வீடு பூசிய நாக்கு சூப்பர்நோவாக்களின் பிறப்பு மற்றும் இறப்பு. சூப்பர்நோவா - மரணம் அல்லது ஒரு புதிய வாழ்க்கையின் ஆரம்பம்

பூசிய நாக்கு

சூப்பர்நோவாக்களின் பிறப்பு மற்றும் இறப்பு. சூப்பர்நோவா - மரணம் அல்லது ஒரு புதிய வாழ்க்கையின் ஆரம்பம்

சூரியன் மற்றும் பிற நிலையான நட்சத்திரங்களைப் போலல்லாமல், இயற்பியல் மாறி நட்சத்திரங்கள் அளவு, ஒளிக்கோளத்தின் வெப்பநிலை மற்றும் ஒளிர்வு ஆகியவற்றில் மாறுவதை நாம் ஏற்கனவே பார்த்தோம். மத்தியில் பல்வேறு வகையானநிலையற்ற நட்சத்திரங்களில், நோவா மற்றும் சூப்பர்நோவாக்கள் குறிப்பாக ஆர்வமாக உள்ளன. உண்மையில், இவை புதிதாக தோன்றிய நட்சத்திரங்கள் அல்ல, ஆனால் பிரகாசத்தில் கூர்மையான அதிகரிப்பு மூலம் கவனத்தை ஈர்த்த முன்பே இருக்கும் நட்சத்திரங்கள்.

புதிய நட்சத்திரங்களின் வெடிப்பின் போது, பல நாட்கள் முதல் பல மாதங்கள் வரை பிரகாசம் ஆயிரக்கணக்கான மற்றும் மில்லியன் மடங்கு அதிகரிக்கிறது. அறியப்பட்ட நட்சத்திரங்கள் உள்ளன, அவை மீண்டும் மீண்டும் நோவாவாக எரிகின்றன. நவீன தரவுகளின்படி, புதிய நட்சத்திரங்கள் பொதுவாக பைனரி அமைப்புகளின் ஒரு பகுதியாகும், மேலும் நட்சத்திரங்களில் ஒன்றின் வெடிப்புகள் உருவாகும் நட்சத்திரங்களுக்கு இடையேயான பொருளின் பரிமாற்றத்தின் விளைவாக நிகழ்கின்றன. இரட்டை அமைப்பு. எடுத்துக்காட்டாக, "வெள்ளை குள்ள - சாதாரண நட்சத்திரம் (குறைந்த ஒளிர்வு)" அமைப்பில், வெடிப்புகள் நிகழ்வை ஏற்படுத்தும் நோவா, வாயு ஒரு சாதாரண நட்சத்திரத்திலிருந்து ஒரு வெள்ளை குள்ளன் மீது விழும் போது ஏற்படலாம்.

சூப்பர்நோவாக்களின் வெடிப்புகள் இன்னும் பிரமாண்டமானவை, அவற்றின் பிரகாசம் திடீரென்று சுமார் 19 மீ அதிகரிக்கிறது! அதிகபட்ச பிரகாசத்தில், நட்சத்திரத்தின் கதிர்வீச்சு மேற்பரப்பு வினாடிக்கு பல ஆயிரம் கிலோமீட்டர் வேகத்தில் பார்வையாளரை நெருங்குகிறது. சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் வடிவம் சூப்பர்நோவாக்கள் வெடிக்கும் நட்சத்திரங்கள் என்று கூறுகிறது.

சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் போது, மகத்தான ஆற்றல் பல நாட்களில் வெளியிடப்படுகிறது - சுமார் 10 41 ஜே. இத்தகைய பிரமாண்டமான வெடிப்புகள் இறுதி கட்டங்கள்சூரியனின் வெகுஜனத்தை விட பல மடங்கு அதிகமாக இருக்கும் நட்சத்திரங்களின் பரிணாமம்.

அதன் அதிகபட்ச பிரகாசத்தில், ஒரு சூப்பர்நோவா நமது சூரியனைப் போன்ற ஒரு பில்லியன் நட்சத்திரங்களை விட பிரகாசமாக பிரகாசிக்க முடியும். சில சூப்பர்நோவாக்களின் மிக சக்திவாய்ந்த வெடிப்பின் போது, பொருள் 5000 - 7000 கிமீ/வி வேகத்தில் வெளியேற்றப்படலாம், அதன் நிறை பல சூரிய வெகுஜனங்களை அடைகிறது. குண்டுகளின் எச்சங்கள் அப்புறப்படுத்தப்பட்டன சூப்பர்நோவாக்கள், தெரியும் நீண்ட காலமாகவிரிவடையும் வாயுக்கள் போல.

சூப்பர்நோவா ஷெல்களின் எச்சங்கள் மட்டும் கண்டுபிடிக்கப்படவில்லை, ஆனால் ஒருமுறை வெடித்த நட்சத்திரத்தின் மையப் பகுதியின் எஞ்சியுள்ளவைகளும் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன. இந்த "நட்சத்திர எச்சங்கள்" ரேடியோ உமிழ்வின் அற்புதமான ஆதாரங்களாக மாறியது, அவை பல்சர்கள் என்று அழைக்கப்பட்டன. முதல் பல்சர்கள் 1967 இல் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன.

சில பல்சர்கள் ரேடியோ பருப்புகளின் வியக்கத்தக்க நிலையான மறுநிகழ்வு விகிதத்தைக் கொண்டுள்ளன: பருப்பு வகைகள் கண்டிப்பாக சம இடைவெளியில் மீண்டும் மீண்டும் 10 -9 வினாடிகளுக்கு மேல் துல்லியமாக அளவிடப்படுகின்றன! திறந்த பல்சர்கள் எங்களிடமிருந்து நூற்றுக்கணக்கான பார்செக்குகளுக்கு மிகாமல் தொலைவில் அமைந்துள்ளன. பல்சர்கள் சுமார் 10 கிமீ ஆரங்கள் மற்றும் சூரியனின் வெகுஜனத்திற்கு நெருக்கமான வெகுஜனங்களைக் கொண்ட அதி அடர்த்தியான நட்சத்திரங்களை வேகமாகச் சுழலும் என்று கருதப்படுகிறது. அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் அடர்த்தியான நிரம்பிய நியூட்ரான்களைக் கொண்டிருக்கின்றன மற்றும் அவை நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் இருப்பு காலத்தின் ஒரு பகுதி மட்டுமே பல்சர்களாக தங்களை வெளிப்படுத்துகின்றன.

சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன அரிய நிகழ்வுகள். கடந்த மில்லினியத்தில், நமது நட்சத்திர அமைப்பில் ஒரு சில சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் மட்டுமே காணப்பட்டன. இவற்றில், பின்வரும் மூன்று மிகவும் நம்பகத்தன்மையுடன் நிறுவப்பட்டுள்ளன: 1054 இல் டாரஸ் விண்மீன் மண்டலத்தில் வெடித்தது, 1572 இல் காசியோபியா விண்மீன் தொகுப்பில், 1604 இல் ஓபியுச்சஸ் விண்மீன் தொகுப்பில். இந்த சூப்பர்நோவாக்களில் முதலாவது "விருந்தினர் நட்சத்திரம்" என்று சீன மற்றும் ஜப்பானிய வானியலாளர்களால் விவரிக்கப்பட்டது, இரண்டாவது டைகோ பிராஹே மற்றும் மூன்றாவது ஜோஹன்னஸ் கெப்லரால் கவனிக்கப்பட்டது. 1054 மற்றும் 1572 இன் சூப்பர்நோவாக்களின் புத்திசாலித்தனம் வீனஸின் புத்திசாலித்தனத்தை விட அதிகமாக இருந்தது, மேலும் இந்த நட்சத்திரங்கள் பகலில் தெரியும். தொலைநோக்கி கண்டுபிடிக்கப்பட்டதிலிருந்து (1609), நமது நட்சத்திர அமைப்பில் ஒரு சூப்பர்நோவா கூட காணப்படவில்லை (சில வெடிப்புகள் கவனிக்கப்படாமல் போகலாம்). மற்ற நட்சத்திர அமைப்புகளை ஆராயும் வாய்ப்பு ஏற்பட்டபோது, அவற்றில் புதிய நட்சத்திரங்களும் சூப்பர்நோவாக்களும் அடிக்கடி கண்டுபிடிக்கப்பட்டன.

பிப்ரவரி 23, 1987 அன்று, நமது கேலக்ஸியின் மிகப்பெரிய செயற்கைக்கோளான பெரிய மாகெல்லானிக் கிளவுட்டில் (டோராடஸ் விண்மீன்) ஒரு சூப்பர்நோவா வெடித்தது. 1604 ஆம் ஆண்டுக்குப் பிறகு முதன்முறையாக ஒரு சூப்பர்நோவாவை நிர்வாணக் கண்ணால் கூட பார்க்க முடிந்தது. வெடிப்புக்கு முன், சூப்பர்நோவா இருந்த இடத்தில் 12வது அளவு நட்சத்திரம் இருந்தது. மார்ச் மாத தொடக்கத்தில் நட்சத்திரம் அதன் அதிகபட்ச பிரகாசத்தை 4 மீ எட்டியது, பின்னர் மெதுவாக மங்கத் தொடங்கியது. குவாண்ட் தொகுதியில் உள்ள மிகப்பெரிய தரை அடிப்படையிலான கண்காணிப்பு, ஆஸ்ட்ரோன் சுற்றுப்பாதை கண்காணிப்பு மற்றும் எக்ஸ்ரே தொலைநோக்கிகளின் தொலைநோக்கிகளைப் பயன்படுத்தி சூப்பர்நோவாவைக் கவனித்த விஞ்ஞானிகள் சுற்றுப்பாதை நிலையம்"மிர்", முதன்முறையாக வெடிப்பின் முழு செயல்முறையையும் கண்டறிய முடிந்தது. காணக்கூடிய ஆப்டிகல் வரம்பு, புற ஊதா, எக்ஸ்ரே மற்றும் ரேடியோ வரம்புகள் உட்பட பல்வேறு நிறமாலை வரம்புகளில் அவதானிப்புகள் மேற்கொள்ளப்பட்டன. நியூட்ரினோவைக் கண்டறிவது மற்றும் வெடிக்கும் நட்சத்திரத்தில் இருந்து புவியீர்ப்புக் கதிர்வீச்சைக் கண்டறிவது குறித்து அறிவியல் பத்திரிகைகளில் பரபரப்பான அறிக்கைகள் வெளிவந்தன. வெடிப்புக்கு முந்தைய கட்டத்தில் நட்சத்திரத்தின் கட்டமைப்பின் மாதிரி சுத்திகரிக்கப்பட்டு புதிய முடிவுகளுடன் செறிவூட்டப்பட்டது.

ஒரு தெளிவான நாளில் வானம் பொதுவாக ஒரு சலிப்பான மற்றும் சலிப்பான படத்தை அளிக்கிறது: சூரியனின் சூடான பந்து மற்றும் தெளிவான, முடிவற்ற விரிவாக்கம், சில நேரங்களில் மேகங்கள் அல்லது அரிய மேகங்களால் அலங்கரிக்கப்பட்டுள்ளது.

மேகங்கள் இல்லாத இரவில் வானம் வேறு விஷயம். இது பொதுவாக நட்சத்திரங்களின் பிரகாசமான கொத்துகளால் நிரம்பியுள்ளது. இரவு வானத்தில் நிர்வாணக் கண்ணால் நீங்கள் 3 முதல் 4.5 ஆயிரம் இரவு வெளிச்சங்களைக் காணலாம் என்பதை கணக்கில் எடுத்துக்கொள்ள வேண்டும். மேலும் அவை அனைத்தும் நமது சூரிய குடும்பம் அமைந்துள்ள பால்வீதியைச் சேர்ந்தவை.

நவீன கருத்துகளின்படி, நட்சத்திரங்கள் வாயுவின் சூடான பந்துகள், அதன் ஆழத்தில் ஹைட்ரஜன் கருக்களிலிருந்து ஹீலியம் கருக்களின் தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு ஏற்படுகிறது, இது ஒரு பெரிய அளவிலான ஆற்றலை வெளியிடுகிறது. இதுவே நட்சத்திரங்களின் ஒளிர்வை உறுதி செய்கிறது.

நமக்கு மிக நெருக்கமான நட்சத்திரம் நமது சூரியன், அதன் தூரம் 150 மில்லியன் கிலோமீட்டர். ஆனால் ப்ராக்ஸிமா சென்டாரி நட்சத்திரம், அடுத்த மிகத் தொலைவில், எங்களிடமிருந்து 4.25 ஒளி ஆண்டுகள் அல்லது சூரியனை விட 270 ஆயிரம் மடங்கு தொலைவில் அமைந்துள்ளது.

இந்த குறிகாட்டியில் சூரியனை விட நூற்றுக்கணக்கான மடங்கு பெரிய மற்றும் அதை விட பல மடங்கு தாழ்வான நட்சத்திரங்கள் உள்ளன. இருப்பினும், நட்சத்திரங்களின் நிறை மிகவும் மிதமான வரம்புகளுக்குள் மாறுபடும் - சூரியனின் நிறை பன்னிரண்டில் ஒரு பங்கு முதல் அதன் நிறை 100 வரை. பாதிக்கு மேல் தெரியும் நட்சத்திரங்கள்இரட்டை மற்றும் சில நேரங்களில் மூன்று அமைப்புகள்.

பொதுவாக, நமக்குத் தெரியும் பிரபஞ்சத்தில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் எண்ணிக்கையை 125,000,000,000 என்ற எண்ணால் பதினொரு கூடுதல் பூஜ்ஜியங்களுடன் குறிப்பிடலாம்.

இப்போது, பூஜ்ஜியங்களுடனான குழப்பத்தைத் தவிர்ப்பதற்காக, வானியலாளர்கள் இனி தனிப்பட்ட நட்சத்திரங்களின் பதிவுகளை வைத்திருப்பதில்லை, ஆனால் முழு விண்மீன் திரள்களின் பதிவுகளையும் வைத்திருப்பார்கள், அவை ஒவ்வொன்றிலும் சராசரியாக சுமார் 100 பில்லியன் நட்சத்திரங்கள் இருப்பதாக நம்புகிறார்கள்.

அமெரிக்க வானியலாளர் ஃபிரிட்ஸ் ஸ்விக்கி முதலில் சூப்பர்நோவாக்களுக்கான இலக்கு தேடலில் ஈடுபடத் தொடங்கினார்.

1996 இல், விஞ்ஞானிகள் பூமியிலிருந்து 50 பில்லியன் விண்மீன் திரள்களைக் காணலாம் என்று தீர்மானித்தனர். பூமியின் வளிமண்டலத்தில் இருந்து குறுக்கீடு செய்யாத ஹப்பிள் ஆர்பிட்டல் டெலஸ்கோப் செயல்பாட்டிற்கு வந்தபோது, புலப்படும் விண்மீன்களின் எண்ணிக்கை 125 பில்லியனாக உயர்ந்தது.

நன்றி அனைத்தையும் பார்க்கும் கண்இந்த தொலைநோக்கி மூலம், வானியலாளர்கள் உலகளாவிய ஆழத்தில் ஊடுருவினர், அவர்கள் நமது பிரபஞ்சத்தைப் பெற்றெடுத்த பெரிய வெடிப்புக்கு ஒரு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு தோன்றிய விண்மீன் திரள்களைக் கண்டனர்.

நட்சத்திரங்களை வகைப்படுத்த பல அளவுருக்கள் பயன்படுத்தப்படுகின்றன: ஒளிர்வு, நிறை, ஆரம் மற்றும் இரசாயன கலவைவளிமண்டலம், அத்துடன் அதன் வெப்பநிலை. ஒரு நட்சத்திரத்தின் பல கூடுதல் பண்புகளைப் பயன்படுத்தி, அதன் வயதையும் நீங்கள் தீர்மானிக்கலாம்.

ஒவ்வொரு நட்சத்திரமும் ஒரு மாறும் அமைப்பாகும், அது பிறந்து, வளர்ந்து, பின்னர், ஒரு குறிப்பிட்ட வயதை அடைந்து, அமைதியாக இறந்துவிடுகிறது. ஆனால் அது திடீரென வெடிப்பதும் நடக்கிறது. இந்த நிகழ்வு வெடிக்கும் நட்சத்திரத்தை ஒட்டிய பகுதியில் பெரிய அளவிலான மாற்றங்களுக்கு வழிவகுக்கிறது.

இவ்வாறு, இந்த வெடிப்பைத் தொடர்ந்து ஏற்பட்ட குழப்பம், பிரம்மாண்டமான வேகத்தில் பரவுகிறது, மேலும் பல பல்லாயிரக்கணக்கான ஆண்டுகளில், விண்மீன் ஊடகத்தில் ஒரு பெரிய இடத்தை உள்ளடக்கியது. இந்த பகுதியில், வெப்பநிலை கடுமையாக உயர்கிறது, பல மில்லியன் டிகிரி வரை, மற்றும் காஸ்மிக் கதிர்களின் அடர்த்தி மற்றும் காந்தப்புல வலிமை கணிசமாக அதிகரிக்கிறது.

வெடிக்கும் நட்சத்திரத்தால் வெளியேற்றப்படும் பொருளின் இத்தகைய அம்சங்கள் புதிய நட்சத்திரங்கள் மற்றும் முழு கிரக அமைப்புகளையும் உருவாக்க அனுமதிக்கின்றன.

இந்த காரணத்திற்காக, சூப்பர்நோவாக்கள் மற்றும் அவற்றின் எச்சங்கள் இரண்டும் வானியற்பியல் வல்லுநர்களால் மிக நெருக்கமாக ஆய்வு செய்யப்படுகின்றன. எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, இந்த நிகழ்வின் ஆய்வின் போது பெறப்பட்ட தகவல்கள் சாதாரண நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சி, நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் பிறப்பின் போது நிகழும் செயல்முறைகள் பற்றிய அறிவை விரிவுபடுத்துவதோடு, கனமான கூறுகளை உருவாக்கும் அந்த எதிர்வினைகளின் விவரங்களையும் தெளிவுபடுத்துகின்றன. , காஸ்மிக் கதிர்கள் போன்றவை.

ஒரு காலத்தில், எதிர்பாராத விதமாக 1000 மடங்குக்கு மேல் பிரகாசம் அதிகரித்த அந்த நட்சத்திரங்கள் வானியலாளர்களால் புதியவை என்று அழைக்கப்பட்டன. அவை எதிர்பாராத விதமாக வானத்தில் தோன்றி, விண்மீன் கூட்டங்களின் வழக்கமான கட்டமைப்பில் மாற்றங்களைச் செய்தன. திடீரென்று அதிகபட்சமாக பல ஆயிரம் மடங்கு அதிகரித்து, சிறிது நேரத்திற்குப் பிறகு அவற்றின் பிரகாசம் கடுமையாகக் குறைந்தது, சில ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு அவற்றின் பிரகாசம் வெடிப்புக்கு முன் பலவீனமானது.

ஒரு நட்சத்திரம் அதன் வெகுஜனத்தின் ஆயிரத்தில் ஒரு பங்கிலிருந்து விடுவிக்கப்பட்டு, அபரிமிதமான வேகத்தில் விண்வெளியில் வீசப்படும் எரிப்புகளின் கால இடைவெளி புதிய நட்சத்திரங்களின் பிறப்பின் முக்கிய அறிகுறிகளில் ஒன்றாகக் கருதப்படுகிறது என்பதை கவனத்தில் கொள்ள வேண்டும். ஆனால், அதே நேரத்தில், விசித்திரமாக, நட்சத்திரங்களின் வெடிப்புகள் அவற்றின் கட்டமைப்பில் குறிப்பிடத்தக்க மாற்றங்களுக்கு வழிவகுக்காது, அல்லது அவற்றின் அழிவுக்கு கூட வழிவகுக்காது.

நமது கேலக்ஸியில் இதுபோன்ற நிகழ்வுகள் எத்தனை முறை நிகழ்கின்றன? பிரகாசம் 3 வது அளவைத் தாண்டாத நட்சத்திரங்களை மட்டுமே நாம் கணக்கில் எடுத்துக் கொண்டால், வரலாற்று நாளேடுகள் மற்றும் வானியலாளர்களின் அவதானிப்புகளின்படி, ஐந்தாயிரம் ஆண்டுகளில் 200 க்கும் மேற்பட்ட பிரகாசமான எரிப்புகள் காணப்படவில்லை.

ஆனால் மற்ற விண்மீன் திரள்களைப் பற்றிய ஆய்வுகள் தொடங்கியபோது, விண்வெளியின் இந்த மூலைகளில் தோன்றும் புதிய நட்சத்திரங்களின் பிரகாசம் பெரும்பாலும் இந்த நட்சத்திரங்கள் தோன்றும் முழு விண்மீனின் ஒளிர்வுக்கு சமமாக இருக்கும் என்பது தெளிவாகத் தெரிந்தது.

நிச்சயமாக, அத்தகைய ஒளிர்வு கொண்ட நட்சத்திரங்களின் தோற்றம் ஒரு அசாதாரண நிகழ்வு மற்றும் சாதாரண நட்சத்திரங்களின் பிறப்பிலிருந்து முற்றிலும் வேறுபட்டது. எனவே, 1934 ஆம் ஆண்டில், அமெரிக்க வானியலாளர்களான ஃபிரிட்ஸ் ஸ்விக்கி மற்றும் வால்டர் பேட் ஆகியோர், சாதாரண விண்மீன் திரள்களின் ஒளிர்வை அடையும் அதிகபட்ச பிரகாசத்தை அடையும் நட்சத்திரங்களை சூப்பர்நோவாக்களின் தனி வகுப்பாக வகைப்படுத்த வேண்டும் என்று முன்மொழிந்தனர். பிரகாசமான நட்சத்திரங்கள். சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் உள்ளதை மனதில் கொள்ள வேண்டும் தற்போதைய நிலைநமது கேலக்ஸி மிகவும் அரிதான நிகழ்வாகும், இது 100 ஆண்டுகளுக்கு ஒரு முறைக்கு மேல் நிகழாது. 1006 மற்றும் 1054 ஆம் ஆண்டுகளில் சீன மற்றும் ஜப்பானிய கட்டுரைகளால் பதிவுசெய்யப்பட்ட மிகவும் குறிப்பிடத்தக்க வெடிப்புகள் நிகழ்ந்தன.

ஐநூறு ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, 1572 ஆம் ஆண்டில், காசியோபியா விண்மீன் தொகுப்பில் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பை சிறந்த வானியலாளர் டைகோ பிராஹே அவதானித்தார். 1604 ஆம் ஆண்டில், ஜோஹன்னஸ் கெப்லர் ஓபியுச்சஸ் விண்மீன் தொகுப்பில் ஒரு சூப்பர்நோவாவின் பிறப்பைக் கண்டார். அதன்பிறகு, இதுபோன்ற பிரமாண்டமான நிகழ்வுகள் நமது கேலக்ஸியில் கொண்டாடப்படவில்லை.

சூரிய குடும்பம் நமது விண்மீன் மண்டலத்தில் அத்தகைய நிலையை ஆக்கிரமித்துள்ளதால் இது கவனிக்கப்படலாம். ஒளியியல் கருவிகள்பூமியில் இருந்து சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் அதன் அளவின் பாதியில் மட்டுமே சாத்தியமாகும். மற்ற பகுதிகளில், இது ஒளியின் விண்மீன் உறிஞ்சுதலால் தடுக்கப்படுகிறது.

மற்ற விண்மீன் திரள்களில் இந்த நிகழ்வுகள் தோராயமாக அதே அதிர்வெண்ணுடன் நிகழ்கின்றன பால்வெளி, வெடித்த நேரத்தில் சூப்பர்நோவாக்கள் பற்றிய முக்கிய தகவல் மற்ற விண்மீன் திரள்களில் அவற்றை அவதானித்ததிலிருந்து பெறப்பட்டது.

முதன்முறையாக, வானியலாளர்கள் W. Baade மற்றும் F. Zwicky ஆகியோர் 1936 இல் சூப்பர்நோவாக்களுக்கான இலக்கு தேடலில் ஈடுபடத் தொடங்கினர். வெவ்வேறு விண்மீன் திரள்களில் மூன்று வருட அவதானிப்புகளின் போது, விஞ்ஞானிகள் 12 சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளைக் கண்டுபிடித்தனர், பின்னர் அவை ஃபோட்டோமெட்ரி மற்றும் ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபியைப் பயன்படுத்தி மிகவும் முழுமையான ஆய்வுக்கு உட்படுத்தப்பட்டன.

மேலும், மேம்பட்ட வானியல் உபகரணங்களின் பயன்பாடு, புதிதாக கண்டுபிடிக்கப்பட்ட சூப்பர்நோவாக்களின் பட்டியலை விரிவுபடுத்துவதை சாத்தியமாக்கியுள்ளது. தானியங்கு தேடல்களின் அறிமுகம் விஞ்ஞானிகள் ஆண்டுக்கு நூற்றுக்கும் மேற்பட்ட சூப்பர்நோவாக்களைக் கண்டறிய வழிவகுத்தது. மொத்தம் ஒரு குறுகிய நேரம்இவற்றில் 1,500 பொருள்கள் பதிவு செய்யப்பட்டன.

IN கடந்த ஆண்டுகள்பயன்படுத்தி சக்திவாய்ந்த தொலைநோக்கிகள்ஒரு இரவு அவதானிப்புகளில், விஞ்ஞானிகள் 10 க்கும் மேற்பட்ட தொலைதூர சூப்பர்நோவாக்களைக் கண்டுபிடித்தனர்!

ஜனவரி 1999 இல், பிரபஞ்சத்தின் பல "தந்திரங்களுக்கு" பழக்கமான நவீன வானியலாளர்களைக் கூட அதிர்ச்சிக்குள்ளாக்கிய ஒரு நிகழ்வு நிகழ்ந்தது: விண்வெளியின் ஆழத்தில், விஞ்ஞானிகளால் முன்னர் பதிவுசெய்யப்பட்ட அனைத்தையும் விட பத்து மடங்கு பிரகாசமான ஒளிரும் பதிவு செய்யப்பட்டது. நியூ மெக்சிகோ மலைப்பகுதியில் தானியங்கி கேமரா பொருத்தப்பட்ட இரண்டு ஆராய்ச்சி செயற்கைக்கோள்கள் மற்றும் தொலைநோக்கி மூலம் இது கவனிக்கப்பட்டது. இந்த தனித்துவமான நிகழ்வு பூட்ஸ் விண்மீன் தொகுப்பில் நிகழ்ந்தது. சிறிது நேரம் கழித்து, அதே ஆண்டு ஏப்ரல் மாதத்தில், வெடிப்புக்கான தூரம் ஒன்பது பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் என்று விஞ்ஞானிகள் தீர்மானித்தனர். இது பிரபஞ்சத்தின் ஆரம் கிட்டத்தட்ட முக்கால் பங்கு ஆகும்.

வானியலாளர்களால் செய்யப்பட்ட கணக்கீடுகள், சுடர் நீடித்த சில நொடிகளில், சூரியன் இருந்த ஐந்து பில்லியன் ஆண்டுகளில் உற்பத்தி செய்ததை விட பல மடங்கு அதிக ஆற்றல் வெளியிடப்பட்டது என்பதைக் காட்டுகிறது. அத்தகைய நம்பமுடியாத வெடிப்புக்கு என்ன காரணம்? என்ன செயல்முறைகள் இந்த மகத்தான ஆற்றல் வெளியீட்டிற்கு வழிவகுத்தன? இந்த கேள்விகளுக்கு விஞ்ஞானம் இன்னும் குறிப்பாக பதிலளிக்க முடியாது, இருப்பினும் ஒரு அனுமானம் உள்ளது பெரிய தொகைஇரண்டு நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் இணைப்பின் போது ஆற்றல் ஏற்படலாம்.

<<< Назад

முன்னோக்கி >>>

சூப்பர்நோவா அல்லது சூப்பர்நோவா வெடிப்பு- ஒரு நட்சத்திரம் அதன் பிரகாசத்தை 4-8 ஆர்டர்கள் (ஒரு டஜன் அளவுகள்) மூலம் கூர்மையாக மாற்றும் ஒரு நிகழ்வு, அதைத் தொடர்ந்து விரிவடையும் மெதுவாகத் தணியும். இது சில நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் முடிவில் நிகழும் ஒரு பேரழிவு செயல்பாட்டின் விளைவாகும் மற்றும் மகத்தான ஆற்றலை வெளியிடுகிறது.

ஒரு விதியாக, சூப்பர்நோவாக்கள் உண்மைக்குப் பிறகு கவனிக்கப்படுகின்றன, அதாவது, நிகழ்வு ஏற்கனவே நிகழ்ந்து அதன் கதிர்வீச்சு பூமியை அடைந்தது. எனவே, சூப்பர்நோவாக்களின் தன்மை நீண்ட காலமாக தெளிவாக இல்லை. ஆனால் இப்போது இந்த வகையான வெடிப்புகளுக்கு வழிவகுக்கும் சில காட்சிகள் முன்மொழியப்பட்டுள்ளன, இருப்பினும் முக்கிய விதிகள் ஏற்கனவே தெளிவாக உள்ளன.

வெடிப்பு நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற ஷெல்லில் இருந்து விண்மீன் இடைவெளியில் குறிப்பிடத்தக்க வெகுஜனத்தை வெளியேற்றுவதோடு, வெடித்த நட்சத்திரத்தின் மையத்திலிருந்து பொருளின் மீதமுள்ள பகுதியிலிருந்து, ஒரு விதியாக, ஒரு சிறிய பொருள் உருவாகிறது - ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம், வெடிப்புக்கு முன் நட்சத்திரத்தின் நிறை 8 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு (M☉) அதிகமாக இருந்தால் அல்லது கருப்பு நட்சத்திரம் 20 M☉க்கு மேல் நட்சத்திர நிறை கொண்ட துளை (வெடிப்பு முடிந்த பிறகு மீதமுள்ள மையத்தின் நிறை 5 மீ ☉). அவை ஒன்றாக ஒரு சூப்பர்நோவா எச்சத்தை உருவாக்குகின்றன.

முன்னர் பெறப்பட்ட நிறமாலை மற்றும் ஒளி வளைவுகள் பற்றிய விரிவான ஆய்வு, எச்சங்கள் மற்றும் சாத்தியமான முன்னோடி நட்சத்திரங்களின் ஆய்வுடன் இணைந்து, மேலும் விரிவான மாதிரிகளை உருவாக்கவும், வெடித்த நேரத்தில் இருந்த நிலைமைகளைப் படிக்கவும் உதவுகிறது.

மற்றவற்றுடன், எரிபொருளின் போது வெளியேற்றப்படும் பொருள் பெரும்பாலும் நட்சத்திரத்தின் வாழ்நாள் முழுவதும் ஏற்பட்ட தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவின் தயாரிப்புகளைக் கொண்டுள்ளது. பிரபஞ்சம் முழுவதும் மற்றும் ஒவ்வொரு விண்மீனும் குறிப்பாக வேதியியல் ரீதியாக பரிணாம வளர்ச்சியடைந்தது சூப்பர்நோவாக்களுக்கு நன்றி.

இந்த பெயர் நட்சத்திரங்களைப் படிக்கும் வரலாற்று செயல்முறையை பிரதிபலிக்கிறது, அதன் பிரகாசம் காலப்போக்கில் கணிசமாக மாறுகிறது, இது நோவா என்று அழைக்கப்படுகிறது.

பெயர் லேபிளால் ஆனது எஸ்.என்., அதைத் தொடர்ந்து திறக்கப்பட்ட ஆண்டு, அதைத் தொடர்ந்து ஒன்று அல்லது இரண்டு எழுத்து பதவி. நடப்பு ஆண்டின் முதல் 26 சூப்பர்நோவாக்கள் பெயரின் முடிவில் ஒற்றை எழுத்துப் பெயர்களைப் பெறுகின்றன. மூலதன கடிதங்கள்இருந்து ஏமுன் Z. மீதமுள்ள சூப்பர்நோவாக்கள் சிற்றெழுத்து எழுத்துக்களால் செய்யப்பட்ட இரண்டு எழுத்து பெயர்களைப் பெறுகின்றன: aa, ab, மற்றும் பல. உறுதிப்படுத்தப்படாத சூப்பர்நோவாக்கள் எழுத்துக்களால் குறிக்கப்படுகின்றன பி.எஸ்.என்(என்ஜி. சாத்தியமான சூப்பர்நோவா) வடிவத்தில் வான ஆயங்களுடன்: ஜ்ஹ்ம்ம்ஸ்ஸ்ஸ்+டிடிம்ம்ஸ்ஸ்.

பெரிய படம்

நவீன வகைப்பாடுசூப்பர்நோவாக்கள்

வர்க்கம்	துணைப்பிரிவு			பொறிமுறை
நான் ஹைட்ரஜன் கோடுகள் இல்லை	6150 இல் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட சிலிக்கான் (Si II) வலுவான கோடுகள்	ஐயா		தெர்மோநியூக்ளியர் வெடிப்பு
		ஐயாக்ஸ் அதிகபட்ச பிரகாசத்தில் அவை குறைந்த ஒளிர்வு மற்றும் ஒப்பிடுகையில் குறைந்த Ia		தெர்மோநியூக்ளியர் வெடிப்பு
	சிலிக்கான் கோடுகள் பலவீனமாக அல்லது இல்லை	Ib ஹீலியம் (He I) கோடுகள் உள்ளன.		புவியீர்ப்பு சரிவு
	சிலிக்கான் கோடுகள் பலவீனமாக அல்லது இல்லை	ஓ அப்படியா ஹீலியம் கோடுகள் பலவீனமாக அல்லது இல்லை
II ஹைட்ரஜன் கோடுகள் உள்ளன	II-P/L/N ஸ்பெக்ட்ரம் நிலையானது	II-P/L குறுகிய கோடுகள் இல்லை	II-P ஒளி வளைவில் ஒரு பீடபூமி உள்ளது
		II-P/L குறுகிய கோடுகள் இல்லை	II-எல் காலப்போக்கில் அளவு நேரியல் முறையில் குறைகிறது
		IIin குறுகிய கோடுகள் உள்ளன
	IIb ஸ்பெக்ட்ரம் காலப்போக்கில் மாறுகிறது மற்றும் Ib ஸ்பெக்ட்ரம் போல மாறுகிறது.

ஒளி வளைவுகள்

வகை I க்கான ஒளி வளைவுகள் மிகவும் ஒத்தவை: 2-3 நாட்களுக்கு ஒரு கூர்மையான அதிகரிப்பு உள்ளது, பின்னர் அது 25-40 நாட்களுக்கு ஒரு குறிப்பிடத்தக்க வீழ்ச்சியால் (3 அளவுகளால்) மாற்றப்படுகிறது, பின்னர் மெதுவாக பலவீனமடைகிறது, கிட்டத்தட்ட நேரியல் அளவு அளவு. Ia எரிப்புக்கான அதிகபட்ச சராசரி முழுமையான அளவு M B = - 19.5 m (\textstyle M_(B)=-19.5^(m)), Ib\c -க்கு.

ஆனால் வகை II இன் ஒளி வளைவுகள் மிகவும் மாறுபட்டவை. சிலருக்கு, வளைவுகள் வகை I ஐப் போலவே இருந்தன, நேரியல் நிலை தொடங்கும் வரை பிரகாசம் மெதுவாகவும் நீண்டதாகவும் குறைகிறது. மற்றவர்கள், உச்சத்தை அடைந்து, 100 நாட்கள் வரை அதில் தங்கியிருந்தனர், பின்னர் பிரகாசம் கூர்மையாக குறைந்து நேரியல் "வால்" அடையும். அதிகபட்சத்தின் முழுமையான அளவு பரவலாக வேறுபடுகிறது − 20 மீ (\textstyle -20^(m))முன் − 13 மீ (\ textstyle -13^(m)). IIp க்கான சராசரி மதிப்பு - M B = - 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), II-L க்கு M B = - 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

நிறமாலை

மேலே உள்ள வகைப்பாடு ஏற்கனவே சூப்பர்நோவா ஸ்பெக்ட்ராவின் சில அடிப்படை அம்சங்களைக் கொண்டுள்ளது பல்வேறு வகையான, என்ன சேர்க்கப்படவில்லை என்று வாழ்கிறோம். முதல் மற்றும் மிகவும் முக்கியமான அம்சம், இது நீண்ட காலமாக பெறப்பட்ட நிறமாலையின் டிகோடிங்கைத் தடுத்தது - முக்கிய கோடுகள் மிகவும் பரந்தவை.

வகை II மற்றும் Ib\c சூப்பர்நோவாக்களின் ஸ்பெக்ட்ரா வகைப்படுத்தப்படுகிறது:

பிரகாசம் அதிகபட்ச மற்றும் குறுகிய undisplaced உமிழ்வு கூறுகள் அருகே குறுகிய உறிஞ்சுதல் அம்சங்கள் முன்னிலையில்.
கோடுகள் , , புற ஊதா கதிர்வீச்சில் காணப்படுகின்றன.

ஆப்டிகல் வரம்பிற்கு வெளியே உள்ள அவதானிப்புகள்

ஃபிளாஷ் வீதம்

எரிப்புகளின் அதிர்வெண் விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் எண்ணிக்கையைப் பொறுத்தது அல்லது சாதாரண விண்மீன் திரள்களுக்கு ஒரே மாதிரியான ஒளிர்வு. பல்வேறு வகையான விண்மீன் திரள்களில் எரிப்புகளின் அதிர்வெண்ணைக் குறிக்கும் பொதுவாக ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட அளவு SNu:

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

எங்கே L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- வடிகட்டி B. இல் சூரியனின் ஒளிர்வு பல்வேறு வகையானஎரிப்பு அதன் அளவு:

இந்த நிலையில், சூப்பர்நோவாக்கள் Ib/c மற்றும் II சுழல் கரங்களை நோக்கி ஈர்க்கின்றன.

சூப்பர்நோவா எச்சங்களை அவதானித்தல்

இளம் எஞ்சியவர்களின் நியமனத் திட்டம் பின்வருமாறு:

சாத்தியமான கச்சிதமான மீதமுள்ள; பொதுவாக ஒரு பல்சர், ஆனால் கருந்துளையாக இருக்கலாம்
விண்மீன்களுக்கு இடையேயான பொருளில் பரவும் வெளிப்புற அதிர்ச்சி அலை.
சூப்பர்நோவா எஜெக்டா பொருளில் பரவும் ஒரு திரும்பும் அலை.
இரண்டாம் நிலை, விண்மீன்களுக்கு இடையேயான நடுத்தரத்தின் கொத்துகளில் மற்றும் அடர்த்தியான சூப்பர்நோவா உமிழ்வுகளில் பரவுகிறது.

அவை இணைந்து பின்வரும் படத்தை உருவாக்குகின்றன: வெளிப்புற அதிர்ச்சி அலையின் முன்புறம், வாயு வெப்பநிலை T S ≥ 10 7 K மற்றும் X-ray வரம்பில் 0.1-20 keV இன் ஃபோட்டான் ஆற்றலுடன் வெளியிடுகிறது திரும்பும் அலையின் முன்புறம் எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சின் இரண்டாவது பகுதியை உருவாக்குகிறது. அதிக அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட Fe, Si, S, முதலியவற்றின் கோடுகள் இரண்டு அடுக்குகளிலிருந்தும் கதிர்வீச்சின் வெப்பத் தன்மையைக் குறிக்கின்றன.

இளம் எச்சத்திலிருந்து வரும் ஒளியியல் கதிர்வீச்சு இரண்டாம் நிலை அலையின் முன்பகுதியில் கொத்துகளில் வாயுவை உருவாக்குகிறது. அவற்றில் பரவல் வேகம் அதிகமாக இருப்பதால், வாயு வேகமாக குளிர்கிறது மற்றும் கதிர்வீச்சு எக்ஸ்ரே வரம்பிலிருந்து ஆப்டிகல் வரம்பிற்கு செல்கிறது. ஒளியியல் கதிர்வீச்சின் தாக்கத்தின் தோற்றம் கோடுகளின் ஒப்பீட்டு தீவிரத்தால் உறுதிப்படுத்தப்படுகிறது.

தத்துவார்த்த விளக்கம்

அவதானிப்புகளின் சிதைவு

சூப்பர்நோவா Ia இன் தன்மை மற்ற வெடிப்புகளின் தன்மையிலிருந்து வேறுபட்டது. நீள்வட்ட விண்மீன் திரள்களில் வகை Ib\c மற்றும் வகை II எரிப்புக்கள் இல்லாததால் இது தெளிவாக நிரூபிக்கப்பட்டுள்ளது. இருந்து பொதுவான செய்திபிந்தையதைப் பற்றி அறியப்படுகிறது, அங்கு சிறிய வாயு மற்றும் நீல நட்சத்திரங்கள் உள்ளன, மேலும் நட்சத்திர உருவாக்கம் 10 10 ஆண்டுகளுக்கு முன்பு முடிந்தது. இதன் பொருள் அனைத்து பாரிய நட்சத்திரங்களும் ஏற்கனவே அவற்றின் பரிணாம வளர்ச்சியை முடித்துவிட்டன, மேலும் சூரிய வெகுஜனத்தை விட குறைவான நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் மட்டுமே எஞ்சியுள்ளன, மேலும் இல்லை. விண்மீன் பரிணாமக் கோட்பாட்டிலிருந்து இந்த வகை நட்சத்திரங்களை வெடிக்க முடியாது என்று அறியப்படுகிறது, எனவே 1-2M ⊙ நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்களுக்கு ஆயுள் நீட்டிப்பு வழிமுறை தேவைப்படுகிறது.

Ia\Iax நிறமாலையில் ஹைட்ரஜன் கோடுகள் இல்லாதது அசல் நட்சத்திரத்தின் வளிமண்டலத்தில் மிகக் குறைவான ஹைட்ரஜன் இருப்பதைக் குறிக்கிறது. வெளியேற்றப்பட்ட பொருளின் நிறை மிகவும் பெரியது - 1M ⊙, முக்கியமாக கார்பன், ஆக்ஸிஜன் மற்றும் பிற கனமான கூறுகளைக் கொண்டுள்ளது. மாற்றப்பட்ட Si II கோடுகள் வெளியேற்றத்தின் போது செயலில் இருப்பதைக் குறிக்கிறது அணு எதிர்வினைகள். இவை அனைத்தும் முன்னோடி நட்சத்திரம் ஒரு வெள்ளை குள்ளன், பெரும்பாலும் கார்பன்-ஆக்சிஜன் என்று நம்ப வைக்கிறது.

வகை Ib\c மற்றும் வகை II சூப்பர்நோவாக்களின் சுழல் கரங்கள் மீதான ஈர்ப்பு, முன்னோடி நட்சத்திரம் 8-10M ⊙ நிறை கொண்ட குறுகிய கால ஓ-நட்சத்திரங்கள் என்பதைக் குறிக்கிறது.

தெர்மோநியூக்ளியர் வெடிப்பு

தேவையான அளவு ஆற்றலை வெளியிடுவதற்கான ஒரு வழி கூர்மையான அதிகரிப்புதெர்மோநியூக்ளியர் எரிப்பில் ஈடுபடும் பொருளின் நிறை, அதாவது தெர்மோநியூக்ளியர் வெடிப்பு. இருப்பினும், ஒற்றை நட்சத்திரங்களின் இயற்பியல் இதை அனுமதிக்கவில்லை. முக்கிய வரிசையில் அமைந்துள்ள நட்சத்திரங்களின் செயல்முறைகள் சமநிலையில் உள்ளன. எனவே, அனைத்து மாதிரிகளும் நட்சத்திர பரிணாமத்தின் இறுதி கட்டத்தை கருதுகின்றன - வெள்ளை குள்ளர்கள். இருப்பினும், பிந்தையது ஒரு நிலையான நட்சத்திரமாகும், மேலும் சந்திரசேகர் வரம்பை நெருங்கும் போது மட்டுமே எல்லாவற்றையும் மாற்ற முடியும். பல நட்சத்திர அமைப்புகளில் மட்டுமே தெர்மோநியூக்ளியர் வெடிப்பு சாத்தியமாகும், பெரும்பாலும் இரட்டை நட்சத்திரங்கள் என்று அழைக்கப்படுபவற்றில் மட்டுமே இது சாத்தியமாகும் என்ற தெளிவற்ற முடிவுக்கு இது வழிவகுக்கிறது.

இந்த திட்டத்தில், வெடிப்பில் ஈடுபட்டுள்ள பொருளின் வேதியியல் கலவை மற்றும் இறுதி நிறை ஆகியவற்றை பாதிக்கும் இரண்டு மாறிகள் உள்ளன.

இரண்டாவது துணை ஒரு சாதாரண நட்சத்திரம், அதில் இருந்து பொருள் முதல் இடத்திற்கு பாய்கிறது.
இரண்டாவது துணையும் அதே வெள்ளைக் குள்ளன். இந்த காட்சி இரட்டை சீரழிவு என்று அழைக்கப்படுகிறது.

சந்திரசேகர் வரம்பை மீறும் போது வெடிப்பு ஏற்படுகிறது.
அவருக்கு முன்னால் வெடிப்பு ஏற்படுகிறது.

அனைத்து சூப்பர்நோவா Ia காட்சிகளுக்கும் பொதுவானது என்னவென்றால், வெடிக்கும் குள்ளமானது பெரும்பாலும் கார்பன்-ஆக்ஸிஜனாக இருக்கலாம். மையத்திலிருந்து மேற்பரப்புக்கு பயணிக்கும் வெடிக்கும் எரிப்பு அலையில், பின்வரும் எதிர்வினைகள் ஏற்படுகின்றன:

12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16.76 M e V) (\டிஸ்ப்ளே ஸ்டைல் ^(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~+~\ காமா ~(Q=10.92~MeV)).

வினைபுரியும் பொருளின் நிறை வெடிப்பின் ஆற்றலையும், அதன்படி, அதிகபட்ச பிரகாசத்தையும் தீர்மானிக்கிறது. வெள்ளைக் குள்ளனின் மொத்த நிறை வினைபுரிகிறது என்று நாம் கருதினால், வெடிப்பின் ஆற்றல் 2.2 10 51 erg ஆக இருக்கும்.

ஒளி வளைவின் மேலும் நடத்தை முக்கியமாக சிதைவு சங்கிலியால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது:

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

ஐசோடோப்பு 56 Ni நிலையற்றது மற்றும் 6.1 நாட்கள் அரை ஆயுள் கொண்டது. மேலும் இ-பிடிப்பு 1.72 MeV ஆற்றல் கொண்ட உற்சாகமான நிலையில் 56 Co உட்கருவை உருவாக்க வழிவகுக்கிறது. இந்த நிலை நிலையற்றது, மேலும் எலக்ட்ரானை தரை நிலைக்கு மாற்றுவது 0.163 MeV இலிருந்து 1.56 MeV வரை ஆற்றல் கொண்ட γ குவாண்டாவின் அடுக்கை வெளியேற்றுகிறது. இந்த குவாண்டா காம்ப்டன் சிதறலை அனுபவிக்கிறது, மேலும் அவற்றின் ஆற்றல் விரைவில் ~100 keV ஆக குறைகிறது. இத்தகைய குவாண்டா ஏற்கனவே ஒளிமின்னழுத்த விளைவு மூலம் திறம்பட உறிஞ்சப்படுகிறது, இதன் விளைவாக, பொருளை வெப்பப்படுத்துகிறது. நட்சத்திரம் விரிவடைவதால், நட்சத்திரத்தில் உள்ள பொருளின் அடர்த்தி குறைகிறது, ஃபோட்டான் மோதல்களின் எண்ணிக்கை குறைகிறது, மேலும் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் உள்ள பொருள் கதிர்வீச்சுக்கு வெளிப்படையானதாகிறது. கோட்பாட்டு கணக்கீடுகள் காட்டுவது போல, நட்சத்திரம் அதன் அதிகபட்ச ஒளிர்வை அடைந்த சுமார் 20-30 நாட்களுக்குப் பிறகு இந்த நிலை ஏற்படுகிறது.

தொடங்கிய 60 நாட்களுக்குப் பிறகு, பொருள் γ- கதிர்வீச்சுக்கு வெளிப்படையானதாகிறது. ஒளி வளைவு அதிவேகமாக சிதையத் தொடங்குகிறது. இந்த நேரத்தில், 56 Ni ஐசோடோப்பு ஏற்கனவே சிதைந்துவிட்டது, மேலும் 4.2 MeV வரையிலான தூண்டுதல் ஆற்றல்களுடன் 56 Co முதல் 56 Fe (T 1/2 = 77 நாட்கள்) வரையிலான β- சிதைவின் காரணமாக ஆற்றல் வெளியீடு ஏற்படுகிறது.

ஈர்ப்பு மைய சரிவு

தேவையான ஆற்றலை வெளியிடுவதற்கான இரண்டாவது காட்சி நட்சத்திரத்தின் மையத்தின் சரிவு ஆகும். அதன் நிறை அதன் எச்சத்தின் வெகுஜனத்திற்கு சரியாக சமமாக இருக்க வேண்டும் - ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம், நாம் பெறும் வழக்கமான மதிப்புகளை மாற்றுகிறது:

E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\டிஸ்ப்ளே ஸ்டைல் E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53))எர்க்,

இதில் M = 0, மற்றும் R = 10 km, G என்பது ஈர்ப்பு மாறிலி. இதற்கான சிறப்பியல்பு நேரம்:

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

இதில் ρ 12 என்பது நட்சத்திரத்தின் அடர்த்தி, 10 12 g/cm 3 க்கு இயல்பாக்கப்படுகிறது.

இதன் விளைவாக பெறப்பட்ட மதிப்பு ஷெல்லின் இயக்க ஆற்றலை விட இரண்டு அளவு பெரியது. ஒரு கேரியர் தேவை, ஒருபுறம், வெளியிடப்பட்ட ஆற்றலை எடுத்துச் செல்ல வேண்டும், மறுபுறம், பொருளுடன் தொடர்பு கொள்ளக்கூடாது. அத்தகைய கேரியரின் பாத்திரத்திற்கு நியூட்ரினோக்கள் பொருத்தமானவை.

பல செயல்முறைகள் அவற்றின் உருவாக்கத்திற்கு காரணமாகின்றன. ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஸ்திரமின்மை மற்றும் சுருக்கத்தின் தொடக்கத்திற்கான முதல் மற்றும் மிக முக்கியமானது நியூட்ரானைசேஷன் செயல்முறை ஆகும்:

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))

இந்த எதிர்விளைவுகளிலிருந்து வரும் நியூட்ரினோக்கள் 10% எடுத்துச் செல்கின்றன. குளிரூட்டலில் முக்கிய பங்கு URKA செயல்முறைகளால் செய்யப்படுகிறது (நியூட்ரினோ குளிரூட்டல்):

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)

புரோட்டான்கள் மற்றும் நியூட்ரான்களுக்குப் பதிலாக, அணுக்கருக்கள் செயல்படலாம், பீட்டா சிதைவை அனுபவிக்கும் நிலையற்ற ஐசோடோப்பை உருவாக்குகின்றன:

E - + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , (\டிஸ்ப்ளே ஸ்டைல் 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).)

இந்த செயல்முறைகளின் தீவிரம் சுருக்கத்துடன் அதிகரிக்கிறது, இதன் மூலம் அதை துரிதப்படுத்துகிறது. சிதைந்த எலக்ட்ரான்கள் மீது நியூட்ரினோக்கள் சிதறுவதால் இந்த செயல்முறை நிறுத்தப்படுகிறது, இதன் போது அவை வெப்பமயமாக்கப்பட்டு பொருளின் உள்ளே பூட்டப்படுகின்றன. சீரழிந்த எலக்ட்ரான்களின் போதுமான செறிவு அடர்த்தியில் அடையப்படுகிறது ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm 3

நியூட்ரானைசேஷன் செயல்முறைகள் 10 11 /cm 3 அடர்த்தியில் மட்டுமே நிகழ்கின்றன, இது நட்சத்திர மையத்தில் மட்டுமே அடைய முடியும். இதன் பொருள் ஹைட்ரோடைனமிக் சமநிலை அதில் மட்டுமே தொந்தரவு செய்யப்படுகிறது. வெளிப்புற அடுக்குகள் உள்ளூர் ஹைட்ரோடைனமிக் சமநிலையில் உள்ளன, மேலும் மைய மையமானது சுருங்கி ஒரு திடமான மேற்பரப்பை உருவாக்கிய பின்னரே சரிவு தொடங்குகிறது. இந்த மேற்பரப்பில் இருந்து மீள்வது ஷெல் வெளியீட்டை உறுதி செய்கிறது.

ஒரு இளம் சூப்பர்நோவா எச்சத்தின் மாதிரி

சூப்பர்நோவா மீதி பரிணாமக் கோட்பாடு

சூப்பர்நோவா எச்சத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியில் மூன்று நிலைகள் உள்ளன:

எச்சத்தில் உள்ள வாயுவின் அழுத்தம் விண்மீன் ஊடகத்தில் உள்ள வாயுவின் அழுத்தத்திற்கு சமமாக இருக்கும் தருணத்தில் ஷெல் விரிவாக்கம் நிறுத்தப்படும். இதற்குப் பிறகு, எச்சம் சிதறத் தொடங்குகிறது, குழப்பமாக நகரும் மேகங்களுடன் மோதுகிறது. மறுஉருவாக்க நேரம் அடையும்:

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))ஆண்டுகள்

சின்க்ரோட்ரான் கதிர்வீச்சு நிகழ்வின் கோட்பாடு

ஒரு விரிவான விளக்கத்தின் கட்டுமானம்

சூப்பர்நோவா எச்சங்களைத் தேடுங்கள்

முன்னோடி நட்சத்திரங்களைத் தேடுங்கள்

சூப்பர்நோவா ஐயா கோட்பாடு

மேலே விவரிக்கப்பட்ட சூப்பர்நோவா Ia கோட்பாடுகளில் உள்ள நிச்சயமற்ற தன்மைகளுக்கு மேலதிகமாக, வெடிப்பின் பொறிமுறையானது மிகவும் சர்ச்சைக்குரிய ஆதாரமாக உள்ளது. பெரும்பாலும், மாதிரிகள் பின்வரும் குழுக்களாக பிரிக்கலாம்:

உடனடி வெடிப்பு
தாமதமான வெடிப்பு
துடிக்கும் தாமதமான வெடிப்பு
கொந்தளிப்பான வேகமான எரிப்பு

ஆரம்ப நிலைகளின் ஒவ்வொரு கலவைக்கும் குறைந்தபட்சம், பட்டியலிடப்பட்ட வழிமுறைகள் ஒரு மாறுபாடு அல்லது மற்றொன்றில் காணலாம். ஆனால் முன்மொழியப்பட்ட மாதிரிகளின் வரம்பு இதற்கு மட்டுப்படுத்தப்படவில்லை. இரண்டு வெள்ளை குள்ளர்கள் ஒரே நேரத்தில் வெடிக்கும் மாதிரி ஒரு உதாரணம். இயற்கையாகவே, இரண்டு கூறுகளும் உருவாகியுள்ள சூழ்நிலைகளில் மட்டுமே இது சாத்தியமாகும்.

வேதியியல் பரிணாமம் மற்றும் விண்மீன் ஊடகத்தில் தாக்கம்

பிரபஞ்சத்தின் வேதியியல் பரிணாமம். இரும்பை விட அதிக அணு எண் கொண்ட தனிமங்களின் தோற்றம்

சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் அதிக அணு எண்களைக் கொண்ட உறுப்புகளுடன் (அல்லது அவர்கள் சொல்வது போல்) விண்மீன் ஊடகத்தை நிரப்புவதற்கான முக்கிய ஆதாரமாகும். கனமான) அவர் . இருப்பினும், செயல்முறைகள் அவர்களுக்கு வழிவகுத்தன பல்வேறு குழுக்கள்தனிமங்கள் மற்றும் அவற்றின் சொந்த ஐசோடோப்புகள் கூட.

ஆர் செயல்முறை

ஆர்-செயல்முறை( n,γ) எதிர்வினைகள் மற்றும் நியூட்ரான் பிடிப்பு விகிதம் ஐசோடோப்பின் β - சிதைவின் வீதத்தை விட அதிகமாக இருக்கும் வரை தொடர்கிறது. வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், n நியூட்ரான்களைப் பிடிக்கும் சராசரி நேரம் τ(n,γ)இருக்க வேண்டும்:

τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\ டிஸ்ப்ளே ஸ்டைல் \tau (n,\gamma)\தோராயமாக (\frac (1)(n))\tau _(\beta ))

இதில் τ β என்பது r-செயல்முறையின் சங்கிலியை உருவாக்கும் கருக்களின் β- சிதைவின் சராசரி நேரமாகும். இந்த நிலை நியூட்ரான் அடர்த்தியில் ஒரு வரம்பை விதிக்கிறது, ஏனெனில்:

τ (n , γ) ≈ (ρ (σ n γ, v n) ¯) − 1 (\டிஸ்ப்ளேஸ்டைல் \tau (n,\gamma)\தோராயமாக \இடது(\rho (\overline (\\sigma _(n\gamma) ),v_(n)))\வலது)^(-1))

எங்கே (σ n γ , v n) ¯ (\ காட்சி பாணி (\ஓவர்லைன் ((\ சிக்மா _(n\gamma),v_(n)))))- எதிர்வினை குறுக்குவெட்டின் தயாரிப்பு ( n,γ) இலக்கு மையக்கருவுடன் தொடர்புடைய நியூட்ரான் வேகத்தில், வேகம் விநியோகத்தின் மேக்ஸ்வெல்லியன் ஸ்பெக்ட்ரம் மீது சராசரியாக உள்ளது. r-செயல்முறை கனமான மற்றும் நடுத்தர அணுக்களில் நிகழ்கிறது என்பதைக் கருத்தில் கொண்டு, 0.1 வி< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\டிஸ்ப்ளேஸ்டைல் \rho \தோராயமாக 2\cdot 10^(17))நியூட்ரான்கள்/செமீ 3

இத்தகைய நிலைமைகள் அடையப்படுகின்றன:

ν-செயல்முறை

முதன்மைக் கட்டுரை: ν-செயல்முறை

ν-செயல்முறைஅணுக்கருக்களுடன் நியூட்ரினோக்களின் தொடர்பு மூலம் நியூக்ளியோசிந்தசிஸ் செயல்முறை ஆகும். 7 லி, 11 பி, 19 எஃப், 138 லா மற்றும் 180 டா ஆகிய ஐசோடோப்புகளின் தோற்றத்திற்கு இது காரணமாக இருக்கலாம்.

விண்மீன்களுக்கு இடையேயான வாயுவின் பெரிய அளவிலான கட்டமைப்பில் தாக்கம்

கண்காணிப்பு வரலாறு

நிலையான நட்சத்திரங்களில் ஹிப்பார்கஸின் ஆர்வம் ஒரு சூப்பர்நோவாவின் அவதானிப்பால் ஈர்க்கப்பட்டிருக்கலாம் (பிளினியின் கூற்றுப்படி). சூப்பர்நோவா SN 185 என அடையாளம் காணப்பட்ட ஆரம்ப பதிவு (ஆங்கிலம்) 185 இல் சீன வானியலாளர்களால் உருவாக்கப்பட்டது. அறியப்பட்ட பிரகாசமான சூப்பர்நோவா, SN 1006, சீன மற்றும் அரபு வானியலாளர்களால் விரிவாக விவரிக்கப்பட்டுள்ளது. நண்டு நெபுலாவைப் பெற்றெடுத்த சூப்பர்நோவா SN 1054 நன்கு கவனிக்கப்பட்டது. சூப்பர்நோவாக்கள் SN 1572 மற்றும் SN 1604 ஆகியவை நிர்வாணக் கண்ணுக்குத் தெரியும். பெரும் முக்கியத்துவம்ஐரோப்பாவில் வானியல் வளர்ச்சியில், அவை நிலவுக்கு அப்பாற்பட்ட உலகம் என்ற அரிஸ்டாட்டிலியக் கருத்துக்கு எதிரான வாதமாகப் பயன்படுத்தப்பட்டன சூரிய குடும்பம்மாறாமல். ஜோஹன்னஸ் கெப்லர் அக்டோபர் 17, 1604 இல் SN 1604 ஐ கண்காணிக்கத் தொடங்கினார். பிரகாசம் அதிகரிக்கும் கட்டத்தில் பதிவு செய்யப்பட்ட இரண்டாவது சூப்பர்நோவா இதுவாகும் (SN 1572 க்குப் பிறகு, காசியோபியா விண்மீன் தொகுப்பில் டைகோ ப்ராஹேவால் கவனிக்கப்பட்டது).

தொலைநோக்கிகளின் வளர்ச்சியுடன், 1885 ஆம் ஆண்டில் ஆண்ட்ரோமெடா நெபுலாவில் உள்ள சூப்பர்நோவா எஸ் ஆண்ட்ரோமெடாவின் அவதானிப்புகளில் தொடங்கி, மற்ற விண்மீன் திரள்களில் சூப்பர்நோவாக்களை அவதானிக்க முடிந்தது. இருபதாம் நூற்றாண்டின் போது, ஒவ்வொரு வகை சூப்பர்நோவாக்களுக்கும் வெற்றிகரமான மாதிரிகள் உருவாக்கப்பட்டன மற்றும் நட்சத்திர உருவாக்கத்தில் அவற்றின் பங்கு பற்றிய புரிதல் அதிகரித்தது. 1941 ஆம் ஆண்டில், அமெரிக்க வானியலாளர்கள் ருடால்ஃப் மின்கோவ்ஸ்கி மற்றும் ஃபிரிட்ஸ் ஸ்விக்கி ஆகியோர் சூப்பர்நோவாக்களுக்கான நவீன வகைப்பாடு திட்டத்தை உருவாக்கினர்.

1960 களில், வானியலாளர்கள் சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் அதிகபட்ச ஒளிர்வை ஒரு நிலையான மெழுகுவர்த்தியாகப் பயன்படுத்தலாம் என்று கண்டுபிடித்தனர், எனவே வானியல் தூரங்களின் அளவீடு. இப்போது சூப்பர்நோவாக்கள் கொடுக்கின்றன முக்கியமான தகவல்அண்டவியல் தூரங்கள் பற்றி. மிகவும் தொலைதூர சூப்பர்நோவாக்கள் எதிர்பார்த்ததை விட மங்கலாக மாறியது, இது நவீன யோசனைகளின்படி, பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் துரிதப்படுத்தப்படுவதைக் காட்டுகிறது.

எழுதப்பட்ட கண்காணிப்பு பதிவுகள் இல்லாத சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் வரலாற்றை மறுகட்டமைப்பதற்கான முறைகள் உருவாக்கப்பட்டுள்ளன. சூப்பர்நோவா காசியோபியா A இன் தேதி நெபுலாவிலிருந்து வரும் ஒளி எதிரொலியிலிருந்து தீர்மானிக்கப்பட்டது, அதே சமயம் சூப்பர்நோவா எச்சத்தின் வயது RX J0852.0-4622 (ஆங்கிலம்)டைட்டானியம்-44 இன் சிதைவிலிருந்து வெப்பநிலை மற்றும் γ உமிழ்வை அளவிடுவதன் மூலம் மதிப்பிடப்படுகிறது. 2009 ஆம் ஆண்டில், சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் நேரத்துடன் ஒத்துப்போகும் நைட்ரேட்டுகள் அண்டார்டிக் பனியில் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன.

பிப்ரவரி 23, 1987 அன்று, தொலைநோக்கி கண்டுபிடிக்கப்பட்டதிலிருந்து பூமிக்கு மிக நெருக்கமான சூப்பர்நோவா SN 1987A, பூமியிலிருந்து 168 ஆயிரம் ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் உள்ள பெரிய மாகெல்லானிக் கிளவுட்டில் வெடித்தது. முதன்முறையாக, எரிமலையிலிருந்து நியூட்ரினோ ஃப்ளக்ஸ் பதிவு செய்யப்பட்டது. புற ஊதா, எக்ஸ்ரே மற்றும் காமா-கதிர் வரம்புகளில் உள்ள வானியல் செயற்கைக்கோள்களைப் பயன்படுத்தி எரிப்பு தீவிரமாக ஆய்வு செய்யப்பட்டது. சூப்பர்நோவா எச்சம் அல்மா, ஹப்பிள் மற்றும் சந்திராவைப் பயன்படுத்தி ஆய்வு செய்யப்பட்டது. ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரமோ அல்லது கருந்துளையோ, சில மாதிரிகளின்படி, எரியும் இடத்தில் இருக்க வேண்டும், இது இன்னும் கண்டுபிடிக்கப்படவில்லை.

ஜனவரி 22, 2014 அன்று M82 விண்மீன் மண்டலத்தில் அமைந்துள்ளது பெரிய டிப்பர், சூப்பர்நோவா SN 2014J வெடித்தது. Galaxy M82 நமது விண்மீன் மண்டலத்திலிருந்து 12 மில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் உள்ளது மற்றும் 9 க்கும் குறைவான வெளிப்படையான அளவு உள்ளது. இந்த சூப்பர்நோவா 1987 முதல் பூமிக்கு மிக அருகில் உள்ளது (SN 1987A).

மிகவும் பிரபலமான சூப்பர்நோவாக்கள் மற்றும் அவற்றின் எச்சங்கள்

சூப்பர்நோவா SN 1604 (கெப்லர் சூப்பர்நோவா)
Supernova G1.9+0.3 (நமது கேலக்ஸியில் அறியப்பட்ட இளையவர்)

நமது கேலக்ஸியில் வரலாற்று சூப்பர்நோவாக்கள் (கவனிக்கப்பட்டது)

சூப்பர்நோவா	வெடிப்பு தேதி	விண்மீன் கூட்டம்	அதிகபட்சம். பிரகாசிக்கின்றன	தூரம் யானியே (துறவி ஆண்டுகள்)	ஃபிளாஷ் வகை ஷ்கி	நீளம் தொலைபேசி- தெரிவுநிலை பாலங்கள்	மீதி	குறிப்புகள்
எஸ்என் 185	, டிசம்பர் 7	சென்டாரஸ்	−8	3000	ஐயா?	8-20 மாதங்கள்	G315.4-2.3 (RCW 86)	சீன பதிவுகள்: ஆல்பா சென்டாரிக்கு அருகில் காணப்பட்டது.
SN 369		தெரியவில்லை	இருந்து அல்ல - அறியப்படுகிறது	இருந்து அல்ல - அறியப்படுகிறது	இருந்து அல்ல - அறியப்படுகிறது	5 மாதங்கள்	தெரியவில்லை	சீன நாளேடுகள்: நிலைமை மிகவும் மோசமாக அறியப்படுகிறது. அது விண்மீன் பூமத்திய ரேகைக்கு அருகில் இருந்தால், அது ஒரு சூப்பர்நோவாவாக இருக்க வாய்ப்புள்ளது.
எஸ்என் 386		தனுசு	+1,5	16 000	II?	2-4 மாதங்கள்	G11.2-0.3	சீன நாளேடுகள்
எஸ்என் 393		தேள்	0	34 000	இருந்து அல்ல - அறியப்படுகிறது	8 மாதங்கள்	பல வேட்பாளர்கள்	சீன நாளேடுகள்
SN 1006	, மே 1 ஆம் தேதி	ஓநாய்	−7,5	7200	ஐயா	18 மாதங்கள்	SNR 1006	சுவிஸ் துறவிகள், அரபு விஞ்ஞானிகள் மற்றும் சீன வானியலாளர்கள்.
SN 1054	, ஜூலை 4	ரிஷபம்	−6	6300	II	21 மாதங்கள்	நண்டு நெபுலா	மத்திய மற்றும் தூர கிழக்கு(ஐரோப்பிய நூல்களில் தோன்றவில்லை, ஐரிஷ் துறவற வரலாற்றில் தெளிவற்ற குறிப்புகள் தவிர).
எஸ்என் 1181	, ஆகஸ்ட்	காசியோபியா	−1	8500	இருந்து அல்ல - அறியப்படுகிறது	6 மாதங்கள்	3C58 (G130.7+3.1)	பாரிஸ் பல்கலைக்கழக பேராசிரியர் அலெக்ஸாண்ட்ரே நெக்வெமின் படைப்புகள், சீன மற்றும் ஜப்பானிய நூல்கள்.
SN 1572	, நவம்பர் 6	காசியோபியா	−4	7500	ஐயா	16 மாதங்கள்	சூப்பர்நோவா எச்சம் அமைதியானது	இந்த நிகழ்வு பல ஐரோப்பிய ஆதாரங்களில் பதிவு செய்யப்பட்டுள்ளது, இதில் இளம் டைக்கோ ப்ராஹேவின் பதிவுகளும் அடங்கும். உண்மை, அவர் நவம்பர் 11 அன்று மட்டுமே எரியும் நட்சத்திரத்தைக் கவனித்தார், ஆனால் அவர் அதை ஒன்றரை ஆண்டுகளாகப் பின்தொடர்ந்து "டி நோவா ஸ்டெல்லா" ("புதிய நட்சத்திரத்தில்") புத்தகத்தை எழுதினார் - இந்த தலைப்பில் முதல் வானியல் வேலை.
SN 1604	, அக்டோபர் 9	ஓபியுச்சஸ்	−2,5	20000	ஐயா	18 மாதங்கள்	கெப்லரின் சூப்பர்நோவா எச்சம்	அக்டோபர் 17 முதல், ஜோஹன்னஸ் கெப்லர் அதைப் படிக்கத் தொடங்கினார், அவர் தனது அவதானிப்புகளை ஒரு தனி புத்தகத்தில் கோடிட்டுக் காட்டினார்.
SN 1680	, 16 ஆகஸ்ட்	காசியோபியா	+6	10000	IIb	இருந்து அல்ல - அறியப்படுகிறது (ஒரு வாரத்திற்கு மேல் இல்லை)	சூப்பர்நோவா எச்சம் காசியோபியா ஏ	Flamsteed ஆல் பார்க்கப்படலாம் மற்றும் 3 Cassiopeiae என பட்டியலிடப்பட்டுள்ளது.

சூப்பர்நோவா

சூப்பர்நோவா, ஒரு நட்சத்திர வெடிப்பு, இதில் கிட்டத்தட்ட முழு நட்சத்திரமும் அழிக்கப்பட்டது. ஒரு வாரத்திற்குள், ஒரு சூப்பர்நோவா கேலக்ஸியில் உள்ள மற்ற அனைத்து நட்சத்திரங்களையும் விட பிரகாசிக்க முடியும். ஒரு சூப்பர்நோவாவின் ஒளிர்வு சூரியனின் ஒளிர்வை விட 23 அளவுகள் (1000 மில்லியன் மடங்கு) அதிகமாகும், மேலும் வெடிப்பின் போது வெளியாகும் ஆற்றல் நட்சத்திரம் அதன் முந்தைய வாழ்நாள் முழுவதும் உமிழும் அனைத்து ஆற்றலுக்கும் சமம். சில ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, சூப்பர்நோவா அளவு அதிகரிக்கிறது, அது அரிதானதாகவும் ஒளிஊடுருவக்கூடியதாகவும் மாறும். நூற்றுக்கணக்கான அல்லது ஆயிரக்கணக்கான ஆண்டுகளில், வெளியேற்றப்பட்ட பொருட்களின் எச்சங்கள் காணப்படுகின்றன ஒரு சூப்பர்நோவாவின் எச்சங்கள்.சூப்பர்நோவா நோவாவை விட 1000 மடங்கு பிரகாசமானது. ஒவ்வொரு 30 வருடங்களுக்கும், நம்மைப் போன்ற ஒரு விண்மீன் ஒரு சூப்பர்நோவாவைப் பற்றி அனுபவிக்கிறது, ஆனால் இந்த நட்சத்திரங்களில் பெரும்பாலானவை தூசியால் மறைக்கப்படுகின்றன. சூப்பர்நோவாக்கள் இரண்டு முக்கிய வகைகளில் வருகின்றன, அவற்றின் ஒளி வளைவுகள் மற்றும் நிறமாலை மூலம் வேறுபடுகின்றன.

சூப்பர்நோவாக்கள் திடீரென்று எரியும் நட்சத்திரங்கள், சில சமயங்களில் சூரியனின் பிரகாசத்தை விட 10,000 மில்லியன் மடங்கு அதிக பிரகாசத்தைப் பெறுகின்றன. இது பல நிலைகளில் நடக்கிறது (A), ஒரு பெரிய நட்சத்திரம் ஒரு நிலைக்கு மிக விரைவாக உருவாகிறது, அங்கு பல்வேறு அணுசக்தி செயல்முறைகள் ஒரே நேரத்தில் நட்சத்திரத்திற்குள் ஏற்படுகின்றன. மையத்தில் இரும்பு உருவாகலாம், அதாவது அணுசக்தி உற்பத்தியின் முடிவு. நட்சத்திரம் பின்னர் புவியீர்ப்பு சரிவு (B) க்கு உட்படுத்தத் தொடங்குகிறது. இருப்பினும், இது நட்சத்திரத்தின் மையத்தை அந்த அளவிற்கு வெப்பப்படுத்துகிறது இரசாயன கூறுகள்சிதைந்து, புதிய எதிர்வினைகள் வெடிக்கும் சக்தியுடன் (C) நிகழ்கின்றன. நட்சத்திரத்தின் பெரும்பாலான பொருட்கள் விண்வெளியில் வெளியேற்றப்படுகின்றன, அதே நேரத்தில் நட்சத்திரம் முற்றிலும் இருட்டாகும் வரை நட்சத்திரத்தின் மையத்தின் எச்சங்கள் சரிந்து, மிகவும் அடர்த்தியான நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக (D) ஆகலாம். அத்தகைய ஒரு சூப்பர்நோவா 1054 இல் காணப்பட்டது. டாரஸ் (E) விண்மீன் தொகுப்பில். இந்த நட்சத்திரத்தின் எச்சம் நண்டு நெபுலா (F) எனப்படும் வாயு மேகம்.

அறிவியல் மற்றும் தொழில்நுட்ப கலைக்களஞ்சிய அகராதி.

மற்ற அகராதிகளில் "SUPERNOVA" என்ன என்பதைப் பார்க்கவும்:

"Supernova" வினவல் இங்கே திருப்பி விடப்படுகிறது; மற்ற அர்த்தங்களையும் பார்க்கவும். கெப்லர் சூப்பர்நோவா எஞ்சிய சூப்பர்நோவா ... விக்கிபீடியா

ஒரு நட்சத்திரத்தின் மரணத்தைக் குறிக்கும் வெடிப்பு. சில நேரங்களில் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பு அது நிகழ்ந்த விண்மீனை விட பிரகாசமாக இருக்கும். சூப்பர்நோவாக்கள் இரண்டு முக்கிய வகைகளாக பிரிக்கப்பட்டுள்ளன. வகை I ஆப்டிகல் ஸ்பெக்ட்ரமில் ஹைட்ரஜனின் குறைபாட்டால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது; அதனால் அவர்கள் நினைக்கிறார்கள்... கோலியர் என்சைக்ளோபீடியா

சூப்பர்நோவா- வானூர்தி. நோவா ஃபிளேரின் சக்தியை விட பல ஆயிரம் மடங்கு அதிகமான கதிர்வீச்சு சக்தியுடன் திடீரென எரியும் நட்சத்திரம்... பல வெளிப்பாடுகளின் அகராதி

Supernova SN 1572 Supernova remnant SN 1572, ஸ்ப்டிட்சர், சந்திரா தொலைநோக்கிகள் மற்றும் காலார் ஆல்டோ கண்காணிப்பு கண்காணிப்பு தரவு (சகாப்தம்?) மூலம் எடுக்கப்பட்ட எக்ஸ்ரே மற்றும் அகச்சிவப்பு படங்களின் கலவை சூப்பர்நோவா வகை ... விக்கிபீடியா

ஓநாய் ரேயட் நட்சத்திரத்தின் கலைச் சித்தரிப்பு வுல்ஃப் ரேயட் நட்சத்திரங்கள் மிகவும் வகைப்படுத்தப்படும் நட்சத்திரங்களின் ஒரு வகுப்பாகும். வெப்பம்மற்றும் ஒளிர்வு; ஓநாய் ரேயட் நட்சத்திரங்கள் மற்ற சூடான நட்சத்திரங்களிலிருந்து அவற்றின் நிறமாலையில் பரந்த ஹைட்ரஜன் உமிழ்வு பட்டைகள் இருப்பதால் வேறுபடுகின்றன... விக்கிபீடியா

சூப்பர்நோவா: ஒரு சூப்பர்நோவா என்பது ஒரு பேரழிவுகரமான வெடிக்கும் செயல்பாட்டில் அதன் பரிணாமத்தை முடிக்கும் ஒரு நட்சத்திரம்; சூப்பர்நோவா ரஷ்ய பாப் பங்க் இசைக்குழு. சூப்பர்நோவா (திரைப்படம்) 2000 ஆம் ஆண்டு ஒரு அமெரிக்க இயக்குனரின் அருமையான திகில் படம்... ... விக்கிபீடியா

இந்த வார்த்தைக்கு வேறு அர்த்தங்கள் உள்ளன, பார்க்கவும் நட்சத்திரம் (அர்த்தங்கள்). பிளேயட்ஸ் நட்சத்திரம் பரலோக உடல், இதில் அவர்கள் போகிறார்கள், போகிறார்கள் அல்லது போகிறார்கள்... விக்கிபீடியா

ஓநாய் ரேயட் நட்சத்திரத்தின் கலைச் சித்தரிப்பு வுல்ஃப் ரேயட் நட்சத்திரங்கள் என்பது மிக அதிக வெப்பநிலை மற்றும் ஒளிர்வுகளால் வகைப்படுத்தப்படும் நட்சத்திரங்களின் ஒரு வகுப்பாகும்; Wolf Rayet நட்சத்திரங்கள் மற்ற சூடான நட்சத்திரங்களிலிருந்து வேறுபடுகின்றன ... விக்கிபீடியா

SN 2007on சூப்பர்நோவா SN 2007on, ஸ்விஃப்ட் விண்வெளி தொலைநோக்கி மூலம் புகைப்படம் எடுக்கப்பட்டது. அவதானிப்புத் தரவு (Epoch J2000.0) வகை Ia சூப்பர்நோவா ... விக்கிபீடியா

புத்தகங்கள்

Finger of Fate (பார்க்கப்படாத கிரகங்களின் முழுமையான கண்ணோட்டம் உட்பட), Hamaker-Zondag K.. பிரபல ஜோதிடரான Karen Hamaker-Zondag எழுதிய புத்தகம் இருபது வருடங்களாக ஜாதகத்தின் மர்மமான மற்றும் அடிக்கடி கணிக்க முடியாத மறைந்துள்ள காரணிகளை ஆய்வு செய்ததன் பலனாகும். “விதியின் விரல்” உள்ளமைவுகள்,…

கெப்லர் சூப்பர்நோவா எச்சம்

ஒரு சூப்பர்நோவா அல்லது சூப்பர்நோவா வெடிப்பு என்பது ஒரு நிகழ்வாகும், இதன் போது அதன் பிரகாசம் 4-8 அளவுகளில் (ஒரு டஜன் அளவுகள்) கூர்மையாக மாறுகிறது, அதைத் தொடர்ந்து வெடிப்பு மெதுவாகத் தணியும். இது ஒரு பேரழிவு செயல்முறையின் விளைவாகும், இது மகத்தான ஆற்றலை வெளியிடுகிறது மற்றும் சில நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் முடிவில் எழுகிறது.

மையத்தில் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் 1E 161348-5055 உடன் சூப்பர்நோவா எச்சம் RCW 103

ஒரு விதியாக, சூப்பர்நோவாக்கள் உண்மைக்குப் பிறகு கவனிக்கப்படுகின்றன, அதாவது, நிகழ்வு ஏற்கனவே நிகழ்ந்து அவற்றின் கதிர்வீச்சு அடையும் போது. எனவே, அவர்களின் இயல்பு நீண்ட காலமாக தெளிவாக இல்லை. ஆனால் இப்போது இந்த வகையான வெடிப்புகளுக்கு வழிவகுக்கும் சில காட்சிகள் முன்மொழியப்பட்டுள்ளன, இருப்பினும் முக்கிய விதிகள் ஏற்கனவே தெளிவாக உள்ளன.

இந்த வெடிப்புடன் நட்சத்திரப் பொருளின் குறிப்பிடத்தக்க வெகுஜனத்தை விண்மீன் விண்வெளியில் வெளியேற்றுகிறது, மேலும் வெடிக்கும் நட்சத்திரத்தின் மீதமுள்ள பகுதியிலிருந்து, ஒரு விதியாக, ஒரு சிறிய பொருள் உருவாகிறது - ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளை. அவை ஒன்றாக ஒரு சூப்பர்நோவா எச்சத்தை உருவாக்குகின்றன.

மற்றவற்றுடன், எரிபொருளின் போது வெளியேற்றப்படும் பொருள் பெரும்பாலும் நட்சத்திரத்தின் வாழ்நாள் முழுவதும் ஏற்பட்ட தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவின் தயாரிப்புகளைக் கொண்டுள்ளது. இது பொதுவாக சூப்பர்நோவாக்களுக்கு நன்றி மற்றும் குறிப்பாக ஒவ்வொன்றும் வேதியியல் ரீதியாக உருவாகிறது.

இந்த பெயர் நட்சத்திரங்களைப் படிக்கும் வரலாற்று செயல்முறையை பிரதிபலிக்கிறது, அதன் பிரகாசம் காலப்போக்கில் கணிசமாக மாறுகிறது, இது நோவா என்று அழைக்கப்படுகிறது. இதேபோல், சூப்பர்நோவாக்களில் ஒரு துணைப்பிரிவு இப்போது வேறுபடுத்தப்பட்டுள்ளது - ஹைப்பர்நோவா.

பெயர் SN குறிச்சொல்லால் ஆனது, அதைத் தொடர்ந்து திறக்கப்பட்ட ஆண்டு, ஒன்று அல்லது இரண்டு எழுத்து பதவியுடன் முடிவடைகிறது. நடப்பு ஆண்டின் முதல் 26 சூப்பர்நோவாக்கள், அவற்றின் பெயர்களின் முடிவில், பெரிய எழுத்துக்களான A முதல் Z வரையிலான ஒற்றை எழுத்துப் பெயர்களைப் பெறுகின்றன. மீதமுள்ள சூப்பர்நோவாக்கள் சிற்றெழுத்துகளிலிருந்து இரண்டு எழுத்துப் பெயர்களைப் பெறுகின்றன: aa, ab மற்றும் பல. உறுதிப்படுத்தப்படாத சூப்பர்நோவாக்கள் PSN (ஆங்கிலம்: சாத்தியமான சூப்பர்நோவா) எழுத்துக்களால் குறிக்கப்படுகின்றன: Jhhmmsss+ddmmsss என்ற வடிவத்தில் வான ஆயத்தொலைவுகளுடன்.

ஆனால் வகை II இன் ஒளி வளைவுகள் மிகவும் வேறுபட்டவை. சிலருக்கு, வளைவுகள் வகை I ஐப் போலவே இருந்தன, நேரியல் நிலை தொடங்கும் வரை பிரகாசம் மெதுவாகவும் நீண்டதாகவும் குறைகிறது. மற்றவர்கள், உச்சத்தை அடைந்து, 100 நாட்கள் வரை அதில் தங்கியிருந்தனர், பின்னர் பிரகாசம் கூர்மையாக குறைந்து நேரியல் "வால்" அடையும். அதிகபட்சத்தின் முழுமையான அளவு பரவலாக மாறுபடும்.

மேலே உள்ள வகைப்பாடு ஏற்கனவே பல்வேறு வகையான சூப்பர்நோவாக்களின் ஸ்பெக்ட்ராவின் சில அடிப்படை அம்சங்களைக் கொண்டுள்ளது. முதல் மற்றும் மிக முக்கியமான அம்சம், நீண்ட காலமாக பெறப்பட்ட நிறமாலையின் விளக்கத்தைத் தடுக்கிறது, முக்கிய கோடுகள் மிகவும் பரந்தவை.

வகை II மற்றும் Ib\c சூப்பர்நோவாக்களின் ஸ்பெக்ட்ரா வகைப்படுத்தப்படுகிறது:
பிரகாசம் அதிகபட்ச மற்றும் குறுகிய undisplaced உமிழ்வு கூறுகள் அருகே குறுகிய உறிஞ்சுதல் அம்சங்கள் முன்னிலையில்.
கோடுகள் , , புற ஊதா கதிர்வீச்சில் காணப்படுகின்றன.

எரிப்புகளின் அதிர்வெண் விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் எண்ணிக்கையைப் பொறுத்தது அல்லது சாதாரண விண்மீன் திரள்களுக்கு ஒரே மாதிரியான ஒளிர்வு.

நண்டு நெபுலா (எக்ஸ்-ரே படம்) உள் அதிர்ச்சி அலை, சுதந்திரமாக பாயும் காற்று மற்றும் ஜெட் ஆகியவற்றைக் காட்டுகிறது

இளம் எஞ்சியவர்களின் நியமனத் திட்டம் பின்வருமாறு:

சாத்தியமான கச்சிதமான மீதமுள்ள; பொதுவாக ஒரு பல்சர், ஆனால் கருந்துளையாக இருக்கலாம்
விண்மீன்களுக்கு இடையேயான பொருளில் பரவும் வெளிப்புற அதிர்ச்சி அலை.
சூப்பர்நோவா எஜெக்டா பொருளில் பரவும் ஒரு திரும்பும் அலை.
இரண்டாம் நிலை, விண்மீன்களுக்கு இடையேயான நடுத்தரத்தின் கொத்துகளில் மற்றும் அடர்த்தியான சூப்பர்நோவா உமிழ்வுகளில் பரவுகிறது.

அவை இணைந்து பின்வரும் படத்தை உருவாக்குகின்றன: வெளிப்புற அதிர்ச்சி அலையின் முன்புறம், வாயு TS ≥ 107 K வெப்பநிலைக்கு வெப்பப்படுத்தப்படுகிறது மற்றும் 0.1-20 keV இன் ஃபோட்டான் ஆற்றலுடன் X-கதிர் வரம்பில் வெளியிடுகிறது திரும்பும் அலையின் முன் X-கதிர் கதிர்வீச்சின் இரண்டாவது பகுதியை உருவாக்குகிறது. அதிக அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட Fe, Si, S, முதலியவற்றின் கோடுகள் இரண்டு அடுக்குகளிலிருந்தும் கதிர்வீச்சின் வெப்பத் தன்மையைக் குறிக்கின்றன.

இளம் எச்சத்தில் இருந்து ஒளியியல் உமிழ்வு இரண்டாம் அலை முன் பின்னால் கொத்துகளில் வாயுவை உருவாக்குகிறது. அவற்றில் பரவல் வேகம் அதிகமாக இருப்பதால், வாயு வேகமாக குளிர்கிறது மற்றும் கதிர்வீச்சு எக்ஸ்ரே வரம்பிலிருந்து ஆப்டிகல் வரம்பிற்கு செல்கிறது. ஒளியியல் கதிர்வீச்சின் தாக்கத்தின் தோற்றம் கோடுகளின் ஒப்பீட்டு தீவிரத்தால் உறுதிப்படுத்தப்படுகிறது.

காசியோபியா A இல் உள்ள இழைகள், பொருளின் கொத்துக்களின் தோற்றம் இருமடங்காக இருக்கலாம் என்பதை தெளிவுபடுத்துகிறது. வேகமான இழைகள் என்று அழைக்கப்படுபவை வினாடிக்கு 5000-9000 கிமீ வேகத்தில் பறந்து O, S, Si கோடுகளில் மட்டுமே வெளியிடுகின்றன - அதாவது, இவை சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் தருணத்தில் உருவாகும் கொத்துகள். நிலையான ஒடுக்கங்கள் வினாடிக்கு 100-400 கிமீ வேகத்தைக் கொண்டுள்ளன, மேலும் அவற்றில் எச், என், ஓ ஆகியவற்றின் இயல்பான செறிவுகள் ஒன்றாகக் காணப்படுகின்றன, இந்த பொருள் சூப்பர்நோவா வெடிப்புக்கு நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே வெளியேற்றப்பட்டது மற்றும் பின்னர் வெளிப்புற அதிர்ச்சி அலையால் வெப்பப்படுத்தப்பட்டது. .

ஒரு வலுவான காந்தப்புலத்தில் உள்ள சார்பியல் துகள்களிலிருந்து சின்க்ரோட்ரான் ரேடியோ உமிழ்வு முழு எச்சத்திற்கும் முக்கிய கண்காணிப்பு கையொப்பமாகும். அதன் உள்ளூர்மயமாக்கலின் பகுதி வெளிப்புற மற்றும் திரும்பும் அலைகளின் முன் பகுதிகள். சின்க்ரோட்ரான் கதிர்வீச்சு எக்ஸ்ரே வரம்பிலும் காணப்படுகிறது.

சூப்பர்நோவா Ia இன் தன்மை மற்ற வெடிப்புகளின் தன்மையிலிருந்து வேறுபட்டது. நீள்வட்ட விண்மீன் திரள்களில் வகை Ib\c மற்றும் வகை II எரிப்புக்கள் இல்லாததால் இது தெளிவாக நிரூபிக்கப்பட்டுள்ளது. பிந்தையதைப் பற்றிய பொதுவான தகவல்களிலிருந்து, அங்கு சிறிய வாயு மற்றும் நீல நட்சத்திரங்கள் இருப்பதாக அறியப்படுகிறது, மேலும் நட்சத்திர உருவாக்கம் 1010 ஆண்டுகளுக்கு முன்பு முடிந்தது. இதன் பொருள் அனைத்து பாரிய நட்சத்திரங்களும் ஏற்கனவே அவற்றின் பரிணாம வளர்ச்சியை முடித்துவிட்டன, மேலும் சூரிய வெகுஜனத்தை விட குறைவான நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் மட்டுமே எஞ்சியுள்ளன, மேலும் இல்லை. விண்மீன் பரிணாமக் கோட்பாட்டிலிருந்து இந்த வகை நட்சத்திரங்களை வெடிக்க முடியாது என்று அறியப்படுகிறது, எனவே 1-2M⊙ நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்களுக்கு ஆயுள் நீட்டிப்பு வழிமுறை தேவைப்படுகிறது.

Ia\Iax நிறமாலையில் ஹைட்ரஜன் கோடுகள் இல்லாதது அசல் நட்சத்திரத்தின் வளிமண்டலத்தில் மிகக் குறைவான ஹைட்ரஜன் இருப்பதைக் குறிக்கிறது. வெளியேற்றப்பட்ட பொருளின் நிறை மிகவும் பெரியது - 1M⊙, முக்கியமாக கார்பன், ஆக்ஸிஜன் மற்றும் பிற கனமான கூறுகளைக் கொண்டுள்ளது. மாற்றப்பட்ட Si II கோடுகள் வெளியேற்றத்தின் போது அணுக்கரு எதிர்வினைகள் தீவிரமாக நிகழ்கின்றன என்பதைக் குறிக்கிறது. இவை அனைத்தும் முன்னோடி நட்சத்திரம் ஒரு வெள்ளை குள்ளன், பெரும்பாலும் கார்பன்-ஆக்ஸிஜன் என்று நம்மை நம்ப வைக்கிறது.

வகை Ib\c மற்றும் வகை II சூப்பர்நோவாக்களின் சுழல் கரங்கள் மீதான ஈர்ப்பு, முன்னோடி நட்சத்திரம் 8-10M⊙ நிறை கொண்ட குறுகிய கால O நட்சத்திரங்கள் என்பதைக் குறிக்கிறது.

ஆதிக்கம் செலுத்தும் காட்சி

தேவையான அளவு ஆற்றலை வெளியிடுவதற்கான வழிகளில் ஒன்று தெர்மோநியூக்ளியர் எரிப்பில் ஈடுபடும் பொருளின் வெகுஜனத்தில் கூர்மையான அதிகரிப்பு ஆகும், அதாவது தெர்மோநியூக்ளியர் வெடிப்பு. இருப்பினும், ஒற்றை நட்சத்திரங்களின் இயற்பியல் இதை அனுமதிக்கவில்லை. முக்கிய வரிசையில் அமைந்துள்ள நட்சத்திரங்களின் செயல்முறைகள் சமநிலையில் உள்ளன. எனவே, அனைத்து மாதிரிகளும் நட்சத்திர பரிணாமத்தின் இறுதி கட்டத்தை கருதுகின்றன - வெள்ளை குள்ளர்கள். இருப்பினும், பிந்தையது ஒரு நிலையான நட்சத்திரம், சந்திரசேகர் வரம்பை நெருங்கும் போது மட்டுமே எல்லாம் மாற முடியும். இது இரட்டை நட்சத்திரங்கள் என்று அழைக்கப்படும் நட்சத்திர அமைப்புகளில் மட்டுமே தெர்மோநியூக்ளியர் வெடிப்பு சாத்தியமாகும் என்ற தெளிவற்ற முடிவுக்கு வழிவகுக்கிறது.

இரண்டாவது துணை ஒரு சாதாரண நட்சத்திரம், அதில் இருந்து பொருள் முதல் இடத்திற்கு பாய்கிறது.
இரண்டாவது துணையும் அதே வெள்ளைக் குள்ளன். இந்த காட்சி இரட்டை சிதைவு என்று அழைக்கப்படுகிறது.

சந்திரசேகர் வரம்பை மீறும் போது வெடிப்பு ஏற்படுகிறது.
அவருக்கு முன்னால் வெடிப்பு ஏற்படுகிறது.

அனைத்து சூப்பர்நோவா Ia காட்சிகளுக்கும் பொதுவானது என்னவென்றால், வெடிக்கும் குள்ளமானது பெரும்பாலும் கார்பன்-ஆக்ஸிஜனாக இருக்கலாம்.

ஒளி வளைவின் மேலும் நடத்தை முக்கியமாக சிதைவு சங்கிலியால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது.

56Ni ஐசோடோப்பு நிலையற்றது மற்றும் 6.1 நாட்கள் அரை ஆயுள் கொண்டது. மேலும், மின்-பிடிப்பு 1.72 MeV ஆற்றல் கொண்ட உற்சாகமான நிலையில் 56Co அணுக்கருவை உருவாக்க வழிவகுக்கிறது. இந்த நிலை நிலையற்றது மற்றும் எலக்ட்ரானை தரை நிலைக்கு மாற்றுவது 0.163 MeV இலிருந்து 1.56 MeV வரை ஆற்றல் கொண்ட γ-குவாண்டாவின் அடுக்கை வெளியேற்றுகிறது. இந்த குவாண்டா காம்ப்டன் சிதறலை அனுபவிக்கிறது மற்றும் அவற்றின் ஆற்றல் விரைவாக ~100 keV ஆக குறைகிறது. இத்தகைய குவாண்டா ஏற்கனவே ஒளிமின்னழுத்த விளைவு மூலம் திறம்பட உறிஞ்சப்படுகிறது, இதன் விளைவாக பொருள் வெப்பமடைகிறது. நட்சத்திரம் விரிவடைவதால், நட்சத்திரத்தில் உள்ள பொருளின் அடர்த்தி குறைகிறது, ஃபோட்டான் மோதல்களின் எண்ணிக்கை குறைகிறது, மேலும் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்புப் பொருள் கதிர்வீச்சுக்கு வெளிப்படையானதாகிறது. கோட்பாட்டு கணக்கீடுகள் காட்டுவது போல, நட்சத்திரம் அதன் அதிகபட்ச ஒளிர்வை அடைந்த சுமார் 20-30 நாட்களுக்குப் பிறகு இந்த நிலை ஏற்படுகிறது.

தொடங்கிய 60 நாட்களுக்குப் பிறகு, பொருள் γ- கதிர்வீச்சுக்கு வெளிப்படையானதாகிறது. ஒளி வளைவு அதிவேகமாக சிதையத் தொடங்குகிறது. இந்த நேரத்தில், 56Ni ஏற்கனவே சிதைந்துவிட்டது மற்றும் 56Co முதல் 56Fe (T1/2 = 77 நாட்கள்) வரை 4.2 MeV வரையிலான தூண்டுதல் ஆற்றல்களுடன் β- சிதைவு காரணமாக ஆற்றல் வெளியீடு ஏற்படுகிறது.

ஈர்ப்பு சரிவு பொறிமுறையின் மாதிரி

தேவையான ஆற்றலை வெளியிடுவதற்கான இரண்டாவது காட்சி நட்சத்திரத்தின் மையத்தின் சரிவு ஆகும். அதன் நிறை அதன் எச்சத்தின் வெகுஜனத்திற்கு சரியாகச் சமமாக இருக்க வேண்டும் - ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம்.

ஒரு கேரியர் தேவை, ஒருபுறம், வெளியிடப்பட்ட ஆற்றலை எடுத்துச் செல்ல வேண்டும், மறுபுறம், பொருளுடன் தொடர்பு கொள்ளக்கூடாது. அத்தகைய கேரியரின் பாத்திரத்திற்கு நியூட்ரினோக்கள் பொருத்தமானவை.

இந்த எதிர்விளைவுகளிலிருந்து வரும் நியூட்ரினோக்கள் 10% எடுத்துச் செல்கின்றன. குளிரூட்டலில் முக்கிய பங்கு URKA செயல்முறைகளால் (நியூட்ரினோ குளிரூட்டல்) வகிக்கப்படுகிறது.

புரோட்டான்கள் மற்றும் நியூட்ரான்களுக்குப் பதிலாக, அணுக்கருக்கள் செயல்படலாம், பீட்டா சிதைவை அனுபவிக்கும் நிலையற்ற ஐசோடோப்பை உருவாக்குகின்றன.

நியூட்ரானைசேஷன் செயல்முறைகள் 1011/cm3 அடர்த்தியில் மட்டுமே நிகழ்கின்றன, நட்சத்திர மையத்தில் மட்டுமே அடைய முடியும். இதன் பொருள் ஹைட்ரோடைனமிக் சமநிலை அதில் மட்டுமே தொந்தரவு செய்யப்படுகிறது. வெளிப்புற அடுக்குகள் உள்ளூர் ஹைட்ரோடைனமிக் சமநிலையில் உள்ளன, மேலும் மைய மையமானது சுருங்கி ஒரு திடமான மேற்பரப்பை உருவாக்கிய பின்னரே சரிவு தொடங்குகிறது. இந்த மேற்பரப்பில் இருந்து மீள்வது ஷெல் வெளியீட்டை உறுதி செய்கிறது.

சூப்பர்நோவா எச்சத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியில் மூன்று நிலைகள் உள்ளன:

இலவச விமானம்.
அடியாபாடிக் விரிவாக்கம் (செடோவ் நிலை). இந்த கட்டத்தில் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பு நிலையான வெப்ப திறன் கொண்ட ஒரு ஊடகத்தில் ஒரு வலுவான புள்ளி வெடிப்பாக தோன்றுகிறது. செடோவின் சுய மாதிரி தீர்வு, சோதிக்கப்பட்டது அணு வெடிப்புகள்பூமியின் வளிமண்டலத்தில்.
தீவிர வெளிச்சத்தின் நிலை. கதிர்வீச்சு இழப்பு வளைவில் முன்பக்க வெப்பநிலை அதிகபட்சமாக அடையும் போது இது தொடங்குகிறது.

உடனடி வெடிப்பு
தாமதமான வெடிப்பு
துடிக்கும் தாமதமான வெடிப்பு
கொந்தளிப்பான வேகமான எரிப்பு

ஆரம்ப நிலைகளின் ஒவ்வொரு கலவைக்கும் குறைந்தபட்சம், பட்டியலிடப்பட்ட வழிமுறைகள் ஒரு மாறுபாடு அல்லது மற்றொன்றில் காணலாம். ஆனால் முன்மொழியப்பட்ட மாதிரிகளின் வரம்பு இதற்கு மட்டுப்படுத்தப்படவில்லை. உதாரணமாக, இரண்டு ஒரே நேரத்தில் வெடிக்கும் போது மாதிரிகளை மேற்கோள் காட்டலாம். இயற்கையாகவே, இரண்டு கூறுகளும் உருவாகியுள்ள சூழ்நிலைகளில் மட்டுமே இது சாத்தியமாகும்.

சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் அதிக அணு எண்களைக் கொண்ட (அல்லது, அவர்கள் சொல்வது போல், கனமான) உறுப்புகளுடன் விண்மீன் ஊடகத்தை நிரப்புவதற்கான முக்கிய ஆதாரமாகும். இருப்பினும், வெவ்வேறு குழுக்களின் தனிமங்கள் மற்றும் ஐசோடோப்புகளுக்கு அவற்றின் தோற்றத்திற்கு வழிவகுத்த செயல்முறைகள் வேறுபட்டவை.

He மற்றும் Fe வரையிலான கனமான அனைத்து கூறுகளும் கிளாசிக்கல் தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவின் விளைவாகும், எடுத்துக்காட்டாக, நட்சத்திரங்களின் உட்புறத்தில் அல்லது p-செயல்முறையின் போது சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் ஏற்படும். அது மிகவும் அதீதமானது என்பது இங்கு குறிப்பிடத் தக்கது சிறிய பகுதிஇருப்பினும் முதன்மை நியூக்ளியோசிந்தேசிஸின் போது பெறப்பட்டது.
209Bi ஐ விட கனமான அனைத்து கூறுகளும் r-செயல்முறையின் விளைவாகும்
மற்றவற்றின் தோற்றம் விவாதத்திற்குரியது;

25M☉ நட்சத்திரத்திற்கான வெடிப்புக்கு முந்தைய சூப்பர்நோவா மற்றும் அடுத்த நொடியில் நியூக்ளியோசிந்தசிஸின் அமைப்பு மற்றும் செயல்முறைகள், அளவிட முடியாது.

r-செயல்முறையானது (n, γ) எதிர்வினைகளின் போது நியூட்ரான்களை வரிசையாகப் பிடிப்பதன் மூலம் இலகுவானவற்றிலிருந்து கனமான கருக்களை உருவாக்கும் செயல்முறையாகும் மற்றும் நியூட்ரான் பிடிப்பு விகிதம் ஐசோடோப்பின் β− சிதைவின் விகிதத்தை விட அதிகமாக இருக்கும் வரை தொடர்கிறது.

ν-செயல்முறையானது அணுக்கருக்களுடன் நியூட்ரினோக்களின் தொடர்பு மூலம் நியூக்ளியோசிந்தசிஸ் செயல்முறையாகும். 7Li, 11B, 19F, 138La மற்றும் 180Ta ஐசோடோப்புகளின் தோற்றத்திற்கு இது காரணமாக இருக்கலாம்.

சூப்பர்நோவா SN 1054 இன் எச்சமாக நண்டு நெபுலா

நிலையான நட்சத்திரங்களில் ஹிப்பார்கஸின் ஆர்வம் ஒரு சூப்பர்நோவாவின் அவதானிப்பால் ஈர்க்கப்பட்டிருக்கலாம் (பிளினியின் கூற்றுப்படி). சூப்பர்நோவா SN 185 என அடையாளம் காணப்பட்ட ஆரம்பகால பதிவு சீன வானியலாளர்களால் கி.பி 185 இல் செய்யப்பட்டது. அறியப்பட்ட பிரகாசமான சூப்பர்நோவா, SN 1006, சீன மற்றும் அரபு வானியலாளர்களால் விரிவாக விவரிக்கப்பட்டுள்ளது. நண்டு நெபுலாவைப் பெற்றெடுத்த சூப்பர்நோவா SN 1054 நன்கு கவனிக்கப்பட்டது. சூப்பர்நோவாக்கள் SN 1572 மற்றும் SN 1604 ஆகியவை நிர்வாணக் கண்ணுக்குத் தெரிந்தன, மேலும் அவை ஐரோப்பாவில் வானியல் வளர்ச்சியில் மிகவும் முக்கியத்துவம் வாய்ந்தவை, ஏனெனில் அவை சந்திரனுக்கும் சூரிய குடும்பத்திற்கும் அப்பாற்பட்ட உலகம் மாறாது என்ற அரிஸ்டாட்டிலியக் கருத்துக்கு எதிரான வாதமாகப் பயன்படுத்தப்பட்டது. ஜோஹன்னஸ் கெப்லர் அக்டோபர் 17, 1604 இல் SN 1604 ஐ கண்காணிக்கத் தொடங்கினார். பிரகாசம் அதிகரிக்கும் கட்டத்தில் பதிவு செய்யப்பட்ட இரண்டாவது சூப்பர்நோவா இதுவாகும் (SN 1572 க்குப் பிறகு, காசியோபியா விண்மீன் தொகுப்பில் டைகோ ப்ராஹேவால் கவனிக்கப்பட்டது).

தொலைநோக்கிகளின் வளர்ச்சியுடன், 1885 ஆம் ஆண்டில் ஆண்ட்ரோமெடா நெபுலாவில் சூப்பர்நோவா எஸ் ஆண்ட்ரோமெடாவின் அவதானிப்புகள் தொடங்கி, மற்ற விண்மீன் திரள்களில் சூப்பர்நோவாக்களை அவதானிக்க முடிந்தது. இருபதாம் நூற்றாண்டின் போது, ஒவ்வொரு வகை சூப்பர்நோவாக்களுக்கும் வெற்றிகரமான மாதிரிகள் உருவாக்கப்பட்டன மற்றும் நட்சத்திர உருவாக்கத்தில் அவற்றின் பங்கு பற்றிய புரிதல் அதிகரித்தது. 1941 ஆம் ஆண்டில், அமெரிக்க வானியலாளர்கள் ருடால்ஃப் மின்கோவ்ஸ்கி மற்றும் ஃபிரிட்ஸ் ஸ்விக்கி ஆகியோர் சூப்பர்நோவாக்களுக்கான நவீன வகைப்பாடு திட்டத்தை உருவாக்கினர்.

1960 களில், வானியலாளர்கள் சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் அதிகபட்ச ஒளிர்வை ஒரு நிலையான மெழுகுவர்த்தியாகப் பயன்படுத்தலாம் என்று கண்டுபிடித்தனர், எனவே வானியல் தூரங்களின் அளவீடு. சூப்பர்நோவாக்கள் இப்போது அண்டவியல் தூரங்களைப் பற்றிய முக்கியமான தகவல்களை வழங்குகின்றன. மிகவும் தொலைதூர சூப்பர்நோவாக்கள் எதிர்பார்த்ததை விட மங்கலாக மாறியது, இது நவீன யோசனைகளின்படி, பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் துரிதப்படுத்தப்படுவதைக் காட்டுகிறது.

எழுதப்பட்ட கண்காணிப்பு பதிவுகள் இல்லாத சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் வரலாற்றை மறுகட்டமைப்பதற்கான முறைகள் உருவாக்கப்பட்டுள்ளன. சூப்பர்நோவா காசியோபியா A இன் தேதி நெபுலாவிலிருந்து வரும் ஒளி எதிரொலிகளால் தீர்மானிக்கப்பட்டது, அதே சமயம் சூப்பர்நோவா எச்சம் RX J0852.0-4622 இன் வயது வெப்பநிலை அளவீடுகள் மற்றும் டைட்டானியம்-44 இன் சிதைவிலிருந்து γ- கதிர் உமிழ்வுகளிலிருந்து மதிப்பிடப்பட்டது. 2009 ஆம் ஆண்டில், சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் நேரத்துடன் அண்டார்டிக் பனியில் நைட்ரேட்டுகள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன.

ஜனவரி 22, 2014 அன்று, உர்சா மேஜர் விண்மீன் தொகுப்பில் அமைந்துள்ள M82 விண்மீன் மண்டலத்தில் ஒரு சூப்பர்நோவா SN 2014J வெடித்தது. Galaxy M82 நமது விண்மீன் மண்டலத்திலிருந்து 12 மில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் உள்ளது மற்றும் 9 க்கும் குறைவான வெளிப்படையான அளவு உள்ளது. இந்த சூப்பர்நோவா 1987 முதல் பூமிக்கு மிக அருகில் உள்ளது (SN 1987A).