെ ശക്തിയും ഗണ്യമായി വർദ്ധിക്കുന്നു.

പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രം പുറന്തള്ളുന്ന പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ അത്തരം സവിശേഷതകൾ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളും മുഴുവൻ ഗ്രഹവ്യവസ്ഥകളും രൂപപ്പെടുത്താൻ അനുവദിക്കുന്നു.

ഇക്കാരണത്താൽ, സൂപ്പർനോവകളും അവയുടെ അവശിഷ്ടങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വളരെ സൂക്ഷ്മമായി പഠിക്കുന്നു. എല്ലാത്തിനുമുപരി, ഈ പ്രതിഭാസത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിൽ ലഭിച്ച വിവരങ്ങൾക്ക് സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തെക്കുറിച്ചും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനസമയത്ത് സംഭവിക്കുന്ന പ്രക്രിയകളെക്കുറിച്ചും അറിവ് വികസിപ്പിക്കാനും കനത്ത മൂലകങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന് കാരണമാകുന്ന പ്രതികരണങ്ങളുടെ വിശദാംശങ്ങൾ വ്യക്തമാക്കാനും കഴിയും. , കോസ്മിക് കിരണങ്ങൾ മുതലായവ.

ഒരു കാലത്ത്, അപ്രതീക്ഷിതമായി തെളിച്ചം 1000 മടങ്ങ് വർദ്ധിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പുതിയതായി വിളിച്ചിരുന്നു. നക്ഷത്രരാശികളുടെ സാധാരണ കോൺഫിഗറേഷനിൽ മാറ്റങ്ങൾ വരുത്തിക്കൊണ്ട് അവർ അപ്രതീക്ഷിതമായി ആകാശത്ത് പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു. പെട്ടെന്ന് പരമാവധി ആയിരക്കണക്കിന് മടങ്ങ് വർദ്ധിച്ചതിനാൽ, കുറച്ച് സമയത്തിന് ശേഷം അവയുടെ തെളിച്ചം കുത്തനെ കുറഞ്ഞു, കുറച്ച് വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം അവയുടെ തെളിച്ചം സ്ഫോടനത്തിന് മുമ്പുള്ളതുപോലെ ദുർബലമായി.

ഒരു നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ ആയിരത്തിലൊന്നിൽ നിന്ന് മോചിപ്പിക്കപ്പെടുകയും ബഹിരാകാശത്തേക്ക് അതിവേഗം എറിയപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്ന ജ്വാലകളുടെ ആനുകാലികത പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനത്തിൻ്റെ പ്രധാന അടയാളങ്ങളിലൊന്നായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു എന്നത് ശ്രദ്ധിക്കേണ്ടതാണ്. എന്നാൽ, അതേ സമയം, വിചിത്രമെന്നു പറയട്ടെ, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഫോടനങ്ങൾ അവയുടെ ഘടനയിൽ കാര്യമായ മാറ്റങ്ങളിലേക്കോ അവയുടെ നാശത്തിലേക്കോ നയിക്കുന്നില്ല.

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ ഇത്തരം സംഭവങ്ങൾ എത്ര തവണ സംഭവിക്കുന്നു? തെളിച്ചം 3-ആം കാന്തിമാനത്തിൽ കവിയാത്ത നക്ഷത്രങ്ങളെ മാത്രം കണക്കിലെടുക്കുകയാണെങ്കിൽ, ചരിത്രചരിത്രങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ നിരീക്ഷണങ്ങളും അനുസരിച്ച്, അയ്യായിരം വർഷത്തിനിടയിൽ 200-ലധികം ശോഭയുള്ള ജ്വാലകൾ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല.

എന്നാൽ മറ്റ് താരാപഥങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനം ആരംഭിച്ചപ്പോൾ, ബഹിരാകാശത്തിൻ്റെ ഈ കോണുകളിൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്ന പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തെളിച്ചം പലപ്പോഴും ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്ന മുഴുവൻ ഗാലക്സിയുടെയും പ്രകാശത്തിന് തുല്യമാണെന്ന് വ്യക്തമായി.

തീർച്ചയായും, അത്തരം തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപം അസാധാരണമായ ഒരു സംഭവമാണ്, സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനത്തിൽ നിന്ന് തികച്ചും വ്യത്യസ്തമാണ്. അതിനാൽ, 1934-ൽ, അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ ഫ്രിറ്റ്സ് സ്വിക്കിയും വാൾട്ടർ ബേഡും, സാധാരണ ഗാലക്സികളുടെ പ്രകാശമാനതയിൽ എത്തുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ സൂപ്പർനോവകളുടെ ഒരു പ്രത്യേക വിഭാഗമായി വർഗ്ഗീകരിക്കണമെന്ന് നിർദ്ദേശിച്ചു. തിളങ്ങുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ. സൂപ്പർനോവ സ്‌ഫോടനങ്ങളുണ്ടായത് മനസ്സിൽ പിടിക്കണം നിലവിലുള്ള അവസ്ഥനമ്മുടെ ഗാലക്സി വളരെ അപൂർവമായ ഒരു പ്രതിഭാസമാണ്, ഓരോ 100 വർഷത്തിലും ഒന്നിൽ കൂടുതൽ തവണ സംഭവിക്കുന്നില്ല. ചൈനീസ്, ജാപ്പനീസ് ഗ്രന്ഥങ്ങൾ രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ള ഏറ്റവും ശ്രദ്ധേയമായ പൊട്ടിത്തെറികൾ 1006 ലും 1054 ലും സംഭവിച്ചു.

അഞ്ഞൂറ് വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം, 1572-ൽ, പ്രമുഖ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ടൈക്കോ ബ്രാഹെ കാസിയോപ്പിയ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം നിരീക്ഷിച്ചു. 1604-ൽ ജോഹന്നാസ് കെപ്ലർ ഒഫിയുച്ചസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ ജനനം കണ്ടു. അതിനുശേഷം, അത്തരം ഗംഭീരമായ ഇവൻ്റുകൾ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ ആഘോഷിച്ചിട്ടില്ല.

സൗരയൂഥം നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയുന്ന ഒരു സ്ഥാനം വഹിക്കുന്നത് ഇതിന് കാരണമായിരിക്കാം. ഒപ്റ്റിക്കൽ ഉപകരണങ്ങൾഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ അതിൻ്റെ അളവിൻ്റെ പകുതിയിൽ മാത്രമേ സാധ്യമാകൂ. ബാക്കിയുള്ള പ്രദേശങ്ങളിൽ, പ്രകാശത്തിൻ്റെ ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ ആഗിരണത്താൽ ഇത് തടസ്സപ്പെടുന്നു.

മറ്റ് ഗാലക്സികളിൽ ഈ പ്രതിഭാസങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്നത് ഏകദേശം ഒരേ ആവൃത്തിയിലാണ് ക്ഷീരപഥം, സ്ഫോടനസമയത്ത് സൂപ്പർനോവകളെക്കുറിച്ചുള്ള പ്രധാന വിവരങ്ങൾ ലഭിച്ചത് മറ്റ് താരാപഥങ്ങളിലെ നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നിന്നാണ്...

ആദ്യമായി, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ ഡബ്ല്യു. ബാഡെയും എഫ്. സ്വിക്കിയും 1936-ൽ സൂപ്പർനോവകൾക്കായി ടാർഗെറ്റുചെയ്‌ത തിരയലിൽ ഏർപ്പെടാൻ തുടങ്ങി. മൂന്ന് വർഷത്തെ വിവിധ ഗാലക്സികളിൽ നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ ശാസ്ത്രജ്ഞർ 12 സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ കണ്ടെത്തി, അവ പിന്നീട് ഫോട്ടോമെട്രിയും സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പിയും ഉപയോഗിച്ച് കൂടുതൽ സമഗ്രമായ പഠനത്തിന് വിധേയമാക്കി.

മാത്രമല്ല, കൂടുതൽ നൂതനമായ ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഉപകരണങ്ങളുടെ ഉപയോഗം പുതുതായി കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പർനോവകളുടെ പട്ടിക വിപുലീകരിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കി. കൂടാതെ ഓട്ടോമേറ്റഡ് സെർച്ചുകളുടെ ആമുഖം ശാസ്ത്രജ്ഞർ പ്രതിവർഷം നൂറിലധികം സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടെത്തുന്നതിലേക്ക് നയിച്ചു. മൊത്തത്തിൽ ഒരു ചെറിയ സമയംഇതിൽ 1,500 വസ്തുക്കൾ രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്.

IN കഴിഞ്ഞ വർഷങ്ങൾഉപയോഗിച്ച് ശക്തമായ ദൂരദർശിനികൾഒരു രാത്രി നിരീക്ഷണത്തിൽ, ശാസ്ത്രജ്ഞർ 10-ലധികം വിദൂര സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടെത്തി!

1999 ജനുവരിയിൽ, ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരെപ്പോലും ഞെട്ടിക്കുന്ന ഒരു സംഭവം സംഭവിച്ചു, പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ നിരവധി "തന്ത്രങ്ങൾ" പരിചിതമാണ്: ബഹിരാകാശത്തിൻ്റെ ആഴത്തിൽ, ശാസ്ത്രജ്ഞർ മുമ്പ് രേഖപ്പെടുത്തിയ എല്ലാറ്റിനേക്കാളും പത്തിരട്ടി തെളിച്ചമുള്ള ഒരു ഫ്ലാഷ് രേഖപ്പെടുത്തി. ഓട്ടോമാറ്റിക് ക്യാമറ ഘടിപ്പിച്ച ന്യൂ മെക്സിക്കോയിലെ മലനിരകളിലെ രണ്ട് ഗവേഷണ ഉപഗ്രഹങ്ങളും ടെലിസ്കോപ്പും ഇത് ശ്രദ്ധിച്ചു. ബൂട്ട്സ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലാണ് ഈ സവിശേഷ പ്രതിഭാസം ഉണ്ടായത്. കുറച്ച് കഴിഞ്ഞ്, അതേ വർഷം ഏപ്രിലിൽ, പൊട്ടിപ്പുറപ്പെടുന്നതിലേക്കുള്ള ദൂരം ഒമ്പത് ബില്യൺ പ്രകാശവർഷമാണെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ നിർണ്ണയിച്ചു. ഇത് പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ ഏകദേശം മുക്കാൽ ഭാഗമാണ്.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നടത്തിയ കണക്കുകൂട്ടലുകൾ കാണിക്കുന്നത്, അഗ്നിജ്വാല നീണ്ടുനിന്ന ഏതാനും നിമിഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ, സൂര്യൻ അതിൻ്റെ അസ്തിത്വത്തിൻ്റെ അഞ്ച് ബില്യൺ വർഷങ്ങളിൽ ഉൽപ്പാദിപ്പിച്ചതിനേക്കാൾ എത്രയോ മടങ്ങ് കൂടുതൽ ഊർജ്ജം പുറത്തുവരുന്നു എന്നാണ്. അത്തരമൊരു അവിശ്വസനീയമായ സ്ഫോടനത്തിന് കാരണമായത് എന്താണ്? എന്ത് പ്രക്രിയകളാണ് ഈ ഭീമമായ ഊർജ്ജ പ്രകാശനത്തിന് കാരണമായത്? ഈ ചോദ്യങ്ങൾക്ക് പ്രത്യേകമായി ഉത്തരം നൽകാൻ ശാസ്ത്രത്തിന് ഇതുവരെ കഴിയില്ല, എന്നിരുന്നാലും ഒരു അനുമാനമുണ്ട് വലിയ തുകരണ്ട് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്നാൽ ഊർജ്ജം ഉണ്ടാകാം.

<<< Назад

മുന്നോട്ട് >>>

സൂപ്പർനോവ അഥവാ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം- ഒരു നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ തെളിച്ചം 4-8 ഓർഡറുകൾ (ഒരു ഡസൻ കാന്തിമാനം) കൊണ്ട് കുത്തനെ മാറ്റുന്ന ഒരു പ്രതിഭാസം, തുടർന്ന് താരതമ്യേന സാവധാനത്തിലുള്ള ജ്വലനം കുറയുന്നു. ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാനത്തിൽ സംഭവിക്കുന്ന ഒരു ദുരന്ത പ്രക്രിയയുടെ ഫലമാണിത്, ഒപ്പം അത്യധികം ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുകയും ചെയ്യുന്നു.

ചട്ടം പോലെ, സൂപ്പർനോവകൾ വസ്തുതയ്ക്ക് ശേഷം നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു, അതായത്, സംഭവം ഇതിനകം സംഭവിക്കുകയും അതിൻ്റെ വികിരണം ഭൂമിയിൽ എത്തുകയും ചെയ്യുമ്പോൾ. അതിനാൽ, സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്വഭാവം പണ്ടേ അവ്യക്തമാണ്. എന്നാൽ ഇപ്പോൾ ഇത്തരത്തിലുള്ള പൊട്ടിത്തെറിയിലേക്ക് നയിക്കുന്ന നിരവധി സാഹചര്യങ്ങൾ നിർദ്ദേശിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്, എന്നിരുന്നാലും പ്രധാന വ്യവസ്ഥകൾ ഇതിനകം തന്നെ വ്യക്തമാണ്.

സ്ഫോടനത്തോടൊപ്പമാണ് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുറം ഷെല്ലിൽ നിന്ന് നക്ഷത്രാന്തര ബഹിരാകാശത്തേക്ക് ഗണ്യമായ പിണ്ഡം പുറന്തള്ളുന്നത്, കൂടാതെ പൊട്ടിത്തെറിച്ച നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിൽ നിന്ന് ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ശേഷിക്കുന്ന ഭാഗത്ത് നിന്ന്, ഒരു ചട്ടം പോലെ, ഒരു ഒതുക്കമുള്ള വസ്തു രൂപം കൊള്ളുന്നു - ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം, സ്ഫോടനത്തിന് മുമ്പുള്ള നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം 8 സോളാർ പിണ്ഡത്തിൽ (M☉) കൂടുതലാണെങ്കിൽ, അല്ലെങ്കിൽ ഒരു കറുത്ത നക്ഷത്രം 20 M☉-ൽ കൂടുതൽ നക്ഷത്ര പിണ്ഡമുള്ള ഒരു ദ്വാരം (സ്ഫോടനം അവസാനിച്ചതിന് ശേഷം ശേഷിക്കുന്ന കാമ്പിൻ്റെ പിണ്ഡം 5 എം ☉). അവ ഒരുമിച്ച് ഒരു സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടമായി മാറുന്നു.

മുമ്പ് ലഭിച്ച സ്പെക്ട്ര, ലൈറ്റ് കർവുകൾ എന്നിവയെക്കുറിച്ചുള്ള സമഗ്രമായ പഠനം, അവശിഷ്ടങ്ങളുടെയും സാധ്യമായ പ്രോജെനിറ്റർ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പഠനവുമായി സംയോജിപ്പിച്ച് കൂടുതൽ വിശദമായ മോഡലുകൾ നിർമ്മിക്കാനും പൊട്ടിത്തെറിയുടെ സമയത്ത് നിലനിന്നിരുന്ന അവസ്ഥകൾ പഠിക്കാനും സാധ്യമാക്കുന്നു.

മറ്റ് കാര്യങ്ങളിൽ, അഗ്നിജ്വാലയുടെ സമയത്ത് പുറന്തള്ളുന്ന പദാർത്ഥത്തിൽ പ്രധാനമായും നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജീവിതത്തിലുടനീളം സംഭവിച്ച തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ്റെ ഉൽപ്പന്നങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചം മൊത്തമായും ഓരോ ഗാലക്സിയും പ്രത്യേകിച്ച് രാസപരമായി പരിണമിക്കുന്നത് സൂപ്പർനോവകൾക്ക് നന്ദി.

നോവ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന, കാലക്രമേണ തെളിച്ചം ഗണ്യമായി മാറുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ പഠിക്കുന്ന ചരിത്ര പ്രക്രിയയെ ഈ പേര് പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു.

പേര് ലേബൽ കൊണ്ടാണ് നിർമ്മിച്ചിരിക്കുന്നത് എസ്.എൻ., തുടർന്ന് തുറന്ന വർഷം, തുടർന്ന് ഒന്നോ രണ്ടോ അക്ഷരങ്ങൾ. ഈ വർഷത്തെ ആദ്യത്തെ 26 സൂപ്പർനോവകൾക്ക് പേരിൻ്റെ അവസാനത്തിൽ ഒറ്റ-അക്ഷര പദവി ലഭിക്കുന്നു. വലിയ അക്ഷരങ്ങൾനിന്ന് എമുമ്പ് Z. ശേഷിക്കുന്ന സൂപ്പർനോവകൾക്ക് ചെറിയ അക്ഷരങ്ങളിൽ നിന്ന് രണ്ട്-അക്ഷര പദവികൾ ലഭിക്കും: aa, എബി, ഇത്യാദി. സ്ഥിരീകരിക്കാത്ത സൂപ്പർനോവകൾ അക്ഷരങ്ങളാൽ നിയോഗിക്കപ്പെട്ടവയാണ് പി.എസ്.എൻ(ഇംഗ്ലീഷ് സാധ്യമായ സൂപ്പർനോവ) ഫോർമാറ്റിൽ ആകാശ കോർഡിനേറ്റുകൾ: ഝംംസ്.

വലിയ ചിത്രം

ആധുനിക വർഗ്ഗീകരണംസൂപ്പർനോവകൾ

ക്ലാസ്	ഉപവിഭാഗം			മെക്കാനിസം
ഐ ഹൈഡ്രജൻ ലൈനുകളില്ല	6150-ൽ അയോണൈസ്ഡ് സിലിക്കണിൻ്റെ (Si II) ശക്തമായ വരകൾ	Ia		തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനം
	6150-ൽ അയോണൈസ്ഡ് സിലിക്കണിൻ്റെ (Si II) ശക്തമായ വരകൾ	Iax പരമാവധി തെളിച്ചത്തിൽ അവ താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ കുറഞ്ഞ പ്രകാശവും കുറഞ്ഞ Ia ഉം ഉണ്ട്		തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനം
	സിലിക്കൺ ലൈനുകൾ ദുർബലമാണ് അല്ലെങ്കിൽ ഇല്ല	ഐബി ഹീലിയം (He I) ലൈനുകൾ നിലവിലുണ്ട്.		ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ച
	സിലിക്കൺ ലൈനുകൾ ദുർബലമാണ് അല്ലെങ്കിൽ ഇല്ല	I C ഹീലിയം ലൈനുകൾ ദുർബലമാണ് അല്ലെങ്കിൽ ഇല്ല
II ഹൈഡ്രജൻ ലൈനുകൾ ഉണ്ട്	II-P/L/N സ്പെക്ട്രം സ്ഥിരമാണ്	II-P/L ഇടുങ്ങിയ വരകളില്ല	II-P ലൈറ്റ് കർവിന് ഒരു പീഠഭൂമിയുണ്ട്
		II-P/L ഇടുങ്ങിയ വരകളില്ല	II-L മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് സമയത്തിനനുസരിച്ച് രേഖീയമായി കുറയുന്നു
		IIin ഇടുങ്ങിയ വരകളുണ്ട്
	IIb കാലക്രമേണ സ്പെക്ട്രം മാറുകയും Ib സ്പെക്ട്രത്തിന് സമാനമാവുകയും ചെയ്യുന്നു.

നേരിയ വളവുകൾ

ടൈപ്പ് I നുള്ള ലൈറ്റ് കർവുകൾ വളരെ സാമ്യമുള്ളതാണ്: 2-3 ദിവസത്തേക്ക് മൂർച്ചയുള്ള വർദ്ധനവ് ഉണ്ട്, പിന്നീട് അത് 25-40 ദിവസത്തേക്ക് ഗണ്യമായ ഇടിവ് (3 മാഗ്നിറ്റ്യൂഡുകൾ) ഉപയോഗിച്ച് മാറ്റിസ്ഥാപിക്കുന്നു, തുടർന്ന് സാവധാനത്തിൽ ദുർബലമാവുന്നു, ഏതാണ്ട് രേഖീയമാണ്. മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് സ്കെയിൽ. Ia ഫ്ലെയറുകളുടെ പരമാവധി കേവല കാന്തിമാനം ആണ് M B = - 19.5 m (\textstyle M_(B)=-19.5^(m)), Ib\c -യ്ക്ക്.

എന്നാൽ ടൈപ്പ് II ൻ്റെ ലൈറ്റ് കർവുകൾ തികച്ചും വ്യത്യസ്തമാണ്. ചിലർക്ക്, വക്രങ്ങൾ ടൈപ്പ് I ന് സമാനമായി, രേഖീയ ഘട്ടം ആരംഭിക്കുന്നത് വരെ തെളിച്ചത്തിൽ സാവധാനവും ദൈർഘ്യമേറിയതുമായ കുറവുണ്ടായി. മറ്റുചിലർ, ഒരു കൊടുമുടിയിലെത്തി, 100 ദിവസം വരെ അതിൽ താമസിച്ചു, തുടർന്ന് തെളിച്ചം കുത്തനെ കുറയുകയും ഒരു രേഖീയ "വാലിൽ" എത്തുകയും ചെയ്തു. പരമാവധി എന്നതിൻ്റെ കേവല മാഗ്നിറ്റിയൂഡ് വ്യാപകമായി വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു - 20 മീറ്റർ (\ടെക്സ്റ്റ്സ്റ്റൈൽ -20^(എം))മുമ്പ് - 13 മീറ്റർ (\ടെക്സ്റ്റ്സ്റ്റൈൽ -13^(എം)). IIp-നുള്ള ശരാശരി മൂല്യം - M B = - 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), II-L-ന് M B = - 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

സ്പെക്ട്ര

മുകളിലെ വർഗ്ഗീകരണത്തിൽ സൂപ്പർനോവ സ്പെക്ട്രയുടെ ചില അടിസ്ഥാന സവിശേഷതകൾ ഇതിനകം അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. വിവിധ തരം, ഉൾപ്പെടുത്താത്തതിൽ നമുക്ക് താമസിക്കാം. ആദ്യത്തേതും വളരെ പ്രധാന സവിശേഷത, ലഭിച്ച സ്പെക്ട്രയുടെ ഡീകോഡിംഗ് വളരെക്കാലം തടഞ്ഞു - പ്രധാന ലൈനുകൾ വളരെ വിശാലമാണ്.

ടൈപ്പ് II, Ib\c സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്പെക്ട്രയുടെ പ്രത്യേകതകൾ:

തെളിച്ചം കൂടിയതും ഇടുങ്ങിയതുമായ പുറന്തള്ളൽ ഘടകങ്ങൾക്ക് സമീപമുള്ള ഇടുങ്ങിയ ആഗിരണം സവിശേഷതകളുടെ സാന്നിധ്യം.
ലൈനുകൾ ,,, അൾട്രാവയലറ്റ് വികിരണത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു.

ഒപ്റ്റിക്കൽ പരിധിക്ക് പുറത്തുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾ

ഫ്ലാഷ് നിരക്ക്

ജ്വാലകളുടെ ആവൃത്തി താരാപഥത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ എണ്ണത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു അല്ലെങ്കിൽ സാധാരണ ഗാലക്സികൾക്ക് സമാനമാണ്, തിളക്കം. വ്യത്യസ്‌ത തരം ഗാലക്‌സികളിലെ ജ്വാലകളുടെ ആവൃത്തിയെ ചിത്രീകരിക്കുന്ന പൊതുവായി അംഗീകരിക്കപ്പെട്ട അളവ് SNu ആണ്:

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)*100വർഷം)),

എവിടെ L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- ഫിൽട്ടർ ബിയിലെ സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശം വത്യസ്ത ഇനങ്ങൾജ്വാലകൾ അതിൻ്റെ വ്യാപ്തി ഇതാണ്:

ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, സൂപ്പർനോവകൾ Ib/c, II എന്നിവ സർപ്പിള കൈകളിലേക്ക് ആകർഷിക്കപ്പെടുന്നു.

സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കുന്നു

യുവ ശേഷിപ്പിൻ്റെ കാനോനിക്കൽ സ്കീം ഇപ്രകാരമാണ്:

സാധ്യമായ ഒതുക്കമുള്ള ബാക്കി; സാധാരണയായി ഒരു പൾസർ, പക്ഷേ ഒരു തമോദ്വാരം
നക്ഷത്രാന്തര ദ്രവ്യത്തിൽ പ്രചരിക്കുന്ന ബാഹ്യ ഷോക്ക് തരംഗം.
സൂപ്പർനോവ എജക്റ്റ മെറ്റീരിയലിൽ പ്രചരിക്കുന്ന ഒരു റിട്ടേൺ വേവ്.
ദ്വിതീയ, നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിൻ്റെ കൂട്ടങ്ങളിലും ഇടതൂർന്ന സൂപ്പർനോവ ഉദ്വമനങ്ങളിലും വ്യാപിക്കുന്നു.

അവ ഒരുമിച്ച് ഇനിപ്പറയുന്ന ചിത്രം രൂപപ്പെടുത്തുന്നു: ബാഹ്യ ഷോക്ക് തരംഗത്തിൻ്റെ മുൻവശത്ത്, വാതകം T S ≥ 10 7 K താപനിലയിലേക്ക് ചൂടാക്കുകയും 0.1-20 keV ൻ്റെ ഫോട്ടോൺ എനർജി ഉപയോഗിച്ച് എക്‌സ്-റേ ശ്രേണിയിൽ പുറപ്പെടുവിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു റിട്ടേൺ തരംഗത്തിൻ്റെ മുൻഭാഗം എക്സ്-റേ വികിരണത്തിൻ്റെ രണ്ടാമത്തെ മേഖലയായി മാറുന്നു. ഉയർന്ന അയോണൈസ്ഡ് Fe, Si, S മുതലായവയുടെ വരികൾ രണ്ട് പാളികളിൽ നിന്നുമുള്ള വികിരണത്തിൻ്റെ താപ സ്വഭാവത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു.

യുവ അവശിഷ്ടത്തിൽ നിന്നുള്ള ഒപ്റ്റിക്കൽ വികിരണം ദ്വിതീയ തരംഗത്തിൻ്റെ മുൻവശത്ത് പിന്നിൽ കൂട്ടങ്ങളായി വാതകം സൃഷ്ടിക്കുന്നു. അവയിൽ പ്രചാരണ വേഗത കൂടുതലായതിനാൽ, വാതകം വേഗത്തിൽ തണുക്കുകയും വികിരണം എക്സ്-റേ ശ്രേണിയിൽ നിന്ന് ഒപ്റ്റിക്കൽ ശ്രേണിയിലേക്ക് കടന്നുപോകുകയും ചെയ്യുന്നു. ലൈനുകളുടെ ആപേക്ഷിക തീവ്രതയാൽ ഒപ്റ്റിക്കൽ റേഡിയേഷൻ്റെ ആഘാത ഉത്ഭവം സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെടുന്നു.

സൈദ്ധാന്തിക വിവരണം

നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ വിഘടനം

സൂപ്പർനോവ Ia യുടെ സ്വഭാവം മറ്റ് സ്ഫോടനങ്ങളുടെ സ്വഭാവത്തിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ്. എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സികളിൽ ടൈപ്പ് Ib\c, ടൈപ്പ് II ഫ്ലേറുകൾ എന്നിവയുടെ അഭാവം ഇത് വ്യക്തമായി തെളിയിക്കുന്നു. നിന്ന് പൊതുവിവരംഅവിടെ ചെറിയ വാതകവും നീല നക്ഷത്രങ്ങളും ഉണ്ടെന്ന് രണ്ടാമത്തേതിനെക്കുറിച്ച് അറിയാം, നക്ഷത്ര രൂപീകരണം 10 വർഷം മുമ്പ് അവസാനിച്ചു. ഇതിനർത്ഥം എല്ലാ കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങളും ഇതിനകം തന്നെ അവയുടെ പരിണാമം പൂർത്തിയാക്കിക്കഴിഞ്ഞു, സൗരപിണ്ഡത്തേക്കാൾ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ മാത്രമേ അവശേഷിക്കുന്നുള്ളൂ, അതിൽ കൂടുതലില്ല. നക്ഷത്ര പരിണാമ സിദ്ധാന്തത്തിൽ നിന്ന്, ഇത്തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊട്ടിത്തെറിക്കാൻ കഴിയില്ലെന്ന് അറിയാം, അതിനാൽ 1-2M ⊙ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഒരു ലൈഫ് എക്സ്റ്റൻഷൻ സംവിധാനം ആവശ്യമാണ്.

Ia\Iax സ്പെക്ട്രയിൽ ഹൈഡ്രജൻ ലൈനുകളുടെ അഭാവം സൂചിപ്പിക്കുന്നത് യഥാർത്ഥ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ വളരെ കുറച്ച് ഹൈഡ്രജൻ മാത്രമേ ഉള്ളൂ എന്നാണ്. പുറന്തള്ളപ്പെട്ട പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം വളരെ വലുതാണ് - 1M ⊙, പ്രധാനമായും കാർബൺ, ഓക്സിജൻ, മറ്റ് കനത്ത മൂലകങ്ങൾ എന്നിവ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. മാറ്റിയ Si II ലൈനുകൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത് എജക്ഷൻ സമയത്ത് സജീവമാണെന്ന് ആണവ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ. മുൻഗാമിയായ നക്ഷത്രം ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ ആണെന്ന് ഇതെല്ലാം ബോധ്യപ്പെടുത്തുന്നു, മിക്കവാറും കാർബൺ-ഓക്സിജൻ.

ടൈപ്പ് Ib\c, ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവ എന്നിവയുടെ സർപ്പിള കൈകളിലേക്കുള്ള ആകർഷണം സൂചിപ്പിക്കുന്നത്, 8-10M ⊙ പിണ്ഡമുള്ള, ആദിമ നക്ഷത്രം ഹ്രസ്വകാല O-നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്നാണ്.

തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനം

ആവശ്യമായ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടാനുള്ള ഒരു മാർഗമാണ് മൂർച്ചയുള്ള വർദ്ധനവ്തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനത്തിൽ ഉൾപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം, അതായത് ഒരു തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനം. എന്നിരുന്നാലും, ഏക നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭൗതികശാസ്ത്രം ഇത് അനുവദിക്കുന്നില്ല. പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിലെ പ്രക്രിയകൾ സന്തുലിതാവസ്ഥയിലാണ്. അതിനാൽ, എല്ലാ മോഡലുകളും നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടം പരിഗണിക്കുന്നു - വെളുത്ത കുള്ളന്മാർ. എന്നിരുന്നാലും, രണ്ടാമത്തേത് തന്നെ സ്ഥിരതയുള്ള ഒരു നക്ഷത്രമാണ്, ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിയെ സമീപിക്കുമ്പോൾ മാത്രമേ എല്ലാം മാറാൻ കഴിയൂ. ഒന്നിലധികം നക്ഷത്ര സിസ്റ്റങ്ങളിൽ മാത്രമേ ഒരു തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനം സാധ്യമാകൂ എന്ന അവ്യക്തമായ നിഗമനത്തിലേക്ക് ഇത് നയിക്കുന്നു, മിക്കവാറും ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവയിൽ.

ഈ സ്കീമിൽ, സ്ഫോടനത്തിൽ ഉൾപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ അവസ്ഥ, രാസഘടന, അന്തിമ പിണ്ഡം എന്നിവയെ ബാധിക്കുന്ന രണ്ട് വേരിയബിളുകൾ ഉണ്ട്.

രണ്ടാമത്തെ കൂട്ടാളി ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രമാണ്, അതിൽ നിന്ന് ആദ്യത്തേതിലേക്ക് ദ്രവ്യം ഒഴുകുന്നു.
രണ്ടാമത്തെ കൂട്ടാളി അതേ വെളുത്ത കുള്ളനാണ്. ഈ സാഹചര്യത്തെ ഇരട്ട ഡീജനറസി എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

ചന്ദ്രശേഖർ പരിധി കവിയുമ്പോൾ ഒരു സ്ഫോടനം സംഭവിക്കുന്നു.
അവൻ്റെ മുമ്പിൽ സ്ഫോടനം സംഭവിക്കുന്നു.

എല്ലാ സൂപ്പർനോവ Ia സാഹചര്യങ്ങൾക്കും പൊതുവായുള്ളത്, പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന കുള്ളൻ മിക്കവാറും കാർബൺ-ഓക്സിജനാണ് എന്നതാണ്. മധ്യത്തിൽ നിന്ന് ഉപരിതലത്തിലേക്ക് സഞ്ചരിക്കുന്ന സ്ഫോടനാത്മക ജ്വലന തരംഗത്തിൽ, ഇനിപ്പറയുന്ന പ്രതികരണങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്നു:

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

പ്രതികരിക്കുന്ന പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം നിർണ്ണയിക്കുന്നു, അതനുസരിച്ച്, പരമാവധി തെളിച്ചം. വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെ മുഴുവൻ പിണ്ഡവും പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുമെന്ന് ഞങ്ങൾ അനുമാനിക്കുകയാണെങ്കിൽ, സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം 2.2 10 51 എർജി ആയിരിക്കും.

ലൈറ്റ് കർവിൻ്റെ കൂടുതൽ സ്വഭാവം പ്രധാനമായും നിർണ്ണയിക്കുന്നത് ശോഷണ ശൃംഖലയാണ്:

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

ഐസോടോപ്പ് 56 Ni അസ്ഥിരവും 6.1 ദിവസത്തെ അർദ്ധായുസ്സുമുണ്ട്. കൂടുതൽ ഇ-പിടിച്ചെടുക്കൽ 1.72 MeV ഊർജ്ജമുള്ള ഒരു ആവേശകരമായ അവസ്ഥയിൽ 56 Co ന്യൂക്ലിയസ് രൂപപ്പെടുന്നതിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. ഈ നില അസ്ഥിരമാണ്, കൂടാതെ ഇലക്ട്രോണിൻ്റെ ഗ്രൗണ്ട് സ്റ്റേറ്റിലേക്കുള്ള പരിവർത്തനം 0.163 MeV മുതൽ 1.56 MeV വരെയുള്ള ഊർജ്ജങ്ങളുള്ള γ ക്വാണ്ടയുടെ കാസ്കേഡ് ഉദ്‌വമനത്തോടൊപ്പമുണ്ട്. ഈ ക്വാണ്ടകൾ കോംപ്ടൺ വിസരണം അനുഭവിക്കുന്നു, അവയുടെ ഊർജ്ജം പെട്ടെന്ന് ~100 കെവി ആയി കുറയുന്നു. അത്തരം ക്വാണ്ടകൾ ഇതിനകം തന്നെ ഫോട്ടോ ഇലക്ട്രിക് ഇഫക്റ്റിലൂടെ ഫലപ്രദമായി ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നു, അതിൻ്റെ ഫലമായി പദാർത്ഥത്തെ ചൂടാക്കുന്നു. നക്ഷത്രം വികസിക്കുമ്പോൾ, നക്ഷത്രത്തിലെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത കുറയുന്നു, ഫോട്ടോൺ കൂട്ടിയിടികളുടെ എണ്ണം കുറയുന്നു, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലുള്ള പദാർത്ഥം വികിരണത്തിന് സുതാര്യമാകും. സൈദ്ധാന്തിക കണക്കുകൂട്ടലുകൾ കാണിക്കുന്നത് പോലെ, നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ പരമാവധി തിളക്കത്തിൽ എത്തി ഏകദേശം 20-30 ദിവസങ്ങൾക്ക് ശേഷമാണ് ഈ അവസ്ഥ ഉണ്ടാകുന്നത്.

ആരംഭിച്ച് 60 ദിവസത്തിന് ശേഷം, പദാർത്ഥം γ-റേഡിയേഷനിലേക്ക് സുതാര്യമാകും. ലൈറ്റ് കർവ് ക്രമാതീതമായി ക്ഷയിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. ഈ സമയമായപ്പോഴേക്കും, 56 Ni ഐസോടോപ്പ് ഇതിനകം ക്ഷയിച്ചുകഴിഞ്ഞു, 4.2 MeV വരെ ഉത്തേജക ഊർജ്ജത്തോടെ 56 Co മുതൽ 56 Fe (T 1/2 = 77 ദിവസം) വരെയുള്ള β-ക്ഷയം മൂലമാണ് ഊർജ്ജം പ്രകാശനം ചെയ്യുന്നത്.

ഗുരുത്വാകർഷണ കോർ തകർച്ച

ആവശ്യമായ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുന്നതിനുള്ള രണ്ടാമത്തെ സാഹചര്യം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിൻ്റെ തകർച്ചയാണ്. അതിൻ്റെ പിണ്ഡം അതിൻ്റെ അവശിഷ്ടത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിന് തുല്യമായിരിക്കണം - ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം, നമുക്ക് ലഭിക്കുന്ന സാധാരണ മൂല്യങ്ങൾക്ക് പകരമായി:

E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\ഡിസ്‌പ്ലേസ്റ്റൈൽ E_(ടോട്ട്)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53))എർഗ്,

ഇവിടെ M = 0, R = 10 km, G എന്നത് ഗുരുത്വാകർഷണ സ്ഥിരാങ്കമാണ്. ഇതിൻ്റെ സ്വഭാവ സമയം ഇതാണ്:

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

ഇവിടെ ρ 12 എന്നത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രതയാണ്, ഇത് 10 12 g/cm 3 ആയി സാധാരണ നിലയിലാക്കുന്നു.

തത്ഫലമായുണ്ടാകുന്ന മൂല്യം ഷെല്ലിൻ്റെ ഗതികോർജ്ജത്തേക്കാൾ രണ്ട് ഓർഡറുകൾ വലുതാണ്. ഒരു കാരിയർ ആവശ്യമാണ്, ഒരു വശത്ത്, പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജം കൊണ്ടുപോകണം, മറുവശത്ത്, പദാർത്ഥവുമായി ഇടപഴകരുത്. അത്തരമൊരു വാഹകൻ്റെ റോളിന് ന്യൂട്രിനോകൾ അനുയോജ്യമാണ്.

അവയുടെ രൂപീകരണത്തിന് നിരവധി പ്രക്രിയകൾ ഉത്തരവാദികളാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അസ്ഥിരീകരണത്തിനും സങ്കോചത്തിൻ്റെ തുടക്കത്തിനും ആദ്യത്തേതും ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടതും ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ പ്രക്രിയയാണ്:

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))

ഈ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ന്യൂട്രിനോകൾ 10% കൊണ്ടുപോകുന്നു. തണുപ്പിക്കുന്നതിൽ പ്രധാന പങ്ക് വഹിക്കുന്നത് URKA പ്രക്രിയകളാണ് (ന്യൂട്രിനോ കൂളിംഗ്):

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

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

പ്രോട്ടോണുകൾക്കും ന്യൂട്രോണുകൾക്കും പകരം, ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസ്സുകൾക്ക് പ്രവർത്തിക്കാൻ കഴിയും, ഇത് ബീറ്റാ ശോഷണം അനുഭവിക്കുന്ന ഒരു അസ്ഥിര ഐസോടോപ്പ് ഉണ്ടാക്കുന്നു:

E - + (A , Z) → (A , Z - 1) + ν e , (\ഡിസ്പ്ലേസ്റ്റൈൽ 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).)

ഈ പ്രക്രിയകളുടെ തീവ്രത കംപ്രഷൻ കൊണ്ട് വർദ്ധിക്കുന്നു, അതുവഴി അത് ത്വരിതപ്പെടുത്തുന്നു. ഡീജനറേറ്റ് ഇലക്ട്രോണുകളിൽ ന്യൂട്രിനോകൾ ചിതറിക്കിടക്കുന്നതിലൂടെ ഈ പ്രക്രിയ നിർത്തുന്നു, ഈ സമയത്ത് അവ തെർമോലൈസ് ചെയ്യുകയും പദാർത്ഥത്തിനുള്ളിൽ പൂട്ടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഡീജനറേറ്റ് ഇലക്ട്രോണുകളുടെ മതിയായ സാന്ദ്രത സാന്ദ്രതയിൽ കൈവരിക്കുന്നു ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm 3

ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ പ്രക്രിയകൾ 10 11 /cm 3 സാന്ദ്രതയിൽ മാത്രമേ സംഭവിക്കുകയുള്ളൂ, ഇത് നക്ഷത്രകാമ്പിൽ മാത്രമേ സാധ്യമാകൂ. ഇതിനർത്ഥം ഹൈഡ്രോഡൈനാമിക് സന്തുലിതാവസ്ഥ അതിൽ മാത്രമേ അസ്വസ്ഥമാകൂ എന്നാണ്. ബാഹ്യ പാളികൾ പ്രാദേശിക ഹൈഡ്രോഡൈനാമിക് സന്തുലിതാവസ്ഥയിലാണ്, കേന്ദ്ര കാമ്പ് ചുരുങ്ങുകയും ഒരു സോളിഡ് പ്രതലം രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്തതിനുശേഷം മാത്രമേ തകർച്ച ആരംഭിക്കൂ. ഈ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്നുള്ള റീബൗണ്ട് ഷെല്ലിൻ്റെ പ്രകാശനം ഉറപ്പാക്കുന്നു.

ഒരു യുവ സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടത്തിൻ്റെ മാതൃക

സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ട പരിണാമ സിദ്ധാന്തം

സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൽ മൂന്ന് ഘട്ടങ്ങളുണ്ട്:

അവശിഷ്ടത്തിലെ വാതകത്തിൻ്റെ മർദ്ദം നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിലെ വാതകത്തിൻ്റെ മർദ്ദത്തിന് തുല്യമാകുന്ന നിമിഷത്തിൽ ഷെല്ലിൻ്റെ വികാസം നിർത്തുന്നു. ഇതിനുശേഷം, അവശിഷ്ടങ്ങൾ അരാജകമായി ചലിക്കുന്ന മേഘങ്ങളുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് ചിതറാൻ തുടങ്ങുന്നു. റിസോർപ്ഷൻ സമയം എത്തുന്നു:

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))വർഷങ്ങൾ

സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണം സംഭവിക്കുന്നതിൻ്റെ സിദ്ധാന്തം

വിശദമായ വിവരണത്തിൻ്റെ നിർമ്മാണം

സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടങ്ങൾക്കായി തിരയുക

മുൻഗാമി നക്ഷത്രങ്ങൾക്കായി തിരയുക

സൂപ്പർനോവ Ia സിദ്ധാന്തം

മുകളിൽ വിവരിച്ച സൂപ്പർനോവ Ia സിദ്ധാന്തങ്ങളിലെ അനിശ്ചിതത്വങ്ങൾക്ക് പുറമേ, സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ സംവിധാനം തന്നെ ഏറെ വിവാദങ്ങൾക്ക് കാരണമായിട്ടുണ്ട്. മിക്കപ്പോഴും, മോഡലുകളെ ഇനിപ്പറയുന്ന ഗ്രൂപ്പുകളായി തിരിക്കാം:

തൽക്ഷണ സ്ഫോടനം
സ്ഫോടനം വൈകി
സ്പന്ദിക്കുന്ന കാലതാമസമുള്ള സ്ഫോടനം
പ്രക്ഷുബ്ധമായ വേഗത്തിലുള്ള ജ്വലനം

പ്രാരംഭ വ്യവസ്ഥകളുടെ ഓരോ സംയോജനത്തിനും, ലിസ്റ്റുചെയ്ത മെക്കാനിസങ്ങൾ ഒരു വ്യതിയാനത്തിലോ മറ്റൊന്നിലോ കണ്ടെത്താനാകും. എന്നാൽ നിർദ്ദിഷ്ട മോഡലുകളുടെ ശ്രേണി ഇതിൽ പരിമിതമല്ല. രണ്ട് വെളുത്ത കുള്ളന്മാർ ഒരേസമയം പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന ഒരു മാതൃകയാണ് ഒരു ഉദാഹരണം. സ്വാഭാവികമായും, രണ്ട് ഘടകങ്ങളും പരിണമിച്ച സന്ദർഭങ്ങളിൽ മാത്രമേ ഇത് സാധ്യമാകൂ.

നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിൽ രാസപരിണാമവും സ്വാധീനവും

പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ രാസ പരിണാമം. ഇരുമ്പിനെക്കാൾ ഉയർന്ന ആറ്റോമിക് നമ്പർ ഉള്ള മൂലകങ്ങളുടെ ഉത്ഭവം

ആറ്റോമിക സംഖ്യകൾ കൂടുതലുള്ള (അല്ലെങ്കിൽ അവർ പറയുന്നതുപോലെ) മൂലകങ്ങളുള്ള നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിൻ്റെ പുനർനിർമ്മാണത്തിൻ്റെ പ്രധാന ഉറവിടം സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളാണ്. കൂടുതൽ ഭാരം) അവൻ. എന്നിരുന്നാലും, അവയ്ക്ക് കാരണമായ പ്രക്രിയകൾ വിവിധ ഗ്രൂപ്പുകൾമൂലകങ്ങളും അവയുടെ സ്വന്തം ഐസോടോപ്പുകളും പോലും.

R പ്രക്രിയ

r-പ്രക്രിയ( എൻ,γ) പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ, ന്യൂട്രോൺ ക്യാപ്‌ചറിൻ്റെ നിരക്ക് ഐസോടോപ്പിൻ്റെ β --ക്ഷയനിരക്കിനെക്കാൾ കൂടുതലാകുന്നതുവരെ തുടരുന്നു. മറ്റൊരു വിധത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ, n ന്യൂട്രോണുകളുടെ ശരാശരി പിടിച്ചെടുക്കൽ സമയം τ(n,γ)ആയിരിക്കണം:

τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\പ്രദർശന ശൈലി \tau (n,\gamma)\ഏകദേശം (\frac (1)(n))\tau _(\beta ))

ഇവിടെ τ β എന്നത് r-പ്രക്രിയയുടെ ഒരു ശൃംഖല ഉണ്ടാക്കുന്ന ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ β-ക്ഷയത്തിൻ്റെ ശരാശരി സമയമാണ്. ഈ അവസ്ഥ ന്യൂട്രോൺ സാന്ദ്രതയിൽ ഒരു പരിമിതി ചുമത്തുന്നു, കാരണം:

τ (n , γ) ≈ (ρ (σ n γ, v n) ¯) − 1 (\പ്രദർശനശൈലി \tau (n,\gamma)\ഏകദേശം \ഇടത്(\rho (\overline (\\sigma _(n\gamma) ),v_(n)))\വലത്)^(-1))

എവിടെ (σ n γ , v n) ¯ (\പ്രദർശന ശൈലി (\ഓവർലൈൻ ((\ സിഗ്മ _(n\ ഗാമ),വി_(n)))))- പ്രതികരണ ക്രോസ് സെക്ഷൻ്റെ ഉൽപ്പന്നം ( എൻ,γ) ടാർഗെറ്റ് ന്യൂക്ലിയസുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ന്യൂട്രോൺ വേഗതയിൽ, വേഗത വിതരണത്തിൻ്റെ മാക്സ്വെല്ലിയൻ സ്പെക്ട്രത്തേക്കാൾ ശരാശരി. r-പ്രക്രിയ കനത്തതും ഇടത്തരവുമായ ന്യൂക്ലിയസുകളിൽ സംഭവിക്കുന്നത് കണക്കിലെടുക്കുമ്പോൾ, 0.1 സെ< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\ഡിസ്പ്ലേസ്റ്റൈൽ \rho \ഏകദേശം 2\cdot 10^(17))ന്യൂട്രോണുകൾ/സെ.മീ. 3

അത്തരം വ്യവസ്ഥകൾ ഇതിൽ കൈവരിക്കുന്നു:

ν-പ്രക്രിയ

പ്രധാന ലേഖനം: ν-പ്രക്രിയ

ν-പ്രക്രിയആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകളുമായുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിലൂടെയുള്ള ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് പ്രക്രിയയാണ്. 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La, 180 Ta എന്നീ ഐസോടോപ്പുകൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതിന് ഇത് കാരണമായേക്കാം.

ഗാലക്സിയുടെ നക്ഷത്രാന്തര വാതകത്തിൻ്റെ വലിയ തോതിലുള്ള ഘടനയിൽ സ്വാധീനം

നിരീക്ഷണ ചരിത്രം

നിശ്ചിത നക്ഷത്രങ്ങളിലുള്ള ഹിപ്പാർക്കസിൻ്റെ താൽപ്പര്യം ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ നിരീക്ഷണത്തിൽ നിന്ന് പ്രചോദനം ഉൾക്കൊണ്ടിരിക്കാം (പ്ലിനിയുടെ അഭിപ്രായത്തിൽ). സൂപ്പർനോവ SN 185 എന്ന് തിരിച്ചറിഞ്ഞ ആദ്യകാല റെക്കോർഡ് (ഇംഗ്ലീഷ്) 185-ൽ ചൈനീസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നിർമ്മിച്ചതാണ്. അറിയപ്പെടുന്ന ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള സൂപ്പർനോവ, SN 1006, ചൈനീസ്, അറബ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശദമായി വിവരിച്ചിട്ടുണ്ട്. ക്രാബ് നെബുലയ്ക്ക് ജന്മം നൽകിയ സൂപ്പർനോവ എസ്എൻ 1054 നന്നായി നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടു. സൂപ്പർനോവകൾ SN 1572, SN 1604 എന്നിവ നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് ദൃശ്യമായിരുന്നു. വലിയ പ്രാധാന്യംയൂറോപ്പിലെ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ വികാസത്തിൽ, ചന്ദ്രനപ്പുറത്തുള്ള ലോകം എന്ന അരിസ്റ്റോട്ടിലിയൻ ആശയത്തിനെതിരായ ഒരു വാദമായി അവ ഉപയോഗിച്ചു. സൗരയൂഥംമാറ്റമില്ല. ജൊഹാനസ് കെപ്ലർ 1604 ഒക്ടോബർ 17 ന് SN 1604 നിരീക്ഷിക്കാൻ തുടങ്ങി. തെളിച്ചം വർദ്ധിക്കുന്ന ഘട്ടത്തിൽ രേഖപ്പെടുത്തിയ രണ്ടാമത്തെ സൂപ്പർനോവയായിരുന്നു ഇത് (എസ്എൻ 1572 ന് ശേഷം, കാസിയോപ്പിയ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ ടൈക്കോ ബ്രാഹെ നിരീക്ഷിച്ചു).

ദൂരദർശിനികളുടെ വികാസത്തോടെ, 1885-ൽ ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയിലെ സൂപ്പർനോവ എസ് ആൻഡ്രോമിഡയുടെ നിരീക്ഷണത്തിൽ തുടങ്ങി മറ്റ് ഗാലക്സികളിലെ സൂപ്പർനോവകളെ നിരീക്ഷിക്കാൻ സാധിച്ചു. ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിൽ, ഓരോ തരം സൂപ്പർനോവകൾക്കും വിജയകരമായ മാതൃകകൾ വികസിപ്പിച്ചെടുക്കുകയും നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിൽ അവയുടെ പങ്കിനെക്കുറിച്ച് മനസ്സിലാക്കുകയും ചെയ്തു. 1941-ൽ അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ റുഡോൾഫ് മിങ്കോവ്സ്കിയും ഫ്രിറ്റ്സ് സ്വിക്കിയും സൂപ്പർനോവകൾക്കായി ഒരു ആധുനിക വർഗ്ഗീകരണ പദ്ധതി വികസിപ്പിച്ചെടുത്തു.

1960-കളിൽ, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ പരമാവധി പ്രകാശം ഒരു സാധാരണ മെഴുകുതിരിയായി ഉപയോഗിക്കാമെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തി, അതിനാൽ ജ്യോതിശാസ്ത്ര ദൂരത്തിൻ്റെ അളവ്. ഇപ്പോൾ സൂപ്പർനോവകൾ നൽകുന്നു പ്രധാനപ്പെട്ട വിവരംപ്രപഞ്ച ദൂരങ്ങളെക്കുറിച്ച്. ഏറ്റവും ദൂരെയുള്ള സൂപ്പർനോവകൾ പ്രതീക്ഷിച്ചതിലും മങ്ങിയതായി മാറി, ആധുനിക ആശയങ്ങൾ അനുസരിച്ച്, പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ വികാസം ത്വരിതഗതിയിലാണെന്ന് കാണിക്കുന്നു.

രേഖാമൂലമുള്ള നിരീക്ഷണ രേഖകളില്ലാത്ത സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ചരിത്രം പുനർനിർമ്മിക്കുന്നതിനുള്ള രീതികൾ വികസിപ്പിച്ചെടുത്തിട്ടുണ്ട്. സൂപ്പർനോവ Cassiopeia A യുടെ തീയതി നിർണ്ണയിച്ചത് നെബുലയിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശ പ്രതിധ്വനിയിൽ നിന്നാണ്, അതേസമയം സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടമായ RX J0852.0-4622 (ഇംഗ്ലീഷ്)ടൈറ്റാനിയം-44 ൻ്റെ ശോഷണത്തിൽ നിന്നുള്ള താപനിലയും γ ഉദ്‌വമനവും അളക്കുന്നതിലൂടെ കണക്കാക്കുന്നു. 2009-ൽ, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ സമയവുമായി പൊരുത്തപ്പെടുന്ന നൈട്രേറ്റുകൾ അൻ്റാർട്ടിക് ഹിമത്തിൽ കണ്ടെത്തി.

1987 ഫെബ്രുവരി 23 ന്, ദൂരദർശിനി കണ്ടുപിടിച്ചതിനുശേഷം ഭൂമിയോട് ഏറ്റവും അടുത്ത് നിരീക്ഷിച്ച സൂപ്പർനോവ SN 1987A, ഭൂമിയിൽ നിന്ന് 168 ആയിരം പ്രകാശവർഷം അകലെയുള്ള വലിയ മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡിൽ പൊട്ടിത്തെറിച്ചു. ആദ്യമായി, ജ്വാലയിൽ നിന്നുള്ള ന്യൂട്രിനോ ഫ്ലക്സ് രേഖപ്പെടുത്തി. അൾട്രാവയലറ്റ്, എക്സ്-റേ, ഗാമാ-റേ ശ്രേണികളിലെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് ജ്വാലയെക്കുറിച്ച് തീവ്രമായി പഠിച്ചു. ALMA, Hubble, Chandra എന്നിവ ഉപയോഗിച്ചാണ് സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടങ്ങൾ പഠിച്ചത്. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമോ തമോദ്വാരമോ, ചില മാതൃകകൾ അനുസരിച്ച്, ജ്വലിക്കുന്ന സ്ഥലത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യേണ്ടത് ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ല.

ജനുവരി 22, 2014 നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന M82 ഗാലക്സിയിൽ ബിഗ് ഡിപ്പർ, സൂപ്പർനോവ SN 2014J പൊട്ടിത്തെറിച്ചു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ നിന്ന് 12 ദശലക്ഷം പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ് Galaxy M82 സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്, അതിൻ്റെ കാന്തിമാനം വെറും 9-ൽ താഴെയാണ്. ഈ സൂപ്പർനോവ 1987-ന് ശേഷം ഭൂമിയോട് ഏറ്റവും അടുത്താണ് (SN 1987A).

ഏറ്റവും പ്രശസ്തമായ സൂപ്പർനോവകളും അവയുടെ അവശിഷ്ടങ്ങളും

സൂപ്പർനോവ SN 1604 (കെപ്ലർ സൂപ്പർനോവ)
സൂപ്പർനോവ G1.9+0.3 (നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ അറിയപ്പെടുന്ന ഏറ്റവും പ്രായം കുറഞ്ഞത്)

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലെ ചരിത്രപരമായ സൂപ്പർനോവകൾ (നിരീക്ഷിച്ചത്)

സൂപ്പർനോവ	പൊട്ടിപ്പുറപ്പെടുന്ന തീയതി	നക്ഷത്രസമൂഹം	പരമാവധി. തിളങ്ങുക	ദൂരം യാനിയെ (വിശുദ്ധ വർഷങ്ങൾ)	ഫ്ലാഷ് തരം ഷ്കി	നീളം ടെൽ- ദൃശ്യപരത പാലങ്ങൾ	ബാക്കിയുള്ളത്	കുറിപ്പുകൾ
എസ്എൻ 185	, ഡിസംബർ 7	സെൻ്റോറസ്	−8	3000	Ia?	8-20 മാസം	G315.4-2.3 (RCW 86)	ചൈനീസ് രേഖകൾ: ആൽഫ സെൻ്റോറിക്ക് സമീപം നിരീക്ഷിച്ചു.
എസ്എൻ 369		അജ്ഞാതം	നിന്നല്ല- അറിയപ്പെടുന്നത്	നിന്നല്ല- അറിയപ്പെടുന്നത്	നിന്നല്ല- അറിയപ്പെടുന്നത്	5 മാസം	അജ്ഞാതം	ചൈനീസ് ക്രോണിക്കിൾസ്: സ്ഥിതി വളരെ മോശമായി അറിയപ്പെടുന്നു. ഗാലക്‌സിക്ക് മധ്യരേഖയ്‌ക്ക് സമീപമായിരുന്നുവെങ്കിൽ, അത് ഒരു സൂപ്പർനോവ ആയിരിക്കാനാണ് സാധ്യത.
എസ്എൻ 386		ധനു രാശി	+1,5	16 000	II?	2-4 മാസം	G11.2-0.3	ചൈനീസ് ക്രോണിക്കിൾസ്
എസ്എൻ 393		തേൾ	0	34 000	നിന്നല്ല- അറിയപ്പെടുന്നത്	8 മാസം	നിരവധി സ്ഥാനാർത്ഥികൾ	ചൈനീസ് ക്രോണിക്കിൾസ്
SN 1006	, മെയ് 1	ചെന്നായ	−7,5	7200	Ia	18 മാസം	എസ്എൻആർ 1006	സ്വിസ് സന്യാസിമാർ, അറബ് ശാസ്ത്രജ്ഞർ, ചൈനീസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ.
എസ്എൻ 1054	, ജൂലൈ 4	ടോറസ്	−6	6300	II	21 മാസം	ക്രാബ് നെബുല	മധ്യത്തിൽ ഒപ്പം ദൂരേ കിഴക്ക്(ഐറിഷ് സന്യാസ ചരിത്രത്തിലെ അവ്യക്തമായ സൂചനകൾ ഒഴികെ യൂറോപ്യൻ ഗ്രന്ഥങ്ങളിൽ ദൃശ്യമാകുന്നില്ല).
എസ്എൻ 1181	, ഓഗസ്റ്റ്	കാസിയോപ്പിയ	−1	8500	നിന്നല്ല- അറിയപ്പെടുന്നത്	6 മാസം	ഒരുപക്ഷേ 3C58 (G130.7+3.1)	പാരീസ് യൂണിവേഴ്സിറ്റി പ്രൊഫസർ അലക്സാണ്ടർ നെക്വമിൻ്റെ കൃതികൾ, ചൈനീസ്, ജാപ്പനീസ് ഗ്രന്ഥങ്ങൾ.
SN 1572	, നവംബർ 6	കാസിയോപ്പിയ	−4	7500	Ia	16 മാസം	സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടം നിശബ്ദം	ഈ സംഭവം പല യൂറോപ്യൻ സ്രോതസ്സുകളിലും രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്, യുവ ടൈക്കോ ബ്രാഹെയുടെ രേഖകളിൽ ഉൾപ്പെടെ. നവംബർ 11 ന് മാത്രമാണ് അദ്ദേഹം തിളങ്ങുന്ന നക്ഷത്രം ശ്രദ്ധിച്ചത്, പക്ഷേ ഒന്നര വർഷം മുഴുവൻ അദ്ദേഹം അത് പിന്തുടരുകയും “ഡി നോവ സ്റ്റെല്ല” (“പുതിയ നക്ഷത്രത്തിൽ”) എന്ന പുസ്തകം എഴുതുകയും ചെയ്തു - ഈ വിഷയത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ആദ്യത്തെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര കൃതി.
എസ്എൻ 1604	, ഒക്ടോബർ 9	ഒഫിയുച്ചസ്	−2,5	20000	Ia	18 മാസം	കെപ്ലറുടെ സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടം	ഒക്ടോബർ 17 മുതൽ, ജോഹന്നാസ് കെപ്ലർ ഇത് പഠിക്കാൻ തുടങ്ങി, അദ്ദേഹം തൻ്റെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ ഒരു പ്രത്യേക പുസ്തകത്തിൽ വിവരിച്ചു.
SN 1680	, ഓഗസ്റ്റ് 16	കാസിയോപ്പിയ	+6	10000	IIb	നിന്നല്ല- അറിയപ്പെടുന്നത് (ഒരാഴ്ചയിൽ കൂടരുത്)	സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടം കാസിയോപ്പിയ എ	Flamsteed കണ്ടിരിക്കാം, 3 Cassiopeiae എന്ന് പട്ടികപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്.

സൂപ്പർനോവ

സൂപ്പർനോവ, ഏതാണ്ട് മുഴുവൻ STAR നശിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഒരു നക്ഷത്ര സ്ഫോടനം. ഒരാഴ്‌ചയ്‌ക്കുള്ളിൽ, ഗാലക്‌സിയിലെ മറ്റെല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളെയും മറികടക്കാൻ ഒരു സൂപ്പർനോവയ്‌ക്ക് കഴിയും. ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ പ്രകാശം സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശത്തേക്കാൾ 23 കാന്തിമാനം (1000 ദശലക്ഷം മടങ്ങ്) കൂടുതലാണ്, സ്ഫോടന സമയത്ത് പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജം അതിൻ്റെ മുൻകാല ജീവിതത്തിൽ നക്ഷത്രം പുറന്തള്ളുന്ന എല്ലാ ഊർജ്ജത്തിനും തുല്യമാണ്. കുറച്ച് വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം, സൂപ്പർനോവയുടെ അളവ് വളരെയധികം വർദ്ധിക്കുകയും അത് അപൂർവവും അർദ്ധസുതാര്യവുമാകുകയും ചെയ്യുന്നു. നൂറുകണക്കിന് അല്ലെങ്കിൽ ആയിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളിൽ, പുറന്തള്ളപ്പെട്ട വസ്തുക്കളുടെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ ദൃശ്യമാണ് ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ.സൂപ്പർനോവയ്ക്ക് നോവയെക്കാൾ 1000 മടങ്ങ് തിളക്കമുണ്ട്. ഓരോ 30 വർഷത്തിലും, നമ്മുടേത് പോലെയുള്ള ഒരു ഗാലക്സിയിൽ ഒരു സൂപ്പർനോവ അനുഭവപ്പെടുന്നു, എന്നാൽ ഈ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഭൂരിഭാഗവും പൊടിയാൽ മറഞ്ഞിരിക്കുന്നു. സൂപ്പർനോവകൾ രണ്ട് പ്രധാന തരത്തിലാണ് വരുന്നത്, അവയുടെ പ്രകാശ കർവുകളും സ്പെക്ട്രയും കൊണ്ട് വേർതിരിച്ചിരിക്കുന്നു.

സൂര്യൻ്റെ തെളിച്ചത്തേക്കാൾ 10,000 ദശലക്ഷം മടങ്ങ് തെളിച്ചം നേടുകയും ചിലപ്പോൾ പെട്ടെന്ന് ജ്വലിക്കുകയും ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളാണ് സൂപ്പർനോവകൾ. ഇത് പല ഘട്ടങ്ങളിലായി സംഭവിക്കുന്നു (എ), ഒരു വലിയ നക്ഷത്രം നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിൽ ഒരേസമയം വിവിധ ആണവ പ്രക്രിയകൾ സംഭവിക്കാൻ തുടങ്ങുന്ന ഘട്ടത്തിലേക്ക് വളരെ വേഗത്തിൽ വികസിക്കുന്നു. കേന്ദ്രത്തിൽ ഇരുമ്പ് രൂപപ്പെടാം, അതായത് ആണവോർജ്ജ ഉൽപാദനത്തിൻ്റെ അവസാനം. നക്ഷത്രം ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയ്ക്ക് (ബി) വിധേയമാകാൻ തുടങ്ങുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഇത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തെ ഒരു പരിധിവരെ ചൂടാക്കുന്നു രാസ ഘടകങ്ങൾശിഥിലമാകുകയും പുതിയ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ സ്ഫോടനാത്മക ശക്തി (സി) ഉപയോഗിച്ച് സംഭവിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭൂരിഭാഗം വസ്തുക്കളും ബഹിരാകാശത്തേക്ക് പുറന്തള്ളപ്പെടുന്നു, അതേസമയം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ നക്ഷത്രം പൂർണ്ണമായും ഇരുണ്ടതായിത്തീരുന്നത് വരെ തകരുന്നു, ഒരുപക്ഷേ വളരെ സാന്ദ്രമായ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി (D) മാറുന്നു. അത്തരമൊരു സൂപ്പർനോവ 1054-ൽ ദൃശ്യമായിരുന്നു. ടോറസ് (ഇ) നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ. ഈ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടം ക്രാബ് നെബുല (എഫ്) എന്ന വാതക മേഘമാണ്.

ശാസ്ത്ര സാങ്കേതിക വിജ്ഞാനകോശ നിഘണ്ടു.

മറ്റ് നിഘണ്ടുവുകളിൽ "സൂപ്പർനോവ" എന്താണെന്ന് കാണുക:

"Supernova" എന്ന ചോദ്യം ഇവിടെ റീഡയറക്‌ട് ചെയ്യുന്നു; മറ്റ് അർത്ഥങ്ങളും കാണുക. കെപ്ലർ സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ട സൂപ്പർനോവ ... വിക്കിപീഡിയ

താരത്തിൻ്റെ മരണം അടയാളപ്പെടുത്തിയ സ്ഫോടനം. ചിലപ്പോൾ ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം അത് സംഭവിച്ച ഗാലക്സിയേക്കാൾ തെളിച്ചമുള്ളതാണ്. സൂപ്പർനോവകളെ രണ്ട് പ്രധാന തരങ്ങളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഒപ്റ്റിക്കൽ സ്പെക്ട്രത്തിലെ ഹൈഡ്രജൻ്റെ കുറവാണ് ടൈപ്പ് I-ൻ്റെ സവിശേഷത; അതിനാൽ അവർ അത് കരുതുന്നു ... കോളിയേഴ്‌സ് എൻസൈക്ലോപീഡിയ

സൂപ്പർനോവ- ആസ്ട്രോൺ. ഒരു നോവ ഫ്ലെയറിൻ്റെ ശക്തിയേക്കാൾ ആയിരക്കണക്കിന് മടങ്ങ് റേഡിയേഷൻ ശക്തിയോടെ പെട്ടെന്ന് ജ്വലിക്കുന്ന നക്ഷത്രം... നിരവധി പദപ്രയോഗങ്ങളുടെ നിഘണ്ടു

സൂപ്പർനോവ എസ്എൻ 1572 സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടം എസ്എൻ 1572, സ്പിറ്റ്സർ, ചന്ദ്ര ടെലിസ്കോപ്പുകൾ, കാലാർ ആൾട്ടോ ഒബ്സർവേറ്ററി ഒബ്സർവേഷണൽ ഡാറ്റ (യുഗം?) എന്നിവ ഉപയോഗിച്ച് എടുത്ത എക്സ്-റേ, ഇൻഫ്രാറെഡ് ചിത്രങ്ങൾ എന്നിവയുടെ ഒരു രചനയാണ് സൂപ്പർനോവയുടെ തരം ... വിക്കിപീഡിയ

വുൾഫ് റായറ്റ് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കലാപരമായ ചിത്രീകരണം വുൾഫ് റായറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ പ്രത്യേകതകളുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഒരു വിഭാഗമാണ്. ചൂട്തിളക്കവും; വൂൾഫ് റായറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങൾ മറ്റ് ചൂടുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാകുന്നത് അവയുടെ സ്പെക്ട്രത്തിലെ വിശാലമായ ഹൈഡ്രജൻ എമിഷൻ ബാൻഡുകളുടെ സാന്നിധ്യത്താൽ... വിക്കിപീഡിയ

സൂപ്പർനോവ: ഒരു വിനാശകരമായ സ്ഫോടനാത്മക പ്രക്രിയയിൽ അതിൻ്റെ പരിണാമം അവസാനിപ്പിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രമാണ് സൂപ്പർനോവ; സൂപ്പർനോവ റഷ്യൻ പോപ്പ് പങ്ക് ബാൻഡ്. സൂപ്പർനോവ (ചലച്ചിത്രം) അമേരിക്കൻ സംവിധായകൻ്റെ 2000 ഫാൻ്റസി ഹൊറർ ഫിലിം... ... വിക്കിപീഡിയ

ഈ പദത്തിന് മറ്റ് അർത്ഥങ്ങളുണ്ട്, നക്ഷത്രം (അർത്ഥങ്ങൾ) കാണുക. പ്ലിയേഡ്സ് സ്റ്റാർ സ്വർഗ്ഗീയ ശരീരം, അതിൽ അവർ പോകുന്നു, പോകുന്നു അല്ലെങ്കിൽ പോകും... വിക്കിപീഡിയ

വുൾഫ് റായറ്റ് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കലാപരമായ ചിത്രീകരണം വളരെ ഉയർന്ന താപനിലയും തിളക്കവും ഉള്ള ഒരു കൂട്ടം നക്ഷത്രങ്ങളാണ് വുൾഫ് റായറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങൾ; Wolf Rayet നക്ഷത്രങ്ങൾ മറ്റ് ചൂടുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ് ... വിക്കിപീഡിയ

SN 2007on സൂപ്പർനോവ SN 2007on, സ്വിഫ്റ്റ് ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി ഫോട്ടോയെടുത്തു. നിരീക്ഷണ ഡാറ്റ (Epoch J2000.0) ടൈപ്പ് Ia സൂപ്പർനോവ ... വിക്കിപീഡിയ

പുസ്തകങ്ങൾ

ഫിംഗർ ഓഫ് ഫേറ്റ് (പരിശോധിക്കപ്പെടാത്ത ഗ്രഹങ്ങളുടെ പൂർണ്ണമായ അവലോകനം ഉൾപ്പെടെ), ഹമേക്കർ-സോണ്ടാഗ് കെ. “ഫിംഗർ ഓഫ് ഫേറ്റ്” കോൺഫിഗറേഷനുകൾ,…

കെപ്ലർ സൂപ്പർനോവയുടെ അവശിഷ്ടം

ഒരു സൂപ്പർനോവ അല്ലെങ്കിൽ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം ഒരു പ്രതിഭാസമാണ്, ഈ സമയത്ത് അതിൻ്റെ തെളിച്ചം 4-8 മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് (ഒരു ഡസൻ മാഗ്നിറ്റ്യൂഡുകൾ) കൊണ്ട് കുത്തനെ മാറുന്നു, തുടർന്ന് പൊട്ടിപ്പുറപ്പെടുന്നത് താരതമ്യേന സാവധാനത്തിൽ കുറയുന്നു. ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാനത്തിൽ ഉടലെടുക്കുന്ന ഭീമാകാരമായ ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ പ്രകാശനത്തോടൊപ്പമുള്ള ഒരു ദുരന്ത പ്രക്രിയയുടെ ഫലമാണിത്.

മധ്യഭാഗത്ത് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം 1E 161348-5055 ഉള്ള സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടം RCW 103

ചട്ടം പോലെ, സൂപ്പർനോവകൾ വസ്തുതയ്ക്ക് ശേഷം നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു, അതായത്, സംഭവം ഇതിനകം സംഭവിക്കുകയും അവയുടെ വികിരണം എത്തുകയും ചെയ്യുമ്പോൾ . അതിനാൽ, അവരുടെ സ്വഭാവം വളരെക്കാലമായി അവ്യക്തമായിരുന്നു. എന്നാൽ ഇപ്പോൾ ഇത്തരത്തിലുള്ള പൊട്ടിത്തെറിയിലേക്ക് നയിക്കുന്ന നിരവധി സാഹചര്യങ്ങൾ നിർദ്ദേശിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്, എന്നിരുന്നാലും പ്രധാന വ്യവസ്ഥകൾ ഇതിനകം തന്നെ വ്യക്തമാണ്.

സ്ഫോടനത്തോടൊപ്പമാണ് നക്ഷത്ര ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഗണ്യമായ പിണ്ഡം നക്ഷത്രാന്തര ബഹിരാകാശത്തേക്ക് പുറന്തള്ളുന്നത്, പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ശേഷിക്കുന്ന ഭാഗത്ത് നിന്ന്, ഒരു ചട്ടം പോലെ, ഒരു കോംപാക്റ്റ് വസ്തു രൂപം കൊള്ളുന്നു - ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം അല്ലെങ്കിൽ തമോദ്വാരം. അവ ഒരുമിച്ച് ഒരു സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടമായി മാറുന്നു.

മറ്റ് കാര്യങ്ങളിൽ, ജ്വലന സമയത്ത് പുറന്തള്ളുന്ന പദാർത്ഥത്തിൽ പ്രധാനമായും നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജീവിതത്തിലുടനീളം സംഭവിച്ച തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ്റെ ഉൽപ്പന്നങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. പൊതുവെ സൂപ്പർനോവകൾക്കും പ്രത്യേകമായി ഓരോന്നും രാസപരമായി വികസിക്കുന്നത് മൂലമാണ്.

നോവ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന, കാലക്രമേണ തെളിച്ചം ഗണ്യമായി മാറുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ പഠിക്കുന്ന ചരിത്ര പ്രക്രിയയെ ഈ പേര് പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു. അതുപോലെ, സൂപ്പർനോവകൾക്കിടയിൽ ഇപ്പോൾ ഒരു ഉപവിഭാഗമുണ്ട് - ഹൈപ്പർനോവ.

SN എന്ന ടാഗ് ഉപയോഗിച്ചാണ് പേര് നിർമ്മിച്ചിരിക്കുന്നത്, തുടർന്ന് തുറന്ന വർഷം ഒന്നോ രണ്ടോ അക്ഷരങ്ങളുള്ള പദവിയിൽ അവസാനിക്കുന്നു. ഈ വർഷത്തെ ആദ്യത്തെ 26 സൂപ്പർനോവകൾക്ക് അവയുടെ പേരിൻ്റെ അവസാനത്തിൽ, A മുതൽ Z വരെയുള്ള വലിയ അക്ഷരങ്ങളിൽ നിന്ന് ഒറ്റ-അക്ഷര പദവികൾ ലഭിക്കും. സ്ഥിരീകരിക്കാത്ത സൂപ്പർനോവകളെ PSN (സാധ്യമായ സൂപ്പർനോവ) എന്ന അക്ഷരങ്ങളാൽ നിയുക്തമാക്കിയിരിക്കുന്നു: ജഹ്ംംംസ്

എന്നാൽ ടൈപ്പ് II ൻ്റെ ലൈറ്റ് കർവുകൾ തികച്ചും വൈവിധ്യപൂർണ്ണമാണ്. ചിലർക്ക്, വക്രങ്ങൾ ടൈപ്പ് I ന് സമാനമായി, രേഖീയ ഘട്ടം ആരംഭിക്കുന്നത് വരെ തെളിച്ചത്തിൽ സാവധാനവും ദൈർഘ്യമേറിയതുമായ കുറവുണ്ടായി. മറ്റുചിലർ, ഒരു കൊടുമുടിയിലെത്തി, 100 ദിവസം വരെ അതിൽ താമസിച്ചു, തുടർന്ന് തെളിച്ചം കുത്തനെ കുറയുകയും ഒരു രേഖീയ "വാലിൽ" എത്തുകയും ചെയ്തു. മാക്‌സിമിൻ്റെ കേവല കാന്തിമാനം പരക്കെ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു.

മുകളിലുള്ള വർഗ്ഗീകരണത്തിൽ ഇതിനകം തന്നെ വിവിധ തരത്തിലുള്ള സൂപ്പർനോവകളുടെ ചില അടിസ്ഥാന സവിശേഷതകൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു; ലഭിച്ച സ്പെക്ട്രയുടെ വ്യാഖ്യാനത്തെ വളരെക്കാലമായി തടഞ്ഞ ആദ്യത്തേതും വളരെ പ്രധാനപ്പെട്ടതുമായ സവിശേഷത, പ്രധാന വരികൾ വളരെ വിശാലമാണ് എന്നതാണ്.

ടൈപ്പ് II, Ib\c സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്പെക്ട്രയുടെ പ്രത്യേകതകൾ:
തെളിച്ചം കൂടിയതും ഇടുങ്ങിയതുമായ പുറന്തള്ളൽ ഘടകങ്ങൾക്ക് സമീപമുള്ള ഇടുങ്ങിയ ആഗിരണം സവിശേഷതകളുടെ സാന്നിധ്യം.
ലൈനുകൾ ,,, അൾട്രാവയലറ്റ് വികിരണത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു.

ജ്വാലകളുടെ ആവൃത്തി താരാപഥത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ എണ്ണത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു അല്ലെങ്കിൽ സാധാരണ ഗാലക്സികൾക്ക് സമാനമാണ്, തിളക്കം.

ആന്തരിക ഷോക്ക് വേവ്, സ്വതന്ത്രമായി ഒഴുകുന്ന കാറ്റ്, ജെറ്റ് എന്നിവ കാണിക്കുന്ന ക്രാബ് നെബുല (എക്‌സ്-റേ ചിത്രം).

യുവ ശേഷിപ്പിൻ്റെ കാനോനിക്കൽ സ്കീം ഇപ്രകാരമാണ്:

സാധ്യമായ ഒതുക്കമുള്ള ബാക്കി; സാധാരണയായി ഒരു പൾസർ, പക്ഷേ ഒരു തമോദ്വാരം
നക്ഷത്രാന്തര ദ്രവ്യത്തിൽ വ്യാപിക്കുന്ന ഒരു ബാഹ്യ ഷോക്ക് തരംഗം.
സൂപ്പർനോവ എജക്റ്റ മെറ്റീരിയലിൽ പ്രചരിക്കുന്ന ഒരു റിട്ടേൺ വേവ്.
ദ്വിതീയ, നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിൻ്റെ കൂട്ടങ്ങളിലും ഇടതൂർന്ന സൂപ്പർനോവ ഉദ്വമനങ്ങളിലും വ്യാപിക്കുന്നു.

അവ ഒരുമിച്ച് ഇനിപ്പറയുന്ന ചിത്രം ഉണ്ടാക്കുന്നു: ബാഹ്യ ഷോക്ക് തരംഗത്തിൻ്റെ മുൻവശത്ത്, വാതകം TS ≥ 107 K താപനിലയിൽ ചൂടാക്കുകയും 0.1-20 keV ൻ്റെ ഫോട്ടോൺ എനർജി ഉപയോഗിച്ച് എക്‌സ്-റേ ശ്രേണിയിൽ പുറപ്പെടുവിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു റിട്ടേൺ തരംഗത്തിൻ്റെ മുൻഭാഗം എക്സ്-റേ വികിരണത്തിൻ്റെ രണ്ടാമത്തെ മേഖലയായി മാറുന്നു. ഉയർന്ന അയോണൈസ്ഡ് Fe, Si, S മുതലായവയുടെ വരികൾ രണ്ട് പാളികളിൽ നിന്നുമുള്ള വികിരണത്തിൻ്റെ താപ സ്വഭാവത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു.

യുവ അവശിഷ്ടങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ഒപ്റ്റിക്കൽ ഉദ്വമനം ദ്വിതീയ തരംഗത്തിൻ്റെ മുൻഭാഗത്തിന് പിന്നിൽ കൂട്ടങ്ങളായി വാതകം സൃഷ്ടിക്കുന്നു. അവയിൽ പ്രചാരണ വേഗത കൂടുതലായതിനാൽ, വാതകം വേഗത്തിൽ തണുക്കുകയും വികിരണം എക്സ്-റേ ശ്രേണിയിൽ നിന്ന് ഒപ്റ്റിക്കൽ ശ്രേണിയിലേക്ക് കടന്നുപോകുകയും ചെയ്യുന്നു. ലൈനുകളുടെ ആപേക്ഷിക തീവ്രതയാൽ ഒപ്റ്റിക്കൽ റേഡിയേഷൻ്റെ ആഘാത ഉത്ഭവം സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെടുന്നു.

കാസിയോപ്പിയ എയിലെ നാരുകൾ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ കൂട്ടങ്ങളുടെ ഉത്ഭവം ഇരട്ടിയായിരിക്കുമെന്ന് വ്യക്തമാക്കുന്നു. ഫാസ്റ്റ് ഫിലമെൻ്റുകൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ സെക്കൻഡിൽ 5000-9000 കി.മീ വേഗതയിൽ പറന്ന് O, S, Si ലൈനുകളിൽ മാത്രം പുറന്തള്ളുന്നു - അതായത്, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ നിമിഷത്തിൽ രൂപം കൊള്ളുന്ന കൂട്ടങ്ങളാണ് ഇവ. നിശ്ചലമായ ഘനീഭവിക്കുന്നതിന് 100-400 കി.മീ/സെക്കൻഡ് വേഗതയുണ്ട്, അവയിൽ എച്ച്, എൻ, ഒ എന്നിവയുടെ സാധാരണ സാന്ദ്രത നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു, ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത് സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിന് വളരെ മുമ്പുതന്നെ ഈ പദാർത്ഥം പുറന്തള്ളപ്പെടുകയും പിന്നീട് ഒരു ബാഹ്യ ഷോക്ക് തരംഗം ചൂടാക്കുകയും ചെയ്തു. .

ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിലെ ആപേക്ഷിക കണങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള സിൻക്രോട്രോൺ റേഡിയോ ഉദ്വമനമാണ് മുഴുവൻ അവശിഷ്ടങ്ങളുടെയും പ്രധാന നിരീക്ഷണ ഒപ്പ്. അതിൻ്റെ പ്രാദേശികവൽക്കരണത്തിൻ്റെ മേഖല ബാഹ്യ, റിട്ടേൺ തരംഗങ്ങളുടെ മുൻഭാഗങ്ങളാണ്. എക്സ്-റേ ശ്രേണിയിലും സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണം നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു.

സൂപ്പർനോവ Ia യുടെ സ്വഭാവം മറ്റ് സ്ഫോടനങ്ങളുടെ സ്വഭാവത്തിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ്. എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സികളിൽ ടൈപ്പ് Ib\c, ടൈപ്പ് II ഫ്ലേറുകൾ എന്നിവയുടെ അഭാവം ഇത് വ്യക്തമായി തെളിയിക്കുന്നു. രണ്ടാമത്തേതിനെക്കുറിച്ചുള്ള പൊതുവായ വിവരങ്ങളിൽ നിന്ന്, അവിടെ ചെറിയ വാതകവും നീല നക്ഷത്രങ്ങളും ഉണ്ടെന്ന് അറിയാം, നക്ഷത്ര രൂപീകരണം 1010 വർഷം മുമ്പ് അവസാനിച്ചു. ഇതിനർത്ഥം എല്ലാ കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങളും ഇതിനകം തന്നെ അവയുടെ പരിണാമം പൂർത്തിയാക്കിക്കഴിഞ്ഞു, സൗരപിണ്ഡത്തേക്കാൾ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ മാത്രമേ അവശേഷിക്കുന്നുള്ളൂ, അതിൽ കൂടുതലില്ല. നക്ഷത്ര പരിണാമ സിദ്ധാന്തത്തിൽ നിന്ന്, ഇത്തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊട്ടിത്തെറിക്കാൻ കഴിയില്ലെന്ന് അറിയാം, അതിനാൽ 1-2M⊙ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഒരു ലൈഫ് എക്സ്റ്റൻഷൻ സംവിധാനം ആവശ്യമാണ്.

Ia\Iax സ്പെക്ട്രയിൽ ഹൈഡ്രജൻ ലൈനുകളുടെ അഭാവം സൂചിപ്പിക്കുന്നത് യഥാർത്ഥ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ വളരെ കുറച്ച് ഹൈഡ്രജൻ മാത്രമേ ഉള്ളൂ എന്നാണ്. പുറന്തള്ളപ്പെട്ട പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം വളരെ വലുതാണ് - 1M⊙, പ്രധാനമായും കാർബൺ, ഓക്സിജൻ, മറ്റ് കനത്ത മൂലകങ്ങൾ എന്നിവ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. എജക്ഷൻ സമയത്ത് ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ സജീവമായി നടക്കുന്നുണ്ടെന്ന് മാറ്റിസ്ഥാപിച്ച Si II ലൈനുകൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. മുൻഗാമിയായ നക്ഷത്രം ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ ആണെന്ന് ഇതെല്ലാം നമ്മെ ബോധ്യപ്പെടുത്തുന്നു, മിക്കവാറും കാർബൺ-ഓക്സിജൻ.

ടൈപ്പ് Ib\c, ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവ എന്നിവയുടെ സർപ്പിള കൈകളിലേക്കുള്ള ആകർഷണം സൂചിപ്പിക്കുന്നത്, 8-10M⊙ പിണ്ഡമുള്ള, ആദിമ നക്ഷത്രം ഹ്രസ്വകാല O നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്നാണ്.

പ്രബലമായ രംഗം

ആവശ്യമായ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുന്നതിനുള്ള ഒരു മാർഗ്ഗം തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനത്തിൽ ഉൾപ്പെടുന്ന പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൽ കുത്തനെ വർദ്ധനവാണ്, അതായത്, ഒരു തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനം. എന്നിരുന്നാലും, ഏക നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭൗതികശാസ്ത്രം ഇത് അനുവദിക്കുന്നില്ല. പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിലെ പ്രക്രിയകൾ സന്തുലിതാവസ്ഥയിലാണ്. അതിനാൽ, എല്ലാ മോഡലുകളും നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടം പരിഗണിക്കുന്നു - വെളുത്ത കുള്ളന്മാർ. എന്നിരുന്നാലും, രണ്ടാമത്തേത് ഒരു സ്ഥിരതയുള്ള നക്ഷത്രമാണ്, ചന്ദ്രശേഖരൻ പരിധിയെ സമീപിക്കുമ്പോൾ മാത്രമേ എല്ലാം മാറൂ. ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന നക്ഷത്ര സംവിധാനങ്ങളിൽ മാത്രമേ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനം സാധ്യമാകൂ എന്ന അവ്യക്തമായ നിഗമനത്തിലേക്ക് ഇത് നയിക്കുന്നു.

ഈ സ്കീമിൽ, സ്ഫോടനത്തിൽ ഉൾപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ അവസ്ഥ, രാസഘടന, അന്തിമ പിണ്ഡം എന്നിവയെ സ്വാധീനിക്കുന്ന രണ്ട് വേരിയബിളുകൾ ഉണ്ട്.

രണ്ടാമത്തെ കൂട്ടാളി ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രമാണ്, അതിൽ നിന്ന് ആദ്യത്തേതിലേക്ക് ദ്രവ്യം ഒഴുകുന്നു.
രണ്ടാമത്തെ കൂട്ടാളി അതേ വെളുത്ത കുള്ളനാണ്. ഈ സാഹചര്യത്തെ ഇരട്ട ഡീജനറേഷൻ എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

ചന്ദ്രശേഖർ പരിധി കവിയുമ്പോൾ ഒരു സ്ഫോടനം സംഭവിക്കുന്നു.
അവൻ്റെ മുമ്പിൽ സ്ഫോടനം സംഭവിക്കുന്നു.

എല്ലാ സൂപ്പർനോവ Ia സാഹചര്യങ്ങൾക്കും പൊതുവായുള്ളത്, പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന കുള്ളൻ മിക്കവാറും കാർബൺ-ഓക്സിജനാണ് എന്നതാണ്.

ലൈറ്റ് കർവിൻ്റെ കൂടുതൽ സ്വഭാവം പ്രധാനമായും നിർണ്ണയിക്കുന്നത് ശോഷണ ശൃംഖലയാണ്.

56Ni ഐസോടോപ്പ് അസ്ഥിരമാണ് കൂടാതെ 6.1 ദിവസത്തെ അർദ്ധായുസ്സുമുണ്ട്. കൂടാതെ, 1.72 MeV ഊർജ്ജമുള്ള ഒരു ആവേശകരമായ അവസ്ഥയിൽ 56Co ന്യൂക്ലിയസ് രൂപപ്പെടുന്നതിലേക്ക് ഇ-ക്യാപ്ചർ നയിക്കുന്നു. ഈ നില അസ്ഥിരമാണ്, ഇലക്ട്രോണിൻ്റെ ഗ്രൗണ്ട് സ്റ്റേറ്റിലേക്കുള്ള പരിവർത്തനം 0.163 MeV മുതൽ 1.56 MeV വരെയുള്ള ഊർജ്ജങ്ങളുള്ള γ- ക്വാണ്ടയുടെ കാസ്കേഡ് ഉദ്‌വമനത്തോടൊപ്പമുണ്ട്. ഈ ക്വാണ്ടകൾ കോംപ്ടൺ വിസരണം അനുഭവിക്കുകയും അവയുടെ ഊർജ്ജം പെട്ടെന്ന് ~100 കെ.വി.യായി കുറയുകയും ചെയ്യുന്നു. അത്തരം ക്വാണ്ടകൾ ഇതിനകം ഫോട്ടോ ഇലക്ട്രിക് ഇഫക്റ്റിലൂടെ ഫലപ്രദമായി ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നു, അതിൻ്റെ ഫലമായി പദാർത്ഥത്തെ ചൂടാക്കുന്നു. നക്ഷത്രം വികസിക്കുമ്പോൾ, നക്ഷത്രത്തിലെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത കുറയുന്നു, ഫോട്ടോൺ കൂട്ടിയിടികളുടെ എണ്ണം കുറയുന്നു, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതല ദ്രവ്യം വികിരണത്തിന് സുതാര്യമാകും. സൈദ്ധാന്തിക കണക്കുകൂട്ടലുകൾ കാണിക്കുന്നത് പോലെ, നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ പരമാവധി തിളക്കത്തിൽ എത്തി ഏകദേശം 20-30 ദിവസങ്ങൾക്ക് ശേഷമാണ് ഈ അവസ്ഥ ഉണ്ടാകുന്നത്.

ആരംഭിച്ച് 60 ദിവസത്തിന് ശേഷം, പദാർത്ഥം γ-റേഡിയേഷനിലേക്ക് സുതാര്യമാകും. ലൈറ്റ് കർവ് ക്രമാതീതമായി ക്ഷയിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. ഈ സമയമായപ്പോഴേക്കും, 56Ni ഇതിനകം ക്ഷയിച്ചു, 4.2 MeV വരെ ഉത്തേജക ഊർജ്ജത്തോടെ 56Co മുതൽ 56Fe (T1/2 = 77 ദിവസം) വരെയുള്ള β-ക്ഷയം മൂലം ഊർജ്ജം പ്രകാശനം സംഭവിക്കുന്നു.

ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ച മെക്കാനിസത്തിൻ്റെ മാതൃക

ഒരു കാരിയർ ആവശ്യമാണ്, ഒരു വശത്ത്, പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജം കൊണ്ടുപോകണം, മറുവശത്ത്, പദാർത്ഥവുമായി ഇടപഴകരുത്. അത്തരമൊരു വാഹകൻ്റെ റോളിന് ന്യൂട്രിനോകൾ അനുയോജ്യമാണ്.

അവയുടെ രൂപീകരണത്തിന് നിരവധി പ്രക്രിയകൾ ഉത്തരവാദികളാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അസ്ഥിരീകരണത്തിനും കംപ്രഷൻ്റെ തുടക്കത്തിനും ആദ്യത്തേതും ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടതും ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ പ്രക്രിയയാണ്.

ഈ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ന്യൂട്രിനോകൾ 10% കൊണ്ടുപോകുന്നു. തണുപ്പിക്കുന്നതിൽ പ്രധാന പങ്ക് വഹിക്കുന്നത് URKA പ്രക്രിയകളാണ് (ന്യൂട്രിനോ കൂളിംഗ്).

പ്രോട്ടോണുകൾക്കും ന്യൂട്രോണുകൾക്കും പകരം, ആറ്റോമിക് അണുകേന്ദ്രങ്ങൾക്കും പ്രവർത്തിക്കാൻ കഴിയും, ഇത് ബീറ്റാ ക്ഷയം അനുഭവിക്കുന്ന ഒരു അസ്ഥിര ഐസോടോപ്പ് രൂപപ്പെടുത്തുന്നു.

ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ പ്രക്രിയകൾ 1011/cm3 സാന്ദ്രതയിൽ മാത്രമേ സംഭവിക്കുകയുള്ളൂ, അത് നക്ഷത്രകാമ്പിൽ മാത്രമേ സാധ്യമാകൂ. ഇതിനർത്ഥം ഹൈഡ്രോഡൈനാമിക് സന്തുലിതാവസ്ഥ അതിൽ മാത്രമേ അസ്വസ്ഥമാകൂ എന്നാണ്. ബാഹ്യ പാളികൾ പ്രാദേശിക ഹൈഡ്രോഡൈനാമിക് സന്തുലിതാവസ്ഥയിലാണ്, കേന്ദ്ര കാമ്പ് ചുരുങ്ങുകയും ഒരു സോളിഡ് പ്രതലം രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്തതിനുശേഷം മാത്രമേ തകർച്ച ആരംഭിക്കൂ. ഈ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്നുള്ള റീബൗണ്ട് ഷെല്ലിൻ്റെ പ്രകാശനം ഉറപ്പാക്കുന്നു.

സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൽ മൂന്ന് ഘട്ടങ്ങളുണ്ട്:

സൗജന്യ ഫ്ലൈറ്റ്.
അഡിയബാറ്റിക് വികാസം (സെഡോവ് ഘട്ടം). ഈ ഘട്ടത്തിൽ ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം സ്ഥിരമായ താപ ശേഷിയുള്ള ഒരു മാധ്യമത്തിൽ ശക്തമായ പോയിൻ്റ് സ്ഫോടനമായി കാണപ്പെടുന്നു. സെഡോവിൻ്റെ സ്വയം മോഡൽ പരിഹാരം, പരീക്ഷിച്ചു ആണവ സ്ഫോടനങ്ങൾഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ.
തീവ്രമായ പ്രകാശത്തിൻ്റെ ഘട്ടം. റേഡിയേഷൻ നഷ്ട വക്രത്തിൽ മുൻവശത്തെ താപനില പരമാവധി എത്തുമ്പോൾ ഇത് ആരംഭിക്കുന്നു.

തൽക്ഷണ സ്ഫോടനം
സ്ഫോടനം വൈകി
സ്പന്ദിക്കുന്ന കാലതാമസമുള്ള സ്ഫോടനം
പ്രക്ഷുബ്ധമായ വേഗത്തിലുള്ള ജ്വലനം

പ്രാരംഭ വ്യവസ്ഥകളുടെ ഓരോ സംയോജനത്തിനും, ലിസ്റ്റുചെയ്ത മെക്കാനിസങ്ങൾ ഒരു വ്യതിയാനത്തിലോ മറ്റൊന്നിലോ കണ്ടെത്താനാകും. എന്നാൽ നിർദ്ദിഷ്ട മോഡലുകളുടെ ശ്രേണി ഇതിൽ പരിമിതമല്ല. ഉദാഹരണമായി, രണ്ടെണ്ണം ഒരേസമയം പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന മോഡലുകൾ നമുക്ക് ഉദ്ധരിക്കാം. സ്വാഭാവികമായും, രണ്ട് ഘടകങ്ങളും പരിണമിച്ച സന്ദർഭങ്ങളിൽ മാത്രമേ ഇത് സാധ്യമാകൂ.

ആറ്റോമിക സംഖ്യകൾ കൂടുതലുള്ള (അല്ലെങ്കിൽ, അവർ പറയുന്നതുപോലെ, ഭാരമേറിയ) മൂലകങ്ങളുള്ള നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിൻ്റെ പുനർനിർമ്മാണത്തിൻ്റെ പ്രധാന ഉറവിടം സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളാണ്. എന്നിരുന്നാലും, മൂലകങ്ങളുടെ വിവിധ ഗ്രൂപ്പുകൾക്കും ഐസോടോപ്പുകൾക്കും പോലും അവയ്ക്ക് കാരണമായ പ്രക്രിയകൾ വ്യത്യസ്തമാണ്.

He-നേക്കാൾ ഭാരമുള്ളതും Fe വരെയുള്ളതുമായ മിക്കവാറും എല്ലാ ഘടകങ്ങളും ക്ലാസിക്കൽ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ്റെ ഫലമാണ്, ഉദാഹരണത്തിന്, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉൾഭാഗത്തോ പി-പ്രക്രിയയ്ക്കിടെ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളിലോ സംഭവിക്കുന്നു. അത് അങ്ങേയറ്റം ആണെന്നത് ഇവിടെ എടുത്തു പറയേണ്ടതാണ് ചെറിയ ഭാഗംഎന്നിരുന്നാലും പ്രാഥമിക ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് സമയത്ത് ലഭിച്ചു.
209Bi-നേക്കാൾ ഭാരമുള്ള എല്ലാ ഘടകങ്ങളും r-പ്രക്രിയയുടെ ഫലമാണ്
മറ്റുള്ളവയുടെ ഉത്ഭവം ചർച്ചാവിഷയമാണ്; s-, r-, ν-, rp-പ്രക്രിയകൾ സാധ്യമായ സംവിധാനങ്ങളായി നിർദ്ദേശിക്കപ്പെടുന്നു

ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസിൻ്റെ ഘടനയും പ്രക്രിയകളും പ്രീ-സൂപ്പർനോവയിലും പൊട്ടിത്തെറിച്ചതിന് ശേഷമുള്ള അടുത്ത തൽക്ഷണത്തിലും 25M☉ നക്ഷത്രത്തിന്, സ്കെയിൽ അല്ല.

(n, γ) പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ ന്യൂട്രോണുകളുടെ തുടർച്ചയായ ക്യാപ്‌ചർ വഴി ഭാരം കുറഞ്ഞവയിൽ നിന്ന് ഭാരമേറിയ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്ന പ്രക്രിയയാണ് r-പ്രക്രിയ.

ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകളുമായുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിലൂടെ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് പ്രക്രിയയാണ് ν-പ്രക്രിയ. 7Li, 11B, 19F, 138La, 180Ta എന്നീ ഐസോടോപ്പുകൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതിന് ഇത് കാരണമായേക്കാം.

സൂപ്പർനോവ SN 1054 ൻ്റെ അവശിഷ്ടമായി ക്രാബ് നെബുല

നിശ്ചിത നക്ഷത്രങ്ങളിലുള്ള ഹിപ്പാർക്കസിൻ്റെ താൽപ്പര്യം ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ നിരീക്ഷണത്തിൽ നിന്ന് പ്രചോദനം ഉൾക്കൊണ്ടിരിക്കാം (പ്ലിനിയുടെ അഭിപ്രായത്തിൽ). സൂപ്പർനോവ SN 185 എന്ന് തിരിച്ചറിഞ്ഞ ആദ്യകാല റെക്കോർഡ് 185 എഡിയിൽ ചൈനീസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഉണ്ടാക്കിയതാണ്. അറിയപ്പെടുന്ന ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള സൂപ്പർനോവ, SN 1006, ചൈനീസ്, അറബ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശദമായി വിവരിച്ചിട്ടുണ്ട്. ക്രാബ് നെബുലയ്ക്ക് ജന്മം നൽകിയ സൂപ്പർനോവ എസ്എൻ 1054 നന്നായി നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടു. സൂപ്പർനോവ SN 1572 ഉം SN 1604 ഉം നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് ദൃശ്യമായിരുന്നു, അവ യൂറോപ്പിലെ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ വികാസത്തിൽ വലിയ പ്രാധാന്യമുള്ളവയാണ്, കാരണം അവ ചന്ദ്രനും സൗരയൂഥത്തിനും അപ്പുറത്തുള്ള ലോകം മാറ്റമില്ലാത്ത അരിസ്റ്റോട്ടിലിയൻ ആശയത്തിനെതിരായ വാദമായി ഉപയോഗിച്ചു. ജൊഹാനസ് കെപ്ലർ 1604 ഒക്ടോബർ 17 ന് SN 1604 നിരീക്ഷിക്കാൻ തുടങ്ങി. തെളിച്ചം വർദ്ധിക്കുന്ന ഘട്ടത്തിൽ രേഖപ്പെടുത്തിയ രണ്ടാമത്തെ സൂപ്പർനോവയായിരുന്നു ഇത് (എസ്എൻ 1572 ന് ശേഷം, കാസിയോപ്പിയ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ ടൈക്കോ ബ്രാഹെ നിരീക്ഷിച്ചു).

1960-കളിൽ, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ പരമാവധി പ്രകാശം ഒരു സാധാരണ മെഴുകുതിരിയായി ഉപയോഗിക്കാമെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തി, അതിനാൽ ജ്യോതിശാസ്ത്ര ദൂരത്തിൻ്റെ അളവ്. സൂപ്പർനോവകൾ ഇപ്പോൾ പ്രപഞ്ച ദൂരങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പ്രധാന വിവരങ്ങൾ നൽകുന്നു. ഏറ്റവും ദൂരെയുള്ള സൂപ്പർനോവകൾ പ്രതീക്ഷിച്ചതിലും മങ്ങിയതായി മാറി, ആധുനിക ആശയങ്ങൾ അനുസരിച്ച്, പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ വികാസം ത്വരിതഗതിയിലാണെന്ന് കാണിക്കുന്നു.

രേഖാമൂലമുള്ള നിരീക്ഷണ രേഖകളില്ലാത്ത സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ചരിത്രം പുനർനിർമ്മിക്കുന്നതിനുള്ള രീതികൾ വികസിപ്പിച്ചെടുത്തിട്ടുണ്ട്. സൂപ്പർനോവ Cassiopeia A യുടെ തീയതി നിർണ്ണയിച്ചത് നെബുലയിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശപ്രതിധ്വനികളിൽ നിന്നാണ്, അതേസമയം സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടമായ RX J0852.0-4622 ൻ്റെ പ്രായം കണക്കാക്കുന്നത് താപനിലയുടെയും ടൈറ്റാനിയം-44 ൻ്റെ നാശത്തിൽ നിന്നുള്ള γ-റേ ഉദ്‌വമനത്തിൻ്റെയും അളവുകളിൽ നിന്നാണ്. 2009-ൽ, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ സമയത്തിന് അനുസൃതമായി അൻ്റാർട്ടിക് ഹിമത്തിൽ നൈട്രേറ്റുകൾ കണ്ടെത്തി.

2014 ജനുവരി 22 ന്, ഉർസ മേജർ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന M82 ഗാലക്സിയിൽ ഒരു സൂപ്പർനോവ SN 2014J പൊട്ടിത്തെറിച്ചു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ നിന്ന് 12 ദശലക്ഷം പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ് Galaxy M82 സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്, അതിൻ്റെ കാന്തിമാനം വെറും 9-ൽ താഴെയാണ്. ഈ സൂപ്പർനോവ 1987-ന് ശേഷം ഭൂമിയോട് ഏറ്റവും അടുത്താണ് (SN 1987A).