എങ്ങനെയാണ് ഒരു സൂപ്പർനോവ രൂപപ്പെടുന്നത്. എന്താണ് സൂപ്പർനോവകൾ? ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവ

സൂപ്പർനോവ,ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ 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, ഇത് ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെ സ്ഫോടനമാണെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു - സൂര്യനോട് അടുത്ത പിണ്ഡമുള്ള, എന്നാൽ വലുപ്പത്തിൽ ചെറുതും കൂടുതൽ സാന്ദ്രവുമായ ഒരു നക്ഷത്രം. ഒരു വെളുത്ത കുള്ളനിൽ മിക്കവാറും ഹൈഡ്രജൻ അടങ്ങിയിട്ടില്ല, കാരണം ഇത് ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അന്തിമഫലമാണ്. 1930-കളിൽ എസ്.ചന്ദ്രശേഖർ ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെ പിണ്ഡം ഒരു പരിധിക്ക് മുകളിലായിരിക്കില്ലെന്ന് തെളിയിച്ചു. ഇത് ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രമുള്ള ഒരു ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിലാണെങ്കിൽ, അതിൻ്റെ പദാർത്ഥം വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് ഒഴുകും. അതിൻ്റെ പിണ്ഡം ചന്ദ്രശേഖർ പരിധി കവിയുമ്പോൾ, വെളുത്ത കുള്ളൻ തകരുന്നു (ചുരുക്കുന്നു), ചൂടാകുകയും പൊട്ടിത്തെറിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതും കാണുകനക്ഷത്രങ്ങൾ.

ഒരു ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവ 1987 ഫെബ്രുവരി 23 ന് നമ്മുടെ അയൽ ഗാലക്സിയായ ലാർജ് മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡിൽ പൊട്ടിത്തെറിച്ചു. ഒരു ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ചും പിന്നീട് നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ടും ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം ആദ്യമായി ശ്രദ്ധിച്ച ഇയാൻ ഷെൽട്ടൺ എന്ന പേര് അവൾക്ക് ലഭിച്ചു. (അത്തരത്തിലുള്ള അവസാനത്തെ കണ്ടെത്തൽ 1604-ൽ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം കണ്ട കെപ്ലറിൻ്റേതാണ്, ടെലിസ്കോപ്പ് കണ്ടുപിടിക്കുന്നതിന് തൊട്ടുമുമ്പ്.) 1987-ലെ ഒപ്റ്റിക്കൽ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തോടൊപ്പം ജപ്പാനിലും അമേരിക്കയിലും പ്രത്യേക ഡിറ്റക്ടറുകൾ. ഒഹായോ (യുഎസ്എ) ന്യൂട്രിനോകളുടെ ഒരു പ്രവാഹം രേഖപ്പെടുത്തി - നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിൻ്റെ തകർച്ചയുടെ സമയത്ത് വളരെ ഉയർന്ന താപനിലയിൽ ജനിച്ചതും അതിൻ്റെ ഷെല്ലിലൂടെ എളുപ്പത്തിൽ തുളച്ചുകയറുന്നതുമായ പ്രാഥമിക കണങ്ങൾ. ഏകദേശം 150 ആയിരം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് ന്യൂട്രിനോകളുടെ പ്രവാഹം ഒരു നക്ഷത്രം ഒരു ഒപ്റ്റിക്കൽ ഫ്ലെയറിനൊപ്പം പുറപ്പെടുവിച്ചിട്ടുണ്ടെങ്കിലും, അത് ഫോട്ടോണുകൾക്കൊപ്പം ഏതാണ്ട് ഒരേസമയം ഭൂമിയിലെത്തി, അതുവഴി ന്യൂട്രിനോകൾക്ക് പിണ്ഡമില്ലെന്നും പ്രകാശവേഗത്തിൽ സഞ്ചരിക്കുന്നുവെന്നും തെളിയിക്കുന്നു. ഈ നിരീക്ഷണങ്ങൾ, തകരുന്ന നക്ഷത്രകാമ്പിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 10% ന്യൂട്രിനോകളുടെ രൂപത്തിൽ പുറപ്പെടുവിക്കപ്പെടുന്നു എന്ന അനുമാനവും കോർ തന്നെ ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി തകരുമ്പോൾ സ്ഥിരീകരിക്കുന്നു. വളരെ വലിയ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടന സമയത്ത്, കോറുകൾ കൂടുതൽ സാന്ദ്രതയിലേക്ക് കംപ്രസ്സുചെയ്യുകയും തമോദ്വാരങ്ങളായി മാറുകയും ചെയ്യും, പക്ഷേ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുറം പാളികൾ ഇപ്പോഴും ചൊരിയുന്നു. സെമി. കൂടാതെബ്ലാക്ക് ഹോൾ.

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ, ക്രാബ് നെബുല ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടമാണ്, ഇത് 1054-ൽ ചൈനീസ് ശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരീക്ഷിച്ചു. പ്രശസ്ത ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ടി. ബ്രാഹും 1572-ൽ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ പൊട്ടിപ്പുറപ്പെട്ട ഒരു സൂപ്പർനോവ നിരീക്ഷിച്ചു. കെപ്ലറിന് ശേഷം അടുത്തടുത്തുള്ള ആദ്യത്തെ സൂപ്പർനോവയാണ് ഷെൽട്ടണിൻ്റെ സൂപ്പർനോവയെങ്കിലും, കഴിഞ്ഞ 100 വർഷത്തിനിടയിൽ ദൂരദർശിനികളിലൂടെ നൂറുകണക്കിന് സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടിട്ടുണ്ട്.

കാർബൺ, ഓക്സിജൻ, ഇരുമ്പ്, ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ എന്നിവ ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടങ്ങളിൽ കാണാം. തൽഫലമായി, രാസ മൂലകങ്ങളുടെ രൂപീകരണ പ്രക്രിയയായ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസിൽ ഈ സ്ഫോടനങ്ങൾ ഒരു പ്രധാന പങ്ക് വഹിക്കുന്നു. 5 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് സൗരയൂഥത്തിൻ്റെ പിറവിക്ക് മുമ്പ് ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം ഉണ്ടായിട്ടുണ്ടാകാം, അതിൻ്റെ ഫലമായി സൂര്യൻ്റെയും ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഭാഗമായ നിരവധി ഘടകങ്ങൾ ഉയർന്നു. ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ്.

പുരാതന വൃത്താന്തങ്ങളും വൃത്താന്തങ്ങളും നമ്മോട് പറയുന്നത്, ഇടയ്ക്കിടെ അസാധാരണമാംവിധം തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ പെട്ടെന്ന് ആകാശത്ത് പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു എന്നാണ്. അവ പെട്ടെന്ന് തെളിച്ചം വർദ്ധിച്ചു, തുടർന്ന് സാവധാനം, മാസങ്ങളോളം, മങ്ങുകയും ദൃശ്യമാകാതിരിക്കുകയും ചെയ്തു. പരമാവധി തെളിച്ചത്തിനടുത്ത്, ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ പകൽ പോലും ദൃശ്യമായിരുന്നു. 1006 ലും 1054 ലും ഉണ്ടായ ഏറ്റവും ശ്രദ്ധേയമായ പൊട്ടിത്തെറികൾ ചൈനീസ്, ജാപ്പനീസ് ഗ്രന്ഥങ്ങളിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. 1572-ൽ, കാസിയോപ്പിയ രാശിയിൽ അത്തരമൊരു നക്ഷത്രം പൊട്ടിത്തെറിക്കുകയും മികച്ച ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ടൈക്കോ ബ്രാഹെ നിരീക്ഷിക്കുകയും ചെയ്തു, 1604-ൽ ഒഫിയൂച്ചസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ സമാനമായ ഒരു ജ്വാല ജൊഹാനസ് കെപ്ലർ നിരീക്ഷിച്ചു. അതിനുശേഷം, ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ "ടെലിസ്കോപ്പിക്" യുഗത്തിൻ്റെ നാല് നൂറ്റാണ്ടുകളിൽ, അത്തരം ജ്വലനങ്ങളൊന്നും നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല. എന്നിരുന്നാലും, നിരീക്ഷണ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ വികാസത്തോടെ, ഗവേഷകർ വളരെ ഉയർന്ന തെളിച്ചത്തിൽ എത്തിയില്ലെങ്കിലും സമാനമായ ജ്വാലകൾ വളരെ വലിയ അളവിൽ കണ്ടെത്താൻ തുടങ്ങി. ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ, പെട്ടെന്ന് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുകയും ഒരു തുമ്പും കൂടാതെ അപ്രത്യക്ഷമാവുകയും ചെയ്യുന്നതിനെ "നോവ" എന്ന് വിളിക്കാൻ തുടങ്ങി. 1006-ലെയും 1054-ലെയും നക്ഷത്രങ്ങൾ, ടൈക്കോയുടെയും കെപ്ലറിൻ്റെയും നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒരേ ജ്വാലകളാണെന്ന് തോന്നുന്നു, വളരെ അടുത്തതും അതിനാൽ കൂടുതൽ തിളക്കമുള്ളതുമാണ്. എന്നാൽ ഇത് അങ്ങനെയല്ലെന്ന് തെളിഞ്ഞു. 1885-ൽ, ടാർട്ടു ഒബ്സർവേറ്ററിയിലെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഹാർട്ട്വിഗ്, അറിയപ്പെടുന്ന ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയിൽ ഒരു പുതിയ നക്ഷത്രം പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നത് ശ്രദ്ധിച്ചു. ഈ നക്ഷത്രം ആറാമത്തെ ദൃശ്യകാന്തിമാനത്തിലെത്തി, അതായത്, അതിൻ്റെ വികിരണത്തിൻ്റെ ശക്തി മുഴുവൻ നെബുലയേക്കാൾ 4 മടങ്ങ് കുറവാണ്. അപ്പോൾ ഇത് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരെ ആശ്ചര്യപ്പെടുത്തിയില്ല: എല്ലാത്തിനുമുപരി, ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയുടെ സ്വഭാവം അജ്ഞാതമായിരുന്നു, ഇത് സൂര്യനോട് വളരെ അടുത്തുള്ള പൊടിയുടെയും വാതകത്തിൻ്റെയും ഒരു മേഘം മാത്രമാണെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെട്ടു. നൂറുകണക്കിന് ബില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളും ദശലക്ഷക്കണക്കിന് പ്രകാശവർഷങ്ങളും നമ്മിൽ നിന്ന് അകലെയുള്ള ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയും മറ്റ് സർപ്പിള നെബുലകളും വലിയ നക്ഷത്ര സംവിധാനങ്ങളാണെന്ന് ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ 20 കളിൽ മാത്രമാണ് വ്യക്തമായത്. ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയിൽ 17-18 വ്യാപ്തിയുള്ള വസ്തുക്കളായി കാണപ്പെടുന്ന സാധാരണ നോവയുടെ ഫ്ലാഷുകളും കണ്ടെത്തി. 1885 ലെ നക്ഷത്രം റേഡിയേഷൻ ശക്തിയിൽ പതിനായിരക്കണക്കിന് മടങ്ങ് നോവയ നക്ഷത്രങ്ങളെ മറികടന്നുവെന്ന് വ്യക്തമായി; ചുരുങ്ങിയ സമയത്തേക്ക് അതിൻ്റെ തിളക്കം ഒരു വലിയ നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥയുടെ തിളക്കത്തിന് തുല്യമായിരുന്നു! വ്യക്തമായും, ഈ പൊട്ടിത്തെറികളുടെ സ്വഭാവം വ്യത്യസ്തമായിരിക്കണം. പിന്നീട്, ഈ ഏറ്റവും ശക്തമായ ജ്വാലകളെ "സൂപ്പർനോവ" എന്ന് വിളിക്കപ്പെട്ടു, അതിൽ "സൂപ്പർ" എന്ന പ്രിഫിക്‌സ് അർത്ഥമാക്കുന്നത് അവയുടെ വലിയ റേഡിയേഷൻ ശക്തിയാണ്, അല്ലാതെ അവയുടെ വലിയ "പുതുമ" അല്ല.

സൂപ്പർനോവ തിരയലും നിരീക്ഷണങ്ങളും

വിദൂര ഗാലക്സികളുടെ ഫോട്ടോഗ്രാഫുകളിൽ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ പലപ്പോഴും ശ്രദ്ധിക്കപ്പെടാൻ തുടങ്ങി, എന്നാൽ ഈ കണ്ടെത്തലുകൾ ആകസ്മികമായതിനാൽ ഈ വലിയ പൊട്ടിത്തെറിയുടെ കാരണവും സംവിധാനവും വിശദീകരിക്കാൻ ആവശ്യമായ വിവരങ്ങൾ നൽകാൻ കഴിഞ്ഞില്ല. എന്നിരുന്നാലും, 1936-ൽ, യുഎസ്എയിലെ പലോമർ ഒബ്സർവേറ്ററിയിൽ ജോലി ചെയ്യുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ ബാഡെയും സ്വിക്കിയും സൂപ്പർനോവകൾക്കായി ചിട്ടയായ ചിട്ടയായ അന്വേഷണം ആരംഭിച്ചു. അവരുടെ പക്കൽ ഷ്മിറ്റ് സിസ്റ്റത്തിൻ്റെ ഒരു ദൂരദർശിനി ഉണ്ടായിരുന്നു, അത് നിരവധി പതിനായിരക്കണക്കിന് ചതുരശ്ര ഡിഗ്രി പ്രദേശങ്ങൾ ചിത്രീകരിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കുകയും മങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഗാലക്സികളുടെയും വ്യക്തമായ ചിത്രങ്ങൾ നൽകുകയും ചെയ്തു. ഏതാനും ആഴ്‌ചകൾക്കുശേഷം എടുത്ത ആകാശത്തിൻ്റെ ഒരു ഭാഗത്തിൻ്റെ ഫോട്ടോഗ്രാഫുകൾ താരതമ്യം ചെയ്യുന്നതിലൂടെ, ഫോട്ടോഗ്രാഫുകളിൽ വ്യക്തമായി കാണാവുന്ന ഗാലക്‌സികളിലെ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപം ഒരാൾക്ക് എളുപ്പത്തിൽ കാണാൻ കഴിയും. അടുത്തുള്ള ഗാലക്സികളിൽ ഏറ്റവും സമ്പന്നമായ ആകാശ മേഖലകൾ ഫോട്ടോഗ്രാഫിക്കായി തിരഞ്ഞെടുത്തു, അവിടെ ഒരു ചിത്രത്തിലെ അവയുടെ എണ്ണം നിരവധി ഡസൻ വരെ എത്താം, സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടെത്താനുള്ള സാധ്യത ഏറ്റവും വലുതാണ്.

1937-ൽ ബാഡയ്ക്കും സ്വിക്കിയ്ക്കും 6 സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടെത്താൻ കഴിഞ്ഞു. അവയിൽ 1937 സി, 1937 ഡി എന്നിവ വളരെ ശോഭയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളായിരുന്നു (കണ്ടെത്തൽ വർഷത്തിലേക്ക് അക്ഷരങ്ങൾ ചേർത്ത് സൂപ്പർനോവകളെ നിയോഗിക്കാൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ തീരുമാനിച്ചു, നിലവിലെ വർഷത്തിലെ കണ്ടെത്തലിൻ്റെ ക്രമം കാണിക്കുന്നു), ഇത് യഥാക്രമം പരമാവധി 8, 12 കാന്തിമാനങ്ങളിൽ എത്തി. അവർക്കായി, ലൈറ്റ് കർവുകൾ ലഭിച്ചു - കാലക്രമേണ തെളിച്ചത്തിലെ മാറ്റത്തിൻ്റെ ആശ്രിതത്വം - കൂടാതെ ധാരാളം സ്പെക്ട്രോഗ്രാമുകൾ - നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സ്പെക്ട്രയുടെ ഫോട്ടോഗ്രാഫുകൾ, തരംഗദൈർഘ്യത്തിലെ വികിരണ തീവ്രതയുടെ ആശ്രിതത്വം കാണിക്കുന്നു. നിരവധി പതിറ്റാണ്ടുകളായി, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ കാരണങ്ങൾ അനാവരണം ചെയ്യാൻ ശ്രമിക്കുന്ന എല്ലാ ഗവേഷകരുടെയും അടിസ്ഥാനമായി ഈ മെറ്റീരിയൽ മാറി.

നിർഭാഗ്യവശാൽ, രണ്ടാം ലോക മഹായുദ്ധം വളരെ വിജയകരമായി ആരംഭിച്ച നിരീക്ഷണ പരിപാടിയെ തടസ്സപ്പെടുത്തി. പലോമർ ഒബ്സർവേറ്ററിയിൽ സൂപ്പർനോവകൾക്കായുള്ള ചിട്ടയായ തിരച്ചിൽ 1958 ൽ മാത്രമാണ് പുനരാരംഭിച്ചത്, എന്നാൽ ഷ്മിറ്റ് സിസ്റ്റത്തിൻ്റെ ഒരു വലിയ ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച്, 22-23 വരെ തീവ്രതയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഫോട്ടോ എടുക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കി. 1960 മുതൽ, അനുയോജ്യമായ ദൂരദർശിനികൾ ലഭ്യമായ ലോകമെമ്പാടുമുള്ള മറ്റ് നിരവധി നിരീക്ഷണാലയങ്ങൾ ഈ പ്രവർത്തനത്തിൽ ചേർന്നു. സോവിയറ്റ് യൂണിയനിൽ, SAI യുടെ ക്രിമിയൻ സ്റ്റേഷനിൽ അത്തരം പ്രവർത്തനങ്ങൾ നടത്തി, അവിടെ 40 സെൻ്റിമീറ്റർ ലെൻസ് വ്യാസവും വളരെ വലിയ കാഴ്ച മണ്ഡലവുമുള്ള ഒരു അസ്ട്രോഗ്രാഫ് ദൂരദർശിനി സ്ഥാപിച്ചു - ഏകദേശം 100 ചതുരശ്ര ഡിഗ്രി, കൂടാതെ അബസ്തുമണി ആസ്ട്രോഫിസിക്കൽ ഒബ്സർവേറ്ററിയിലും ജോർജിയയിൽ - 36 സെൻ്റീമീറ്റർ പ്രവേശന ദ്വാരമുള്ള ഒരു ഷ്മിഡ് ദൂരദർശിനിയിൽ. കൂടാതെ ക്രിമിയയിലും അബസ്തുമാനിയിലും നിരവധി സൂപ്പർനോവ കണ്ടെത്തലുകൾ നടത്തി. മറ്റ് ഒബ്സർവേറ്ററികളിൽ, ഏറ്റവും കൂടുതൽ കണ്ടെത്തലുകൾ നടന്നത് ഇറ്റലിയിലെ ഏഷ്യാഗോ ഒബ്സർവേറ്ററിയിലാണ്, അവിടെ ഷ്മിറ്റ് സിസ്റ്റത്തിൻ്റെ രണ്ട് ദൂരദർശിനികൾ പ്രവർത്തിക്കുന്നുണ്ടായിരുന്നു. എന്നിട്ടും, പലോമർ ഒബ്സർവേറ്ററി കണ്ടെത്തലുകളുടെ എണ്ണത്തിലും കണ്ടെത്തുന്നതിന് ലഭ്യമായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരമാവധി വ്യാപ്തിയിലും ഒരു നേതാവായി തുടർന്നു. 60 കളിലും 70 കളിലും പ്രതിവർഷം 20 സൂപ്പർനോവകൾ വരെ കണ്ടെത്തി, അവയുടെ എണ്ണം അതിവേഗം വളരാൻ തുടങ്ങി. കണ്ടുപിടുത്തത്തിന് തൊട്ടുപിന്നാലെ, വലിയ ദൂരദർശിനികളിൽ ഫോട്ടോമെട്രിക്, സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പിക് നിരീക്ഷണങ്ങൾ ആരംഭിച്ചു.

1974-ൽ, എഫ്. സ്വിക്കി മരിച്ചു, ഉടൻ തന്നെ പലോമർ ഒബ്സർവേറ്ററിയിലെ സൂപ്പർനോവകൾക്കായുള്ള തിരച്ചിൽ നിർത്തി. കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പർനോവകളുടെ എണ്ണം കുറഞ്ഞുവെങ്കിലും 1980-കളുടെ തുടക്കം മുതൽ വീണ്ടും വർദ്ധിക്കാൻ തുടങ്ങി. തെക്കൻ ആകാശത്ത് പുതിയ തിരയൽ പ്രോഗ്രാമുകൾ ആരംഭിച്ചു - ചിലിയിലെ സെറോ എൽ റോബിൾ ഒബ്സർവേറ്ററിയിൽ, ജ്യോതിശാസ്ത്ര പ്രേമികൾ സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടുപിടിക്കാൻ തുടങ്ങി. 20-30 സെൻ്റീമീറ്റർ ലെൻസുകളുള്ള ചെറിയ അമച്വർ ദൂരദർശിനികൾ ഉപയോഗിച്ച്, ഒരാൾക്ക് ശോഭയുള്ള സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾക്കായി വിജയകരമായി തിരയാൻ കഴിയും, വ്യവസ്ഥാപിതമായി ഒരു പ്രത്യേക ഗാലക്സികൾ നിരീക്ഷിക്കുന്നു. ഓസ്‌ട്രേലിയയിൽ നിന്നുള്ള റോബർട്ട് ഇവാൻസ് എന്ന പുരോഹിതനാണ് ഏറ്റവും വലിയ വിജയം നേടിയത്, 80 കളുടെ തുടക്കം മുതൽ പ്രതിവർഷം 6 സൂപ്പർനോവകൾ വരെ കണ്ടെത്താൻ അദ്ദേഹത്തിന് കഴിഞ്ഞു. പ്രൊഫഷണൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ അതിൻ്റെ “ആകാശവുമായുള്ള നേരിട്ടുള്ള ബന്ധത്തെ” കുറിച്ച് തമാശ പറഞ്ഞതിൽ അതിശയിക്കാനില്ല.

1987-ൽ, ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിലെ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള സൂപ്പർനോവ കണ്ടെത്തി - SN 1987A വലിയ മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡ് ഗാലക്സിയിൽ, അത് നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ "ഉപഗ്രഹം" ആണ്, അത് നമ്മിൽ നിന്ന് 55 കിലോപാർസെക്കുകൾ മാത്രം അകലെയാണ്. കുറച്ച് സമയത്തേക്ക്, ഈ സൂപ്പർനോവ നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് പോലും ദൃശ്യമായിരുന്നു, ഇത് ഏകദേശം 4 കാന്തിമാനത്തിൻ്റെ പരമാവധി തെളിച്ചത്തിൽ എത്തി. എന്നിരുന്നാലും, ദക്ഷിണ അർദ്ധഗോളത്തിൽ മാത്രമേ ഇത് നിരീക്ഷിക്കാനാകൂ. ഈ സൂപ്പർനോവയ്ക്ക് അവയുടെ കൃത്യതയിലും ദൈർഘ്യത്തിലും അതുല്യമായ ഫോട്ടോമെട്രിക്, സ്പെക്ട്രൽ നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ ഒരു പരമ്പര ലഭിച്ചു, ഇപ്പോൾ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ സൂപ്പർനോവയെ വികസിക്കുന്ന വാതക നെബുലയാക്കി മാറ്റുന്ന പ്രക്രിയ എങ്ങനെ വികസിക്കുന്നുവെന്ന് നിരീക്ഷിക്കുന്നത് തുടരുന്നു.

സൂപ്പർനോവ 1987 എ. സൂപ്പർനോവ പൊട്ടിത്തെറിച്ച പ്രദേശത്തിൻ്റെ ഫോട്ടോയാണ് മുകളിൽ ഇടത്, സ്ഫോടനത്തിന് വളരെ മുമ്പ് എടുത്തത്. ഉടൻ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രം ഒരു അമ്പടയാളത്താൽ സൂചിപ്പിച്ചിരിക്കുന്നു. സൂപ്പർനോവ പരമാവധി തെളിച്ചത്തിനടുത്തുള്ള ആകാശത്തിൻ്റെ അതേ പ്രദേശത്തിൻ്റെ ഫോട്ടോയാണ് മുകളിൽ വലത്. സ്ഫോടനം നടന്ന് 12 വർഷത്തിന് ശേഷം ഒരു സൂപ്പർനോവ എങ്ങനെയിരിക്കും എന്ന് ചുവടെയുണ്ട്. സൂപ്പർനോവയ്ക്ക് ചുറ്റുമുള്ള വളയങ്ങൾ ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ വാതകമാണ് (പ്രീ-സൂപ്പർനോവ നക്ഷത്രം പൊട്ടിപ്പുറപ്പെടുന്നതിന് മുമ്പ് ഭാഗികമായി പുറന്തള്ളപ്പെടുന്നു), പൊട്ടിത്തെറിയുടെ സമയത്ത് അയോണീകരിക്കപ്പെടുകയും തിളങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു.

80-കളുടെ മധ്യത്തിൽ, ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ ഫോട്ടോഗ്രാഫിയുടെ യുഗം അവസാനിക്കുകയാണെന്ന് വ്യക്തമായി. ദ്രുതഗതിയിൽ മെച്ചപ്പെടുത്തിയ CCD റിസീവറുകൾ സംവേദനക്ഷമതയിലും റെക്കോർഡ് ചെയ്ത തരംഗദൈർഘ്യ ശ്രേണിയിലും ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് എമൽഷനേക്കാൾ പലമടങ്ങ് മികച്ചതായിരുന്നു, അതേസമയം റെസല്യൂഷനിൽ പ്രായോഗികമായി തുല്യമാണ്. ഒരു സിസിഡി ക്യാമറയിലൂടെ ലഭിച്ച ചിത്രം കമ്പ്യൂട്ടർ സ്ക്രീനിൽ ഉടനടി കാണാനും നേരത്തെ ലഭിച്ചവയുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്താനും കഴിയും, എന്നാൽ ഫോട്ടോഗ്രാഫിക്ക് വികസിപ്പിച്ചെടുക്കുന്നതിനും ഉണക്കുന്നതിനും താരതമ്യപ്പെടുത്തുന്നതിനുമുള്ള പ്രക്രിയ ഒരു ദിവസം എടുക്കും. ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് പ്ലേറ്റുകളുടെ അവശേഷിക്കുന്ന ഒരേയൊരു നേട്ടം - ആകാശത്തിൻ്റെ വലിയ ഭാഗങ്ങൾ ചിത്രീകരിക്കാനുള്ള കഴിവ് - സൂപ്പർനോവകൾക്കായുള്ള തിരയലിന് അപ്രധാനമാണ്: ഒരു സിസിഡി ക്യാമറയുള്ള ഒരു ദൂരദർശിനിക്ക് ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് പ്ലേറ്റിൽ വീഴുന്ന എല്ലാ ഗാലക്സികളുടെയും ചിത്രങ്ങൾ വെവ്വേറെ ലഭിക്കും. ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് എക്സ്പോഷറുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്ന ഒരു സമയത്ത്. പൂർണ്ണമായി ഓട്ടോമേറ്റഡ് സൂപ്പർനോവ തിരയൽ പ്രോഗ്രാമുകളുടെ പ്രോജക്റ്റുകൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു, അതിൽ മുൻകൂട്ടി നൽകിയ പ്രോഗ്രാം അനുസരിച്ച് തിരഞ്ഞെടുത്ത ഗാലക്സികളിലേക്ക് ദൂരദർശിനി ചൂണ്ടിക്കാണിക്കുന്നു, തത്ഫലമായുണ്ടാകുന്ന ചിത്രങ്ങൾ മുമ്പ് ലഭിച്ചവയുമായി കമ്പ്യൂട്ടർ താരതമ്യം ചെയ്യുന്നു. ഒരു പുതിയ വസ്തു കണ്ടെത്തിയാൽ മാത്രമേ കമ്പ്യൂട്ടർ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന് ഒരു സിഗ്നൽ അയയ്ക്കുകയുള്ളൂ, ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം യഥാർത്ഥത്തിൽ കണ്ടെത്തിയോ എന്ന് കണ്ടെത്തുന്നു. 90 കളിൽ, അത്തരമൊരു സംവിധാനം, 80-സെ.മീ പ്രതിഫലിക്കുന്ന ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച്, ലിക്ക് ഒബ്സർവേറ്ററിയിൽ (യുഎസ്എ) പ്രവർത്തിക്കാൻ തുടങ്ങി.

ജ്യോതിശാസ്ത്ര പ്രേമികൾക്ക് ലളിതമായ സിസിഡി ക്യാമറകളുടെ ലഭ്യത, അവ ദൃശ്യ നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നിന്ന് സിസിഡി നിരീക്ഷണങ്ങളിലേക്ക് നീങ്ങുന്നുവെന്ന വസ്തുതയിലേക്ക് നയിച്ചു, തുടർന്ന് 20-30 സെൻ്റീമീറ്റർ ലെൻസുകളുള്ള ദൂരദർശിനികൾക്ക് 18-ാമത്തെയും 19-ാമത്തെയും കാന്തിമാനം വരെ നക്ഷത്രങ്ങൾ ലഭ്യമാണ്. ഓട്ടോമേറ്റഡ് തിരയലുകളുടെ ആമുഖവും സിസിഡി ക്യാമറകൾ ഉപയോഗിച്ച് സൂപ്പർനോവകൾക്കായി തിരയുന്ന അമച്വർ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ എണ്ണം വർദ്ധിക്കുന്നതും കണ്ടുപിടിത്തങ്ങളുടെ എണ്ണത്തിൽ ഒരു സ്ഫോടനത്തിന് കാരണമായി: ഇപ്പോൾ പ്രതിവർഷം 100-ലധികം സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടെത്തി, മൊത്തം കണ്ടെത്തലുകളുടെ എണ്ണം 1,500 കവിഞ്ഞു. സമീപ വർഷങ്ങളിൽ, 3-4 മീറ്റർ മിറർ വ്യാസമുള്ള ഏറ്റവും വലിയ ദൂരദർശിനികളിൽ വളരെ ദൂരെയുള്ളതും മങ്ങിയതുമായ സൂപ്പർനോവകൾക്കായി ഒരു തിരച്ചിൽ ആരംഭിച്ചിട്ടുണ്ട്. 23-24 കാന്തിമാനങ്ങളുടെ പരമാവധി തെളിച്ചത്തിൽ എത്തുന്ന സൂപ്പർനോവകളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങൾ, മുഴുവൻ പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെയും ഘടനയെയും വിധിയെയും കുറിച്ചുള്ള നിരവധി ചോദ്യങ്ങൾക്ക് ഉത്തരം നൽകാൻ കഴിയും. അത്യാധുനിക സിസിഡി ക്യാമറകൾ ഘടിപ്പിച്ച അത്തരം ടെലിസ്‌കോപ്പുകൾ ഉപയോഗിച്ചുള്ള ഒരു രാത്രി നിരീക്ഷണത്തിൽ, 10-ലധികം വിദൂര സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടെത്താനാകും! അത്തരം സൂപ്പർനോവകളുടെ നിരവധി ചിത്രങ്ങൾ ചുവടെയുള്ള ചിത്രത്തിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.

നിലവിൽ കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്ന മിക്കവാറും എല്ലാ സൂപ്പർനോവകൾക്കും, കുറഞ്ഞത് ഒരു സ്പെക്ട്രമെങ്കിലും ലഭിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്, കൂടാതെ പലർക്കും ലൈറ്റ് കർവുകൾ അറിയാം (ഇത് അമേച്വർ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ വലിയ ഗുണമാണ്). അതിനാൽ വിശകലനത്തിനായി ലഭ്യമായ നിരീക്ഷണ സാമഗ്രികളുടെ അളവ് വളരെ വലുതാണ്, മാത്രമല്ല ഈ മഹത്തായ പ്രതിഭാസങ്ങളുടെ സ്വഭാവത്തെക്കുറിച്ചുള്ള എല്ലാ ചോദ്യങ്ങളും പരിഹരിക്കപ്പെടേണ്ടതുണ്ടെന്ന് തോന്നുന്നു. നിർഭാഗ്യവശാൽ, ഇത് ഇതുവരെ അങ്ങനെയല്ല. സൂപ്പർനോവ ഗവേഷകർ നേരിടുന്ന പ്രധാന ചോദ്യങ്ങളും അവയ്ക്കുള്ള ഏറ്റവും സാധ്യതയുള്ള ഉത്തരങ്ങളും നമുക്ക് സൂക്ഷ്മമായി പരിശോധിക്കാം.

സൂപ്പർനോവ വർഗ്ഗീകരണം, ലൈറ്റ് കർവുകളും സ്പെക്ട്രയും

ഒരു പ്രതിഭാസത്തിൻ്റെ ഭൗതിക സ്വഭാവത്തെക്കുറിച്ച് എന്തെങ്കിലും നിഗമനങ്ങളിൽ എത്തിച്ചേരുന്നതിന് മുമ്പ്, അതിൻ്റെ നിരീക്ഷിക്കാവുന്ന പ്രകടനങ്ങളെക്കുറിച്ച് പൂർണ്ണമായ ധാരണ ഉണ്ടായിരിക്കേണ്ടത് ആവശ്യമാണ്, അത് ശരിയായി തരംതിരിച്ചിരിക്കണം. സ്വാഭാവികമായും, സൂപ്പർനോവ ഗവേഷകർക്ക് മുമ്പിൽ ഉയർന്നുവന്ന ആദ്യത്തെ ചോദ്യം, അവ സമാനമാണോ, ഇല്ലെങ്കിൽ, അവ എത്ര വ്യത്യസ്തമാണ്, അവയെ തരംതിരിക്കാൻ കഴിയുമോ എന്നതായിരുന്നു. ബാഡെയും സ്വിക്കിയും കണ്ടുപിടിച്ച ആദ്യത്തെ സൂപ്പർനോവകൾ നേരിയ വളവുകളിലും സ്പെക്ട്രയിലും കാര്യമായ വ്യത്യാസങ്ങൾ കാണിച്ചു. 1941-ൽ, സൂപ്പർനോവകളെ അവയുടെ സ്പെക്ട്രയുടെ സ്വഭാവത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കി രണ്ട് പ്രധാന തരങ്ങളായി വിഭജിക്കാൻ ആർ.മിങ്കോവ്സ്കി നിർദ്ദേശിച്ചു. അദ്ദേഹം സൂപ്പർനോവകളെ ടൈപ്പ് I ആയി തരംതിരിച്ചു, അക്കാലത്ത് അറിയപ്പെട്ടിരുന്ന എല്ലാ വസ്തുക്കളുടെയും സ്പെക്ട്രയിൽ നിന്ന് തികച്ചും വ്യത്യസ്തമായിരുന്നു ഇവയുടെ സ്പെക്ട്ര. പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും സാധാരണമായ മൂലകത്തിൻ്റെ വരികൾ - ഹൈഡ്രജൻ - പൂർണ്ണമായും ഇല്ലായിരുന്നു, മുഴുവൻ സ്പെക്ട്രവും ബ്രോഡ് മാക്സിമയും മിനിമയും ഉൾക്കൊള്ളുന്നു, അത് തിരിച്ചറിയാൻ കഴിഞ്ഞില്ല, സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ അൾട്രാവയലറ്റ് ഭാഗം വളരെ ദുർബലമായിരുന്നു. സൂപ്പർനോവകളെ ടൈപ്പ് II ആയി തരംതിരിച്ചിട്ടുണ്ട്, ഇവയുടെ സ്പെക്ട്ര വളരെ തീവ്രമായ ഹൈഡ്രജൻ എമിഷൻ ലൈനുകളുടെ സാന്നിധ്യത്തിൽ "സാധാരണ" നോവകളുമായി ചില സമാനതകൾ കാണിക്കുന്നു; അവയുടെ സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ അൾട്രാവയലറ്റ് ഭാഗം തെളിച്ചമുള്ളതാണ്.

ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്പെക്ട്ര മൂന്ന് പതിറ്റാണ്ടുകളായി നിഗൂഢമായി തുടർന്നു. സ്പെക്ട്രയിലെ ബാൻഡുകൾ വിശാലവും ആഴത്തിലുള്ളതുമായ ആഗിരണരേഖകൾക്കിടയിലുള്ള തുടർച്ചയായ സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ വിഭാഗങ്ങളല്ലാതെ മറ്റൊന്നുമല്ലെന്ന് Yu.P. Pskovsky കാണിച്ചുതന്നതിനുശേഷം മാത്രമാണ്, ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്പെക്ട്രയുടെ തിരിച്ചറിയൽ മുന്നോട്ട് നീങ്ങിയത്. അയോണൈസ്ഡ് കാൽസ്യം, സിലിക്കൺ എന്നിവയുടെ ഏറ്റവും തീവ്രമായ ലൈനുകൾ, അനേകം ആഗിരണരേഖകൾ തിരിച്ചറിഞ്ഞു. ഷെല്ലിലെ ഡോപ്ലർ പ്രഭാവം സെക്കൻഡിൽ 10-15 ആയിരം കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ വികസിക്കുന്നതിനാൽ ഈ ലൈനുകളുടെ തരംഗദൈർഘ്യം സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ വയലറ്റ് വശത്തേക്ക് മാറ്റുന്നു. ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്പെക്ട്രയിലെ എല്ലാ വരകളും തിരിച്ചറിയുന്നത് വളരെ ബുദ്ധിമുട്ടാണ്, കാരണം അവ വളരെയധികം വികസിക്കുകയും പരസ്പരം ഓവർലാപ്പ് ചെയ്യുകയും ചെയ്യുന്നു; സൂചിപ്പിച്ച കാൽസ്യം, സിലിക്കൺ എന്നിവ കൂടാതെ, മഗ്നീഷ്യം, ഇരുമ്പ് എന്നിവയുടെ ലൈനുകൾ തിരിച്ചറിയാൻ സാധിച്ചു.

സൂപ്പർനോവ സ്പെക്ട്രയുടെ വിശകലനം സുപ്രധാനമായ നിഗമനങ്ങളിൽ എത്തിച്ചേരാൻ ഞങ്ങളെ അനുവദിച്ചു: ഒരു തരം I സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൽ പുറന്തള്ളപ്പെട്ട ഷെല്ലുകളിൽ ഏതാണ്ട് ഹൈഡ്രജൻ ഇല്ല; അതേസമയം ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവ ഷെല്ലുകളുടെ ഘടന സൗര അന്തരീക്ഷത്തിൻ്റെ ഘടനയ്ക്ക് ഏതാണ്ട് തുല്യമാണ്. ഷെല്ലുകളുടെ വിപുലീകരണ വേഗത 5 മുതൽ 15-20 ആയിരം കിലോമീറ്റർ / സെക്കൻ്റ് വരെയാണ്, ഫോട്ടോസ്ഫിയറിൻ്റെ താപനില പരമാവധി - 10-20 ആയിരം ഡിഗ്രിയാണ്. താപനില പെട്ടെന്ന് കുറയുകയും 1-2 മാസത്തിനുശേഷം 5-6 ആയിരം ഡിഗ്രിയിലെത്തുകയും ചെയ്യുന്നു.

സൂപ്പർനോവകളുടെ ലൈറ്റ് കർവുകളും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു: ടൈപ്പ് I ന് അവയെല്ലാം വളരെ സാമ്യമുള്ളതായിരുന്നു, അവയ്ക്ക് ഒരു സ്വഭാവ രൂപമുണ്ട്, പരമാവധി തെളിച്ചം വളരെ വേഗത്തിൽ വർദ്ധിക്കുന്നു, ഇത് 2-3 ദിവസത്തിൽ കൂടുതൽ നീണ്ടുനിൽക്കില്ല, തെളിച്ചം 3 ആയി കുറയുന്നു. 25-40 ദിവസങ്ങൾക്കുള്ളിൽ കാന്തിമാനവും തുടർന്നുള്ള സാവധാനത്തിലുള്ള ക്ഷയവും, കാന്തിമാന സ്കെയിലിൽ ഏതാണ്ട് രേഖീയമാണ്, ഇത് പ്രകാശത്തിൻ്റെ ഒരു എക്‌സ്‌പോണൻഷ്യൽ ശോഷണത്തിന് തുല്യമാണ്.

ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവകളുടെ നേരിയ വളവുകൾ കൂടുതൽ വൈവിധ്യപൂർണ്ണമായി മാറി. ചിലത് ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവയുടെ ലൈറ്റ് കർവുകൾക്ക് സമാനമാണ്, ഒരു രേഖീയ "വാലിൻ്റെ" ആരംഭം വരെ തെളിച്ചത്തിൽ സാവധാനവും നീണ്ടതുമായ ഇടിവ് മാത്രം; മറ്റുള്ളവർക്ക്, പരമാവധി കഴിഞ്ഞയുടനെ, ഏതാണ്ട് സ്ഥിരമായ തെളിച്ചമുള്ള പ്രദേശം ആരംഭിച്ചു - അങ്ങനെ- "പീഠഭൂമി" എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നു, ഇത് 100 ദിവസം വരെ നീണ്ടുനിൽക്കും. അപ്പോൾ ഷൈൻ കുത്തനെ കുറയുകയും ഒരു രേഖീയ "വാലിൽ" എത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. പരമ്പരാഗത ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് പ്ലേറ്റുകളുടെ (തരംഗദൈർഘ്യ പരിധി 3500-5000 എ) സംവേദനക്ഷമതയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് സിസ്റ്റം എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നിന്നാണ് എല്ലാ ആദ്യകാല ലൈറ്റ് കർവുകളും ലഭിച്ചത്. ഒരു ഫോട്ടോവിഷ്വൽ സിസ്റ്റത്തിൻ്റെ (5000-6000 എ) ഉപയോഗം, സൂപ്പർനോവകളുടെ വർണ്ണ സൂചികയിലെ (അല്ലെങ്കിൽ ലളിതമായി "നിറം") മാറ്റത്തെക്കുറിച്ചുള്ള സുപ്രധാന വിവരങ്ങൾ നേടുന്നത് സാധ്യമാക്കി: പരമാവധി, സൂപ്പർനോവകൾക്ക് ശേഷം രണ്ട് തരങ്ങളും തുടർച്ചയായി "ചുവപ്പ് മാറുന്നു," അതായത്, വികിരണത്തിൻ്റെ പ്രധാന ഭാഗം നീളമുള്ള തരംഗങ്ങളിലേക്ക് മാറുന്നു. ഈ ചുവപ്പുനിറം തെളിച്ചത്തിൻ്റെ രേഖീയ തകർച്ചയുടെ ഘട്ടത്തിൽ അവസാനിക്കുകയും സൂപ്പർനോവകളുടെ "നീലനിറം" ഉപയോഗിച്ച് മാറ്റിസ്ഥാപിക്കുകയും ചെയ്യാം.

കൂടാതെ, ടൈപ്പ് I, ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവകൾ പൊട്ടിത്തെറിച്ച ഗാലക്സികളുടെ തരത്തിൽ വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. നിലവിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന സർപ്പിള ഗാലക്‌സികളിൽ മാത്രമേ ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ളൂ, കൂടാതെ പഴയതും കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ളതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളും ചെറുപ്പവും ഭീമാകാരവും "ഹ്രസ്വകാല" (ഏതാനും ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ മാത്രം) നക്ഷത്രങ്ങളും ഉണ്ട്. ശതകോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളായി തീവ്രമായ നക്ഷത്രരൂപീകരണം നടന്നതായി കരുതാത്ത സർപ്പിളവും ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ളതുമായ ഗാലക്സികളിലാണ് ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവകൾ ഉണ്ടാകുന്നത്.

ഈ രൂപത്തിൽ, സൂപ്പർനോവകളുടെ വർഗ്ഗീകരണം 80-കളുടെ പകുതി വരെ നിലനിന്നിരുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ സിസിഡി റിസീവറുകളുടെ വ്യാപകമായ ഉപയോഗത്തിൻ്റെ തുടക്കം, നിരീക്ഷണ സാമഗ്രികളുടെ അളവും ഗുണനിലവാരവും ഗണ്യമായി വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കി. മങ്ങിയതും മുമ്പ് ആക്സസ് ചെയ്യാൻ കഴിയാത്തതുമായ വസ്തുക്കൾക്കായി സ്പെക്ട്രോഗ്രാമുകൾ നേടുന്നത് ആധുനിക ഉപകരണങ്ങൾ സാധ്യമാക്കി; വളരെ വലിയ കൃത്യതയോടെ ലൈനുകളുടെ തീവ്രതയും വീതിയും നിർണ്ണയിക്കാനും സ്പെക്ട്രയിൽ ദുർബലമായ വരകൾ രേഖപ്പെടുത്താനും സാധിച്ചു. സിസിഡി റിസീവറുകൾ, ഇൻഫ്രാറെഡ് ഡിറ്റക്ടറുകൾ, ബഹിരാകാശ പേടകത്തിൽ ഘടിപ്പിച്ച ഉപകരണങ്ങൾ എന്നിവ അൾട്രാവയലറ്റ് മുതൽ ഫാർ-ഇൻഫ്രാറെഡ് വരെയുള്ള ഒപ്റ്റിക്കൽ വികിരണത്തിൻ്റെ മുഴുവൻ ശ്രേണിയിലും സൂപ്പർനോവകളെ നിരീക്ഷിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കി; ഗാമാ-റേ, എക്സ്-റേ, സൂപ്പർനോവകളുടെ റേഡിയോ നിരീക്ഷണങ്ങളും നടത്തി.

തൽഫലമായി, സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്ഥാപിതമായ ബൈനറി വർഗ്ഗീകരണം പെട്ടെന്ന് മാറാനും കൂടുതൽ സങ്കീർണ്ണമാകാനും തുടങ്ങി. ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവകൾ വിചാരിച്ചത്ര ഏകതാനമല്ലെന്ന് തെളിഞ്ഞു. ഈ സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്പെക്ട്രയിൽ കാര്യമായ വ്യത്യാസങ്ങൾ കാണപ്പെട്ടു, അതിൽ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടത് ഒറ്റ അയോണൈസ്ഡ് സിലിക്കൺ ലൈനിൻ്റെ തീവ്രതയാണ്, ഏകദേശം 6100 എ തരംഗദൈർഘ്യത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടു. മിക്ക ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവകൾക്കും, പരമാവധി തെളിച്ചത്തിനടുത്തുള്ള ഈ ആഗിരണം രേഖയാണ് ഏറ്റവും ശ്രദ്ധേയമായ സവിശേഷത. സ്പെക്ട്രത്തിൽ, എന്നാൽ ചില സൂപ്പർനോവകൾക്ക് ഇത് പ്രായോഗികമായി ഇല്ലായിരുന്നു, കൂടാതെ ഹീലിയം ആഗിരണം ചെയ്യൽ ലൈനുകൾ ഏറ്റവും തീവ്രമായിരുന്നു.

ഈ സൂപ്പർനോവകളെ Ib എന്ന് നിയുക്തമാക്കി, "ക്ലാസിക്കൽ" ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവകൾ Ia ആയി മാറി. ചില ഐബി സൂപ്പർനോവകൾക്കും ഹീലിയം ലൈനുകൾ ഇല്ലെന്ന് പിന്നീട് കണ്ടെത്തി, അവയെ ടൈപ്പ് ഐസി എന്ന് വിളിച്ചിരുന്നു. ഈ പുതിയ തരം സൂപ്പർനോവകൾ അവയുടെ ലൈറ്റ് കർവുകളിൽ "ക്ലാസിക്കൽ" Ia കളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ്, അവ തികച്ചും വൈവിധ്യപൂർണ്ണമായി മാറി, എന്നിരുന്നാലും അവ Ia സൂപ്പർനോവകളുടെ ലൈറ്റ് കർവുകൾക്ക് സമാനമാണ്. ടൈപ്പ് Ib/c സൂപ്പർനോവകളും റേഡിയോ ഉദ്വമനത്തിൻ്റെ ഉറവിടമായി മാറി. അവയെല്ലാം സർപ്പിള ഗാലക്സികളിൽ കണ്ടെത്തി, അടുത്തിടെ നക്ഷത്ര രൂപീകരണം നടന്നിരിക്കാവുന്ന പ്രദേശങ്ങളിൽ, സാമാന്യം വലിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇപ്പോഴും നിലനിൽക്കുന്നു.

ചുവപ്പ്, ഇൻഫ്രാറെഡ് സ്പെക്ട്രൽ ശ്രേണികളിലെ (R, I, J, H, K ബാൻഡുകൾ) സൂപ്പർനോവ Ia യുടെ ലൈറ്റ് കർവുകൾ B, V ബാൻഡുകളിലെ മുമ്പ് പഠിച്ച വക്രങ്ങളിൽ നിന്ന് വളരെ വ്യത്യസ്തമായിരുന്നു. വളവിൽ ഒരു "തോളിൽ" ശ്രദ്ധയിൽപ്പെട്ടാൽ പരമാവധി കഴിഞ്ഞ് R 20 ദിവസത്തിനുള്ളിൽ, ഫിൽട്ടർ I-ലും ദൈർഘ്യമേറിയ തരംഗദൈർഘ്യ ശ്രേണികളിലും ഒരു യഥാർത്ഥ സെക്കൻ്റ് പരമാവധി ദൃശ്യമാകുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ചില Ia സൂപ്പർനോവകൾക്ക് ഈ രണ്ടാമത്തെ പരമാവധി ഇല്ല. ഈ സൂപ്പർനോവകളെ അവയുടെ ചുവപ്പ് നിറം പരമാവധി തെളിച്ചം, കുറഞ്ഞ പ്രകാശം, ചില സ്പെക്ട്രൽ സവിശേഷതകൾ എന്നിവയാൽ വേർതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. അത്തരത്തിലുള്ള ആദ്യത്തെ സൂപ്പർനോവ SN 1991bg ആയിരുന്നു, അതിന് സമാനമായ വസ്തുക്കളെ ഇപ്പോഴും പ്രത്യേക സൂപ്പർനോവ Ia അല്ലെങ്കിൽ "ടൈപ്പ് 1991bg സൂപ്പർനോവ" എന്ന് വിളിക്കുന്നു. മറ്റൊരു തരം സൂപ്പർനോവ Ia, നേരെമറിച്ച്, പരമാവധി പ്രകാശം വർദ്ധിക്കുന്നതാണ്. സ്പെക്ട്രയിലെ ആഗിരണരേഖകളുടെ താഴ്ന്ന തീവ്രതയാണ് ഇവയുടെ സവിശേഷത. അവർക്കുള്ള "പ്രോട്ടോടൈപ്പ്" SN 1991T ആണ്.

1970-കളിൽ, ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവകളെ അവയുടെ പ്രകാശ കർവുകളുടെ സ്വഭാവമനുസരിച്ച് "ലീനിയർ" (II-L), "പീഠഭൂമി" (II-P) എന്നിങ്ങനെ തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. തുടർന്ന്, കൂടുതൽ കൂടുതൽ സൂപ്പർനോവകൾ II കണ്ടുപിടിക്കാൻ തുടങ്ങി, അവയുടെ പ്രകാശ കർവുകളിലും സ്പെക്ട്രയിലും ചില സവിശേഷതകൾ കാണിക്കുന്നു. അതിനാൽ, അവയുടെ പ്രകാശ വളവുകളിൽ, സമീപ വർഷങ്ങളിലെ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള രണ്ട് സൂപ്പർനോവകൾ മറ്റ് തരം II സൂപ്പർനോവകളിൽ നിന്ന് വളരെ വ്യത്യസ്തമാണ്: 1987A, 1993J. ഇരുവർക്കും അവരുടെ ലൈറ്റ് കർവുകളിൽ രണ്ട് മാക്‌സിമ ഉണ്ടായിരുന്നു: ജ്വാലയ്ക്ക് ശേഷം, തെളിച്ചം പെട്ടെന്ന് വീണു, പിന്നീട് വീണ്ടും വർദ്ധിക്കാൻ തുടങ്ങി, രണ്ടാമത്തെ പരമാവധി കഴിഞ്ഞതിന് ശേഷം മാത്രമാണ് പ്രകാശത്തിൻ്റെ അവസാന ദുർബലത ആരംഭിച്ചത്. സൂപ്പർനോവ Ia-യിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി, എല്ലാ സ്പെക്ട്രൽ ശ്രേണികളിലും രണ്ടാമത്തെ പരമാവധി അളവ് നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടു, കൂടാതെ SN 1987A-യ്ക്ക് ഇത് ദൈർഘ്യമേറിയ തരംഗദൈർഘ്യ ശ്രേണികളിൽ ആദ്യത്തേതിനേക്കാൾ വളരെ തിളക്കമുള്ളതായിരുന്നു.

സ്പെക്ട്രൽ സവിശേഷതകളിൽ, ഏറ്റവും സാധാരണവും ശ്രദ്ധേയവുമായത്, വികസിക്കുന്ന ഷെല്ലുകളുടെ സവിശേഷതയായ വിശാലമായ എമിഷൻ ലൈനുകൾക്കൊപ്പം, ഇടുങ്ങിയ എമിഷൻ അല്ലെങ്കിൽ ആഗിരണം ലൈനുകളുടെ ഒരു സംവിധാനത്തിൻ്റെ സാന്നിധ്യമാണ്. പൊട്ടിത്തെറിക്ക് മുമ്പ് നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റും ഇടതൂർന്ന ഷെൽ ഉള്ളതുകൊണ്ടാണ് ഈ പ്രതിഭാസം സംഭവിക്കുന്നത്; അത്തരം സൂപ്പർനോവകളെ II-n എന്ന് നിയുക്തമാക്കിയിരിക്കുന്നു.

സൂപ്പർനോവ സ്ഥിതിവിവരക്കണക്കുകൾ

എത്ര തവണ സൂപ്പർനോവകൾ സംഭവിക്കുന്നു, അവ ഗാലക്സികളിൽ എങ്ങനെ വിതരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നു? സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്ഥിതിവിവരക്കണക്ക് ഈ ചോദ്യങ്ങൾക്ക് ഉത്തരം നൽകണം.

ആദ്യത്തെ ചോദ്യത്തിനുള്ള ഉത്തരം വളരെ ലളിതമാണെന്ന് തോന്നുന്നു: നിങ്ങൾ ധാരാളം ഗാലക്സികളെ വേണ്ടത്ര സമയം നിരീക്ഷിക്കുകയും അവയിൽ നിരീക്ഷിച്ച സൂപ്പർനോവകളെ എണ്ണുകയും നിരീക്ഷണ സമയം കൊണ്ട് സൂപ്പർനോവകളുടെ എണ്ണം ഹരിക്കുകയും വേണം. എന്നാൽ വ്യക്തിഗത ഗാലക്‌സികളെ സംബന്ധിച്ച കൃത്യമായ നിഗമനങ്ങളിൽ എത്തിച്ചേരാൻ സാമാന്യം പതിവ് നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തിയ സമയം ഇപ്പോഴും വളരെ കുറവാണെന്ന് തെളിഞ്ഞു: മിക്കയിടത്തും ഒന്നോ രണ്ടോ ജ്വാലകൾ മാത്രമേ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളൂ. ശരിയാണ്, ചില ഗാലക്സികളിൽ ഇതിനകം തന്നെ ധാരാളം സൂപ്പർനോവകൾ രജിസ്റ്റർ ചെയ്തിട്ടുണ്ട്: റെക്കോർഡ് ഉടമ ഗാലക്സി NGC 6946 ആണ്, അതിൽ 1917 മുതൽ 6 സൂപ്പർനോവകൾ കണ്ടെത്തി. എന്നിരുന്നാലും, ഈ ഡാറ്റ പൊട്ടിത്തെറിയുടെ ആവൃത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള കൃത്യമായ ഡാറ്റ നൽകുന്നില്ല. ഒന്നാമതായി, ഈ ഗാലക്സിയുടെ നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ കൃത്യമായ സമയം അജ്ഞാതമാണ്, രണ്ടാമതായി, നമുക്ക് ഒരേസമയം ഉണ്ടാകുന്ന പൊട്ടിത്തെറികൾ യഥാർത്ഥത്തിൽ വളരെ വലിയ സമയങ്ങളാൽ വേർതിരിക്കാവുന്നതാണ്: എല്ലാത്തിനുമുപരി, സൂപ്പർനോവകളിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശം ഗാലക്സിക്കുള്ളിൽ മറ്റൊരു പാതയിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ വലുപ്പവും. പ്രകാശവർഷങ്ങളിൽ നിരീക്ഷണ സമയത്തേക്കാൾ വളരെ വലുതാണ്. ഒരു നിശ്ചിത ഗാലക്സികൾക്ക് മാത്രമേ ഫ്ലെയർ ഫ്രീക്വൻസി കണക്കാക്കാൻ നിലവിൽ സാധിക്കൂ. ഇത് ചെയ്യുന്നതിന്, സൂപ്പർനോവകൾക്കായുള്ള തിരയലിൽ നിന്ന് നിരീക്ഷണ ഡാറ്റ ഉപയോഗിക്കേണ്ടത് ആവശ്യമാണ്: ഓരോ ഗാലക്സിക്കും ഓരോ നിരീക്ഷണവും ചില "ഫലപ്രദമായ ട്രാക്കിംഗ് സമയം" നൽകുന്നു, അത് ഗാലക്സിയിലേക്കുള്ള ദൂരം, തിരയലിൻ്റെ പരിമിതമായ വ്യാപ്തി, സ്വഭാവം എന്നിവയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. സൂപ്പർനോവ ലൈറ്റ് കർവ്. വ്യത്യസ്ത തരം സൂപ്പർനോവകൾക്ക്, ഒരേ ഗാലക്സിയുടെ നിരീക്ഷണ സമയം വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും. നിരവധി താരാപഥങ്ങളുടെ ഫലങ്ങൾ സംയോജിപ്പിക്കുമ്പോൾ, അവയുടെ പിണ്ഡത്തിലും പ്രകാശമാനതയിലും രൂപഘടനയിലും ഉള്ള വ്യത്യാസങ്ങൾ കണക്കിലെടുക്കേണ്ടത് ആവശ്യമാണ്. നിലവിൽ, താരാപഥങ്ങളുടെ തിളക്കത്തിലേക്ക് ഫലങ്ങൾ നോർമലൈസ് ചെയ്യുകയും സമാന തരങ്ങളുള്ള ഗാലക്സികൾക്കായി മാത്രം ഡാറ്റ സംയോജിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യുന്നത് പതിവാണ്. നിരവധി സൂപ്പർനോവ സെർച്ച് പ്രോഗ്രാമുകളിൽ നിന്നുള്ള ഡാറ്റ സംയോജിപ്പിക്കുന്നതിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള സമീപകാല പ്രവർത്തനങ്ങൾ ഇനിപ്പറയുന്ന ഫലങ്ങൾ നൽകി: ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള താരാപഥങ്ങളിൽ തരം Ia സൂപ്പർനോവകൾ മാത്രമേ കാണപ്പെടുന്നുള്ളൂ, കൂടാതെ 10 10 സൗര പ്രകാശമാനങ്ങളുള്ള ഒരു "ശരാശരി" ഗാലക്സിയിൽ, ഏകദേശം 500-ൽ ഒരിക്കൽ ഒരു സൂപ്പർനോവ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു. വർഷങ്ങൾ. ഒരേ തിളക്കമുള്ള ഒരു സർപ്പിള ഗാലക്സിയിൽ, Ia സൂപ്പർനോവകൾ അൽപ്പം ഉയർന്ന ആവൃത്തിയിൽ മാത്രമേ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നുള്ളൂ, എന്നാൽ ടൈപ്പ് II, Ib/c സൂപ്പർനോവകൾ അവയിൽ ചേർക്കുന്നു, കൂടാതെ മൊത്തം പൊട്ടിത്തെറി നിരക്ക് ഏകദേശം 100 വർഷത്തിലൊരിക്കൽ ആണ്. ജ്വാലകളുടെ ആവൃത്തി താരാപഥങ്ങളുടെ പ്രകാശത്തിന് ഏകദേശം ആനുപാതികമാണ്, അതായത്, ഭീമാകാരമായ ഗാലക്സികളിൽ ഇത് വളരെ കൂടുതലാണ്: പ്രത്യേകിച്ചും, NGC 6946 എന്നത് 2.8 10 10 സൗര പ്രകാശമാനതയുള്ള ഒരു സർപ്പിള ഗാലക്സിയാണ്, അതിനാൽ ഏകദേശം മൂന്ന് ജ്വാലകൾ ഉണ്ടാകാം. 100 വർഷത്തിൽ അതിൽ പ്രതീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു, കൂടാതെ അതിൽ കാണപ്പെടുന്ന 6 സൂപ്പർനോവകൾ ശരാശരി ആവൃത്തിയിൽ നിന്ന് വളരെ വലിയ വ്യതിയാനമായി കണക്കാക്കാനാവില്ല. ഞങ്ങളുടെ ഗാലക്സി NGC 6946 നേക്കാൾ ചെറുതാണ്, ഓരോ 50 വർഷത്തിലും ശരാശരി ഒരു പൊട്ടിത്തെറി പ്രതീക്ഷിക്കാം. എന്നിരുന്നാലും, കഴിഞ്ഞ സഹസ്രാബ്ദത്തിൽ ഗാലക്സിയിൽ നാല് സൂപ്പർനോവകൾ മാത്രമേ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളൂവെന്നാണ് അറിയുന്നത്. ഇവിടെ വൈരുദ്ധ്യമുണ്ടോ? എല്ലാത്തിനുമുപരി, ഗാലക്സിയുടെ ഭൂരിഭാഗവും നമ്മിൽ നിന്ന് വാതകത്തിൻ്റെയും പൊടിയുടെയും പാളികളാൽ മറഞ്ഞിരിക്കുന്നു, കൂടാതെ ഈ 4 സൂപ്പർനോവകൾ നിരീക്ഷിച്ച സൂര്യൻ്റെ പരിസരം ഗാലക്സിയുടെ ഒരു ചെറിയ ഭാഗം മാത്രമാണ്.

ഗാലക്സികൾക്കുള്ളിൽ എങ്ങനെയാണ് സൂപ്പർനോവകൾ വിതരണം ചെയ്യുന്നത്? തീർച്ചയായും, ഇപ്പോൾ ചില "ശരാശരി" ഗാലക്സിയിലേക്ക് ചുരുക്കിയ സംഗ്രഹ വിതരണങ്ങളും സർപ്പിള ഗാലക്സികളുടെ ഘടനയുടെ വിശദാംശങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ട വിതരണങ്ങളും മാത്രമേ പഠിക്കാൻ കഴിയൂ. ഈ ഭാഗങ്ങളിൽ, ഒന്നാമതായി, സർപ്പിള സ്ലീവ് ഉൾപ്പെടുന്നു; വളരെ അടുത്ത ഗാലക്സികളിൽ, സജീവമായ നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിൻ്റെ മേഖലകളും വ്യക്തമായി കാണാം, അയോണൈസ്ഡ് ഹൈഡ്രജൻ്റെ മേഘങ്ങൾ - H II മേഖല, അല്ലെങ്കിൽ തിളങ്ങുന്ന നീല നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടങ്ങൾ - OB അസോസിയേഷൻ എന്നിവയാൽ തിരിച്ചറിയപ്പെടുന്നു. കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പർനോവകളുടെ എണ്ണം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് പലതവണ ആവർത്തിച്ച സ്ഥല വിതരണത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങൾ ഇനിപ്പറയുന്ന ഫലങ്ങൾ നൽകി. ഗാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം അനുസരിച്ച് എല്ലാ തരത്തിലുമുള്ള സൂപ്പർനോവകളുടെ വിതരണങ്ങൾ പരസ്പരം വളരെ കുറച്ച് വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു കൂടാതെ പ്രകാശത്തിൻ്റെ വിതരണത്തിന് സമാനമാണ് - ഒരു എക്‌സ്‌പോണൻഷ്യൽ നിയമമനുസരിച്ച് സാന്ദ്രത കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് അരികുകളിലേക്ക് കുറയുന്നു. സൂപ്പർനോവകളുടെ തരങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസങ്ങൾ നക്ഷത്ര രൂപീകരണ മേഖലകളുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ വിതരണത്തിൽ പ്രകടമാണ്: എല്ലാത്തരം സൂപ്പർനോവകളും സർപ്പിള കൈകളിൽ കേന്ദ്രീകരിച്ചിട്ടുണ്ടെങ്കിൽ, തരം II, Ib/c എന്നിവയുടെ സൂപ്പർനോവകൾ മാത്രമേ H II മേഖലകളിൽ കേന്ദ്രീകരിച്ചിട്ടുള്ളൂ. ടൈപ്പ് II അല്ലെങ്കിൽ Ib/c ഫ്ലെയർ ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആയുസ്സ് 10 6 മുതൽ 10 7 വർഷം വരെ ആണെന്നും ടൈപ്പ് Ia ന് ഇത് ഏകദേശം 10 8 വർഷമാണെന്നും നമുക്ക് നിഗമനം ചെയ്യാം. എന്നിരുന്നാലും, എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സികളിലും സൂപ്പർനോവ Ia നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു, അവിടെ 10 9 വയസ്സിന് താഴെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇല്ലെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. ഈ വൈരുദ്ധ്യത്തിന് സാധ്യമായ രണ്ട് വിശദീകരണങ്ങളുണ്ട് - ഒന്നുകിൽ സർപ്പിള, ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്‌സികളിലെ സൂപ്പർനോവ Ia സ്‌ഫോടനങ്ങളുടെ സ്വഭാവം വ്യത്യസ്തമാണ്, അല്ലെങ്കിൽ ചില ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള താരാപഥങ്ങളിൽ ഇപ്പോഴും നക്ഷത്രരൂപീകരണം തുടരുകയും യുവനക്ഷത്രങ്ങൾ നിലവിലുണ്ട്.

സൈദ്ധാന്തിക മാതൃകകൾ

നിരീക്ഷണ ഡാറ്റയുടെ ആകെത്തുകയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടമാണ് സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം എന്ന നിഗമനത്തിൽ ഗവേഷകർ എത്തി, അതിനുശേഷം അത് അതിൻ്റെ മുൻ രൂപത്തിൽ നിലനിൽക്കില്ല. തീർച്ചയായും, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടന ഊർജ്ജം 10 50 - 10 51 erg ആയി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു, ഇത് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണ ബൈൻഡിംഗ് ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ സാധാരണ മൂല്യങ്ങളെ കവിയുന്നു. ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടന സമയത്ത് പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജം ബഹിരാകാശത്ത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ദ്രവ്യത്തെ പൂർണ്ണമായും ചിതറിക്കാൻ പര്യാപ്തമാണ്. ഏതുതരം നക്ഷത്രങ്ങളാണ്, എപ്പോഴാണ് അവർ ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തോടെ അവരുടെ ജീവിതം അവസാനിപ്പിക്കുന്നത്, അത്തരമൊരു ഭീമാകാരമായ ഊർജ്ജ പ്രകാശനത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്ന പ്രക്രിയകളുടെ സ്വഭാവം എന്താണ്?

നിരീക്ഷണ ഡാറ്റ കാണിക്കുന്നത് സൂപ്പർനോവകളെ പല തരങ്ങളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു, അവ ഷെല്ലുകളുടെയും അവയുടെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെയും രാസഘടനയിലും ഊർജ്ജ പ്രകാശനത്തിൻ്റെ സ്വഭാവത്തിലും വ്യത്യസ്ത തരം നക്ഷത്ര ജനസംഖ്യയുമായുള്ള ബന്ധത്തിലും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവകൾ ചെറുപ്പവും ഭീമാകാരവുമായ നക്ഷത്രങ്ങളുമായി വ്യക്തമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു, അവയുടെ ഷെല്ലുകളിൽ വലിയ അളവിൽ ഹൈഡ്രജൻ അടങ്ങിയിട്ടുണ്ട്. അതിനാൽ, അവയുടെ ജ്വാലകൾ 8-10 സൗര പിണ്ഡത്തിൽ കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടമായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മധ്യഭാഗങ്ങളിൽ, ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ ഊർജ്ജം പുറത്തുവരുന്നു, ഏറ്റവും ലളിതമായത് മുതൽ - ഹൈഡ്രജൻ ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ സംയോജന സമയത്ത് ഹീലിയം രൂപപ്പെടുകയും സിലിക്കണിൽ നിന്ന് ഇരുമ്പ് ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ രൂപവത്കരണത്തോടെ അവസാനിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇരുമ്പ് അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ പ്രകൃതിയിൽ ഏറ്റവും സ്ഥിരതയുള്ളവയാണ്, അവ ഫ്യൂസ് ചെയ്യുമ്പോൾ ഊർജ്ജം പുറത്തുവരില്ല. അങ്ങനെ, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പ് ഇരുമ്പായി മാറുമ്പോൾ, അതിലെ ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ പ്രകാശനം നിലക്കുന്നു. കാമ്പിന് ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളെ ചെറുക്കാൻ കഴിയില്ല, പെട്ടെന്ന് ചുരുങ്ങുന്നു - തകരുന്നു. തകർച്ചയുടെ സമയത്ത് സംഭവിക്കുന്ന പ്രക്രിയകൾ ഇപ്പോഴും പൂർണ്ണമായി വിശദീകരിക്കുന്നതിൽ നിന്ന് വളരെ അകലെയാണ്. എന്നിരുന്നാലും, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിലുള്ള എല്ലാ പദാർത്ഥങ്ങളും ന്യൂട്രോണുകളായി പരിവർത്തനം ചെയ്യപ്പെടുകയാണെങ്കിൽ, അതിന് ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളെ ചെറുക്കാൻ കഴിയുമെന്ന് അറിയാം. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പ് "ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം" ആയി മാറുകയും തകർച്ച നിലയ്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, ഭീമാകാരമായ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുകയും, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഷെല്ലിൽ പ്രവേശിക്കുകയും അത് വികാസം ആരംഭിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു, ഇത് ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനമായി നാം കാണുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമം മുമ്പ് "നിശബ്ദമായി" സംഭവിച്ചിട്ടുണ്ടെങ്കിൽ, അതിൻ്റെ ആവരണത്തിന് സൂര്യൻ്റെ ദൂരത്തേക്കാൾ നൂറുകണക്കിന് മടങ്ങ് ആരം ഉണ്ടായിരിക്കണം, കൂടാതെ ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്പെക്ട്രം വിശദീകരിക്കാൻ ആവശ്യമായ അളവിൽ ഹൈഡ്രജൻ നിലനിർത്തുകയും വേണം. ഒരു ക്ലോസ് ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിലോ മറ്റേതെങ്കിലും വിധത്തിലോ പരിണാമസമയത്ത് ഷെല്ലിൻ്റെ ഭൂരിഭാഗവും നഷ്ടപ്പെട്ടാൽ, സ്പെക്ട്രത്തിൽ ഹൈഡ്രജൻ ലൈനുകൾ ഉണ്ടാകില്ല - നമുക്ക് ഒരു തരം Ib അല്ലെങ്കിൽ Ic സൂപ്പർനോവ കാണാം.

പിണ്ഡം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, പരിണാമം വ്യത്യസ്തമായി നടക്കുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ കത്തിച്ചതിനുശേഷം, കാമ്പ് ഹീലിയമായി മാറുന്നു, ഹീലിയത്തെ കാർബണാക്കി മാറ്റുന്നതിനുള്ള പ്രതികരണം ആരംഭിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, കാർബൺ ഉൾപ്പെടുന്ന ഫ്യൂഷൻ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്ന തരത്തിൽ ഉയർന്ന താപനിലയിൽ കാമ്പ് ചൂടാക്കുന്നില്ല. ന്യൂക്ലിയസിന് ആവശ്യമായ ഊർജ്ജവും കരാറുകളും പുറത്തുവിടാൻ കഴിയില്ല, എന്നാൽ ഈ സാഹചര്യത്തിൽ ന്യൂക്ലിയസിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഇലക്ട്രോണുകൾ കംപ്രഷൻ നിർത്തുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പ് "വെളുത്ത കുള്ളൻ" എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നതായി മാറുന്നു, കൂടാതെ ഷെൽ ഒരു ഗ്രഹ നെബുലയുടെ രൂപത്തിൽ ബഹിരാകാശത്ത് ചിതറുന്നു. ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ അതിൻ്റെ പിണ്ഡം 1.4 സൗരപിണ്ഡത്തിൽ കുറവാണെങ്കിൽ മാത്രമേ നിലനിൽക്കൂ എന്ന് ഇന്ത്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ എസ്. ചന്ദ്രശേഖർ തെളിയിച്ചു. വെളുത്ത കുള്ളൻ വേണ്ടത്ര അടുത്ത ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിലാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതെങ്കിൽ, ദ്രവ്യം സാധാരണ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് വെളുത്ത കുള്ളനിലേക്ക് ഒഴുകാൻ തുടങ്ങും. വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെ പിണ്ഡം ക്രമേണ വർദ്ധിക്കുന്നു, അത് പരിധി കവിയുമ്പോൾ, ഒരു സ്ഫോടനം സംഭവിക്കുന്നു, ഈ സമയത്ത് കാർബണിൻ്റെയും ഓക്സിജൻ്റെയും ദ്രുതഗതിയിലുള്ള തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനം സംഭവിക്കുകയും റേഡിയോ ആക്ടീവ് നിക്കലായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രം പൂർണ്ണമായും നശിച്ചു, വികസിക്കുന്ന ഷെല്ലിൽ നിക്കൽ റേഡിയോ ആക്ടീവ് ക്ഷയം കൊബാൾട്ടിലേക്കും തുടർന്ന് ഇരുമ്പിലേക്കും പോകുന്നു, ഇത് ഷെല്ലിൻ്റെ തിളക്കത്തിന് ഊർജ്ജം നൽകുന്നു. ടൈപ്പ് Ia സൂപ്പർനോവ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നത് ഇങ്ങനെയാണ്.

സൂപ്പർനോവകളുടെ ആധുനിക സൈദ്ധാന്തിക പഠനങ്ങൾ പ്രധാനമായും പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മോഡലുകളുടെ ഏറ്റവും ശക്തമായ കമ്പ്യൂട്ടറുകളിലെ കണക്കുകൂട്ടലുകളാണ്. നിർഭാഗ്യവശാൽ, നക്ഷത്രപരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടത്തിൽ നിന്ന് ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിലേക്കും അതിൻ്റെ നിരീക്ഷിക്കാവുന്ന പ്രകടനങ്ങളിലേക്കും നയിക്കുന്ന ഒരു മാതൃക സൃഷ്ടിക്കാൻ ഇതുവരെ സാധിച്ചിട്ടില്ല. എന്നിരുന്നാലും, നിലവിലുള്ള മോഡലുകൾ ഭൂരിഭാഗം സൂപ്പർനോവകളുടെയും ലൈറ്റ് കർവുകളും സ്പെക്ട്രയും നന്നായി വിവരിക്കുന്നു. സാധാരണയായി ഇത് ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഷെല്ലിൻ്റെ ഒരു മാതൃകയാണ്, അതിൽ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം "സ്വമേധയാ" നിക്ഷേപിക്കുന്നു, അതിനുശേഷം അതിൻ്റെ വികാസവും ചൂടാക്കലും ആരംഭിക്കുന്നു. ശാരീരിക പ്രക്രിയകളുടെ സങ്കീർണ്ണതയും വൈവിധ്യവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട വലിയ ബുദ്ധിമുട്ടുകൾ ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും, സമീപ വർഷങ്ങളിൽ ഈ ഗവേഷണ മേഖലയിൽ വലിയ പുരോഗതി ഉണ്ടായിട്ടുണ്ട്.

പരിസ്ഥിതിയിൽ സൂപ്പർനോവയുടെ സ്വാധീനം

സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിൽ ശക്തവും വൈവിധ്യപൂർണ്ണവുമായ സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നു. അതിശക്തമായ വേഗതയിൽ പുറന്തള്ളപ്പെടുന്ന സൂപ്പർനോവ എൻവലപ്പ്, അതിനെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയുള്ള വാതകത്തെ ഞെക്കി ഞെരുക്കുന്നു. ഒരുപക്ഷേ ഇത് വാതക മേഘങ്ങളിൽ നിന്ന് പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന് കാരണമായേക്കാം. സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം വളരെ വലുതാണ്, പുതിയ മൂലകങ്ങളുടെ സമന്വയം സംഭവിക്കുന്നു, പ്രത്യേകിച്ച് ഇരുമ്പിനെക്കാൾ ഭാരമുള്ളവ. കനത്ത മൂലകങ്ങളാൽ സമ്പുഷ്ടമായ വസ്തുക്കൾ ഗാലക്സിയിൽ ഉടനീളം സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളാൽ ചിതറിക്കിടക്കുന്നു, അതിൻ്റെ ഫലമായി കൂടുതൽ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ അടങ്ങിയ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾക്ക് ശേഷം നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു. ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ "നമ്മുടെ" മേഖലയിലെ ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയം കനത്ത മൂലകങ്ങളാൽ സമ്പുഷ്ടമായിത്തീർന്നു, ഭൂമിയിൽ ജീവൻ്റെ ആവിർഭാവം സാധ്യമായി. സൂപ്പർനോവകൾ ഇതിന് നേരിട്ട് ഉത്തരവാദികളാണ്! സൂപ്പർനോവകൾ, പ്രത്യക്ഷത്തിൽ, വളരെ ഉയർന്ന ഊർജ്ജമുള്ള കണങ്ങളുടെ പ്രവാഹങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കുന്നു - കോസ്മിക് കിരണങ്ങൾ. അന്തരീക്ഷത്തിലൂടെ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് തുളച്ചുകയറുന്ന ഈ കണികകൾ ജനിതക പരിവർത്തനങ്ങൾക്ക് കാരണമാകും, അതിനാൽ ഭൂമിയിലെ ജീവൻ്റെ പരിണാമം സംഭവിക്കുന്നു.

പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ വിധിയെക്കുറിച്ച് സൂപ്പർനോവകൾ നമ്മോട് പറയുന്നു

സൂപ്പർനോവകൾ, പ്രത്യേകിച്ച് ടൈപ്പ് Ia സൂപ്പർനോവകൾ, പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രാകൃതിയിലുള്ള വസ്തുക്കളിൽ ഒന്നാണ്. അതിനാൽ, നിലവിൽ ലഭ്യമായ ഉപകരണങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് വളരെ ദൂരെയുള്ള സൂപ്പർനോവകളെപ്പോലും പഠിക്കാൻ കഴിയും.

അനേകം സൂപ്പർനോവകൾ Ia വളരെ അടുത്ത ഗാലക്സികളിൽ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്, അതിലേക്കുള്ള ദൂരം പല തരത്തിൽ നിർണ്ണയിക്കാനാകും. നിലവിൽ, ഒരു പ്രത്യേക തരം ശോഭയുള്ള വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രകടമായ തെളിച്ചത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള ദൂര നിർണ്ണയമാണ് ഏറ്റവും കൃത്യമായത് - സെഫീഡുകൾ. ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച്. നമ്മിൽ നിന്ന് 20 മെഗാപാർസെക്‌സ് അകലെയുള്ള ഗാലക്‌സികളിൽ ധാരാളം സെഫീഡുകളെ ഹബിൾ കണ്ടെത്തി പഠിച്ചു. ഈ ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിൻ്റെ മതിയായ കൃത്യമായ കണക്കുകൾ അവയിൽ പൊട്ടിത്തെറിച്ച ടൈപ്പ് Ia സൂപ്പർനോവകളുടെ തിളക്കം നിർണ്ണയിക്കാൻ സാധിച്ചു. ദൂരെയുള്ള സൂപ്പർനോവകൾ Ia യ്ക്ക് ശരാശരി ഒരേ പ്രകാശം ഉണ്ടെന്ന് ഞങ്ങൾ അനുമാനിക്കുകയാണെങ്കിൽ, അവയിലേക്കുള്ള ദൂരം പരമാവധി തെളിച്ചത്തിൽ നിരീക്ഷിച്ച കാന്തിമാനത്തിൽ നിന്ന് കണക്കാക്കാം.

ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം യഥാർത്ഥ പ്രപഞ്ച അനുപാതത്തിൻ്റെ ഒരു പ്രതിഭാസമാണ്. വാസ്തവത്തിൽ, ഇത് ഭീമാകാരമായ ശക്തിയുടെ ഒരു സ്ഫോടനമാണ്, അതിൻ്റെ ഫലമായി നക്ഷത്രം ഒന്നുകിൽ നിലനിൽക്കില്ല അല്ലെങ്കിൽ ഗുണപരമായി പുതിയ രൂപത്തിലേക്ക് മാറുന്നു - ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെയോ തമോദ്വാരത്തിൻ്റെയോ രൂപത്തിൽ. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുറം പാളികൾ ബഹിരാകാശത്തേക്ക് എറിയപ്പെടുന്നു. ഉയർന്ന വേഗതയിൽ ചിതറിക്കിടക്കുന്ന അവ മനോഹരമായ തിളങ്ങുന്ന നെബുലകൾക്ക് കാരണമാകുന്നു.

(ആകെ 11 ഫോട്ടോകൾ)

1. ടോറസ്, ഔറിഗ എന്നീ നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളുടെ അതിർത്തിയിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഒരു വലിയ അവശിഷ്ടമാണ് Simeiz 147 നെബുല (അതായത് Sh 2-240). 1952-ൽ സോവിയറ്റ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ ജി.എ.ഷെയ്‌നും വി.ഇ.ഗേസും ചേർന്നാണ് ക്രിമിയയിലെ സിമീസ് ഒബ്സർവേറ്ററിയിൽ നെബുല കണ്ടെത്തിയത്. ഏകദേശം 40,000 വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പാണ് സ്ഫോടനം നടന്നത്, ഈ സമയത്ത് പറക്കുന്ന വസ്തുക്കൾ പൂർണ്ണ ചന്ദ്രൻ്റെ വിസ്തീർണ്ണത്തേക്കാൾ 36 മടങ്ങ് വലിയ ആകാശത്തിൻ്റെ ഒരു പ്രദേശം കൈവശപ്പെടുത്തി! നെബുലയുടെ യഥാർത്ഥ അളവുകൾ ആകർഷണീയമായ 160 പ്രകാശവർഷമാണ്, അതിലേക്കുള്ള ദൂരം 3000 പ്രകാശവർഷമായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. വർഷങ്ങൾ. നീഹാരികയ്ക്ക് സ്പാഗെട്ടി എന്ന പേര് നൽകുന്ന നീളവും വളഞ്ഞതുമായ വാതക ഫിലമെൻ്റുകളാണ് വസ്തുവിൻ്റെ പ്രത്യേകത.

2. ക്രാബ് നെബുല (അല്ലെങ്കിൽ ചാൾസ് മെസ്സിയറുടെ കാറ്റലോഗ് അനുസരിച്ച് M1) ഏറ്റവും പ്രശസ്തമായ കോസ്മിക് വസ്തുക്കളിൽ ഒന്നാണ്. ഇവിടെ പ്രധാനം അതിൻ്റെ തെളിച്ചമോ പ്രത്യേക സൗന്ദര്യമോ അല്ല, ശാസ്ത്ര ചരിത്രത്തിൽ ക്രാബ് നെബുല വഹിച്ച പങ്ക്. 1054-ൽ നടന്ന ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ അവശിഷ്ടമാണ് നെബുല. ഈ സ്ഥലത്ത് വളരെ ശോഭയുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ രൂപത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പരാമർശങ്ങൾ ചൈനീസ് ക്രോണിക്കിളുകളിൽ സംരക്ഷിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. M1, ζ നക്ഷത്രത്തിന് അടുത്തായി ടോറസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്; ഇരുണ്ടതും തെളിഞ്ഞതുമായ രാത്രികളിൽ ഇത് ബൈനോക്കുലറുകൾ ഉപയോഗിച്ച് കാണാൻ കഴിയും.

3. പ്രശസ്തമായ വസ്തു കാസിയോപ്പിയ എ, ആകാശത്ത് റേഡിയോ ഉദ്വമനത്തിൻ്റെ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള ഉറവിടം. 1667-ൽ കാസിയോപ്പിയ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ പൊട്ടിത്തെറിച്ച ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ അവശിഷ്ടമാണിത്. ഇത് വിചിത്രമാണ്, പക്ഷേ പതിനേഴാം നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ രണ്ടാം പകുതിയുടെ വാർഷികങ്ങളിൽ ശോഭയുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തെക്കുറിച്ച് ഞങ്ങൾ പരാമർശിക്കുന്നില്ല. ഒരുപക്ഷേ, ഒപ്റ്റിക്കൽ ശ്രേണിയിൽ അതിൻ്റെ വികിരണം ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ പൊടിയാൽ വളരെ ദുർബലമായിരുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ അവസാനമായി നിരീക്ഷിച്ച സൂപ്പർനോവ കെപ്ലർ സൂപ്പർനോവയായി തുടരുന്നു.

4. ഹാലിയുടെ ധൂമകേതുവിൻ്റെ തിരിച്ചുവരവ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ മുൻകൂട്ടി കണ്ടപ്പോൾ 1758-ൽ ക്രാബ് നെബുല പ്രസിദ്ധമായി. അക്കാലത്തെ പ്രശസ്ത "ധൂമകേതു ക്യാച്ചർ" ചാൾസ് മെസ്സിയർ, ടോറസിൻ്റെ കൊമ്പുകൾക്കിടയിൽ വാലുള്ള അതിഥിയെ അന്വേഷിച്ചു, അവിടെ അത് പ്രവചിക്കപ്പെട്ടു. പകരം, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ ഒരു നീളമേറിയ നെബുല കണ്ടെത്തി, അത് അവനെ വളരെയധികം ആശയക്കുഴപ്പത്തിലാക്കി, അത് ഒരു ധൂമകേതുവായി തെറ്റിദ്ധരിച്ചു. ഭാവിയിൽ, ആശയക്കുഴപ്പം ഒഴിവാക്കാൻ, ആകാശത്തിലെ എല്ലാ നെബുലസ് വസ്തുക്കളുടെയും ഒരു കാറ്റലോഗ് കംപൈൽ ചെയ്യാൻ മെസ്സിയർ തീരുമാനിച്ചു. ക്രാബ് നെബുലയെ കാറ്റലോഗിൽ നമ്പർ 1 ആയി ഉൾപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. ക്രാബ് നെബുലയുടെ ഈ ചിത്രം ഹബിൾ ടെലിസ്കോപ്പ് എടുത്തതാണ്. ഇത് നിരവധി വിശദാംശങ്ങൾ കാണിക്കുന്നു: ഗ്യാസ് നാരുകൾ, നോഡുകൾ, ഘനീഭവിക്കൽ. ഇന്ന്, നെബുല ഏകദേശം 1,500 കി.മീ/സെക്കൻഡ് വേഗതയിൽ വികസിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു, ഏതാനും വർഷത്തെ ഇടവേളകളിൽ എടുത്ത ഫോട്ടോഗ്രാഫുകളിൽ അതിൻ്റെ വലിപ്പത്തിലുള്ള മാറ്റം ശ്രദ്ധേയമാണ്. ക്രാബ് നെബുലയുടെ ആകെ വലിപ്പം 5 പ്രകാശവർഷം കവിയുന്നു.

5. ഒപ്റ്റിക്സ്, തെർമൽ, എക്സ്-റേ എന്നിവയിലെ ക്രാബ് നെബുല. നെബുലയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് ഒരു പൾസർ ഉണ്ട്, അത് റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുകയും ചുറ്റുമുള്ള വസ്തുക്കളിൽ എക്സ്-കിരണങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കുകയും ചെയ്യുന്ന ഒരു അതിസാന്ദ്രമായ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമാണ് (നീലയിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്ന എക്സ്-കിരണങ്ങൾ). വിവിധ തരംഗദൈർഘ്യങ്ങളിലുള്ള ക്രാബ് നെബുലയുടെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ, പൾസാറുകൾ, സൂപ്പർനോവകൾ എന്നിവയെക്കുറിച്ചുള്ള അടിസ്ഥാന വിവരങ്ങൾ നൽകി. ചന്ദ്ര, ഹബിൾ, സ്പിറ്റ്സർ എന്നീ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനികൾ എടുത്ത മൂന്ന് ചിത്രങ്ങളുടെ സംയോജനമാണ് ഈ ചിത്രം.

6. നഗ്നനേത്രങ്ങളാൽ നിരീക്ഷിച്ച അവസാന സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം 1987-ൽ അയൽ ഗാലക്സിയായ ലാർജ് മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡിൽ സംഭവിച്ചു. സൂപ്പർനോവ 1987A യുടെ തെളിച്ചം കാന്തിമാനം 3 ൽ എത്തി, അതിലേക്കുള്ള വലിയ ദൂരം (ഏകദേശം 160,000 പ്രകാശവർഷം) കണക്കിലെടുക്കുമ്പോൾ ഇത് വളരെ കൂടുതലാണ്; സൂപ്പർനോവയുടെ ഉപജ്ഞാതാവ് ഒരു നീല ഹൈപ്പർജയൻ്റ് നക്ഷത്രമായിരുന്നു. സ്ഫോടനത്തിനുശേഷം, വികസിക്കുന്ന നെബുലയും 8-ാം സംഖ്യയുടെ രൂപത്തിൽ നിഗൂഢമായ വളയങ്ങളും നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സ്ഥാനത്ത് തുടർന്നു.സ്ഫോടന സമയത്ത് പുറന്തള്ളപ്പെട്ട വാതകവുമായി മുൻഗാമിയുടെ നക്ഷത്രക്കാറ്റ് പ്രതിപ്രവർത്തനം നടത്തിയതാകാം അവയുടെ രൂപത്തിന് കാരണമെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ അഭിപ്രായപ്പെടുന്നു.

7. സൂപ്പർനോവ റെമൻ്റ് ടൈക്കോ. 1572-ൽ കാസിയോപ്പിയ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ ഒരു സൂപ്പർനോവ സംഭവിച്ചു. ദൂരദർശിനിക്ക് മുമ്പുള്ള കാലഘട്ടത്തിലെ ഏറ്റവും മികച്ച ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷകനായ ഡെയ്ൻ ടൈക്കോ ബ്രാഹെയാണ് ഈ തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രം നിരീക്ഷിച്ചത്. ഈ സംഭവത്തിൻ്റെ പശ്ചാത്തലത്തിൽ ബ്രാഹെ എഴുതിയ പുസ്തകത്തിന് വലിയ പ്രത്യയശാസ്ത്ര പ്രാധാന്യമുണ്ടായിരുന്നു, കാരണം അക്കാലത്ത് നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് മാറ്റമില്ലെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെട്ടു. നമ്മുടെ കാലത്ത്, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ദൂരദർശിനികൾ ഉപയോഗിച്ച് വളരെക്കാലമായി ഈ നെബുലയെ വേട്ടയാടുന്നു, 1952 ൽ അവർ അതിൻ്റെ റേഡിയോ ഉദ്വമനം കണ്ടെത്തി. ആദ്യത്തെ ഒപ്റ്റിക്കൽ ചിത്രം 1960 കളിൽ മാത്രമാണ് എടുത്തത്.

8. വെലാസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടം. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലെ മിക്ക സൂപ്പർനോവകളും ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ തലത്തിലാണ് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നത്, കാരണം ഇവിടെയാണ് കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ ജനിക്കുകയും അവരുടെ ഹ്രസ്വ ജീവിതം ചെലവഴിക്കുകയും ചെയ്യുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ചുവന്ന ഹൈഡ്രജൻ നെബുലകളുടെയും സമൃദ്ധി കാരണം ഈ ചിത്രത്തിൽ ഫിലമെൻ്റസ് സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടങ്ങൾ തിരിച്ചറിയാൻ പ്രയാസമാണ്, പക്ഷേ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഷെൽ ഇപ്പോഴും അതിൻ്റെ പച്ചകലർന്ന തിളക്കത്താൽ തിരിച്ചറിയാൻ കഴിയും. പരുസിയിലെ സൂപ്പർനോവ പൊട്ടിത്തെറിച്ചത് ഏകദേശം 11-12 ആയിരം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പാണ്. അഗ്നിജ്വാലയുടെ സമയത്ത്, നക്ഷത്രം ഒരു വലിയ ദ്രവ്യത്തെ ബഹിരാകാശത്തേക്ക് പുറന്തള്ളി, പക്ഷേ പൂർണ്ണമായും തകർന്നില്ല: അതിൻ്റെ സ്ഥാനത്ത് റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം ഒരു പൾസർ തുടർന്നു.

9. പെൻസിൽ നെബുല (NGC 2736), വെലേ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ നിന്നുള്ള ഒരു സൂപ്പർനോവ എൻവലപ്പിൻ്റെ ഭാഗം. വാസ്തവത്തിൽ, നെബുല മണിക്കൂറിൽ അര ദശലക്ഷം കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ ബഹിരാകാശത്ത് വ്യാപിക്കുന്ന ഒരു ഷോക്ക് തരംഗമാണ് (ചിത്രത്തിൽ അത് താഴെ നിന്ന് മുകളിലേക്ക് പറക്കുന്നു). ആയിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ്, ഈ വേഗത ഇതിലും കൂടുതലായിരുന്നു, എന്നാൽ ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്രാന്തര വാതകത്തിൻ്റെ മർദ്ദം, അത് എത്ര നിസ്സാരമാണെങ്കിലും, സൂപ്പർനോവയുടെ വികസിക്കുന്ന ഷെല്ലിനെ മന്ദഗതിയിലാക്കി.

10. മറ്റൊരു അറിയപ്പെടുന്ന സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടമായ മെഡൂസ നെബുല സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത് ജെമിനി നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലാണ്. ഈ നെബുലയിലേക്കുള്ള ദൂരം മോശമായി അറിയപ്പെടുന്നു, ഇത് ഏകദേശം 5 ആയിരം പ്രകാശവർഷമാണ്. സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ തീയതിയും ഏകദേശം അറിയപ്പെടുന്നു: 3 - 30 ആയിരം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ്. വലതുവശത്തുള്ള ശോഭയുള്ള നക്ഷത്രം രസകരമായ ഒരു ജെമിനി വേരിയബിളാണ്, അത് നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയും (അതിൻ്റെ തെളിച്ചം മാറ്റങ്ങൾ പഠിക്കാം).

11. NGC 6962 അല്ലെങ്കിൽ ഈസ്റ്റേൺ വെയിൽ ക്ലോസപ്പ്. ഈ വസ്തുവിൻ്റെ മറ്റൊരു പേര് നെറ്റ്‌വർക്ക് നെബുല എന്നാണ്.

സൂപ്പർനോവകളെക്കുറിച്ച് നിങ്ങൾക്ക് എന്തറിയാം? ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമോ തമോദ്വാരമോ നിലനിൽക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മഹത്തായ സ്ഫോടനമാണ് സൂപ്പർനോവയെന്ന് നിങ്ങൾ ഒരുപക്ഷേ പറഞ്ഞേക്കാം.

എന്നിരുന്നാലും, എല്ലാ സൂപ്പർനോവകളും യഥാർത്ഥത്തിൽ കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതത്തിലെ അവസാന ഘട്ടമല്ല. സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ആധുനിക വർഗ്ഗീകരണം, സൂപ്പർജയൻ്റ് സ്ഫോടനങ്ങൾക്ക് പുറമേ, മറ്റ് ചില പ്രതിഭാസങ്ങളും ഉൾപ്പെടുന്നു.

നോവകളും സൂപ്പർനോവകളും

"സൂപ്പർനോവ" എന്ന പദം "നോവ" എന്ന പദത്തിൽ നിന്ന് കുടിയേറി. "നോവയെ" ആദ്യം മുതൽ ആകാശത്ത് പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന് വിളിച്ചിരുന്നു, അതിനുശേഷം അവ ക്രമേണ മങ്ങി. ബിസി രണ്ടാം സഹസ്രാബ്ദത്തോളം പഴക്കമുള്ള ചൈനീസ് ക്രോണിക്കിളുകളിൽ നിന്ന് ആദ്യത്തെ "പുതിയവ" അറിയപ്പെടുന്നു. രസകരമെന്നു പറയട്ടെ, ഈ നോവകളിൽ പലപ്പോഴും സൂപ്പർനോവകൾ ഉണ്ടായിരുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, 1571-ൽ ടൈക്കോ ബ്രാഹെ നിരീക്ഷിച്ച ഒരു സൂപ്പർനോവയായിരുന്നു അത്, തുടർന്ന് "നോവ" എന്ന പദം ഉപയോഗിച്ചു. രണ്ട് സാഹചര്യങ്ങളിലും നമ്മൾ സംസാരിക്കുന്നത് അക്ഷരാർത്ഥത്തിൽ പുതിയ തിളക്കങ്ങളുടെ ജനനത്തെക്കുറിച്ചല്ലെന്ന് ഇപ്പോൾ നമുക്കറിയാം.

നോവകളും സൂപ്പർനോവകളും ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അല്ലെങ്കിൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തിൻ്റെ തെളിച്ചത്തിൽ കുത്തനെ വർദ്ധനവ് സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ചട്ടം പോലെ, മുമ്പ് ആളുകൾക്ക് ഈ ജ്വാലകൾക്ക് കാരണമായ നക്ഷത്രങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കാൻ അവസരമില്ലായിരുന്നു. അക്കാലത്തെ നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്കോ ​​ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഉപകരണത്തിനോ കഴിയാത്തത്ര മങ്ങിയ വസ്തുക്കളായിരുന്നു ഇവ. സ്വാഭാവികമായും ഒരു പുതിയ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജനനത്തോട് സാമ്യമുള്ള ജ്വാലയുടെ നിമിഷത്തിൽ അവ ഇതിനകം നിരീക്ഷിച്ചു.

ഈ പ്രതിഭാസങ്ങളുടെ സമാനത ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും, ഇന്ന് അവയുടെ നിർവചനങ്ങളിൽ മൂർച്ചയുള്ള വ്യത്യാസമുണ്ട്. സൂപ്പർനോവകളുടെ കൊടുമുടിയുടെ തിളക്കം നോവയുടെ പീക്ക് ലൈറ്റിനേക്കാൾ ആയിരവും ലക്ഷക്കണക്കിന് മടങ്ങും കൂടുതലാണ്. ഈ പ്രതിഭാസങ്ങളുടെ സ്വഭാവത്തിലെ അടിസ്ഥാനപരമായ വ്യത്യാസമാണ് ഈ വൈരുദ്ധ്യം വിശദീകരിക്കുന്നത്.

പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനം

ചില അടുത്ത നക്ഷത്ര സിസ്റ്റങ്ങളിൽ സംഭവിക്കുന്ന തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനങ്ങളാണ് പുതിയ ജ്വാലകൾ. അത്തരം സിസ്റ്റങ്ങളിൽ ഒരു വലിയ കമ്പാനിയൻ നക്ഷത്രവും (പ്രധാന സീക്വൻസ് നക്ഷത്രം, ഉപജയൻ്റ് അല്ലെങ്കിൽ) അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെ ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണം അതിൻ്റെ സഹനക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് പദാർത്ഥത്തെ വലിച്ചെടുക്കുന്നു, ഇത് ചുറ്റും ഒരു അക്രിഷൻ ഡിസ്ക് രൂപപ്പെടുന്നതിന് കാരണമാകുന്നു. അക്രിഷൻ ഡിസ്കിൽ സംഭവിക്കുന്ന തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രക്രിയകൾ സ്ഥിരത നഷ്ടപ്പെടുകയും സ്ഫോടനാത്മകമാവുകയും ചെയ്യുന്നു.

അത്തരമൊരു സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഫലമായി, നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥയുടെ തെളിച്ചം ആയിരക്കണക്കിന് അല്ലെങ്കിൽ നൂറുകണക്കിന് ആയിരക്കണക്കിന് മടങ്ങ് വർദ്ധിക്കുന്നു. അങ്ങനെയാണ് ഒരു പുതിയ നക്ഷത്രം പിറക്കുന്നത്. ഒരു ഭൗമ നിരീക്ഷകന് ഇതുവരെ മങ്ങിയതോ അദൃശ്യമായതോ ആയ ഒരു വസ്തു ശ്രദ്ധേയമായ തെളിച്ചം നേടുന്നു. ചട്ടം പോലെ, അത്തരമൊരു പൊട്ടിത്തെറി ഏതാനും ദിവസങ്ങൾക്കുള്ളിൽ അതിൻ്റെ ഉച്ചസ്ഥായിയിലെത്തുകയും വർഷങ്ങളോളം മങ്ങുകയും ചെയ്യും. പലപ്പോഴും ഇത്തരം പൊട്ടിത്തെറികൾ ഓരോ ഏതാനും ദശാബ്ദങ്ങളിലും ഒരേ സംവിധാനത്തിൽ ആവർത്തിക്കുന്നു, അതായത്. ആനുകാലികമാണ്. പുതിയ നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റും വികസിക്കുന്ന വാതക കവറും നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു.

സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾക്ക് അവയുടെ ഉത്ഭവത്തിൻ്റെ തികച്ചും വ്യത്യസ്തവും കൂടുതൽ വൈവിധ്യപൂർണ്ണവുമായ സ്വഭാവമുണ്ട്.

സൂപ്പർനോവകളെ സാധാരണയായി രണ്ട് പ്രധാന ക്ലാസുകളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു (I, II). ഈ ക്ലാസുകളെ സ്പെക്ട്രൽ എന്ന് വിളിക്കാം, കാരണം അവയുടെ സ്പെക്ട്രയിലെ ഹൈഡ്രജൻ ലൈനുകളുടെ സാന്നിധ്യവും അഭാവവും കൊണ്ട് അവയെ വേർതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഈ ക്ലാസുകളും ദൃശ്യപരമായി വ്യത്യസ്തമാണ്. എല്ലാ ക്ലാസ് I സൂപ്പർനോവകളും സ്ഫോടന ശക്തിയിലും തെളിച്ച മാറ്റങ്ങളുടെ ചലനാത്മകതയിലും സമാനമാണ്. ക്ലാസ് II സൂപ്പർനോവകൾ ഇക്കാര്യത്തിൽ വളരെ വൈവിധ്യപൂർണ്ണമാണ്. അവരുടെ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ശക്തിയും തെളിച്ചമുള്ള മാറ്റങ്ങളുടെ ചലനാത്മകതയും വളരെ വിശാലമായ ശ്രേണിയിലാണ്.

എല്ലാ ക്ലാസ് II സൂപ്പർനോവകളും ഭീമാകാരമായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്തർഭാഗത്ത് ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയാൽ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു. മറ്റൊരു വിധത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ, ഇത് നമുക്ക് പരിചിതമായ സൂപ്പർജയൻ്റുകളുടെ അതേ സ്ഫോടനമാണ്. ഒന്നാം ക്ലാസിലെ സൂപ്പർനോവകളിൽ, പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഫോടനത്തിന് സമാനമായ സ്ഫോടന സംവിധാനം ഉള്ളവരുണ്ട്.

സൂപ്പർജയൻ്റുകളുടെ മരണം

8-10 സൗരപിണ്ഡത്തിൽ കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ സൂപ്പർനോവകളായി മാറുന്നു. അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാമ്പുകൾ, ഹൈഡ്രജൻ തീർന്ന്, ഹീലിയം ഉൾപ്പെടുന്ന തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിലേക്ക് നീങ്ങുന്നു. ഹീലിയം തീർന്നുപോയതിനാൽ, ന്യൂക്ലിയസ് കൂടുതൽ ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങളെ സമന്വയിപ്പിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആഴത്തിൽ, കൂടുതൽ കൂടുതൽ പാളികൾ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു, അവയിൽ ഓരോന്നിനും അതിൻ്റേതായ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ ഉണ്ട്. പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടത്തിൽ, അത്തരമൊരു നക്ഷത്രം "ലേയേർഡ്" സൂപ്പർജയൻ്റായി മാറുന്നു. ഇരുമ്പിൻ്റെ സമന്വയം അതിൻ്റെ കാമ്പിൽ സംഭവിക്കുന്നു, അതേസമയം ഉപരിതലത്തോട് അടുത്ത് ഹൈഡ്രജനിൽ നിന്നുള്ള ഹീലിയത്തിൻ്റെ സമന്വയം തുടരുന്നു.

ഇരുമ്പ് അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെയും ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെയും സംയോജനം ഊർജം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതിനൊപ്പം സംഭവിക്കുന്നു. അതിനാൽ, ഇരുമ്പായി മാറിയതിനാൽ, ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികൾക്ക് നഷ്ടപരിഹാരം നൽകാൻ സൂപ്പർജയൻ്റ് കാമ്പിന് ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടാൻ കഴിയില്ല. കാമ്പിൻ്റെ ഹൈഡ്രോഡൈനാമിക് സന്തുലിതാവസ്ഥ നഷ്ടപ്പെടുകയും ക്രമരഹിതമായ കംപ്രഷൻ ആരംഭിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. കാമ്പ് ഒരു നിശ്ചിത നിർണ്ണായക വലുപ്പത്തിലേക്ക് ചുരുങ്ങുന്നത് വരെ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ശേഷിക്കുന്ന പാളികൾ ഈ സന്തുലിതാവസ്ഥ നിലനിർത്തുന്നത് തുടരുന്നു. ഇപ്പോൾ ശേഷിക്കുന്ന പാളികൾക്കും നക്ഷത്രത്തിനും മൊത്തത്തിൽ ഹൈഡ്രോഡൈനാമിക് സന്തുലിതാവസ്ഥ നഷ്ടപ്പെടുന്നു. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ മാത്രം, "വിജയം" എന്നത് കംപ്രഷൻ അല്ല, മറിച്ച് തകർച്ചയിലും കൂടുതൽ കുഴപ്പത്തിലായ പ്രതികരണങ്ങളിലും പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജമാണ്. പുറം ഷെൽ പുറത്തിറങ്ങി - ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം.

ക്ലാസ് വ്യത്യാസങ്ങൾ

സൂപ്പർനോവകളുടെ വിവിധ ക്ലാസുകളും ഉപവിഭാഗങ്ങളും സ്ഫോടനത്തിന് മുമ്പ് നക്ഷത്രം എങ്ങനെയായിരുന്നുവെന്ന് വിശദീകരിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, ക്ലാസ് I സൂപ്പർനോവകളിൽ ഹൈഡ്രജൻ്റെ അഭാവം (ഉപവർഗ്ഗങ്ങൾ Ib, Ic) നക്ഷത്രത്തിന് തന്നെ ഹൈഡ്രജൻ ഇല്ലെന്നതിൻ്റെ അനന്തരഫലമാണ്. മിക്കവാറും, ഒരു ക്ലോസ് ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിൽ പരിണാമ സമയത്ത് അതിൻ്റെ പുറം ഷെല്ലിൻ്റെ ഒരു ഭാഗം നഷ്ടപ്പെട്ടു. ഹീലിയത്തിൻ്റെ അഭാവത്തിൽ സബ്ക്ലാസ് ഐസിയുടെ സ്പെക്ട്രം ഐബിയിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ്.

ഏത് സാഹചര്യത്തിലും, അത്തരം ക്ലാസുകളുടെ സൂപ്പർനോവകൾ ബാഹ്യ ഹൈഡ്രജൻ-ഹീലിയം ഷെൽ ഇല്ലാത്ത നക്ഷത്രങ്ങളിൽ സംഭവിക്കുന്നു. ശേഷിക്കുന്ന പാളികൾ അവയുടെ വലുപ്പത്തിൻ്റെയും പിണ്ഡത്തിൻ്റെയും കർശനമായ പരിധിക്കുള്ളിലാണ്. ഒരു നിശ്ചിത നിർണായക ഘട്ടത്തിൻ്റെ ആരംഭത്തോടെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ പരസ്പരം മാറ്റിസ്ഥാപിക്കുന്നു എന്ന വസ്തുത ഇത് വിശദീകരിക്കുന്നു. അതുകൊണ്ടാണ് ക്ലാസ് ഐസി, ക്ലാസ് ഐബി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഫോടനങ്ങൾ വളരെ സാമ്യമുള്ളത്. അവയുടെ ഏറ്റവും ഉയർന്ന പ്രകാശം സൂര്യൻ്റെ ഏകദേശം 1.5 ബില്യൺ മടങ്ങാണ്. 2-3 ദിവസങ്ങൾക്കുള്ളിൽ അവർ ഈ തിളക്കത്തിൽ എത്തുന്നു. ഇതിനുശേഷം, അവരുടെ തെളിച്ചം പ്രതിമാസം 5-7 തവണ ദുർബലമാവുകയും തുടർന്നുള്ള മാസങ്ങളിൽ പതുക്കെ കുറയുകയും ചെയ്യുന്നു.

ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഹൈഡ്രജൻ-ഹീലിയം ഷെൽ ഉണ്ടായിരുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെയും അതിൻ്റെ മറ്റ് സവിശേഷതകളെയും ആശ്രയിച്ച്, ഈ ഷെല്ലിന് വ്യത്യസ്ത അതിരുകൾ ഉണ്ടായിരിക്കാം. സൂപ്പർനോവ പാറ്റേണുകളിലെ വിശാലമായ ശ്രേണി ഇത് വിശദീകരിക്കുന്നു. അവയുടെ തെളിച്ചം ദശലക്ഷക്കണക്കിന് മുതൽ ദശലക്ഷക്കണക്കിന് കോടിക്കണക്കിന് സോളാർ ലുമിനോസിറ്റികൾ വരെയാകാം (ഗാമാ-റേ സ്ഫോടനങ്ങൾ ഒഴികെ - ചുവടെ കാണുക). തെളിച്ചത്തിലെ മാറ്റങ്ങളുടെ ചലനാത്മകതയ്ക്ക് വളരെ വ്യത്യസ്തമായ സ്വഭാവമുണ്ട്.

വെളുത്ത കുള്ളൻ രൂപാന്തരം

സൂപ്പർനോവകളുടെ ഒരു പ്രത്യേക വിഭാഗം അഗ്നിജ്വാലകളാണ്. എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്‌സികളിൽ സംഭവിക്കാവുന്ന സൂപ്പർനോവകളുടെ ഒരേയൊരു ക്ലാസ് ഇതാണ്. ഈ ജ്വാലകൾ സൂപ്പർജയൻ്റുകളുടെ മരണത്തിൻ്റെ ഉൽപ്പന്നമല്ലെന്ന് ഈ സവിശേഷത സൂചിപ്പിക്കുന്നു. സൂപ്പർജയൻറുകൾ അവരുടെ ഗാലക്സികൾ "പ്രായമാകുന്നത്" കാണാൻ ജീവിക്കുന്നില്ല, അതായത്. ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലാകും. കൂടാതെ, ഈ ക്ലാസിലെ എല്ലാ ഫ്ലാഷുകൾക്കും ഏതാണ്ട് ഒരേ തെളിച്ചമുണ്ട്. ഇതിന് നന്ദി, ടൈപ്പ് Ia സൂപ്പർനോവകൾ പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ "സാധാരണ മെഴുകുതിരികൾ" ആണ്.

വ്യതിരിക്തമായ ഒരു പാറ്റേൺ അനുസരിച്ച് അവ ഉണ്ടാകുന്നു. നേരത്തെ സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ, ഈ സ്ഫോടനങ്ങൾ പുതിയ സ്ഫോടനങ്ങൾക്ക് സമാനമാണ്. അവയുടെ ഉത്ഭവത്തിനായുള്ള ഒരു സ്കീം സൂചിപ്പിക്കുന്നത് അവയും ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെയും അതിൻ്റെ സഹ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെയും അടുത്ത സംവിധാനത്തിൽ നിന്നാണ് ഉത്ഭവിക്കുന്നത് എന്നാണ്. എന്നിരുന്നാലും, പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി, വ്യത്യസ്‌തമായ, കൂടുതൽ വിനാശകരമായ തരത്തിലുള്ള സ്‌ഫോടനം ഇവിടെ സംഭവിക്കുന്നു.

സഹജീവിയെ "വിഴുങ്ങുമ്പോൾ", വെളുത്ത കുള്ളൻ ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിയിലെത്തുന്നതുവരെ പിണ്ഡം വർദ്ധിക്കുന്നു. ഈ പരിധി, ഏകദേശം 1.38 സൗര പിണ്ഡത്തിന് തുല്യമാണ്, ഇത് ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ ഉയർന്ന പരിധിയാണ്, അതിനുശേഷം അത് ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി മാറുന്നു. അത്തരം ഒരു സംഭവം ഒരു വലിയ ഊർജ്ജസ്വലമായ ഒരു തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനത്തോടൊപ്പമുണ്ട്, സാധാരണ പുതിയ സ്ഫോടനത്തേക്കാൾ ഉയർന്ന അളവിലുള്ള നിരവധി ഓർഡറുകൾ. ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിയുടെ ഏതാണ്ട് സ്ഥിരമായ മൂല്യം, ഈ ഉപവർഗ്ഗത്തിൻ്റെ വിവിധ ജ്വാലകളുടെ തെളിച്ചത്തിൽ അത്തരമൊരു ചെറിയ പൊരുത്തക്കേട് വിശദീകരിക്കുന്നു. ഈ തെളിച്ചം സൗര പ്രകാശത്തേക്കാൾ ഏകദേശം 6 ബില്യൺ മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്, അതിൻ്റെ മാറ്റത്തിൻ്റെ ചലനാത്മകത ക്ലാസ് Ib, Ic സൂപ്പർനോവകളുടേതിന് തുല്യമാണ്.

ഹൈപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ

സാധാരണ സൂപ്പർനോവകളുടെ ഊർജ്ജത്തേക്കാൾ നിരവധി ഓർഡറുകൾ കൂടുതലുള്ള സ്ഫോടനങ്ങളാണ് ഹൈപ്പർനോവകൾ. അതായത്, വാസ്തവത്തിൽ, അവ ഹൈപ്പർനോവകളാണ്, വളരെ ശോഭയുള്ള സൂപ്പർനോവകളാണ്.

സാധാരണഗതിയിൽ, ഒരു ഹൈപ്പർനോവ സൂപ്പർമാസിവ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഫോടനമായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു, ഇതിനെ എന്നും വിളിക്കുന്നു. അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡം 80 ൽ ആരംഭിക്കുകയും പലപ്പോഴും 150 സൗരപിണ്ഡത്തിൻ്റെ സൈദ്ധാന്തിക പരിധി കവിയുകയും ചെയ്യുന്നു. ആൻ്റിമാറ്ററിൻ്റെ ഉന്മൂലനം, ഒരു ക്വാർക്ക് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ രൂപീകരണം, അല്ലെങ്കിൽ രണ്ട് ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടിയിടി എന്നിവയ്ക്കിടെ ഹൈപ്പർനോവ രൂപപ്പെടാൻ കഴിയുന്ന പതിപ്പുകളും ഉണ്ട്.

ഹൈപ്പർനോവകൾ ശ്രദ്ധേയമാണ്, കാരണം അവ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും ഊർജ്ജസ്വലവും അപൂർവവുമായ സംഭവങ്ങളുടെ പ്രധാന കാരണമാണ് - ഗാമാ-റേ പൊട്ടിത്തെറികൾ. ഗാമാ പൊട്ടിത്തെറികളുടെ ദൈർഘ്യം നൂറിലൊന്ന് സെക്കൻഡ് മുതൽ നിരവധി മണിക്കൂർ വരെയാണ്. എന്നാൽ മിക്കപ്പോഴും അവ 1-2 സെക്കൻഡ് നീണ്ടുനിൽക്കും. ഈ നിമിഷങ്ങളിൽ, അവർ സൂര്യൻ്റെ ജീവിതത്തിൻ്റെ 10 ബില്യൺ വർഷങ്ങളിൽ ഊർജ്ജത്തിന് സമാനമായ ഊർജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു! ഗാമാ-റേ പൊട്ടിത്തെറിയുടെ സ്വഭാവം ഇപ്പോഴും അജ്ഞാതമാണ്.

ജീവൻ്റെ പൂർവ്വികർ

എല്ലാ വിനാശകരമായ സ്വഭാവവും ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും, സൂപ്പർനോവകളെ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ജീവിതത്തിൻ്റെ പൂർവ്വികർ എന്ന് വിളിക്കാം. അവയുടെ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ശക്തി നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തെ വാതക, പൊടി മേഘങ്ങളുടേയും നെബുലകളുടേയും രൂപീകരണത്തിലേക്ക് തള്ളിവിടുന്നു, അതിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ പിന്നീട് ജനിക്കുന്നു. അവയുടെ മറ്റൊരു സവിശേഷത, സൂപ്പർനോവകൾ നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തെ കനത്ത മൂലകങ്ങളാൽ പൂരിതമാക്കുന്നു എന്നതാണ്.

ഇരുമ്പിനെക്കാൾ ഭാരമുള്ള എല്ലാ രാസ മൂലകങ്ങളും ഉണ്ടാകുന്നത് സൂപ്പർനോവകളാണ്. എല്ലാത്തിനുമുപരി, നേരത്തെ സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ, അത്തരം മൂലകങ്ങളുടെ സമന്വയത്തിന് ഊർജ്ജം ആവശ്യമാണ്. പുതിയ മൂലകങ്ങളുടെ ഊർജ്ജ-തീവ്രമായ ഉൽപാദനത്തിനായി സംയുക്ത ന്യൂക്ലിയസ്സുകളും ന്യൂട്രോണുകളും "ചാർജ്ജ്" ചെയ്യാൻ സൂപ്പർനോവകൾക്ക് മാത്രമേ കഴിയൂ. സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ ഗതികോർജ്ജം, പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആഴത്തിൽ രൂപംകൊണ്ട മൂലകങ്ങളോടൊപ്പം അവയെ ബഹിരാകാശത്തിലുടനീളം കൊണ്ടുപോകുന്നു. കാർബൺ, നൈട്രജൻ, ഓക്സിജൻ എന്നിവയും ജൈവിക ജീവിതം അസാധ്യമായ മറ്റ് ഘടകങ്ങളും ഇതിൽ ഉൾപ്പെടുന്നു.

സൂപ്പർനോവ നിരീക്ഷണം

സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ വളരെ അപൂർവമായ പ്രതിഭാസമാണ്. നൂറു കോടിയിലധികം നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങുന്ന നമ്മുടെ ഗാലക്‌സി ഒരു നൂറ്റാണ്ടിൽ ഏതാനും ജ്വാലകൾ മാത്രമേ അനുഭവിക്കൂ. ക്രോണിക്കിളുകളും മധ്യകാല ജ്യോതിശാസ്ത്ര സ്രോതസ്സുകളും അനുസരിച്ച്, കഴിഞ്ഞ രണ്ടായിരം വർഷങ്ങളിൽ, നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് ദൃശ്യമായ ആറ് സൂപ്പർനോവകൾ മാത്രമേ രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ളൂ. ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഒരിക്കലും നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ സൂപ്പർനോവകൾ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടില്ല. ഏറ്റവും അടുത്തത് 1987 ൽ ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങളിലൊന്നായ വലിയ മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡിൽ സംഭവിച്ചു. എല്ലാ വർഷവും, മറ്റ് ഗാലക്സികളിൽ 60 സൂപ്പർനോവകൾ വരെ ശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരീക്ഷിക്കുന്നു.

ഈ അപൂർവത കൊണ്ടാണ് സൂപ്പർനോവകൾ അവയുടെ പൊട്ടിത്തെറിയുടെ നിമിഷത്തിൽ തന്നെ എപ്പോഴും നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നത്. അതിനുമുമ്പുള്ള സംഭവങ്ങൾ ഒരിക്കലും നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല, അതിനാൽ സൂപ്പർനോവകളുടെ സ്വഭാവം ഇപ്പോഴും നിഗൂഢമായി തുടരുന്നു. സൂപ്പർനോവകളെ കൃത്യമായി പ്രവചിക്കാൻ ആധുനിക ശാസ്ത്രത്തിന് കഴിയുന്നില്ല. ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം മാത്രമേ ഏതൊരു സ്ഥാനാർത്ഥി നക്ഷത്രത്തിനും ജ്വലിക്കാൻ കഴിയൂ. ഇക്കാര്യത്തിൽ ഏറ്റവും രസകരമായത് നമ്മുടെ ജീവിതകാലത്ത് ഭൂമിയുടെ ആകാശത്തെ പ്രകാശിപ്പിക്കാനുള്ള യഥാർത്ഥ അവസരമുള്ള ബെറ്റെൽഗ്യൂസ് ആണ്.

യൂണിവേഴ്സൽ ജ്വാലകൾ

ഹൈപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ ഇതിലും അപൂർവമാണ്. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ, ഇത്തരമൊരു സംഭവം ലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷത്തിലൊരിക്കൽ സംഭവിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഹൈപ്പർനോവകൾ സൃഷ്ടിക്കുന്ന ഗാമാ-റേ സ്ഫോടനങ്ങൾ മിക്കവാറും എല്ലാ ദിവസവും നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു. അവ വളരെ ശക്തമാണ്, അവ പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ മിക്കവാറും എല്ലാ കോണുകളിൽ നിന്നും രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്.

ഉദാഹരണത്തിന്, 7.5 ബില്യൺ പ്രകാശവർഷം അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഗാമാ-റേ സ്ഫോടനങ്ങളിലൊന്ന് നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് കാണാൻ കഴിയും. ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയിലാണ് ഇത് സംഭവിച്ചത്, ഏതാനും നിമിഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ഭൂമിയുടെ ആകാശം പൂർണ്ണ ചന്ദ്രൻ്റെ തെളിച്ചമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്താൽ പ്രകാശിച്ചു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ മറുവശത്താണ് ഇത് സംഭവിച്ചതെങ്കിൽ, ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ പശ്ചാത്തലത്തിൽ രണ്ടാമത്തെ സൂര്യൻ പ്രത്യക്ഷപ്പെടും! ജ്വാലയുടെ തെളിച്ചം സൂര്യനേക്കാൾ ക്വാഡ്രില്യൺ മടങ്ങ് തെളിച്ചമുള്ളതും നമ്മുടെ ഗാലക്സിയേക്കാൾ ദശലക്ഷക്കണക്കിന് മടങ്ങ് തെളിച്ചമുള്ളതുമാണെന്ന് ഇത് മാറുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിൽ കോടിക്കണക്കിന് ഗാലക്സികൾ ഉണ്ടെന്ന് കണക്കിലെടുക്കുമ്പോൾ, എന്തുകൊണ്ടാണ് അത്തരം സംഭവങ്ങൾ എല്ലാ ദിവസവും രേഖപ്പെടുത്തുന്നത് എന്നതിൽ അതിശയിക്കാനില്ല.

നമ്മുടെ ഗ്രഹത്തിലെ ആഘാതം

സൂപ്പർനോവകൾ ആധുനിക മനുഷ്യരാശിക്ക് ഒരു ഭീഷണി ഉയർത്താനും ഏതെങ്കിലും വിധത്തിൽ നമ്മുടെ ഗ്രഹത്തെ ബാധിക്കാനും സാധ്യതയില്ല. ഒരു Betelgeuse സ്ഫോടനം പോലും ഏതാനും മാസങ്ങൾ മാത്രമേ നമ്മുടെ ആകാശത്തെ പ്രകാശിപ്പിക്കുകയുള്ളൂ. എന്നിരുന്നാലും, അവർ തീർച്ചയായും മുൻകാലങ്ങളിൽ ഞങ്ങളെ നിർണ്ണായകമായി സ്വാധീനിച്ചു. 440 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് ഭൂമിയിൽ സംഭവിച്ച അഞ്ച് കൂട്ട വംശനാശങ്ങളിൽ ആദ്യത്തേത് ഇതിന് ഉദാഹരണമാണ്. ഒരു പതിപ്പ് അനുസരിച്ച്, ഈ വംശനാശത്തിൻ്റെ കാരണം നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ സംഭവിച്ച ഒരു ഗാമാ-റേ പൊട്ടിത്തെറിയാണ്.

സൂപ്പർനോവകളുടെ തികച്ചും വ്യത്യസ്തമായ പങ്ക് കൂടുതൽ ശ്രദ്ധേയമാണ്. ഇതിനകം സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ, കാർബൺ അധിഷ്ഠിത ജീവൻ്റെ ആവിർഭാവത്തിന് ആവശ്യമായ രാസ ഘടകങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കുന്നത് സൂപ്പർനോവകളാണ്. ഭൂമിയുടെ ജൈവമണ്ഡലം ഒരു അപവാദമായിരുന്നില്ല. മുൻകാല സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ശകലങ്ങൾ അടങ്ങിയ ഒരു വാതക മേഘത്തിലാണ് സൗരയൂഥം രൂപപ്പെട്ടത്. നാമെല്ലാവരും നമ്മുടെ രൂപത്തിന് സൂപ്പർനോവയോട് കടപ്പെട്ടിരിക്കുന്നുവെന്ന് ഇത് മാറുന്നു.

മാത്രമല്ല, സൂപ്പർനോവകൾ ഭൂമിയിലെ ജീവൻ്റെ പരിണാമത്തെ സ്വാധീനിച്ചുകൊണ്ടിരുന്നു. ഗ്രഹത്തിൻ്റെ റേഡിയേഷൻ പശ്ചാത്തലം വർദ്ധിപ്പിച്ചുകൊണ്ട്, അവർ ജീവികളെ പരിവർത്തനം ചെയ്യാൻ നിർബന്ധിച്ചു. പ്രധാന വംശനാശങ്ങളെക്കുറിച്ചും നാം മറക്കരുത്. തീർച്ചയായും സൂപ്പർനോവകൾ ഭൂമിയുടെ ജൈവമണ്ഡലത്തിൽ ഒന്നിലധികം തവണ “ക്രമീകരണങ്ങൾ” വരുത്തിയിട്ടുണ്ട്. എല്ലാത്തിനുമുപരി, ആ ആഗോള വംശനാശങ്ങൾ ഇല്ലായിരുന്നുവെങ്കിൽ, തികച്ചും വ്യത്യസ്തമായ ജീവിവർഗ്ഗങ്ങൾ ഇപ്പോൾ ഭൂമിയിൽ ആധിപത്യം സ്ഥാപിക്കും.

നക്ഷത്ര സ്ഫോടനങ്ങളുടെ തോത്

സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾക്ക് എത്രമാത്രം ഊർജ്ജം ഉണ്ടെന്ന് വ്യക്തമായി മനസ്സിലാക്കാൻ, നമുക്ക് പിണ്ഡത്തിൻ്റെയും ഊർജ്ജ തുല്യതയുടെയും സമവാക്യത്തിലേക്ക് തിരിയാം. അദ്ദേഹത്തിൻ്റെ അഭിപ്രായത്തിൽ, ഓരോ ഗ്രാം ദ്രവ്യത്തിലും ഭീമാകാരമായ ഊർജ്ജം അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. അതിനാൽ 1 ഗ്രാം പദാർത്ഥം ഹിരോഷിമയിൽ പൊട്ടിത്തെറിച്ച അണുബോംബിൻ്റെ സ്ഫോടനത്തിന് തുല്യമാണ്. സാർ ബോംബിൻ്റെ ഊർജ്ജം മൂന്ന് കിലോഗ്രാം ദ്രവ്യത്തിന് തുല്യമാണ്.

സൂര്യൻ്റെ ആഴത്തിലുള്ള തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രക്രിയകളിൽ ഓരോ സെക്കൻഡിലും 764 ദശലക്ഷം ടൺ ഹൈഡ്രജൻ 760 ദശലക്ഷം ടൺ ഹീലിയമായി പരിവർത്തനം ചെയ്യപ്പെടുന്നു. ആ. ഓരോ സെക്കൻഡിലും സൂര്യൻ 4 ദശലക്ഷം ടൺ ദ്രവ്യത്തിന് തുല്യമായ ഊർജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. സൂര്യൻ്റെ ആകെ ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ രണ്ട് ബില്യണിൽ ഒരു ഭാഗം മാത്രമേ ഭൂമിയിലെത്തുകയുള്ളൂ, ഇത് രണ്ട് കിലോഗ്രാം പിണ്ഡത്തിന് തുല്യമാണ്. അതുകൊണ്ട് തന്നെ സാർ ബോംബയുടെ സ്ഫോടനം ചൊവ്വയിൽ നിന്ന് നിരീക്ഷിക്കാനാകുമെന്ന് അവർ പറയുന്നു. വഴിയിൽ, മനുഷ്യൻ ഉപയോഗിക്കുന്നതിനേക്കാൾ നൂറുകണക്കിന് മടങ്ങ് കൂടുതൽ ഊർജ്ജം സൂര്യൻ ഭൂമിയിലേക്ക് നൽകുന്നു. അതായത്, എല്ലാ ആധുനിക മനുഷ്യരാശിയുടെയും വാർഷിക ഊർജ്ജ ആവശ്യങ്ങൾ നിറവേറ്റുന്നതിനായി, ഏതാനും ടൺ ദ്രവ്യത്തെ മാത്രമേ ഊർജ്ജമാക്കി മാറ്റേണ്ടതുള്ളൂ.

മേൽപ്പറഞ്ഞവ പരിഗണിക്കുമ്പോൾ, ശരാശരി സൂപ്പർനോവ അതിൻ്റെ കൊടുമുടിയിൽ ക്വാഡ്രില്യൺ ടൺ ദ്രവ്യത്തെ "കത്തിക്കുന്നു" എന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കുക. ഇത് ഒരു വലിയ ഛിന്നഗ്രഹത്തിൻ്റെ പിണ്ഡവുമായി പൊരുത്തപ്പെടുന്നു. ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ മൊത്തം ഊർജ്ജം ഒരു ഗ്രഹത്തിൻ്റെ അല്ലെങ്കിൽ കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിന് തുല്യമാണ്. അവസാനമായി, ഒരു ഗാമാ-റേ പൊട്ടിത്തെറിച്ച്, സെക്കൻഡുകൾക്കുള്ളിൽ, അല്ലെങ്കിൽ അതിൻ്റെ ജീവിതത്തിൻ്റെ ഒരു സെക്കൻ്റിൻ്റെ ഒരു ഭാഗം പോലും, സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തിന് തുല്യമായ ഊർജ്ജം പുറന്തള്ളുന്നു!

അത്തരം വ്യത്യസ്ത സൂപ്പർനോവകൾ

"സൂപ്പർനോവ" എന്ന പദം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഫോടനവുമായി മാത്രം ബന്ധപ്പെടുത്തരുത്. ഈ പ്രതിഭാസങ്ങൾ ഒരുപക്ഷേ നക്ഷത്രങ്ങൾ തന്നെ വൈവിധ്യപൂർണ്ണമാണ്. അവരുടെ പല രഹസ്യങ്ങളും ശാസ്ത്രത്തിന് ഇനിയും മനസ്സിലാക്കാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല.

മിന്നുന്ന പ്രകാശമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം രാത്രി ആകാശത്ത് പെട്ടെന്ന് മിന്നിമറയുന്നു - കുറച്ച് മണിക്കൂറുകൾക്ക് മുമ്പ് അത് അവിടെ ഉണ്ടായിരുന്നില്ല, എന്നാൽ ഇപ്പോൾ അത് ഒരു ബീക്കൺ പോലെ കത്തുന്നു.

ഈ ശോഭയുള്ള നക്ഷത്രം യഥാർത്ഥത്തിൽ ഒരു നക്ഷത്രമല്ല. പ്രകാശത്തിൻ്റെ തിളക്കമുള്ള ബിന്ദു അതിൻ്റെ ജീവിതാവസാനത്തിലെത്തിയ ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പൊട്ടിത്തെറിയാണ്, അത് ഒരു സൂപ്പർനോവ എന്നറിയപ്പെടുന്നു.

സൂപ്പർനോവകൾക്ക് മുഴുവൻ ഗാലക്‌സികളെയും ഹ്രസ്വമായി ഗ്രഹിക്കാനും അതിൻ്റെ മുഴുവൻ ജീവിതകാലത്തും നമ്മുടേത് ഉത്പാദിപ്പിക്കുന്നതിനേക്കാൾ കൂടുതൽ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടാനും കഴിയും. പ്രപഞ്ചത്തിലെ കനത്ത മൂലകങ്ങളുടെ പ്രധാന ഉറവിടവും അവയാണ്. നാസയുടെ അഭിപ്രായത്തിൽ, "ബഹിരാകാശത്ത് സംഭവിക്കാവുന്ന ഏറ്റവും വലിയ സ്ഫോടനമാണ്" സൂപ്പർനോവകൾ.

സൂപ്പർനോവ നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ ചരിത്രം

ദൂരദർശിനി കണ്ടുപിടിക്കുന്നതിന് വളരെ മുമ്പുതന്നെ വിവിധ നാഗരികതകൾ സൂപ്പർനോവകളെ വിവരിച്ചിരുന്നു. രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ള ആദ്യകാല സൂപ്പർനോവ RCW 86 ആണ്. ചൈനീസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ 185 AD-ൽ ഇത് നിരീക്ഷിച്ചു. എട്ട് മാസത്തോളം ഈ "നോവ" ആകാശത്ത് നിലനിന്നതായി അവരുടെ രേഖകൾ വ്യക്തമാക്കുന്നു.

17-ാം നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ ആരംഭത്തിനുമുമ്പ്, ദൂരദർശിനികൾ ലഭ്യമാകുന്നതിന് മുമ്പ്, എൻസൈക്ലോപീഡിയ ബ്രിട്ടാനിക്ക പ്രകാരം ഏഴ് സൂപ്പർനോവകൾ രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്.

ഈ സൂപ്പർനോവകളിൽ ഏറ്റവും പ്രശസ്തമായ അവശിഷ്ടമാണ് ക്രാബ് നെബുല എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. ചൈനീസ്, കൊറിയൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ 1054-ൽ ഈ നക്ഷത്ര സ്ഫോടനം രേഖപ്പെടുത്തി. തെക്കുപടിഞ്ഞാറൻ ഇന്ത്യക്കാരും ഇത് കണ്ടിരിക്കാം (അരിസോണയിലും ന്യൂ മെക്സിക്കോയിലും കണ്ടെത്തിയ ഗുഹാചിത്രങ്ങൾ അനുസരിച്ച്). ക്രാബ് നെബുല സൃഷ്ടിച്ച സൂപ്പർനോവ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് പകൽ പോലും കാണാൻ കഴിയുന്നത്ര തിളക്കമുള്ളതായിരുന്നു.

ദൂരദർശിനി കണ്ടുപിടിക്കുന്നതിന് മുമ്പ് കണ്ടെത്തിയ മറ്റ് സൂപ്പർനോവകൾ 393, 1006, 1181, 1572 (ഒരു പ്രശസ്ത ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ പഠിച്ചത്), 1604 വർഷങ്ങളിൽ സംഭവിച്ചു. "പുതിയ നക്ഷത്രത്തെ" കുറിച്ചുള്ള തൻ്റെ നിരീക്ഷണങ്ങളെക്കുറിച്ച് ബ്രാഹെ തൻ്റെ "De സ്റ്റെല്ലനോവ, ഇത് "പുതിയത്" എന്ന പേരിന് കാരണമായി. ഒരു നോവ സൂപ്പർനോവയിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ്. ചൂടുള്ള വാതകങ്ങൾ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നതിനാൽ ഇവ രണ്ടും പൊടുന്നനെയുള്ള തെളിച്ചമുള്ള പൊട്ടിത്തെറികളാണ്, എന്നാൽ ഒരു സൂപ്പർനോവയെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം സ്ഫോടനം വിനാശകരമാണ്, അത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജീവിതത്തിൻ്റെ അവസാനത്തെ അർത്ഥമാക്കുന്നു.

"സൂപ്പർനോവ" എന്ന പദം 1930-കൾ വരെ ഉപയോഗിച്ചിരുന്നില്ല. S Andromedae (SN 1885A എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു) എന്ന പേരിൽ അവർ നിരീക്ഷിച്ച ഒരു സ്ഫോടനാത്മക സംഭവവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട് മൗണ്ട് വിൽസൺ ഒബ്സർവേറ്ററിയിലെ വാൾട്ടർ ബാഡെയും ഫ്രിറ്റ്സ് സ്വിക്കിയും ആണ് ഇത് ആദ്യമായി ഉപയോഗിച്ചത്. ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയിലാണ് ഈ സംഭവം നടന്നത്. സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുമ്പോഴാണ് സൂപ്പർനോവ ഉണ്ടാകുന്നത് എന്ന് അവർ അഭിപ്രായപ്പെട്ടു.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മരണം ഭാഗികമായി അതിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നുവെന്ന് വിശ്വസനീയമായി സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, നമ്മുടെ സൂര്യന് ഒരു സൂപ്പർനോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കാൻ ആവശ്യമായ പിണ്ഡമില്ല (ഭൂമിയെക്കുറിച്ചുള്ള വാർത്തകൾ അത്ര നല്ലതല്ലെങ്കിലും, കാരണം സൂര്യൻ അതിൻ്റെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഇന്ധനം തീർന്നുകഴിഞ്ഞാൽ, ഒരുപക്ഷേ രണ്ട് ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ, അത് വീർപ്പുമുട്ടും. ഒരു ചുവന്ന ഭീമൻ, അത് ക്രമേണ തണുക്കുകയും വെളുത്ത കുള്ളൻ ആകുകയും ചെയ്യുന്നതിനുമുമ്പ് നമ്മുടെ ലോകത്തെ ബാഷ്പീകരിക്കും). എന്നാൽ ശരിയായ അളവിലുള്ള പിണ്ഡം നൽകിയാൽ, ഒരു അഗ്നിസ്ഫോടനത്തിൽ നക്ഷത്രത്തിന് കത്തിക്കാം.

രണ്ട് കേസുകളിൽ ഒന്നിൽ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് സൂപ്പർനോവയിലേക്ക് പോകാം:

• ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവ: ഒരു സ്ഫോടനാത്മക ന്യൂക്ലിയർ പ്രതികരണം സംഭവിക്കുന്നത് വരെ ഒരു നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ അയൽക്കാരിൽ നിന്ന് മെറ്റീരിയൽ മോഷ്ടിക്കുന്നു.
• ഒരു സാധാരണ സൂപ്പർനോവ: നക്ഷത്രം ന്യൂക്ലിയർ ഇന്ധനം തീർന്നു, സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ തകരുന്നു.

ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവകൾ

നമുക്ക് ആദ്യം കൂടുതൽ ആവേശകരമായ സൂപ്പർനോവ - II നോക്കാം. ഒരു നക്ഷത്രം ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കാൻ, അത് സൂര്യനേക്കാൾ പലമടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ളതായിരിക്കണം (കണക്കുകൾ 8 മുതൽ 15 വരെ സൗരപിണ്ഡം വരെ). സൂര്യനെപ്പോലെ, അത് ഹൈഡ്രജനും പിന്നീട് ഹീലിയവും കത്തിക്കുന്നു. കാർബൺ സംയോജിപ്പിക്കാൻ ആവശ്യമായ പിണ്ഡവും മർദ്ദവും ഇതിന് ഉണ്ടായിരിക്കും. അടുത്തതായി സംഭവിക്കുന്നത് ഇതാ:

• ക്രമേണ, ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ കേന്ദ്രത്തിൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെടും, അത് ഉള്ളി പോലെ പാളികളായി മാറും, ഭാരം കുറഞ്ഞ മൂലകങ്ങൾ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുറം ഭാഗത്തേക്ക് പിണ്ഡത്തിൻ്റെ അവരോഹണ ക്രമത്തിൽ ക്രമീകരിച്ചിരിക്കുന്നു.
• നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പ് ഒരു നിശ്ചിത പിണ്ഡം (ചന്ദ്രശേഖർ പരിധി) കവിയുമ്പോൾ, നക്ഷത്രം പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു (ഇക്കാരണത്താൽ, ഈ സൂപ്പർനോവകളെ കോർ സൂപ്പർനോവ എന്നും വിളിക്കുന്നു).
• കാമ്പ് ചൂടാകുകയും സാന്ദ്രമാവുകയും ചെയ്യുന്നു.
• ഒടുവിൽ ദ്രവ്യം കാമ്പിൽ നിന്ന് കുതിച്ചുയരുന്നു, നക്ഷത്ര പദാർത്ഥങ്ങളെ ബഹിരാകാശത്തേക്ക് മാറ്റി, ഒരു സൂപ്പർനോവ രൂപപ്പെടുന്നു.

സ്ഫോടനം നടന്ന സ്ഥലത്ത് അവശേഷിക്കുന്നത് ഒരു ചെറിയ സ്ഥലത്ത് സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡം ഉൾക്കൊള്ളാൻ കഴിയുന്ന ഒരു നഗരത്തിൻ്റെ വലിപ്പമുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന അതിസാന്ദ്രമായ ഒരു വസ്തുവാണ്.

ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവകളുടെ ഉപവിഭാഗങ്ങളുണ്ട്, അവയുടെ പ്രകാശ കർവുകളാൽ വർഗ്ഗീകരിച്ചിരിക്കുന്നു. ടൈപ്പ് II-L സൂപ്പർനോവകളിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശം സ്ഫോടനത്തിന് ശേഷം ക്രമാനുഗതമായി കുറയുന്നു, അതേസമയം ടൈപ്പ് II-P യിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശം മങ്ങുന്നതിന് മുമ്പ് കുറച്ച് സമയത്തേക്ക് സ്ഥിരമായി തുടരുന്നു.രണ്ട് തരങ്ങൾക്കും അവയുടെ സ്പെക്ട്രയിൽ ഹൈഡ്രജൻ വരയുണ്ട്.

സൂര്യനേക്കാൾ വളരെ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് (ഏകദേശം 20-30 സൗര പിണ്ഡം) ഒരു സൂപ്പർനോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കാൻ കഴിയില്ലെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശ്വസിക്കുന്നു. പകരം, തമോഗർത്തങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്ന അവ തകരുന്നു.

ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവ

ടൈപ്പ് I സൂപ്പർനോവകൾക്ക് അവയുടെ സ്പെക്ട്രയിൽ ഹൈഡ്രജൻ രേഖയില്ല.

ടൈപ്പ് Ia സൂപ്പർനോവകൾ ഒരു ക്ലോസ് ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിലെ വെളുത്ത കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഉത്ഭവിച്ചതെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. അടുത്തുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള വാതകം വെളുത്ത കുള്ളനിൽ അടിഞ്ഞുകൂടുമ്പോൾ, അത് ക്രമേണ ചുരുങ്ങുകയും ഒടുവിൽ ഉള്ളിൽ ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ന്യൂക്ലിയർ പ്രതികരണത്തിന് കാരണമാവുകയും ആത്യന്തികമായി ഒരു വിനാശകരമായ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിലേക്ക് നയിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

ദൂരങ്ങൾ അളക്കാൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ Type Ia സൂപ്പർനോവ ഉപയോഗിക്കുന്നു, കാരണം അവ അവയുടെ കൊടുമുടികളിൽ ഏകീകൃത തെളിച്ചത്തോടെ കത്തുന്നതായി കരുതപ്പെടുന്നു.

ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവകളെപ്പോലെ, ടൈപ്പ് Ib, Ic സൂപ്പർനോവകളും കോർ തകർച്ചയ്ക്ക് വിധേയമാകുന്നു, എന്നാൽ പ്രക്രിയയിൽ അവയുടെ ഹൈഡ്രജൻ്റെ പുറം ഷെല്ലുകളിൽ ഭൂരിഭാഗവും നഷ്ടപ്പെടും.

നിങ്ങൾ ഒരു പിശക് കണ്ടെത്തുകയാണെങ്കിൽ, ദയവായി ഒരു ടെക്‌സ്‌റ്റ് ഹൈലൈറ്റ് ചെയ്‌ത് ക്ലിക്കുചെയ്യുക Ctrl+Enter.