તમે સુપરનોવા વિશે શું જાણો છો? તમે કદાચ કહેશો કે સુપરનોવા એ તારાનો ભવ્ય વિસ્ફોટ છે, જેની જગ્યાએ ન્યુટ્રોન સ્ટાર અથવા બ્લેક હોલ રહે છે.

જો કે, બધા સુપરનોવા વાસ્તવમાં વિશાળ તારાઓના જીવનનો અંતિમ તબક્કો નથી. સુપરનોવા વિસ્ફોટોના આધુનિક વર્ગીકરણમાં સુપરજાયન્ટ વિસ્ફોટો ઉપરાંત, કેટલીક અન્ય ઘટનાઓનો પણ સમાવેશ થાય છે.

નોવા અને સુપરનોવા

"સુપરનોવા" શબ્દ "નોવા" શબ્દ પરથી સ્થાનાંતરિત થયો. "નોવા" ને તારાઓ કહેવામાં આવતા હતા જે લગભગ શરૂઆતથી આકાશમાં દેખાયા હતા, ત્યારબાદ તેઓ ધીમે ધીમે અદૃશ્ય થઈ ગયા હતા. પ્રથમ "નવા" બીજા સહસ્ત્રાબ્દી પૂર્વેના ચાઇનીઝ ક્રોનિકલ્સમાંથી જાણીતા છે. રસપ્રદ વાત એ છે કે, આ નોવાઓમાં ઘણીવાર સુપરનોવા હતા. ઉદાહરણ તરીકે, તે 1571માં એક સુપરનોવા હતો જે ટાઈકો બ્રાહે દ્વારા જોવામાં આવ્યું હતું, જેમણે પછીથી "નોવા" શબ્દ બનાવ્યો હતો. હવે આપણે જાણીએ છીએ કે બંને કિસ્સાઓમાં આપણે શાબ્દિક અર્થમાં નવા પ્રકાશકોના જન્મ વિશે વાત કરી રહ્યા નથી.

નોવા અને સુપરનોવા તારા અથવા તારાઓના જૂથની તેજસ્વીતામાં તીવ્ર વધારો સૂચવે છે. એક નિયમ તરીકે, અગાઉ લોકોને આ જ્વાળાઓને જન્મ આપતા તારાઓનું અવલોકન કરવાની તક ન હતી. આ તે સમયના નગ્ન આંખ અથવા ખગોળશાસ્ત્રીય સાધન માટે ખૂબ જ ઝાંખા હતા. તેઓ જ્વાળાની ક્ષણે પહેલેથી જ અવલોકન કરવામાં આવ્યા હતા, જે કુદરતી રીતે નવા તારાના જન્મ જેવું લાગે છે.

આ ઘટનાઓની સમાનતા હોવા છતાં, આજે તેમની વ્યાખ્યાઓમાં તીવ્ર તફાવત છે. સુપરનોવાની ટોચની તેજસ્વીતા નોવાની ટોચની તેજ કરતાં હજારો અને સેંકડો હજારો ગણી વધારે છે. આ વિસંગતતા આ ઘટનાની પ્રકૃતિમાં મૂળભૂત તફાવત દ્વારા સમજાવવામાં આવી છે.

નવા સ્ટાર્સનો જન્મ

નવી જ્વાળાઓ એ થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટો છે જે અમુક નજીકના સ્ટાર સિસ્ટમ્સમાં થાય છે. આવી પ્રણાલીઓમાં મોટા સાથી તારો (મુખ્ય ક્રમ તારો, સબજીયન્ટ અથવા) પણ હોય છે. સફેદ દ્વાર્ફનું શક્તિશાળી ગુરુત્વાકર્ષણ તેના સાથી તારામાંથી સામગ્રી ખેંચે છે, જેના કારણે તેની આસપાસ એક્ક્રિશન ડિસ્ક બને છે. સંવર્ધન ડિસ્કમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રક્રિયાઓ અમુક સમયે સ્થિરતા ગુમાવે છે અને વિસ્ફોટક બની જાય છે.

આવા વિસ્ફોટના પરિણામે, સ્ટાર સિસ્ટમની તેજ હજારો અથવા તો હજારો ગણી વધી જાય છે. આ રીતે નવા સ્ટારનો જન્મ થાય છે. પૃથ્વીના નિરીક્ષક માટે અત્યાર સુધીની ધૂંધળી અથવા તો અદ્રશ્ય વસ્તુ નોંધપાત્ર તેજ પ્રાપ્ત કરે છે. એક નિયમ તરીકે, આવા રોગચાળો માત્ર થોડા દિવસોમાં તેની ટોચ પર પહોંચે છે, અને વર્ષો સુધી અદૃશ્ય થઈ શકે છે. ઘણી વખત આવા વિસ્ફોટ દર થોડા દાયકાઓમાં સમાન સિસ્ટમમાં પુનરાવર્તિત થાય છે, એટલે કે. સામયિક છે. નવા તારાની આસપાસ વિસ્તરતું ગેસ પરબિડીયું પણ જોવા મળે છે.

સુપરનોવા વિસ્ફોટો તેમની ઉત્પત્તિની સંપૂર્ણપણે અલગ અને વધુ વૈવિધ્યસભર પ્રકૃતિ ધરાવે છે.

સુપરનોવા સામાન્ય રીતે બે મુખ્ય વર્ગો (I અને II) માં વિભાજિત થાય છે. આ વર્ગોને સ્પેક્ટ્રલ કહી શકાય, કારણ કે તેઓ તેમના સ્પેક્ટ્રામાં હાઇડ્રોજન રેખાઓની હાજરી અને ગેરહાજરી દ્વારા અલગ પડે છે. આ વર્ગો પણ દૃષ્ટિની રીતે નોંધપાત્ર રીતે અલગ છે. તમામ વર્ગ I સુપરનોવા વિસ્ફોટ શક્તિ અને તેજ પરિવર્તનની ગતિશીલતા બંનેમાં સમાન છે. વર્ગ II સુપરનોવા આ સંદર્ભમાં ખૂબ જ વૈવિધ્યસભર છે. તેમના વિસ્ફોટની શક્તિ અને તેજ પરિવર્તનની ગતિશીલતા ખૂબ વિશાળ શ્રેણીમાં રહેલી છે.

બધા વર્ગ II સુપરનોવા વિશાળ તારાઓના આંતરિક ભાગમાં ગુરુત્વાકર્ષણના પતન દ્વારા ઉત્પન્ન થાય છે. બીજા શબ્દોમાં કહીએ તો, આ સુપરજાયન્ટ્સનો સમાન વિસ્ફોટ છે જે આપણને પરિચિત છે. પ્રથમ વર્ગના સુપરનોવાઓમાં, એવા લોકો છે જેમની વિસ્ફોટ પદ્ધતિ નવા તારાઓના વિસ્ફોટ સાથે વધુ સમાન છે.

સુપરજાયન્ટ્સનું મૃત્યુ

જે તારાઓનું દળ 8-10 સૌર દળ કરતાં વધી જાય છે તે સુપરનોવા બની જાય છે. આવા તારાઓના કોરો, હાઇડ્રોજન ખલાસ કરીને, હિલીયમને સંડોવતા થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ તરફ આગળ વધે છે. હિલીયમ ખલાસ કર્યા પછી, ન્યુક્લિયસ વધુને વધુ ભારે તત્વોનું સંશ્લેષણ કરવા માટે આગળ વધે છે. તારાની ઊંડાઈમાં, વધુ અને વધુ સ્તરો બનાવવામાં આવે છે, જેમાંના દરેકનું પોતાનું થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન હોય છે. તેના ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કે, આવા તારો "સ્તરવાળી" સુપરજાયન્ટમાં ફેરવાય છે. આયર્નનું સંશ્લેષણ તેના મૂળમાં થાય છે, જ્યારે સપાટીની નજીક હાઇડ્રોજનમાંથી હિલીયમનું સંશ્લેષણ ચાલુ રહે છે.

આયર્ન ન્યુક્લી અને ભારે તત્વોનું મિશ્રણ ઊર્જાના શોષણ સાથે થાય છે. તેથી, આયર્ન બની ગયા પછી, સુપરજાયન્ટ કોર ગુરુત્વાકર્ષણ બળોની ભરપાઈ કરવા માટે ઊર્જા છોડવામાં સક્ષમ નથી. કોર તેનું હાઇડ્રોડાયનેમિક સંતુલન ગુમાવે છે અને રેન્ડમ કમ્પ્રેશનમાંથી પસાર થવાનું શરૂ કરે છે. તારાના બાકીના સ્તરો આ સંતુલન જાળવવાનું ચાલુ રાખે છે જ્યાં સુધી કોર ચોક્કસ નિર્ણાયક કદમાં સંકુચિત ન થાય. હવે બાકીના સ્તરો અને એકંદરે તારો હાઇડ્રોડાયનેમિક સંતુલન ગુમાવી રહ્યો છે. ફક્ત આ કિસ્સામાં, તે કમ્પ્રેશન નથી કે જે "જીતશે" પરંતુ પતન અને વધુ અસ્તવ્યસ્ત પ્રતિક્રિયાઓ દરમિયાન પ્રકાશિત ઊર્જા. બાહ્ય શેલ પ્રકાશિત થાય છે - એક સુપરનોવા વિસ્ફોટ.

વર્ગ તફાવતો

સુપરનોવાના વિવિધ વર્ગો અને પેટા વર્ગો વિસ્ફોટ પહેલા તારો કેવો હતો તેના દ્વારા સમજાવવામાં આવે છે. ઉદાહરણ તરીકે, વર્ગ I સુપરનોવા (પેટા વર્ગો Ib, Ic) માં હાઇડ્રોજનની ગેરહાજરી એ હકીકતનું પરિણામ છે કે તારામાં પોતે હાઇડ્રોજન નથી. મોટે ભાગે, તેના બાહ્ય શેલનો એક ભાગ નજીકની દ્વિસંગી સિસ્ટમમાં ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન ખોવાઈ ગયો હતો. હિલિયમની ગેરહાજરીમાં સબક્લાસ Ic નું વર્ણપટ Ib થી અલગ પડે છે.

કોઈ પણ સંજોગોમાં, આવા વર્ગોના સુપરનોવા એવા તારાઓમાં જોવા મળે છે કે જેની પાસે બાહ્ય હાઇડ્રોજન-હિલીયમ શેલ નથી. બાકીના સ્તરો તેમના કદ અને સમૂહની એકદમ કડક મર્યાદામાં છે. આ હકીકત દ્વારા સમજાવવામાં આવે છે કે થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ ચોક્કસ નિર્ણાયક તબક્કાની શરૂઆત સાથે એકબીજાને બદલે છે. આ કારણે વર્ગ Ic અને વર્ગ Ib તારાઓના વિસ્ફોટો ખૂબ સમાન છે. તેમની ટોચની તેજસ્વીતા સૂર્ય કરતાં આશરે 1.5 અબજ ગણી છે. તેઓ 2-3 દિવસમાં આ તેજસ્વીતા સુધી પહોંચે છે. આ પછી, તેમની ચમક દર મહિને 5-7 વખત નબળી પડે છે અને પછીના મહિનામાં ધીમે ધીમે ઘટે છે.

પ્રકાર II સુપરનોવા તારાઓમાં હાઇડ્રોજન-હિલીયમ શેલ હતો. તારાના સમૂહ અને તેની અન્ય વિશેષતાઓના આધારે, આ શેલમાં વિવિધ સીમાઓ હોઈ શકે છે. આ સુપરનોવા પેટર્નમાં વિશાળ શ્રેણીને સમજાવે છે. તેમની તેજસ્વીતા લાખોથી લઈને અબજો સૌર તેજ સુધીની હોઈ શકે છે (ગામા-રે વિસ્ફોટો સિવાય - નીચે જુઓ). અને તેજમાં ફેરફારોની ગતિશીલતા ખૂબ જ અલગ પાત્ર ધરાવે છે.

સફેદ વામન પરિવર્તન

સુપરનોવાની એક વિશેષ શ્રેણી જ્વાળાઓ છે. આ સુપરનોવાનો એકમાત્ર વર્ગ છે જે લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં થઈ શકે છે. આ લક્ષણ સૂચવે છે કે આ જ્વાળાઓ સુપરજાયન્ટ્સના મૃત્યુનું ઉત્પાદન નથી. સુપરજાયન્ટ્સ તેમની તારાવિશ્વોને "વૃદ્ધ થતા" જોવા માટે જીવતા નથી, એટલે કે. લંબગોળ બની જશે. ઉપરાંત, આ વર્ગમાં તમામ ફ્લૅશ લગભગ સમાન તેજ ધરાવે છે. આનો આભાર, પ્રકાર Ia સુપરનોવા એ બ્રહ્માંડની "માનક મીણબત્તીઓ" છે.

તેઓ એક વિશિષ્ટ રીતે અલગ પેટર્ન અનુસાર ઊભી થાય છે. અગાઉ નોંધ્યું છે તેમ, આ વિસ્ફોટો કંઈક અંશે નવા વિસ્ફોટો જેવા જ છે. તેમની ઉત્પત્તિ માટેની એક યોજના સૂચવે છે કે તેઓ સફેદ દ્વાર્ફ અને તેના સાથી તારાની નજીકની સિસ્ટમમાં પણ ઉદ્દભવે છે. જો કે, નવા તારાઓથી વિપરીત, અહીં એક અલગ, વધુ આપત્તિજનક પ્રકારનો વિસ્ફોટ થાય છે.

જેમ જેમ તે તેના સાથીદારને "ખાઈ જાય છે" તેમ, તે ચંદ્રશેખર મર્યાદા સુધી પહોંચે ત્યાં સુધી સફેદ વામન સમૂહમાં વધે છે. આ મર્યાદા, લગભગ 1.38 સૌર દળની બરાબર, સફેદ વામનના સમૂહની ઉપરની મર્યાદા છે, જે પછી તે ન્યુટ્રોન તારામાં ફેરવાય છે. આવી ઘટનામાં ઉર્જાના પ્રચંડ પ્રકાશન સાથે થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ થાય છે, જે સામાન્ય નવા વિસ્ફોટ કરતા વધુ તીવ્રતાના ઘણા ઓર્ડર હોય છે. ચંદ્રશેખર મર્યાદાનું લગભગ સતત મૂલ્ય આ પેટા વર્ગના વિવિધ જ્વાળાઓની તેજસ્વીતામાં આવી નાની વિસંગતતાને સમજાવે છે. આ તેજ સૌર તેજ કરતાં લગભગ 6 અબજ ગણી વધારે છે, અને તેના પરિવર્તનની ગતિશીલતા વર્ગ Ib, Ic સુપરનોવા જેવી જ છે.

હાયપરનોવા વિસ્ફોટો

હાયપરનોવા એ વિસ્ફોટો છે જેની ઉર્જા લાક્ષણિક સુપરનોવાની ઉર્જા કરતા અનેક ક્રમની તીવ્રતા વધારે છે. એટલે કે, હકીકતમાં, તેઓ હાયપરનોવા છે, ખૂબ જ તેજસ્વી સુપરનોવા.

સામાન્ય રીતે, હાઇપરનોવાને સુપરમાસીવ તારાઓના વિસ્ફોટ તરીકે ગણવામાં આવે છે, જેને પણ કહેવાય છે. આવા તારાઓનો સમૂહ 80 થી શરૂ થાય છે અને ઘણીવાર 150 સૌર સમૂહની સૈદ્ધાંતિક મર્યાદાને ઓળંગે છે. એવા સંસ્કરણો પણ છે કે એન્ટિમેટરના વિનાશ, ક્વાર્ક સ્ટારની રચના અથવા બે મોટા તારાઓની અથડામણ દરમિયાન હાઇપરનોવા રચાય છે.

હાઇપરનોવા એ નોંધપાત્ર છે કે તેઓ કદાચ બ્રહ્માંડમાં સૌથી વધુ ઉર્જા-સઘન અને દુર્લભ ઘટનાઓ - ગામા-રે વિસ્ફોટોનું મુખ્ય કારણ છે. ગામા વિસ્ફોટનો સમયગાળો સેકન્ડના સો ભાગથી લઈને કેટલાક કલાકો સુધીનો હોય છે. પરંતુ મોટેભાગે તેઓ 1-2 સેકંડ સુધી ચાલે છે. આ સેકન્ડોમાં, તેઓ તેના જીવનના તમામ 10 અબજ વર્ષો માટે સૂર્યની ઊર્જા જેવી જ ઊર્જાનું ઉત્સર્જન કરે છે! ગામા-રે વિસ્ફોટની પ્રકૃતિ હજુ પણ મોટે ભાગે અજાણ છે.

જીવનના પૂર્વજ

તેમની તમામ આપત્તિજનક પ્રકૃતિ હોવા છતાં, સુપરનોવાને યોગ્ય રીતે બ્રહ્માંડમાં જીવનના પૂર્વજ કહી શકાય. તેમના વિસ્ફોટની શક્તિ તારાઓ વચ્ચેના માધ્યમને ગેસ અને ધૂળના વાદળો અને નિહારિકાઓની રચના તરફ ધકેલે છે, જેમાં તારાઓ પછીથી જન્મે છે. તેમની બીજી વિશેષતા એ છે કે સુપરનોવા ભારે તત્વો સાથે આંતરસ્ટેલર માધ્યમને સંતૃપ્ત કરે છે.

તે સુપરનોવા છે જે તમામ રાસાયણિક તત્વોને જન્મ આપે છે જે આયર્ન કરતાં ભારે હોય છે. છેવટે, અગાઉ નોંધ્યું તેમ, આવા તત્વોના સંશ્લેષણ માટે ઊર્જાની જરૂર પડે છે. માત્ર સુપરનોવા જ નવા તત્વોના ઉર્જા-સઘન ઉત્પાદન માટે કમ્પાઉન્ડ ન્યુક્લી અને ન્યુટ્રોનને "ચાર્જ કરવા" સક્ષમ છે. વિસ્ફોટની ગતિ ઊર્જા તેમને વિસ્ફોટ થતા તારાની ઊંડાઈમાં બનેલા તત્વો સાથે સમગ્ર અવકાશમાં વહન કરે છે. તેમાં કાર્બન, નાઇટ્રોજન અને ઓક્સિજન અને અન્ય તત્વોનો સમાવેશ થાય છે જેના વિના કાર્બનિક જીવન અશક્ય છે.

સુપરનોવા અવલોકન

સુપરનોવા વિસ્ફોટ અત્યંત દુર્લભ ઘટના છે. આપણી આકાશગંગા, જેમાં સો અબજ કરતાં વધુ તારાઓ છે, તે સદી દીઠ માત્ર થોડાક જ્વાળાઓનો અનુભવ કરે છે. ક્રોનિકલ્સ અને મધ્યયુગીન ખગોળશાસ્ત્રીય સ્ત્રોતો અનુસાર, છેલ્લા બે હજાર વર્ષોમાં નરી આંખે દેખાતા માત્ર છ સુપરનોવા નોંધાયા છે. આધુનિક ખગોળશાસ્ત્રીઓએ આપણી આકાશગંગામાં ક્યારેય સુપરનોવા જોયા નથી. સૌથી નજીકનું 1987 માં મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડમાં થયું હતું, જે આકાશગંગાના ઉપગ્રહોમાંના એક છે. દર વર્ષે, વૈજ્ઞાનિકો અન્ય તારાવિશ્વોમાં બનતા 60 જેટલા સુપરનોવાઓનું અવલોકન કરે છે.

આ દુર્લભતાને કારણે છે કે સુપરનોવા લગભગ હંમેશા તેમના વિસ્ફોટની ક્ષણે પહેલેથી જ અવલોકન કરવામાં આવે છે. તેની પહેલાની ઘટનાઓ લગભગ ક્યારેય જોવા મળી નથી, તેથી સુપરનોવાની પ્રકૃતિ હજુ પણ મોટાભાગે રહસ્યમય રહે છે. આધુનિક વિજ્ઞાન સુપરનોવાની ચોક્કસ આગાહી કરવામાં સક્ષમ નથી. કોઈપણ ઉમેદવાર સ્ટાર લાખો વર્ષો પછી જ ભડકી શકે છે. આ સંદર્ભમાં સૌથી રસપ્રદ છે Betelgeuse, જે આપણા જીવનકાળમાં પૃથ્વીના આકાશને પ્રકાશિત કરવાની ખૂબ જ વાસ્તવિક તક ધરાવે છે.

સાર્વત્રિક જ્વાળાઓ

હાયપરનોવા વિસ્ફોટો પણ દુર્લભ છે. આપણી આકાશગંગામાં, આવી ઘટના દર સેંકડો હજારો વર્ષમાં એકવાર થાય છે. જો કે, હાયપરનોવા દ્વારા પેદા થતા ગામા-રે વિસ્ફોટો લગભગ દરરોજ જોવા મળે છે. તેઓ એટલા શક્તિશાળી છે કે તેઓ બ્રહ્માંડના લગભગ તમામ ખૂણેથી નોંધાયેલા છે.

ઉદાહરણ તરીકે, ગામા-કિરણોમાંથી એક વિસ્ફોટ, જે 7.5 અબજ પ્રકાશવર્ષ દૂર સ્થિત છે, તેને નરી આંખે જોઈ શકાય છે. તે એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સીમાં બન્યું હતું, અને થોડી સેકંડ માટે પૃથ્વીનું આકાશ પૂર્ણ ચંદ્રની ચમક સાથે તારા દ્વારા પ્રકાશિત થયું હતું. જો તે આપણી આકાશગંગાની બીજી બાજુએ બન્યું હોય, તો આકાશગંગાની પૃષ્ઠભૂમિ સામે બીજો સૂર્ય દેખાશે! તે તારણ આપે છે કે જ્વાળાની તેજ સૂર્ય કરતાં ચાર કરોડ ગણી વધુ તેજસ્વી છે અને આપણી ગેલેક્સી કરતાં લાખો ગણી વધુ તેજસ્વી છે. બ્રહ્માંડમાં અબજો તારાવિશ્વો છે તે ધ્યાનમાં લેતા, તે આશ્ચર્યજનક નથી કે આવી ઘટનાઓ દરરોજ કેમ નોંધવામાં આવે છે.

આપણા ગ્રહ પર અસર

તે અસંભવિત છે કે સુપરનોવા આધુનિક માનવતા માટે જોખમ ઊભું કરી શકે છે અને કોઈપણ રીતે આપણા ગ્રહને અસર કરે છે. એક Betelgeuse વિસ્ફોટ પણ માત્ર થોડા મહિના માટે આપણું આકાશ પ્રકાશિત કરશે. જો કે, તેઓએ ચોક્કસપણે ભૂતકાળમાં અમને નિર્ણાયક રીતે પ્રભાવિત કર્યા. આનું ઉદાહરણ પૃથ્વી પરના પાંચ સામૂહિક લુપ્તતાઓમાંનું પ્રથમ છે, જે 440 મિલિયન વર્ષો પહેલા થયું હતું. એક સંસ્કરણ મુજબ, આ લુપ્ત થવાનું કારણ ગામા-રે વિસ્ફોટ હતું જે આપણા ગેલેક્સીમાં થયું હતું.

સુપરનોવાની સંપૂર્ણપણે અલગ ભૂમિકા વધુ નોંધપાત્ર છે. પહેલેથી જ નોંધ્યું છે તેમ, તે સુપરનોવા છે જે કાર્બન આધારિત જીવનના ઉદભવ માટે જરૂરી રાસાયણિક તત્વો બનાવે છે. પૃથ્વીનું બાયોસ્ફિયર કોઈ અપવાદ ન હતું. સૂર્યમંડળની રચના ગેસના વાદળમાં થઈ હતી જેમાં ભૂતકાળના વિસ્ફોટોના ટુકડાઓ હતા. તે તારણ આપે છે કે આપણે બધા સુપરનોવા માટે અમારા દેખાવના ઋણી છીએ.

તદુપરાંત, સુપરનોવા પૃથ્વી પરના જીવનના ઉત્ક્રાંતિને પ્રભાવિત કરવાનું ચાલુ રાખ્યું. ગ્રહની કિરણોત્સર્ગ પૃષ્ઠભૂમિને વધારીને, તેઓએ સજીવોને પરિવર્તન માટે દબાણ કર્યું. આપણે મોટા લુપ્તતા વિશે પણ ભૂલવું જોઈએ નહીં. ચોક્કસ સુપરનોવાએ પૃથ્વીના બાયોસ્ફિયરમાં એક કરતા વધુ વખત "વ્યવસ્થાઓ" કરી છે. છેવટે, જો તે વૈશ્વિક લુપ્તતા માટે ન હોત, તો હવે સંપૂર્ણપણે અલગ પ્રજાતિઓ પૃથ્વી પર પ્રભુત્વ મેળવશે.

તારાઓની વિસ્ફોટોનું પ્રમાણ

સુપરનોવા વિસ્ફોટો કેટલી ઉર્જા ધરાવે છે તે સ્પષ્ટ રીતે સમજવા માટે, ચાલો દળ અને ઊર્જા સમકક્ષના સમીકરણ તરફ વળીએ. તેમના મતે, દરેક ગ્રામ પદાર્થમાં પ્રચંડ માત્રામાં ઊર્જા હોય છે. તેથી 1 ગ્રામ પદાર્થ હિરોશિમા પર વિસ્ફોટ કરવામાં આવેલા અણુ બોમ્બના વિસ્ફોટની સમકક્ષ છે. ઝાર બોમ્બની ઊર્જા ત્રણ કિલોગ્રામ દ્રવ્યની સમકક્ષ છે.

સૂર્યની ઊંડાઈમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રક્રિયાઓ દરમિયાન દર સેકન્ડે, 764 મિલિયન ટન હાઇડ્રોજન 760 મિલિયન ટન હિલીયમમાં રૂપાંતરિત થાય છે. તે. દર સેકન્ડે સૂર્ય 4 મિલિયન ટન દ્રવ્યની સમકક્ષ ઊર્જાનું ઉત્સર્જન કરે છે. સૂર્યની કુલ ઉર્જાનો માત્ર એક બે અબજમો ભાગ પૃથ્વી પર પહોંચે છે, જે બે કિલોગ્રામ દળના સમકક્ષ છે. તેથી, તેઓ કહે છે કે ઝાર બોમ્બાનો વિસ્ફોટ મંગળ પરથી જોઈ શકાય છે. માર્ગ દ્વારા, સૂર્ય પૃથ્વી પર માનવતા વાપરે છે તેના કરતાં સો ગણી વધુ ઊર્જા પહોંચાડે છે. એટલે કે, તમામ આધુનિક માનવતાની વાર્ષિક ઉર્જા જરૂરિયાતોને આવરી લેવા માટે, માત્ર થોડા ટન પદાર્થને ઊર્જામાં રૂપાંતરિત કરવાની જરૂર છે.

ઉપરોક્ત બાબતોને ધ્યાનમાં લેતા, કલ્પના કરો કે સરેરાશ સુપરનોવા તેની ટોચ પર ક્વોડ્રિલિયન ટન દ્રવ્યને "બર્ન" કરે છે. આ મોટા એસ્ટરોઇડના સમૂહને અનુરૂપ છે. સુપરનોવાની કુલ ઉર્જા ગ્રહના દળ અથવા તો ઓછા દળના તારાની સમકક્ષ હોય છે. છેવટે, ગામા-કિરણ ફૂટે છે, સેકન્ડોમાં, અથવા તેના જીવનના એક સેકન્ડના અંશમાં પણ, સૂર્યના દળની સમકક્ષ ઊર્જા છાંટી જાય છે!

આવા વિવિધ સુપરનોવા

"સુપરનોવા" શબ્દ ફક્ત તારાઓના વિસ્ફોટ સાથે સંકળાયેલો હોવો જોઈએ નહીં. આ ઘટનાઓ કદાચ એટલી જ વૈવિધ્યસભર છે જેટલી તારાઓ પોતે જ વૈવિધ્યસભર છે. વિજ્ઞાન હજુ તેમના ઘણા રહસ્યો સમજવાનું બાકી છે.

તારાઓ કાયમ જીવતા નથી. તેઓ પણ જન્મે છે અને મૃત્યુ પામે છે. તેમાંના કેટલાક, સૂર્યની જેમ, ઘણા અબજ વર્ષોથી અસ્તિત્વ ધરાવે છે, શાંતિથી વૃદ્ધાવસ્થામાં પહોંચે છે, અને પછી ધીમે ધીમે અદૃશ્ય થઈ જાય છે. અન્ય લોકો ખૂબ ટૂંકા અને વધુ તોફાની જીવન જીવે છે અને તે વિનાશક મૃત્યુ માટે પણ વિનાશકારી છે. તેમનું અસ્તિત્વ એક વિશાળ વિસ્ફોટ દ્વારા વિક્ષેપિત થાય છે, અને પછી તારો સુપરનોવામાં ફેરવાય છે. સુપરનોવાનો પ્રકાશ અવકાશને પ્રકાશિત કરે છે: તેનો વિસ્ફોટ અબજો પ્રકાશ વર્ષોના અંતરે દેખાય છે. અચાનક આકાશમાં એક તારો દેખાય છે જ્યાં પહેલાં, એવું લાગે છે કે, ત્યાં કશું જ નહોતું. તેથી નામ. પ્રાચીન લોકો માનતા હતા કે આવા કિસ્સાઓમાં એક નવો તારો ખરેખર પ્રકાશિત થાય છે. આજે આપણે જાણીએ છીએ કે હકીકતમાં તારો જન્મતો નથી, મૃત્યુ પામે છે, પરંતુ નામ એ જ રહે છે, સુપરનોવા.

સુપરનોવા 1987A

23-24 ફેબ્રુઆરી, 1987 ની રાત્રે, આપણી નજીકની આકાશગંગાઓમાંની એકમાં. મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડમાં, માત્ર 163,000 પ્રકાશવર્ષ દૂર, એક સુપરનોવા નક્ષત્ર ડોરાડસમાં દેખાયો. તે નરી આંખે પણ દૃશ્યમાન બન્યું, મે મહિનામાં તે દૃશ્યમાન તીવ્રતા +3 સુધી પહોંચ્યું, અને પછીના મહિનાઓમાં તે ધીમે ધીમે તેનું તેજ ગુમાવ્યું જ્યાં સુધી તે ટેલિસ્કોપ અથવા દૂરબીન વિના ફરીથી અદ્રશ્ય થઈ ગયું.

વર્તમાન અને ભૂતકાળ

સુપરનોવા 1987A, તેનું નામ સૂચવે છે તેમ, 1987માં અવલોકન કરાયેલો પ્રથમ સુપરનોવા હતો અને ટેલિસ્કોપ યુગની શરૂઆત પછી નરી આંખે જોઈ શકાય તેવો પ્રથમ સુપરનોવા હતો. હકીકત એ છે કે આપણી ગેલેક્સીમાં છેલ્લો સુપરનોવા વિસ્ફોટ 1604 માં જોવા મળ્યો હતો, જ્યારે ટેલિસ્કોપની હજી શોધ થઈ ન હતી.

પરંતુ વધુ મહત્ત્વની વાત એ છે કે, સ્ટાર* 1987A એ આધુનિક કૃષિશાસ્ત્રીઓને પ્રમાણમાં ઓછા અંતરે સુપરનોવા જોવાની પ્રથમ તક આપી.

પહેલા ત્યાં શું હતું?

સુપરનોવા 1987A નો અભ્યાસ દર્શાવે છે કે તે એક પ્રકાર II સુપરનોવા હતો. એટલે કે, પૂર્વજ તારો અથવા પુરોગામી તારો, જે આકાશના આ ભાગના અગાઉના ફોટોગ્રાફ્સમાં મળી આવ્યો હતો, તે વાદળી સુપરજાયન્ટ હોવાનું બહાર આવ્યું હતું, જેનું દળ સૂર્યના દળ કરતાં લગભગ 20 ગણું હતું. આમ, તે ખૂબ જ ગરમ તારો હતો જે ઝડપથી તેના પરમાણુ બળતણમાંથી બહાર નીકળી ગયો હતો.

કદાવર વિસ્ફોટ પછી માત્ર એક જ વસ્તુ બચી હતી તે ઝડપથી વિસ્તરતું ગેસ વાદળ હતું, જેની અંદર હજુ સુધી કોઈ ન્યુટ્રોન તારાને પારખી શક્યું ન હતું, જેનો દેખાવ સૈદ્ધાંતિક રીતે અપેક્ષિત હોવો જોઈએ. કેટલાક ખગોળશાસ્ત્રીઓ દલીલ કરે છે કે તારો હજી પણ મુક્ત વાયુઓમાં છવાયેલો છે, જ્યારે અન્ય લોકોએ ધારણા કરી છે કે તારાને બદલે બ્લેક હોલ રચાય છે.

લાઈફ ઓફ અ સ્ટાર

તારાઓનો જન્મ તારાઓ વચ્ચેના પદાર્થના વાદળના ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનના પરિણામે થાય છે, જે જ્યારે ગરમ થાય છે, ત્યારે તેના કેન્દ્રિય કોરને થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ શરૂ કરવા માટે પૂરતા તાપમાને લાવે છે. પહેલેથી જ પ્રજ્વલિત તારાનો અનુગામી વિકાસ બે પરિબળો પર આધાર રાખે છે: પ્રારંભિક સમૂહ અને રાસાયણિક રચના, પ્રથમ, ખાસ કરીને, કમ્બશન દર નક્કી કરે છે. મોટા સમૂહવાળા તારાઓ વધુ ગરમ અને હળવા હોય છે, પરંતુ તેથી જ તેઓ વહેલા બળી જાય છે. આમ, ઓછા વજનવાળા તારાની તુલનામાં મોટા તારાનું જીવન ટૂંકું હોય છે.

લાલ જાયન્ટ્સ

હાઇડ્રોજનને બાળી નાખતો તારો તેના "પ્રાથમિક તબક્કામાં" હોવાનું કહેવાય છે. કોઈપણ તારાનું મોટાભાગનું જીવન આ તબક્કા સાથે એકરુપ હોય છે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્ય 5 અબજ વર્ષોથી મુખ્ય તબક્કામાં છે અને લાંબા સમય સુધી ત્યાં રહેશે, અને જ્યારે આ સમયગાળો સમાપ્ત થશે, ત્યારે આપણો તારો અસ્થિરતાના ટૂંકા તબક્કામાં જશે, જે પછી તે ફરીથી સ્થિર થશે, આ વખતે લાલ જાયન્ટના રૂપમાં. લાલ જાયન્ટ મુખ્ય તબક્કાના તારાઓ કરતાં અજોડ રીતે મોટો અને તેજસ્વી છે, પરંતુ તે વધુ ઠંડુ પણ છે. સ્કોર્પિયસ નક્ષત્રમાં એન્ટારેસ અથવા ઓરિઓન નક્ષત્રમાં બેટેલજ્યુઝ એ લાલ જાયન્ટ્સના મુખ્ય ઉદાહરણો છે. નરી આંખે પણ તેમનો રંગ તરત જ ઓળખી શકાય છે.

જ્યારે સૂર્ય લાલ જાયન્ટમાં ફેરવાય છે, ત્યારે તેના બાહ્ય સ્તરો બુધ અને શુક્ર ગ્રહોને "શોષી લેશે" અને પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષામાં પહોંચશે. લાલ જાયન્ટ તબક્કામાં, તારાઓ તેમના વાતાવરણના બાહ્ય સ્તરોનો નોંધપાત્ર ભાગ ગુમાવે છે, અને આ સ્તરો M57, નક્ષત્ર લીરામાં રિંગ નેબ્યુલા અથવા M27, વલ્પેક્યુલા નક્ષત્રમાં ડમ્બબેલ ​​નેબ્યુલા જેવા ગ્રહોની નિહારિકા બનાવે છે. બંને તમારા ટેલિસ્કોપ દ્વારા જોવા માટે ઉત્તમ છે.

ફાઇનલમાં જવાનો રસ્તો

આ ક્ષણથી, તારાનું આગળનું ભાગ્ય અનિવાર્યપણે તેના સમૂહ પર આધારિત છે. જો તે 1.4 સૌર દળ કરતાં ઓછું હોય, તો પરમાણુ દહનના અંત પછી, આવા તારો તેના બાહ્ય સ્તરોમાંથી મુક્ત થઈ જશે અને સફેદ વામનમાં સંકોચાઈ જશે, જે નાના સમૂહવાળા તારાની ઉત્ક્રાંતિનો અંતિમ તબક્કો છે. શ્વેત વામનને ઠંડુ થવામાં અને અદ્રશ્ય થવામાં અબજો વર્ષ લાગશે. તેનાથી વિપરિત, એક ઉચ્ચ-દળનો તારો (સૂર્ય કરતાં ઓછામાં ઓછો 8 ગણો વધુ વિશાળ), એકવાર તે હાઇડ્રોજન સમાપ્ત થઈ જાય, તે હાઇડ્રોજન કરતાં ભારે વાયુઓ જેમ કે હિલીયમ અને કાર્બનને બાળીને ટકી રહે છે. સંકોચન અને વિસ્તરણના તબક્કાઓની શ્રેણીમાંથી પસાર થયા પછી, આવા તારો ઘણા મિલિયન વર્ષો પછી વિનાશક સુપરનોવા વિસ્ફોટનો અનુભવ કરે છે, જે તેના પોતાના પદાર્થના વિશાળ જથ્થાને અવકાશમાં બહાર કાઢે છે અને સુપરનોવા અવશેષમાં ફેરવાય છે. લગભગ એક અઠવાડિયાની અંદર, સુપરનોવા તેની આકાશગંગાના તમામ તારાઓની તેજ કરતાં વધી જાય છે અને પછી ઝડપથી અંધારું થઈ જાય છે. ન્યુટ્રોન તારો કેન્દ્રમાં રહે છે, એક વિશાળ ઘનતા સાથેનો એક નાનો પદાર્થ. જો તારાનું દળ પણ વધારે હોય, તો સુપરનોવા વિસ્ફોટના પરિણામે, તારા નહીં, પરંતુ બ્લેક હોલ દેખાય છે.

સુપરનોવાના પ્રકાર

સુપરનોવામાંથી આવતા પ્રકાશનો અભ્યાસ કરીને, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ શોધી કાઢ્યું છે કે તે બધા સરખા નથી અને તેમના સ્પેક્ટ્રામાં રજૂ કરાયેલા રાસાયણિક તત્વોના આધારે વર્ગીકૃત કરી શકાય છે. હાઇડ્રોજન અહીં વિશેષ ભૂમિકા ભજવે છે: જો સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રમમાં હાઇડ્રોજનની હાજરીની પુષ્ટિ કરતી રેખાઓ હોય, તો તેને પ્રકાર II તરીકે વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે; જો આવી કોઈ રેખાઓ ન હોય તો, તેને પ્રકાર I તરીકે વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે. પ્રકાર I સુપરનોવાને સ્પેક્ટ્રમના અન્ય ઘટકોને ધ્યાનમાં લેતા પેટા વર્ગ la, lb અને l માં વિભાજિત કરવામાં આવે છે.

વિસ્ફોટોની વિવિધ પ્રકૃતિ

પ્રકારો અને પેટાપ્રકારોનું વર્ગીકરણ વિસ્ફોટ હેઠળની વિવિધ પદ્ધતિઓ અને પૂર્વજ તારાઓના વિવિધ પ્રકારોને પ્રતિબિંબિત કરે છે. SN 1987A જેવા સુપરનોવા વિસ્ફોટો મોટા સમૂહ (સૂર્યના દળના 8 ગણા કરતાં વધુ) ધરાવતા તારાના છેલ્લા ઉત્ક્રાંતિ તબક્કામાં થાય છે.

પ્રકાર lb અને lc સુપરનોવા મોટા તારાઓના કેન્દ્રીય ભાગોના પતનથી પરિણમે છે કે જેઓ મજબૂત તારાઓની પવનને કારણે અથવા દ્વિસંગી સિસ્ટમમાં અન્ય તારામાં પદાર્થના સ્થાનાંતરણને કારણે તેમના હાઇડ્રોજન પરબિડીયુંનો નોંધપાત્ર ભાગ ગુમાવે છે.

વિવિધ પુરોગામી

lb, lc અને II પ્રકારના તમામ સુપરનોવા પોપ્યુલેશન I તારાઓમાંથી ઉદ્દભવે છે, એટલે કે, સર્પાકાર તારાવિશ્વોની ડિસ્કમાં કેન્દ્રિત યુવાન તારાઓમાંથી. લા સુપરનોવા પ્રકાર, બદલામાં, જૂના વસ્તી II તારાઓમાંથી ઉદ્દભવે છે અને તે લંબગોળ તારાવિશ્વો અને સર્પાકાર તારાવિશ્વોના કોરો બંનેમાં જોઇ શકાય છે. આ પ્રકારનો સુપરનોવા સફેદ વામનમાંથી આવે છે જે દ્વિસંગી સિસ્ટમનો ભાગ છે અને તેના પાડોશી પાસેથી સામગ્રી ખેંચી રહ્યો છે. જ્યારે સફેદ વામનનું દળ તેની સ્થિરતા મર્યાદા (જેને ચંદ્રશેખર મર્યાદા કહેવાય છે) સુધી પહોંચે છે, ત્યારે કાર્બન ન્યુક્લીના ફ્યુઝનની ઝડપી પ્રક્રિયા શરૂ થાય છે અને વિસ્ફોટ થાય છે, જેના પરિણામે તારો તેના મોટા ભાગના સમૂહને બહાર ફેંકી દે છે.

અલગ તેજ

સુપરનોવાના વિવિધ વર્ગો એકબીજાથી માત્ર તેમના સ્પેક્ટ્રમમાં જ નહીં, પણ વિસ્ફોટમાં તેઓ પ્રાપ્ત કરેલી મહત્તમ તેજસ્વીતામાં પણ અલગ પડે છે અને સમય જતાં આ તેજ કેવી રીતે ઘટે છે. પ્રકાર I સુપરનોવા સામાન્ય રીતે પ્રકાર II સુપરનોવા કરતાં વધુ તેજસ્વી હોય છે, પરંતુ તે વધુ ઝડપથી ઝાંખા પણ થાય છે. Type I સુપરનોવા પીક બ્રાઇટનેસ પર થોડા કલાકોથી થોડા દિવસો સુધી રહે છે, જ્યારે Type II સુપરનોવા કેટલાક મહિનાઓ સુધી ટકી શકે છે. એક પૂર્વધારણા આગળ મૂકવામાં આવી હતી જે મુજબ ખૂબ મોટા સમૂહ (સૂર્યના દળ કરતાં અનેક ગણા) તારાઓ વધુ હિંસક રીતે વિસ્ફોટ કરે છે, જેમ કે "હાયપરનોવાસ" અને તેમનો કોર બ્લેક હોલમાં ફેરવાય છે.

ઇતિહાસમાં સુપરનોવ્સ

ખગોળશાસ્ત્રીઓ માને છે કે આપણી ગેલેક્સીમાં દર 100 વર્ષે સરેરાશ એક સુપરનોવા વિસ્ફોટ થાય છે. જો કે, છેલ્લા બે સહસ્ત્રાબ્દીમાં ઐતિહાસિક રીતે દસ્તાવેજીકૃત થયેલ સુપરનોવાની સંખ્યા 10 સુધી પણ પહોંચી નથી. આનું એક કારણ એ પણ હોઈ શકે છે કે સુપરનોવા, ખાસ કરીને પ્રકાર II, સર્પાકાર હથિયારોમાં વિસ્ફોટ થાય છે, જ્યાં તારાઓની ધૂળ વધુ ગીચ હોય છે અને તે મુજબ. , ગ્લો સુપરનોવાને મંદ કરી શકે છે.

પ્રથમ મેં જોયું

જોકે વૈજ્ઞાનિકો અન્ય ઉમેદવારો પર વિચાર કરી રહ્યા છે, આજે સામાન્ય રીતે સ્વીકારવામાં આવે છે કે ઇતિહાસમાં સુપરનોવા વિસ્ફોટનું પ્રથમ અવલોકન 185 એડીનું છે. તે ચીની ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા દસ્તાવેજીકૃત કરવામાં આવ્યું હતું. ચીનમાં, 386 અને 393 માં ગેલેક્ટીક સુપરનોવા વિસ્ફોટ પણ જોવા મળ્યા હતા. પછી 600 થી વધુ વર્ષો વીતી ગયા, અને અંતે, બીજો સુપરનોવા આકાશમાં દેખાયો: 1006 માં, વુલ્ફ નક્ષત્રમાં એક નવો તારો ચમક્યો, આ વખતે આરબ અને યુરોપિયન ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા અન્ય વસ્તુઓની સાથે રેકોર્ડ કરવામાં આવ્યો. આ સૌથી તેજસ્વી તારો (જેની દેખીતી તીવ્રતા તેની ટોચની તેજસ્વીતા -7.5 સુધી પહોંચી હતી) એક વર્ષથી વધુ સમય સુધી આકાશમાં દૃશ્યમાન રહ્યો.
.
કરચલો નેબ્યુલા

1054 નો સુપરનોવા પણ અસાધારણ રીતે તેજસ્વી હતો (મહત્તમ તીવ્રતા -6), પરંતુ ફરીથી તે ફક્ત ચીની ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા અને કદાચ અમેરિકન ભારતીયો દ્વારા પણ નોંધવામાં આવ્યું હતું. આ કદાચ સૌથી પ્રસિદ્ધ સુપરનોવા છે, કારણ કે તેનો અવશેષ વૃષભ નક્ષત્રમાં ક્રેબ નેબ્યુલા છે, જેને ચાર્લ્સ મેસિયરે તેમની સૂચિમાં નંબર 1 હેઠળ સામેલ કર્યો છે.

1181માં કેસિઓપિયા નક્ષત્રમાં સુપરનોવાના દેખાવ વિશે ચીની ખગોળશાસ્ત્રીઓની માહિતી માટે પણ અમે ઋણી છીએ. આ વખતે 1572માં ત્યાં બીજો સુપરનોવા વિસ્ફોટ થયો. આ સુપરનોવા યુરોપીયન ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા પણ જોવામાં આવ્યું હતું, જેમાં ટાયકો બ્રાહેનો સમાવેશ થાય છે, જેમણે તેમના પુસ્તક "ઓન ધ ન્યૂ સ્ટાર" માં તેના દેખાવ અને તેના તેજમાં અનુગામી ફેરફાર બંનેનું વર્ણન કર્યું હતું, જેના નામથી સામાન્ય રીતે આવા તારાઓને નિયુક્ત કરવા માટે ઉપયોગમાં લેવાતા શબ્દનો જન્મ થયો હતો. .

સુપરનોવા શાંત

32 વર્ષ પછી 1604માં આકાશમાં બીજો સુપરનોવા દેખાયો. ટાયકો બ્રાહે આ માહિતી તેમના વિદ્યાર્થી જોહાન્સ કેપ્લરને આપી, જેમણે “નવા તારા”ને ટ્રેક કરવાનું શરૂ કર્યું અને તેને “ઓન ધ ન્યૂ સ્ટાર એટ ધ ફુટ ઓફ ઓફીચસ” પુસ્તક સમર્પિત કર્યું. ગેલિલિયો ગેલિલી દ્વારા પણ અવલોકન કરાયેલ આ તારો આજે આપણી ગેલેક્સીમાં વિસ્ફોટ કરવા માટે નરી આંખે દેખાતો છેલ્લો સુપરનોવા છે.

જો કે, તેમાં કોઈ શંકા નથી કે આકાશગંગામાં ફરી એક અન્ય સુપરનોવા વિસ્ફોટ થયો છે, ફરીથી કેસિઓપિયા નક્ષત્રમાં (ત્રણ આકાશગંગાના સુપરનોવાનો રેકોર્ડ ધરાવે છે તે નક્ષત્ર). જો કે આ ઘટનાના કોઈ વિઝ્યુઅલ પુરાવા નથી, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ તારાના અવશેષો શોધી કાઢ્યા છે અને ગણતરી કરી છે કે તે 1667માં થયેલા વિસ્ફોટને અનુરૂપ હોવા જોઈએ.

આકાશગંગાની બહાર, સુપરનોવા 1987A ઉપરાંત, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ બીજા સુપરનોવા, 1885નું પણ અવલોકન કર્યું હતું, જે એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સીમાં વિસ્ફોટ થયો હતો.

સુપરનોવા અવલોકન

સુપરનોવા માટે શિકાર કરવા માટે ધીરજ અને યોગ્ય પદ્ધતિની જરૂર છે.

પ્રથમ જરૂરી છે, કારણ કે કોઈ પણ ખાતરી આપતું નથી કે તમે પહેલી જ સાંજે સુપરનોવા શોધી શકશો. જો તમે સમય બગાડવા માંગતા ન હોવ અને ખરેખર સુપરનોવા શોધવાની તકો વધારવા માંગતા હોવ તો તમે બીજા વિના કરી શકતા નથી. મુખ્ય સમસ્યા એ છે કે દૂરના તારાવિશ્વોમાંના એકમાં સુપરનોવા વિસ્ફોટ ક્યારે અને ક્યાં થશે તેની આગાહી કરવી શારીરિક રીતે અશક્ય છે. તેથી સુપરનોવા શિકારીએ દરરોજ રાત્રે આકાશને સ્કેન કરવું જોઈએ, આ હેતુ માટે પસંદ કરેલ ડઝનેક તારાવિશ્વોને કાળજીપૂર્વક તપાસવું જોઈએ.

શું કરવું

સૌથી સામાન્ય તકનીકોમાંની એક ટેલિસ્કોપને ચોક્કસ ગેલેક્સી પર નિર્દેશિત કરવાની અને તેના દેખાવની અગાઉની છબી (ડ્રોઇંગ, ફોટોગ્રાફ, ડિજિટલ ઇમેજ) સાથે તુલના કરવાની છે, આદર્શ રીતે તે ટેલિસ્કોપ જેટલું જ વિસ્તરણ કરે છે જેની સાથે અવલોકનો કરવામાં આવે છે. જો ત્યાં કોઈ સુપરનોવા દેખાય, તો તે તરત જ તમારી નજર પકડી લેશે. આજે, ઘણા કલાપ્રેમી ખગોળશાસ્ત્રીઓ પાસે વ્યાવસાયિક વેધશાળા માટે લાયક સાધનો છે, જેમ કે કમ્પ્યુટર-નિયંત્રિત ટેલિસ્કોપ અને CCD કેમેરા જે તેમને સીધા જ ડિજિટલ ફોર્મેટમાં તારાઓવાળા આકાશના ફોટોગ્રાફ્સ લેવાની મંજૂરી આપે છે. પરંતુ આજે પણ, ઘણા નિરીક્ષકો કોઈ ચોક્કસ ગેલેક્સી પર ટેલિસ્કોપ તરફ નિર્દેશ કરીને અને આઈપીસ દ્વારા જોઈને, ક્યાંક બીજો તારો દેખાય છે કે કેમ તે જોવાની આશા રાખીને સુપરનોવાનો શિકાર કરે છે.

જરૂરી સાધનો

સુપરનોવા શિકાર માટે વધુ પડતા અત્યાધુનિક સાધનોની જરૂર નથી, અલબત્ત, તમારે તમારા ટેલિસ્કોપની શક્તિને ધ્યાનમાં લેવાની જરૂર છે. હકીકત એ છે કે દરેક સાધનમાં મર્યાદિત તીવ્રતા હોય છે, જે વિવિધ પરિબળો પર આધારિત હોય છે, અને તેમાંથી સૌથી મહત્વપૂર્ણ લેન્સનો વ્યાસ છે (જો કે, પ્રકાશ પ્રદૂષણના આધારે આકાશની તેજ પણ મહત્વપૂર્ણ છે: તે જેટલું નાનું છે. , મર્યાદિત મૂલ્ય જેટલું ઊંચું છે). તમારા ટેલિસ્કોપ વડે, તમે સુપરનોવા શોધી રહેલા સેંકડો તારાવિશ્વોને જોઈ શકો છો. જો કે, તમે અવલોકન કરવાનું શરૂ કરો તે પહેલાં, તારાવિશ્વોને ઓળખવા માટે તમારા હાથમાં અવકાશી નકશા હોવા ખૂબ જ મહત્વપૂર્ણ છે, તેમજ તમે જે તારાવિશ્વોનું અવલોકન કરવાની યોજના ઘડી રહ્યા છો તેના રેખાંકનો અને ફોટોગ્રાફ્સ (સુપરનોવા શિકારીઓ માટે ઇન્ટરનેટ પર ડઝનેક સંસાધનો છે), અને, અંતે, એક અવલોકન લોગ જ્યાં તમે દરેક અવલોકન સત્ર માટે ડેટા રેકોર્ડ કરશો.

રાત્રે મુશ્કેલીઓ

સુપરનોવા શિકારીઓ જેટલા વધુ છે, વિસ્ફોટની ક્ષણે તરત જ તેમના દેખાવને ધ્યાનમાં લેવાની શક્યતાઓ વધારે છે, જે તેમના સમગ્ર પ્રકાશ વળાંકને ટ્રેક કરવાનું શક્ય બનાવે છે. આ દૃષ્ટિકોણથી, કલાપ્રેમી ખગોળશાસ્ત્રીઓ વ્યાવસાયિકોને અત્યંત મૂલ્યવાન સહાય પૂરી પાડે છે.

સુપરનોવા શિકારીઓએ રાત્રિની ઠંડી અને ભેજ સહન કરવા માટે તૈયાર રહેવું જોઈએ. આ ઉપરાંત, તેઓને નિંદ્રા સામે લડવું પડશે (ગરમ કોફી સાથેનો થર્મોસ હંમેશા રાત્રિના ખગોળશાસ્ત્રીય અવલોકનોના પ્રેમીઓના મૂળભૂત સાધનોમાં શામેલ છે). પરંતુ વહેલા અથવા પછીના તેમના ધીરજને પુરસ્કાર આપવામાં આવશે!

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

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

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

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

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

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

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

મોટું ચિત્ર

પ્રકાશ વણાંકો

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

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

સ્પેક્ટ્રા

ઉપરોક્ત વર્ગીકરણમાં પહેલાથી જ વિવિધ પ્રકારના સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રાની કેટલીક મૂળભૂત વિશેષતાઓ શામેલ છે. પ્રથમ અને ખૂબ જ મહત્વપૂર્ણ લક્ષણ, જે લાંબા સમયથી પ્રાપ્ત સ્પેક્ટ્રાના અર્થઘટનને અટકાવે છે, તે એ છે કે મુખ્ય રેખાઓ ખૂબ વ્યાપક છે.

પ્રકાર II અને Ib\c સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રાની લાક્ષણિકતા છે:

• તેજની મહત્તમ અને સાંકડી અવિસ્થાપિત ઉત્સર્જન ઘટકોની નજીક સાંકડી શોષણ સુવિધાઓની હાજરી.
• રેખાઓ , , , અલ્ટ્રાવાયોલેટ કિરણોત્સર્ગમાં જોવા મળે છે.

ઓપ્ટિકલ શ્રેણીની બહાર અવલોકનો

ફ્લેશ દર

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

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

જ્યાં L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- ફિલ્ટર B માં સૂર્યની તેજસ્વીતા. વિવિધ પ્રકારના જ્વાળાઓ માટે તેનું મૂલ્ય છે:

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

સુપરનોવાના અવશેષોનું અવલોકન

યુવાન બાકીની પ્રામાણિક યોજના નીચે મુજબ છે:

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

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

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

સૈદ્ધાંતિક વર્ણન

અવલોકનોનું વિઘટન

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

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

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

થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ

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

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

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

• ચંદ્રશેખર મર્યાદા ઓળંગી જાય ત્યારે વિસ્ફોટ થાય છે.
• તેની પહેલાં વિસ્ફોટ થાય છે.

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

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

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

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

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

ગુરુત્વાકર્ષણ કોર પતન

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e .

(\Displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).) આ પ્રક્રિયાઓની તીવ્રતા સંકોચન સાથે વધે છે, ત્યાં તેને વેગ આપે છે. ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન પર ન્યુટ્રિનોના છૂટાછવાયા દ્વારા આ પ્રક્રિયા બંધ થાય છે, જે દરમિયાન તે થર્મોલાઈઝ્ડ અને પદાર્થની અંદર બંધ થઈ જાય છે. ડીજનરેટ ઇલેક્ટ્રોનની પૂરતી સાંદ્રતા ઘનતા પર પ્રાપ્ત થાય છેρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14))

g/cm 3 .

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

યુવાન સુપરનોવા અવશેષનું મોડેલ

સુપરનોવા અવશેષ ઉત્ક્રાંતિ સિદ્ધાંત

સુપરનોવા અવશેષના ઉત્ક્રાંતિમાં ત્રણ તબક્કાઓ છે:

શેલનું વિસ્તરણ તે ક્ષણે અટકે છે જ્યારે અવશેષમાં ગેસનું દબાણ ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમમાં ગેસના દબાણની બરાબર થાય છે. આ પછી, અવશેષો વિસર્જન કરવાનું શરૂ કરે છે, અસ્તવ્યસ્ત રીતે ફરતા વાદળો સાથે અથડાય છે. રિસોર્પ્શન સમય પહોંચે છે: T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0.32)n_(0)^(0.34)(\tilde (P))_( 0.4)^(-0.7))

વર્ષ

સિંક્રોટ્રોન રેડિયેશનની ઘટનાનો સિદ્ધાંત

વિગતવાર વર્ણનનું બાંધકામ

સુપરનોવા અવશેષો માટે શોધો

પુરોગામી તારાઓ માટે શોધો

સુપરનોવા Ia થીયરી

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

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

રાસાયણિક ઉત્ક્રાંતિ અને ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમ પર અસર

બ્રહ્માંડની રાસાયણિક ઉત્ક્રાંતિ. આયર્ન કરતાં વધુ પરમાણુ સંખ્યા ધરાવતા તત્વોનું મૂળ

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

આર પ્રક્રિયા

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

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

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

આવી પરિસ્થિતિઓ આમાં પ્રાપ્ત થાય છે:

ν-પ્રક્રિયા

મુખ્ય લેખ: ν-પ્રક્રિયા

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

ગેલેક્સીના ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસની મોટા પાયે રચના પર અસર

અવલોકન ઇતિહાસ

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

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

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

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

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

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

સૌથી પ્રખ્યાત સુપરનોવા અને તેમના અવશેષો

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

આપણી ગેલેક્સીમાં ઐતિહાસિક સુપરનોવા (અવલોકન કરેલ)

એમેચ્યોર અને વ્યાવસાયિકો - અવકાશ સંશોધકો વચ્ચે આ શબ્દો સાથે કેટલી છાપ સંકળાયેલી છે. "નવું" શબ્દ પોતે જ સકારાત્મક અર્થ ધરાવે છે, અને "સુપર" નો સુપર સકારાત્મક અર્થ છે, પરંતુ, કમનસીબે, તે ખૂબ જ સારને છેતરે છે. સુપરનોવાને બદલે સુપર-જૂના તારાઓ કહી શકાય, કારણ કે તેઓ વ્યવહારીક રીતે તારાના વિકાસનો છેલ્લો તબક્કો છે. તેથી વાત કરવા માટે, તારા જીવનનો તેજસ્વી તરંગી એપોથિઓસિસ. જ્વાળા ક્યારેક સમગ્ર આકાશગંગાને ગ્રહણ કરે છે જેમાં મૃત્યુ પામતો તારો સ્થિત છે, અને તેના સંપૂર્ણ લુપ્તતા સાથે સમાપ્ત થાય છે.
વિજ્ઞાનીઓએ 2 પ્રકારના સુપરનોવાની ઓળખ કરી છે. એકને પ્રેમથી સફેદ વામન (પ્રકાર I) ના વિસ્ફોટનું હુલામણું નામ આપવામાં આવ્યું છે, જે આપણા સૂર્યની તુલનામાં ઘન છે, અને તે જ સમયે ત્રિજ્યામાં ઘણું નાનું છે. નાના, ભારે વ્હાઇટ ડ્વાર્ફ એ ઘણા તારાઓના ઉત્ક્રાંતિનો અંતિમ સામાન્ય તબક્કો છે. ઓપ્ટિકલ સ્પેક્ટ્રમમાં હવે વ્યવહારીક રીતે કોઈ હાઇડ્રોજન નથી. અને જો સફેદ વામન બીજા તારા સાથે દ્વિસંગી પ્રણાલીના સહજીવનમાં અસ્તિત્વ ધરાવે છે, તો તે તેની મર્યાદા ઓળંગી જાય ત્યાં સુધી તે તેની બાબતને ખેંચે છે. 20મી સદીના 30ના દાયકામાં એસ. ચંદ્રશેખરે જણાવ્યું હતું કે દરેક વામનની ઘનતા અને દળની સ્પષ્ટ મર્યાદા હોય છે, જેનું પતન થાય છે. અવિરતપણે સંકોચવાનું અશક્ય છે અને વહેલા કે પછી વિસ્ફોટ થવો જ જોઈએ! સુપરનોવા રચનાનો બીજો પ્રકાર થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનની પ્રક્રિયાને કારણે થાય છે, જે ભારે ધાતુઓ બનાવે છે અને પોતાનામાં સંકોચન કરે છે, જેના કારણે તારાની મધ્યમાં તાપમાન વધે છે. તારાના મુખ્ય ભાગને વધુને વધુ સંકુચિત કરવામાં આવે છે અને ન્યુટ્રોનાઇઝેશન પ્રક્રિયાઓ ("ગ્રેટિંગ" પ્રોટોન અને ઇલેક્ટ્રોન, જે દરમિયાન બંને ન્યુટ્રોનમાં પરિવર્તિત થાય છે) થવાનું શરૂ થાય છે, જે ઊર્જા ગુમાવે છે અને તારાના કેન્દ્રની ઠંડક તરફ દોરી જાય છે. આ બધું એક દુર્લભ વાતાવરણને ઉશ્કેરે છે, અને શેલ કોર તરફ ધસી જાય છે. વિસ્ફોટ! તારાના અસંખ્ય નાના ટુકડાઓ અવકાશમાં ફેલાય છે, અને દૂરની આકાશગંગામાંથી તેજસ્વી ચમક, જ્યાં લાખો વર્ષો પહેલા (તારાની દૃશ્યતાના વર્ષોમાં શૂન્યની સંખ્યા પૃથ્વીથી તેના અંતર પર આધારિત છે) તારો વિસ્ફોટ થયો હતો, તે દૃશ્યમાન છે. આજે પૃથ્વી ગ્રહના વૈજ્ઞાનિકોને. ભૂતકાળની દુર્ઘટનાના સમાચાર, બીજું જીવન ટૂંકું, એક ઉદાસી સૌંદર્ય જે આપણે કેટલીકવાર સદીઓથી અવલોકન કરી શકીએ છીએ.

ઉદાહરણ તરીકે, ક્રેબ નેબ્યુલા, જે આધુનિક વેધશાળાઓની ટેલિસ્કોપ આંખ દ્વારા જોઈ શકાય છે, તે સુપરનોવા વિસ્ફોટનું પરિણામ છે, જે ચીની ખગોળશાસ્ત્રીઓએ 1054માં જોયું હતું. તે સમજવું ખૂબ જ રસપ્રદ છે કે તમે આજે જે જોઈ રહ્યા છો તે વ્યક્તિ દ્વારા લગભગ 1000 વર્ષોથી પ્રશંસા કરવામાં આવી હતી જે લાંબા સમયથી પૃથ્વી પર અસ્તિત્વમાં નથી. આ બ્રહ્માંડનું આખું રહસ્ય છે, તેનું ધીમું, ખેંચાયેલું અસ્તિત્વ છે, જે આપણા જીવનને અગ્નિમાંથી તણખલાના ઝબકારા જેવું બનાવે છે, તે આશ્ચર્યચકિત થાય છે અને કેટલાક ધાક તરફ દોરી જાય છે. વૈજ્ઞાનિકોએ ઘણા પ્રખ્યાત સુપરનોવા વિસ્ફોટોની ઓળખ કરી છે, જે સ્પષ્ટ રીતે વ્યાખ્યાયિત યોજના અનુસાર નિયુક્ત કરવામાં આવ્યા છે. લેટિન સુપરનોવા અક્ષરો SN માટે સંક્ષિપ્ત છે, ત્યારબાદ અવલોકનનું વર્ષ આવે છે અને અંતે વર્ષનો સીરીયલ નંબર લખવામાં આવે છે. આમ, પ્રખ્યાત સુપરનોવાના નીચેના નામો જોઈ શકાય છે:
ક્રેબ નેબ્યુલા - અગાઉ જણાવ્યા મુજબ, તે સુપરનોવા વિસ્ફોટનું પરિણામ છે, જે પૃથ્વીથી 6,500 પ્રકાશવર્ષના અંતરે સ્થિત છે, જેનો વ્યાસ આજે 6,000 પ્રકાશવર્ષ છે. આ નિહારિકા જુદી જુદી દિશામાં ઉડવાનું ચાલુ રાખે છે, જો કે વિસ્ફોટ માત્ર 1000 વર્ષ પહેલાં થયો હતો. અને તેના કેન્દ્રમાં ન્યુટ્રોન સ્ટાર-પલ્સર છે, જે તેની ધરીની આસપાસ ફરે છે. રસપ્રદ રીતે, ઉચ્ચ તેજ પર આ નિહારિકા ઊર્જાનો સતત પ્રવાહ ધરાવે છે, જે તેને એક્સ-રે ખગોળશાસ્ત્રના માપાંકનમાં સંદર્ભ બિંદુ તરીકે ઉપયોગમાં લેવાની મંજૂરી આપે છે. અન્ય શોધ સુપરનોવા SN1572 હતી; બધા સંકેતો દ્વારા, આ તારો સફેદ વામન હતો. 1604 માં, એક આખા વર્ષ માટે, ચાઇનીઝ, કોરિયન અને પછી યુરોપિયન જ્યોતિષીઓ સુપરનોવા SN1604 ના વિસ્ફોટ-ગ્લોનું અવલોકન કરી શક્યા, જે ઓફિચસ નક્ષત્રમાં સ્થિત હતું. જોહાન્સ કેપ્લરે તેનું મુખ્ય કાર્ય તેના અભ્યાસ માટે સમર્પિત કર્યું, "ઓફિયુચસ નક્ષત્રમાં નવા તારા પર" અને તેથી સુપરનોવાનું નામ વૈજ્ઞાનિક - સુપરનોવા કેપ્લર પર રાખવામાં આવ્યું. સૌથી નજીકનો સુપરનોવા વિસ્ફોટ 1987 માં થયો હતો - SN1987A, જે આપણા સૂર્યથી મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડ 50 પાર્સેકમાં સ્થિત છે, એક વામન આકાશગંગા - આકાશગંગાનો ઉપગ્રહ. આ વિસ્ફોટ તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના પહેલાથી જ સ્થાપિત થિયરીઓમાંથી કેટલાકને ઉથલાવી નાખ્યો. એવું માનવામાં આવતું હતું કે ફક્ત લાલ જાયન્ટ્સ જ ભડકી શકે છે, પરંતુ તે પછી, અયોગ્ય રીતે, વાદળી વિસ્ફોટ થયો! વાદળી સુપરજાયન્ટ (17 થી વધુ સૌર સમૂહ) સેન્ડ્યુલેક. ગ્રહના ખૂબ જ સુંદર અવશેષો બે અસામાન્ય કનેક્ટિંગ રિંગ્સ બનાવે છે, જેનો વૈજ્ઞાનિકો આજે અભ્યાસ કરી રહ્યા છે. આગામી સુપરનોવાએ 1993 માં વૈજ્ઞાનિકોને આશ્ચર્યચકિત કર્યા - SN1993J, જે વિસ્ફોટ પહેલા લાલ સુપરજાયન્ટ હતો. પરંતુ આશ્ચર્યજનક બાબત એ છે કે વિસ્ફોટ પછી જે અવશેષો ઝાંખા પડી જવાના હતા, તે ઊલટું તેજ મેળવવા લાગ્યા. શા માટે?

થોડા વર્ષો પછી, એક ઉપગ્રહ ગ્રહની શોધ કરવામાં આવી હતી જેને તેના પાડોશીના સુપરનોવા વિસ્ફોટથી નુકસાન થયું ન હતું અને વિસ્ફોટના થોડા સમય પહેલા ફાટી ગયેલા સાથી તારાના શેલની ચમક માટે શરતો બનાવી હતી (પડોશીઓ પડોશીઓ છે, પરંતુ તમે ગુરુત્વાકર્ષણ સાથે દલીલ કરી શકતા નથી...), વૈજ્ઞાનિકો દ્વારા અવલોકન કરવામાં આવ્યું છે. આ તારો લાલ જાયન્ટ અને સુપરનોવા બનવાની પણ આગાહી છે. 2006 (SN206gy) માં આગામી સુપરનોવાના વિસ્ફોટને આ ઘટનાઓનું અવલોકન કરવાના સમગ્ર ઇતિહાસમાં સૌથી તેજસ્વી ગ્લો તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. આનાથી વૈજ્ઞાનિકોને સુપરનોવા વિસ્ફોટના નવા સિદ્ધાંતો (જેમ કે ક્વાર્ક સ્ટાર્સ, બે મોટા ગ્રહોની અથડામણ અને અન્ય) આગળ મૂકવાની મંજૂરી મળી અને આ વિસ્ફોટને હાયપરનોવા વિસ્ફોટ કહે છે! અને છેલ્લો રસપ્રદ સુપરનોવા G1.9+0.3 છે. પ્રથમ વખત, VLA રેડિયો ટેલિસ્કોપ દ્વારા ગેલેક્સીના રેડિયો સ્ત્રોત તરીકે તેના સંકેતો પકડવામાં આવ્યા હતા. અને આજે ચંદ્ર વેધશાળા તેનો અભ્યાસ કરી રહી છે. વિસ્ફોટિત તારાના અવશેષોનો વિસ્તરણ દર આશ્ચર્યજનક છે તે 15,000 કિમી પ્રતિ કલાક છે! જે પ્રકાશની ગતિના 5% છે!
આ સૌથી રસપ્રદ સુપરનોવા વિસ્ફોટો અને તેમના અવશેષો ઉપરાંત, અવકાશમાં અન્ય "રોજિંદા" ઘટનાઓ છે. પરંતુ હકીકત એ છે કે આજે જે બધું આપણી આસપાસ છે તે સુપરનોવા વિસ્ફોટોનું પરિણામ છે. ખરેખર, સૈદ્ધાંતિક રીતે, તેના અસ્તિત્વની શરૂઆતમાં, બ્રહ્માંડમાં હિલીયમ અને હાઇડ્રોજનના પ્રકાશ વાયુઓનો સમાવેશ થતો હતો, જે, તારાઓના બળી જવા દરમિયાન, વર્તમાનમાં અસ્તિત્વમાં રહેલા તમામ ગ્રહો માટે અન્ય "મકાન" તત્વોમાં પરિવર્તિત થયા હતા. બીજા શબ્દોમાં કહીએ તો, નવા જીવનના જન્મ માટે સ્ટાર્સે પોતાનો જીવ આપ્યો!

પ્રાચીન ઇતિહાસ અને ઇતિહાસ આપણને જણાવે છે કે અવારનવાર આકાશમાં અસાધારણ તેજસ્વીતાના તારાઓ અચાનક દેખાયા હતા. તેઓ ઝડપથી તેજમાં વધારો કરે છે, અને પછી ધીમે ધીમે, કેટલાક મહિનાઓમાં, ઝાંખા પડી ગયા અને દૃશ્યમાન થવાનું બંધ કર્યું. મહત્તમ તેજની નજીક, આ તારાઓ દિવસ દરમિયાન પણ દેખાતા હતા. 1006 અને 1054 માં સૌથી વધુ આઘાતજનક ફાટી નીકળ્યા હતા, જેની માહિતી ચાઇનીઝ અને જાપાનીઝ ગ્રંથોમાં સમાયેલ છે. 1572 માં, આવા તારો કેસિઓપિયા નક્ષત્રમાં ભડક્યો હતો અને ઉત્કૃષ્ટ ખગોળશાસ્ત્રી ટાયકો બ્રાહે દ્વારા અવલોકન કરવામાં આવ્યો હતો, અને 1604 માં, જોહાન્સ કેપ્લર દ્વારા ઓફિયુચસ નક્ષત્રમાં સમાન જ્વાળા જોવામાં આવી હતી. ત્યારથી, ખગોળશાસ્ત્રમાં "ટેલિસ્કોપિક" યુગની ચાર સદીઓ દરમિયાન, આવી કોઈ જ્વાળાઓ જોવા મળી નથી. જો કે, અવલોકનક્ષમ ખગોળશાસ્ત્રના વિકાસ સાથે, સંશોધકોએ એકદમ મોટી સંખ્યામાં સમાન જ્વાળાઓ શોધવાનું શરૂ કર્યું, જો કે તેઓ ખૂબ ઊંચી તેજ સુધી પહોંચ્યા ન હતા. આ તારાઓ, અચાનક દેખાય છે અને ટૂંક સમયમાં અદૃશ્ય થઈ જાય છે જાણે કોઈ નિશાન વિના, "નોવા" કહેવા લાગ્યા. એવું લાગતું હતું કે 1006 અને 1054 ના તારાઓ, ટાયકો અને કેપ્લરના તારાઓ સમાન જ્વાળાઓ હતા, માત્ર ખૂબ નજીક અને તેથી વધુ તેજસ્વી. પરંતુ તે બહાર આવ્યું છે કે આ કેસ નથી. 1885 માં, ટાર્ટુ ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે ખગોળશાસ્ત્રી હાર્ટવિગે જાણીતા એન્ડ્રોમેડા નિહારિકામાં નવા તારાના દેખાવની નોંધ લીધી. આ તારો 6 ઠ્ઠી દૃશ્યમાન તીવ્રતા પર પહોંચ્યો હતો, એટલે કે, તેના રેડિયેશનની શક્તિ સમગ્ર નિહારિકા કરતા માત્ર 4 ગણી ઓછી હતી. પછી આનાથી ખગોળશાસ્ત્રીઓને આશ્ચર્ય થયું ન હતું: છેવટે, એન્ડ્રોમેડા નિહારિકાની પ્રકૃતિ અજાણ હતી, એવું માનવામાં આવતું હતું કે તે સૂર્યની તદ્દન નજીક માત્ર ધૂળ અને ગેસનો વાદળ હતો. ફક્ત વીસમી સદીના 20 ના દાયકામાં જ તે આખરે સ્પષ્ટ થઈ ગયું કે એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા અને અન્ય સર્પાકાર નેબ્યુલા એ વિશાળ સ્ટાર સિસ્ટમ્સ છે, જેમાં સેંકડો અબજો તારાઓ અને લાખો પ્રકાશ વર્ષો દૂર છે. એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલામાં 17-18 મેગ્નિટ્યુડની વસ્તુઓ તરીકે દેખાતી સામાન્ય નોવેની ફ્લૅશ પણ મળી આવી હતી. તે સ્પષ્ટ થઈ ગયું કે 1885 નો તારો કિરણોત્સર્ગ શક્તિમાં નોવાયા તારાઓ કરતાં હજારો ગણો વધી ગયો હતો; દેખીતી રીતે, આ ફાટી નીકળવાની પ્રકૃતિ અલગ હોવી જોઈએ. પાછળથી, આ સૌથી શક્તિશાળી જ્વાળાઓ "સુપરનોવા" તરીકે ઓળખાતા હતા, જેમાં ઉપસર્ગ "સુપર" નો અર્થ તેમની મોટી રેડિયેશન શક્તિ થાય છે, અને તેમની વધુ "નવીનતા" નો અર્થ થાય છે.

સુપરનોવા શોધ અને અવલોકનો

સુપરનોવા વિસ્ફોટો દૂરના તારાવિશ્વોના ફોટોગ્રાફ્સમાં વારંવાર જોવા મળવા લાગ્યા, પરંતુ આ શોધો આકસ્મિક હતી અને આ ભવ્ય ફાટી નીકળવાના કારણ અને પદ્ધતિને સમજાવવા માટે જરૂરી માહિતી પૂરી પાડી શકી ન હતી. જો કે, 1936 માં, યુએસએમાં પાલોમર ઓબ્ઝર્વેટરીમાં કામ કરતા ખગોળશાસ્ત્રીઓ બાડે અને ઝ્વિકીએ સુપરનોવા માટે વ્યવસ્થિત વ્યવસ્થિત શોધ શરૂ કરી. તેમની પાસે શ્મિટ સિસ્ટમનું ટેલિસ્કોપ હતું, જેણે દસેક ચોરસ ડિગ્રીના વિસ્તારોને ફોટોગ્રાફ કરવાનું શક્ય બનાવ્યું અને ઝાંખા તારાઓ અને તારાવિશ્વોની પણ ખૂબ જ સ્પષ્ટ છબીઓ આપી. કેટલાક અઠવાડિયા પછી લેવામાં આવેલા આકાશના એક વિસ્તારના ફોટોગ્રાફ્સની સરખામણી કરીને, કોઈ વ્યક્તિ સરળતાથી તારાવિશ્વોમાં નવા તારાઓના દેખાવની નોંધ લઈ શકે છે જે ફોટોગ્રાફ્સમાં સ્પષ્ટપણે દેખાતા હતા. આકાશના વિસ્તારો કે જે નજીકના તારાવિશ્વોમાં સૌથી વધુ સમૃદ્ધ હતા તે ફોટોગ્રાફી માટે પસંદ કરવામાં આવ્યા હતા, જ્યાં એક છબીમાં તેમની સંખ્યા ઘણા ડઝન સુધી પહોંચી શકે છે અને સુપરનોવા શોધવાની સંભાવના સૌથી વધુ હતી.

1937 માં, બાડા અને ઝ્વીકી 6 સુપરનોવા શોધવામાં સફળ થયા. તેમાંથી એકદમ તેજસ્વી તારાઓ 1937C અને 1937D હતા (ખગોળશાસ્ત્રીઓએ વર્તમાન વર્ષમાં શોધનો ક્રમ દર્શાવતા, શોધના વર્ષમાં અક્ષરો ઉમેરીને સુપરનોવાને નિયુક્ત કરવાનું નક્કી કર્યું હતું), જે અનુક્રમે મહત્તમ 8 અને 12 મેગ્નિટ્યુડ સુધી પહોંચ્યા હતા. તેમના માટે, પ્રકાશ વણાંકો મેળવવામાં આવ્યા હતા - સમય જતાં તેજમાં ફેરફારની અવલંબન - અને મોટી સંખ્યામાં સ્પેક્ટ્રોગ્રામ - તારાના સ્પેક્ટ્રાના ફોટોગ્રાફ્સ, તરંગલંબાઇ પર રેડિયેશનની તીવ્રતાની અવલંબન દર્શાવે છે. કેટલાક દાયકાઓ સુધી, આ સામગ્રી સુપરનોવા વિસ્ફોટોના કારણોને ઉકેલવાનો પ્રયાસ કરી રહેલા તમામ સંશોધકો માટેનો આધાર બની ગઈ.

કમનસીબે, બીજા વિશ્વ યુદ્ધે નિરીક્ષણ કાર્યક્રમમાં વિક્ષેપ પાડ્યો જે આટલી સફળતાપૂર્વક શરૂ થયો હતો. પાલોમર ઓબ્ઝર્વેટરીમાં સુપરનોવા માટે વ્યવસ્થિત શોધ માત્ર 1958 માં જ ફરી શરૂ કરવામાં આવી હતી, પરંતુ શ્મિટ સિસ્ટમના મોટા ટેલિસ્કોપ સાથે, જેણે 22-23 ની તીવ્રતા સુધીના તારાઓના ફોટોગ્રાફ કરવાનું શક્ય બનાવ્યું હતું. 1960 થી, આ કાર્ય વિશ્વભરની અન્ય સંખ્યાબંધ વેધશાળાઓ દ્વારા જોડવામાં આવ્યું છે જ્યાં યોગ્ય ટેલિસ્કોપ ઉપલબ્ધ હતા. યુએસએસઆરમાં, આ પ્રકારનું કાર્ય SAI ના ક્રિમિઅન સ્ટેશન પર હાથ ધરવામાં આવ્યું હતું, જ્યાં 40 સે.મી.ના લેન્સ વ્યાસ અને ખૂબ જ વિશાળ ક્ષેત્ર - લગભગ 100 ચોરસ ડિગ્રી ધરાવતું એસ્ટ્રોગ્રાફ ટેલિસ્કોપ સ્થાપિત કરવામાં આવ્યું હતું, અને અબસ્તુમાની એસ્ટ્રોફિઝિકલ ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે. જ્યોર્જિયામાં - 36 સે.મી.ના પ્રવેશ છિદ્ર સાથે શ્મિટ ટેલિસ્કોપ પર અને ક્રિમીઆમાં અને અબસ્તુમાનીમાં, ઘણી સુપરનોવા શોધો કરવામાં આવી હતી. અન્ય વેધશાળાઓમાં, સૌથી વધુ શોધ ઇટાલીની એશિયાગો ઓબ્ઝર્વેટરીમાં થઈ, જ્યાં શ્મિટ સિસ્ટમના બે ટેલિસ્કોપ કાર્યરત હતા. પરંતુ તેમ છતાં, પાલોમર ઓબ્ઝર્વેટરી શોધોની સંખ્યામાં અને શોધ માટે ઉપલબ્ધ તારાઓની મહત્તમ તીવ્રતા બંનેમાં અગ્રેસર રહી. એકસાથે, 60 અને 70 ના દાયકામાં, દર વર્ષે 20 જેટલા સુપરનોવા શોધાયા, અને તેમની સંખ્યા ઝડપથી વધવા લાગી. શોધ પછી તરત જ, મોટા ટેલિસ્કોપ પર ફોટોમેટ્રિક અને સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક અવલોકનો શરૂ થયા.

1974 માં, એફ. ઝ્વિકીનું અવસાન થયું, અને ટૂંક સમયમાં જ પાલોમર ઓબ્ઝર્વેટરીમાં સુપરનોવાની શોધ બંધ થઈ ગઈ. શોધાયેલ સુપરનોવાની સંખ્યામાં ઘટાડો થયો છે, પરંતુ 1980 ના દાયકાની શરૂઆતથી તે ફરીથી વધવા લાગ્યો છે. ચિલીમાં સેરો અલ રોબલ ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે દક્ષિણ આકાશમાં નવા શોધ કાર્યક્રમો શરૂ કરવામાં આવ્યા હતા અને ખગોળશાસ્ત્રના ઉત્સાહીઓએ સુપરનોવા શોધવાનું શરૂ કર્યું હતું. તે બહાર આવ્યું છે કે 20-30 સે.મી.ના લેન્સવાળા નાના કલાપ્રેમી ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને, વ્યક્તિ તેજસ્વી સુપરનોવા વિસ્ફોટોની સફળતાપૂર્વક શોધ કરી શકે છે, જે ચોક્કસ તારાવિશ્વોના ચોક્કસ સમૂહને વ્યવસ્થિત રીતે અવલોકન કરે છે. સૌથી મોટી સફળતા ઓસ્ટ્રેલિયાના પાદરી રોબર્ટ ઇવાન્સ દ્વારા પ્રાપ્ત થઈ હતી, જેઓ 80 ના દાયકાની શરૂઆતથી દર વર્ષે 6 જેટલા સુપરનોવા શોધવામાં સફળ રહ્યા હતા. તે આશ્ચર્યજનક નથી કે વ્યાવસાયિક ખગોળશાસ્ત્રીઓએ તેના "સ્વર્ગ સાથે સીધો જોડાણ" વિશે મજાક કરી.

1987 માં, 20મી સદીનો સૌથી તેજસ્વી સુપરનોવા શોધાયો - SN 1987A મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડ ગેલેક્સીમાં, જે આપણી ગેલેક્સીનો "ઉપગ્રહ" છે અને તે આપણાથી માત્ર 55 કિલોપારસેક દૂર છે. થોડા સમય માટે, આ સુપરનોવા નરી આંખે પણ જોઈ શકાતો હતો, જે લગભગ 4 મેગ્નિટ્યુડની મહત્તમ તેજ સુધી પહોંચે છે. જો કે, તે માત્ર દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં જ જોઇ શકાય છે. આ સુપરનોવા માટે તેમની ચોકસાઈ અને અવધિમાં અજોડ એવા ફોટોમેટ્રિક અને સ્પેક્ટ્રલ અવલોકનોની શ્રેણી મેળવવામાં આવી હતી, અને હવે ખગોળશાસ્ત્રીઓ સુપરનોવાને વિસ્તરતા ગેસ નિહારિકામાં રૂપાંતરિત કરવાની પ્રક્રિયા કેવી રીતે વિકસિત થાય છે તેનું નિરીક્ષણ કરવાનું ચાલુ રાખે છે.

સુપરનોવા 1987A. ઉપર ડાબી બાજુ એ વિસ્તારનો ફોટોગ્રાફ છે જ્યાં સુપરનોવા વિસ્ફોટ થયો હતો, જે વિસ્ફોટના ઘણા સમય પહેલા લેવામાં આવ્યો હતો. ટૂંક સમયમાં વિસ્ફોટ થવાનો તારો તીર દ્વારા સૂચવવામાં આવે છે. ઉપર જમણી બાજુએ આકાશના એ જ વિસ્તારનો ફોટોગ્રાફ છે જ્યારે સુપરનોવા મહત્તમ તેજની નજીક હતી. નીચે વિસ્ફોટના 12 વર્ષ પછી સુપરનોવા જેવો દેખાય છે. સુપરનોવાની આસપાસના રિંગ્સ ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસ છે (આંશિક રીતે પ્રકોપ પહેલાં પ્રી-સુપરનોવા સ્ટાર દ્વારા બહાર કાઢવામાં આવે છે), વિસ્ફોટ દરમિયાન આયનીકરણ થાય છે અને સતત ચમકતો રહે છે.

80 ના દાયકાના મધ્યમાં, તે સ્પષ્ટ થઈ ગયું કે ખગોળશાસ્ત્રમાં ફોટોગ્રાફીનો યુગ સમાપ્ત થઈ રહ્યો છે. ઝડપથી સુધારેલ CCD રીસીવરો સંવેદનશીલતા અને રેકોર્ડ કરેલ તરંગલંબાઇ શ્રેણીમાં ફોટોગ્રાફિક ઇમલ્સન કરતા અનેક ગણા ચડિયાતા હતા, જ્યારે રીઝોલ્યુશનમાં વ્યવહારીક રીતે સમાન હતા. સીસીડી કેમેરા દ્વારા મેળવેલી ઇમેજ કોમ્પ્યુટર સ્ક્રીન પર તરત જ જોઈ શકાતી હતી અને તેની સરખામણી અગાઉ મેળવેલી તસવીરો સાથે કરી શકાતી હતી, પરંતુ ફોટોગ્રાફી માટે ડેવલપિંગ, સૂકવવાની અને સરખામણી કરવાની પ્રક્રિયામાં એક દિવસનો શ્રેષ્ઠ સમય લાગે છે. ફોટોગ્રાફિક પ્લેટ્સનો એક માત્ર બાકીનો ફાયદો - આકાશના મોટા વિસ્તારોને ફોટોગ્રાફ કરવાની ક્ષમતા - પણ સુપરનોવાની શોધ માટે નજીવી હોવાનું બહાર આવ્યું: સીસીડી કેમેરા સાથેનું ટેલિસ્કોપ ફોટોગ્રાફિક પ્લેટ પર પડતા તમામ તારાવિશ્વોની અલગથી છબીઓ મેળવી શકે છે, ફોટોગ્રાફિક એક્સપોઝર સાથે તુલનાત્મક સમયમાં. સંપૂર્ણ સ્વયંસંચાલિત સુપરનોવા સર્ચ પ્રોગ્રામ્સના પ્રોજેક્ટ્સ દેખાયા છે, જેમાં ટેલિસ્કોપ પહેલાથી દાખલ કરેલ પ્રોગ્રામ અનુસાર પસંદ કરેલ તારાવિશ્વો પર નિર્દેશિત છે, અને પરિણામી છબીઓની સરખામણી કમ્પ્યુટર દ્વારા અગાઉ મેળવેલો સાથે કરવામાં આવે છે. જો કોઈ નવી વસ્તુ મળી આવે તો જ કમ્પ્યુટર ખગોળશાસ્ત્રીને સિગ્નલ મોકલે છે, જે શોધે છે કે સુપરનોવા વિસ્ફોટ ખરેખર મળી આવ્યો છે કે કેમ. 90 ના દાયકામાં, આવી સિસ્ટમ, 80-સેમી પ્રતિબિંબિત ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને, લિક ઓબ્ઝર્વેટરી (યુએસએ) ખાતે કાર્ય કરવાનું શરૂ કર્યું.

ખગોળશાસ્ત્રના ઉત્સાહીઓ માટે સરળ CCD કેમેરાની ઉપલબ્ધતા એ હકીકત તરફ દોરી ગઈ છે કે તેઓ દ્રશ્ય અવલોકનોથી CCD અવલોકનો તરફ આગળ વધી રહ્યા છે, અને પછી 18મી અને 19મી તીવ્રતા સુધીના તારાઓ 20-30 સેમી લેન્સવાળા ટેલિસ્કોપ માટે ઉપલબ્ધ બને છે. સ્વયંસંચાલિત શોધોની રજૂઆત અને CCD કેમેરાનો ઉપયોગ કરીને સુપરનોવા શોધતા કલાપ્રેમી ખગોળશાસ્ત્રીઓની વધતી જતી સંખ્યાને કારણે શોધોની સંખ્યામાં વિસ્ફોટ થયો છે: હવે દર વર્ષે 100 થી વધુ સુપરનોવા શોધવામાં આવે છે, અને શોધોની કુલ સંખ્યા 1,500 ને વટાવી ગઈ છે. તાજેતરના વર્ષોમાં, 3-4 મીટરના અરીસાના વ્યાસવાળા સૌથી મોટા ટેલિસ્કોપ પર ખૂબ દૂરના અને અસ્પષ્ટ સુપરનોવા માટે પણ શોધ શરૂ કરવામાં આવી છે. તે બહાર આવ્યું છે કે સુપરનોવાના અભ્યાસ, 23-24 તીવ્રતાની મહત્તમ તેજ સુધી પહોંચે છે, સમગ્ર બ્રહ્માંડની રચના અને ભાવિ વિશેના ઘણા પ્રશ્નોના જવાબો આપી શકે છે. સૌથી અદ્યતન સીસીડી કેમેરાથી સજ્જ આવા ટેલિસ્કોપ સાથેના અવલોકનોની એક રાતમાં, 10 થી વધુ દૂરના સુપરનોવા શોધી શકાય છે! આવા સુપરનોવાની કેટલીક છબીઓ નીચેની આકૃતિમાં બતાવવામાં આવી છે.

હાલમાં શોધાયેલ લગભગ તમામ સુપરનોવા માટે, ઓછામાં ઓછું એક સ્પેક્ટ્રમ મેળવવું શક્ય છે, અને ઘણા લોકો માટે પ્રકાશ વણાંકો જાણીતા છે (આ કલાપ્રેમી ખગોળશાસ્ત્રીઓની એક મોટી યોગ્યતા પણ છે). તેથી વિશ્લેષણ માટે ઉપલબ્ધ અવલોકન સામગ્રીનું પ્રમાણ ઘણું મોટું છે, અને એવું લાગે છે કે આ ભવ્ય ઘટનાની પ્રકૃતિ વિશેના તમામ પ્રશ્નો ઉકેલવા જોઈએ. કમનસીબે, આ હજુ સુધી કેસ નથી. ચાલો આપણે સુપરનોવા સંશોધકોનો સામનો કરતા મુખ્ય પ્રશ્નો અને આજે તેમના સંભવિત જવાબો પર નજીકથી નજર કરીએ.

સુપરનોવા વર્ગીકરણ, પ્રકાશ વણાંકો અને સ્પેક્ટ્રા

ઘટનાની ભૌતિક પ્રકૃતિ વિશે કોઈપણ નિષ્કર્ષ દોરતા પહેલા, તેના અવલોકનક્ષમ અભિવ્યક્તિઓની સંપૂર્ણ સમજ હોવી જરૂરી છે, જેનું યોગ્ય રીતે વર્ગીકરણ કરવું આવશ્યક છે. સ્વાભાવિક રીતે, સુપરનોવા સંશોધકો સમક્ષ જે પહેલો પ્રશ્ન ઊભો થયો તે એ હતો કે શું તેઓ સમાન હતા, અને જો નહીં, તો તેઓ કેટલા અલગ હતા અને શું તેઓનું વર્ગીકરણ કરી શકાય છે. પહેલાથી જ બાડે અને ઝ્વીકી દ્વારા શોધાયેલ પ્રથમ સુપરનોવા પ્રકાશ વક્ર અને સ્પેક્ટ્રામાં નોંધપાત્ર તફાવત દર્શાવે છે. 1941માં, આર. મિન્કોવસ્કીએ સુપરનોવાને તેમના સ્પેક્ટ્રાની પ્રકૃતિના આધારે બે મુખ્ય પ્રકારોમાં વિભાજીત કરવાનો પ્રસ્તાવ મૂક્યો હતો. તેણે સુપરનોવાને પ્રકાર I તરીકે વર્ગીકૃત કર્યું, જેનો સ્પેક્ટ્રા તે સમયે જાણીતા તમામ પદાર્થોના સ્પેક્ટ્રાથી સંપૂર્ણપણે અલગ હતો. બ્રહ્માંડમાં સૌથી સામાન્ય તત્વની રેખાઓ - હાઇડ્રોજન - સંપૂર્ણપણે ગેરહાજર હતી, સમગ્ર સ્પેક્ટ્રમમાં વ્યાપક મેક્સિમા અને મિનિમાનો સમાવેશ થતો હતો જે ઓળખી શકાયો ન હતો, સ્પેક્ટ્રમનો અલ્ટ્રાવાયોલેટ ભાગ ખૂબ જ નબળો હતો. સુપરનોવાને પ્રકાર II તરીકે વર્ગીકૃત કરવામાં આવ્યા હતા, જેમાંના સ્પેક્ટ્રાએ ખૂબ જ તીવ્ર હાઇડ્રોજન ઉત્સર્જન રેખાઓની હાજરીમાં "સામાન્ય" નોવા સાથે થોડી સમાનતા દર્શાવી હતી;

ટાઇપ I સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રા ત્રણ દાયકા સુધી રહસ્યમય રહ્યું. યુ.પી. પ્સકોવ્સ્કીએ બતાવ્યું કે સ્પેક્ટ્રામાંના બેન્ડ્સ વિશાળ અને ઊંડા શોષણ રેખાઓ વચ્ચેના સતત સ્પેક્ટ્રમના વિભાગો સિવાય બીજું કંઈ નથી, પછી જ પ્રકાર I સુપરનોવા સ્પેક્ટ્રાની ઓળખ આગળ વધી. અસંખ્ય શોષણ રેખાઓ ઓળખવામાં આવી હતી, મુખ્યત્વે એકલ આયનાઇઝ્ડ કેલ્શિયમ અને સિલિકોનની સૌથી તીવ્ર રેખાઓ. 10-15 હજાર કિમી પ્રતિ સેકન્ડની ઝડપે વિસ્તરતા શેલમાં ડોપ્લર અસરને કારણે આ રેખાઓની તરંગલંબાઇ સ્પેક્ટ્રમની વાયોલેટ બાજુ પર ખસેડવામાં આવે છે. પ્રકાર I સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રામાંની તમામ રેખાઓને ઓળખવી અત્યંત મુશ્કેલ છે, કારણ કે તે મોટા પ્રમાણમાં વિસ્તૃત છે અને એકબીજાને ઓવરલેપ કરે છે; ઉલ્લેખિત કેલ્શિયમ અને સિલિકોન ઉપરાંત, મેગ્નેશિયમ અને આયર્નની રેખાઓ ઓળખવાનું શક્ય હતું.

સુપરનોવા સ્પેક્ટ્રાના પૃથ્થકરણથી અમને મહત્વપૂર્ણ નિષ્કર્ષ કાઢવાની મંજૂરી મળી: પ્રકાર I સુપરનોવા વિસ્ફોટ દરમિયાન બહાર નીકળેલા શેલ્સમાં લગભગ કોઈ હાઇડ્રોજન નથી; જ્યારે પ્રકાર II સુપરનોવા શેલ્સની રચના લગભગ સૌર વાતાવરણની સમાન છે. શેલોની વિસ્તરણ ઝડપ 5 થી 15-20 હજાર કિમી/સેકંડ છે, ફોટોસ્ફિયરનું તાપમાન મહત્તમ - 10-20 હજાર ડિગ્રીની આસપાસ છે. તાપમાન ઝડપથી ઘટે છે અને 1-2 મહિના પછી 5-6 હજાર ડિગ્રી સુધી પહોંચે છે.

સુપરનોવાના પ્રકાશ વણાંકો પણ અલગ હતા: પ્રકાર I માટે તે બધા ખૂબ સમાન હતા, તેઓ એક લાક્ષણિક આકાર ધરાવે છે જેમાં તેજમાં ખૂબ જ ઝડપથી મહત્તમ વધારો થાય છે, જે 2-3 દિવસથી વધુ ચાલતો નથી, તેજમાં 3 દ્વારા ઝડપી ઘટાડો થાય છે. 25-40 દિવસમાં તીવ્રતા અને ત્યારપછીનો ધીમો સડો, તીવ્રતાના સ્કેલ પર લગભગ રેખીય, જે તેજસ્વીતાના ઘાતાંકીય ક્ષયને અનુરૂપ છે.

પ્રકાર II સુપરનોવાના પ્રકાશ વણાંકો વધુ વૈવિધ્યસભર હોવાનું બહાર આવ્યું છે. કેટલાક પ્રકાર I સુપરનોવાના પ્રકાશ વણાંકો જેવા હતા, માત્ર એક રેખીય "પૂંછડી" ની શરૂઆત સુધી તેજમાં ધીમી અને લાંબા સમય સુધી ઘટાડા સાથે, મહત્તમ પછી તરત જ, લગભગ સતત તેજસ્વીતાનો વિસ્તાર શરૂ થયો - તેથી- જેને "પઠાર" કહેવામાં આવે છે, જે 100 દિવસ સુધી ટકી શકે છે. પછી ચમક ઝડપથી ઘટી જાય છે અને રેખીય "પૂંછડી" સુધી પહોંચે છે. પરંપરાગત ફોટોગ્રાફિક પ્લેટ્સ (તરંગલંબાઇ શ્રેણી 3500-5000 A) ની સંવેદનશીલતાને અનુરૂપ, કહેવાતા ફોટોગ્રાફિક મેગ્નિટ્યુડ સિસ્ટમમાં ફોટોગ્રાફિક અવલોકનોમાંથી તમામ પ્રારંભિક પ્રકાશ વણાંકો મેળવવામાં આવ્યા હતા. તે ઉપરાંત ફોટોવિઝ્યુઅલ સિસ્ટમ (5000-6000 A) ના ઉપયોગથી સુપરનોવાના રંગ અનુક્રમણિકા (અથવા ફક્ત "રંગ") માં ફેરફાર વિશે મહત્વપૂર્ણ માહિતી મેળવવાનું શક્ય બન્યું: તે બહાર આવ્યું કે મહત્તમ પછી, સુપરનોવા બંને પ્રકારો સતત "લાલ થાય છે", એટલે કે, રેડિયેશનનો મુખ્ય ભાગ લાંબા તરંગો તરફ વળે છે. આ લાલાશ તેજમાં રેખીય ઘટાડાના તબક્કે અટકે છે અને સુપરનોવાની "વાદળીતા" દ્વારા પણ બદલી શકાય છે.

વધુમાં, પ્રકાર I અને પ્રકાર II સુપરનોવા તારાવિસ્ફોટના પ્રકારોમાં ભિન્ન છે. પ્રકાર II સુપરનોવા માત્ર સર્પાકાર તારાવિશ્વોમાં જ મળી આવ્યા છે જ્યાં તારાઓ હાલમાં પણ રચાઈ રહ્યા છે અને ત્યાં બંને જૂના, ઓછા દળના તારાઓ અને યુવાન, વિશાળ અને "ટૂંકા સમયના" (માત્ર થોડા મિલિયન વર્ષો) તારાઓ છે. પ્રકાર I સુપરનોવા સર્પાકાર અને લંબગોળ બંને તારાવિશ્વોમાં જોવા મળે છે, જ્યાં અબજો વર્ષોથી તીવ્ર તારાની રચના થઈ હોવાનું માનવામાં આવતું નથી.

આ સ્વરૂપમાં, સુપરનોવાનું વર્ગીકરણ 80 ના દાયકાના મધ્ય સુધી જાળવવામાં આવ્યું હતું. ખગોળશાસ્ત્રમાં CCD રીસીવરોના વ્યાપક ઉપયોગની શરૂઆતથી અવલોકન સામગ્રીના જથ્થા અને ગુણવત્તામાં નોંધપાત્ર વધારો કરવાનું શક્ય બન્યું છે. આધુનિક સાધનોએ અસ્પષ્ટ, અગાઉ અપ્રાપ્ય વસ્તુઓ માટે સ્પેક્ટ્રોગ્રામ મેળવવાનું શક્ય બનાવ્યું; ઘણી વધુ ચોકસાઈ સાથે રેખાઓની તીવ્રતા અને પહોળાઈ નક્કી કરવી અને સ્પેક્ટ્રામાં નબળી રેખાઓ રજીસ્ટર કરવી શક્ય હતી. CCD રીસીવરો, ઇન્ફ્રારેડ ડિટેક્ટર્સ અને અવકાશયાન પર માઉન્ટ થયેલ સાધનોએ અલ્ટ્રાવાયોલેટથી દૂર-ઇન્ફ્રારેડ સુધીના ઓપ્ટિકલ રેડિયેશનની સમગ્ર શ્રેણીમાં સુપરનોવાને અવલોકન કરવાનું શક્ય બનાવ્યું છે; સુપરનોવાના ગામા-રે, એક્સ-રે અને રેડિયો અવલોકનો પણ હાથ ધરવામાં આવ્યા હતા.

પરિણામે, સુપરનોવાનું મોટે ભાગે સ્થાપિત દ્વિસંગી વર્ગીકરણ ઝડપથી બદલાવા લાગ્યું અને વધુ જટિલ બનવા લાગ્યું.

તે બહાર આવ્યું છે કે પ્રકાર I સુપરનોવા લગભગ તેટલા સમાન નથી જેટલા તે લાગતું હતું. આ સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રામાં નોંધપાત્ર તફાવતો જોવા મળ્યા હતા, જેમાંથી સૌથી નોંધપાત્ર સિંગલ આયનાઇઝ્ડ સિલિકોન લાઇનની તીવ્રતા હતી, જે લગભગ 6100 A ની તરંગલંબાઇ પર અવલોકન કરવામાં આવી હતી. મોટાભાગના પ્રકાર I સુપરનોવા માટે, મહત્તમ તેજની નજીક આ શોષણ રેખા સૌથી વધુ હતી. સ્પેક્ટ્રમમાં નોંધપાત્ર લક્ષણ, પરંતુ કેટલાક સુપરનોવા માટે તે વ્યવહારીક રીતે ગેરહાજર હતું, અને હિલીયમ શોષણ રેખાઓ સૌથી વધુ તીવ્ર હતી.

લાલ અને ઇન્ફ્રારેડ સ્પેક્ટ્રલ રેન્જ (R, I, J, H, K બેન્ડ) માં સુપરનોવા Ia ના પ્રકાશ વણાંકો B અને V બેન્ડમાં અગાઉ અભ્યાસ કરેલા વળાંકો કરતા ઘણા અલગ હતા જો વળાંક પર "ખભા" નોંધનીય છે મહત્તમના 20 દિવસ પછી R માં, પછી ફિલ્ટર I અને લાંબી તરંગલંબાઇ રેન્જમાં વાસ્તવિક બીજી મહત્તમ દેખાય છે. જો કે, કેટલાક Ia સુપરનોવામાં આ બીજી મહત્તમ નથી. આ સુપરનોવા તેમના લાલ રંગ દ્વારા મહત્તમ તેજ, ​​ઓછી તેજ અને કેટલાક વર્ણપટના લક્ષણો દ્વારા પણ અલગ પડે છે. આવો પહેલો સુપરનોવા SN 1991bg હતો અને તેના જેવા પદાર્થોને હજુ પણ વિલક્ષણ સુપરનોવા Ia અથવા "ટાઈપ 1991bg સુપરનોવા" કહેવામાં આવે છે. અન્ય પ્રકારનો સુપરનોવા Ia, તેનાથી વિપરીત, મહત્તમમાં વધેલી તેજ દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે. તેઓ સ્પેક્ટ્રામાં શોષણ રેખાઓની નીચી તીવ્રતા દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે. તેમના માટે "પ્રોટોટાઇપ" SN 1991T છે.

1970 ના દાયકામાં, પ્રકાર II સુપરનોવાને તેમના પ્રકાશ વળાંકોની પ્રકૃતિ અનુસાર "રેખીય" (II-L) અને "પઠાર" (II-P) માં વિભાજિત કરવામાં આવ્યા હતા. ત્યારબાદ, વધુ ને વધુ સુપરનોવા II શોધવાનું શરૂ થયું, જે તેમના પ્રકાશ વણાંકો અને સ્પેક્ટ્રામાં ચોક્કસ લક્ષણો દર્શાવે છે. આમ, તેમના પ્રકાશ વળાંકોમાં, તાજેતરના વર્ષોના બે સૌથી તેજસ્વી સુપરનોવા અન્ય પ્રકારના II સુપરનોવાથી તીવ્રપણે અલગ પડે છે: 1987A અને 1993J. બંનેના પ્રકાશ વણાંકોમાં બે મેક્સિમા હતા: જ્વાળા પછી, તેજ ઝડપથી ઘટી, પછી ફરીથી વધવા લાગી, અને બીજા મહત્તમ પછી જ તેજની અંતિમ નબળાઇ શરૂ થઈ. સુપરનોવા Ia થી વિપરીત, બીજી મહત્તમ તમામ સ્પેક્ટ્રલ રેન્જમાં જોવા મળી હતી, અને SN 1987A માટે તે લાંબી તરંગલંબાઇ રેન્જમાં પ્રથમ કરતા વધુ તેજસ્વી હતી.

સ્પેક્ટ્રલ લક્ષણોમાં, સૌથી વધુ વારંવાર અને ધ્યાનપાત્ર એ હાજરી હતી, જેમાં વિસ્તૃત ઉત્સર્જન રેખાઓ સાથે વિસ્તરણ શેલ્સની લાક્ષણિકતા, સાંકડી ઉત્સર્જન અથવા શોષણ રેખાઓની સિસ્ટમની પણ હાજરી હતી. આવા સુપરનોવાને II-n તરીકે નિયુક્ત કરવામાં આવે તે પહેલાં તારાની આસપાસના ગાઢ શેલની હાજરીને કારણે આ ઘટના મોટાભાગે બને છે.

સુપરનોવા આંકડા

સુપરનોવા કેટલી વાર થાય છે અને તે તારાવિશ્વોમાં કેવી રીતે વિતરિત થાય છે? સુપરનોવાના આંકડાકીય અભ્યાસોએ આ પ્રશ્નોના જવાબ આપવા જોઈએ.

એવું લાગે છે કે પ્રથમ પ્રશ્નનો જવાબ એકદમ સરળ છે: તમારે પર્યાપ્ત લાંબા સમય સુધી ઘણી તારાવિશ્વોનું અવલોકન કરવાની જરૂર છે, તેમાં અવલોકન કરાયેલ સુપરનોવાની ગણતરી કરો અને અવલોકન સમય દ્વારા સુપરનોવાની સંખ્યાને વિભાજિત કરો. પરંતુ તે બહાર આવ્યું છે કે એકદમ નિયમિત અવલોકનો દ્વારા આવરી લેવામાં આવેલ સમય હજુ પણ વ્યક્તિગત તારાવિશ્વો માટે ચોક્કસ નિષ્કર્ષ માટે ખૂબ જ ઓછો હતો: મોટા ભાગનામાં, ફક્ત એક કે બે જ્વાળાઓ જોવા મળી હતી. સાચું છે, કેટલીક તારાવિશ્વોમાં ખૂબ મોટી સંખ્યામાં સુપરનોવા નોંધાયેલા છે: રેકોર્ડ ધારક ગેલેક્સી NGC 6946 છે, જેમાં 1917 થી અત્યાર સુધીમાં 6 સુપરનોવા મળી આવ્યા છે. જો કે, આ ડેટા ફાટી નીકળવાની આવર્તન પર ચોક્કસ ડેટા પ્રદાન કરતા નથી. સૌપ્રથમ, આ આકાશગંગાના અવલોકનોનો ચોક્કસ સમય અજ્ઞાત છે, અને બીજું, આપણા માટે લગભગ એકસાથે થતા વિસ્ફોટોને વાસ્તવમાં સમયના મોટા સમયગાળા દ્વારા અલગ કરી શકાય છે: છેવટે, સુપરનોવામાંથી પ્રકાશ ગેલેક્સીની અંદર એક અલગ રસ્તો પ્રવાસ કરે છે, અને તેનું કદ પ્રકાશ વર્ષોમાં અવલોકન સમય કરતાં ઘણો મોટો છે. હાલમાં માત્ર અમુક ચોક્કસ તારાવિશ્વો માટે ફ્લેર ફ્રીક્વન્સીનો અંદાજ લગાવવો શક્ય છે. આ કરવા માટે, સુપરનોવા માટે શોધમાંથી અવલોકન ડેટાનો ઉપયોગ કરવો જરૂરી છે: દરેક અવલોકન દરેક ગેલેક્સી માટે અમુક "અસરકારક ટ્રેકિંગ સમય" આપે છે, જે ગેલેક્સીના અંતર પર, શોધની મર્યાદિત તીવ્રતા અને પ્રકૃતિ પર આધારિત છે. સુપરનોવા પ્રકાશ વળાંકનો. વિવિધ પ્રકારના સુપરનોવા માટે, સમાન આકાશગંગાનો અવલોકન સમય અલગ હશે. ઘણી તારાવિશ્વો માટેના પરિણામોને સંયોજિત કરતી વખતે, સમૂહ અને તેજસ્વીતા તેમજ મોર્ફોલોજિકલ પ્રકારમાં તેમના તફાવતોને ધ્યાનમાં લેવું જરૂરી છે. હાલમાં, તારાવિશ્વોની તેજસ્વીતાના પરિણામોને સામાન્ય બનાવવા અને સમાન પ્રકારનાં તારાવિશ્વો માટેના ડેટાને જોડવાનો રિવાજ છે. કેટલાક સુપરનોવા શોધ કાર્યક્રમોના ડેટાને સંયોજિત કરવા પર આધારિત તાજેતરના કાર્યથી નીચેના પરિણામો પ્રાપ્ત થયા છે: લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં માત્ર Ia સુપરનોવા પ્રકાર જોવા મળે છે, અને 10 10 સૌર પ્રકાશની તેજસ્વીતા ધરાવતી "સરેરાશ" આકાશગંગામાં, એક સુપરનોવા દર 500 માં લગભગ એકવાર ફાટી નીકળે છે. વર્ષ સમાન તેજસ્વીતાની સર્પાકાર આકાશગંગામાં, Ia સુપરનોવા માત્ર થોડી વધુ આવર્તન પર વિસ્ફોટ કરે છે, પરંતુ તેમાં પ્રકાર II અને Ib/c સુપરનોવા ઉમેરવામાં આવે છે, અને કુલ વિસ્ફોટ દર લગભગ દર 100 વર્ષમાં એક વાર છે. જ્વાળાઓની આવર્તન લગભગ તારાવિશ્વોની તેજસ્વીતાના પ્રમાણમાં હોય છે, એટલે કે વિશાળ તારાવિશ્વોમાં તે ઘણી વધારે હોય છે: ખાસ કરીને, NGC 6946 એ 2.8 10 10 સૌર પ્રકાશની તેજસ્વીતા સાથે સર્પાકાર આકાશગંગા છે, તેથી, લગભગ ત્રણ જ્વાળાઓ હોઈ શકે છે. 100 વર્ષ દીઠ તેમાં અપેક્ષિત છે, અને તેમાં અવલોકન કરાયેલ 6 સુપરનોવા એ સરેરાશ આવર્તનથી બહુ મોટું વિચલન નથી ગણી શકાય. અમારી ગેલેક્સી NGC 6946 કરતા નાની છે અને તેમાં દર 50 વર્ષે સરેરાશ એક વિસ્ફોટની અપેક્ષા રાખી શકાય છે. જો કે, તે જાણીતું છે કે છેલ્લા સહસ્ત્રાબ્દીમાં ગેલેક્સીમાં માત્ર ચાર સુપરનોવા જોવા મળ્યા છે. શું અહીં કોઈ વિરોધાભાસ છે? તે બહાર આવ્યું નથી - છેવટે, મોટાભાગની ગેલેક્સી આપણાથી ગેસ અને ધૂળના સ્તરો દ્વારા છુપાયેલી છે, અને સૂર્યની આસપાસનો વિસ્તાર, જેમાં આ 4 સુપરનોવા જોવા મળ્યા હતા, તે ગેલેક્સીનો માત્ર એક નાનો ભાગ છે.

તારાવિશ્વોમાં સુપરનોવા કેવી રીતે વિતરિત થાય છે? અલબત્ત, અત્યારે અમુક "સરેરાશ" આકાશગંગામાં ઘટાડીને માત્ર સારાંશ વિતરણનો અભ્યાસ કરવો શક્ય છે, તેમજ સર્પાકાર તારાવિશ્વોની રચનાની વિગતોને લગતા વિતરણોનો અભ્યાસ કરવો શક્ય છે. આ ભાગોમાં, સૌ પ્રથમ, સર્પાકાર સ્લીવ્ઝનો સમાવેશ થાય છે; એકદમ નજીકની તારાવિશ્વોમાં, સક્રિય તારાઓની રચનાના વિસ્તારો પણ સ્પષ્ટપણે દૃશ્યમાન છે, જે આયનાઇઝ્ડ હાઇડ્રોજનના વાદળો દ્વારા ઓળખાય છે - H II પ્રદેશ, અથવા તેજસ્વી વાદળી તારાઓના ક્લસ્ટરો દ્વારા - OB એસોસિએશન. અવકાશી વિતરણના અભ્યાસો, શોધાયેલ સુપરનોવાની સંખ્યામાં વધારો થતાં ઘણી વખત પુનરાવર્તિત થયા, નીચેના પરિણામો પ્રાપ્ત થયા. તારાવિશ્વોના કેન્દ્રોથી અંતર દ્વારા તમામ પ્રકારના સુપરનોવાનું વિતરણ એકબીજાથી થોડું અલગ છે અને તે તેજસ્વીતાના વિતરણ જેવું જ છે - ઘનતા કેન્દ્રથી કિનારીઓ સુધી ઘાતાંકીય કાયદા અનુસાર ઘટે છે. સુપરનોવાના પ્રકારો વચ્ચેના તફાવતો તારા નિર્માણના પ્રદેશોની તુલનામાં વિતરણમાં પ્રગટ થાય છે: જો તમામ પ્રકારના સુપરનોવા સર્પાકાર આર્મ્સમાં કેન્દ્રિત હોય, તો માત્ર II અને Ib/c પ્રકારના સુપરનોવા H II પ્રદેશોમાં કેન્દ્રિત હોય છે. અમે તારણ કાઢી શકીએ છીએ કે પ્રકાર II અથવા Ib/c ફ્લેર ઉત્પન્ન કરતા તારાનું જીવનકાળ 10 6 થી 10 7 વર્ષ છે, અને Ia પ્રકાર માટે તે લગભગ 10 8 વર્ષ છે. જો કે, સુપરનોવા Ia લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં પણ જોવા મળે છે, જ્યાં એવું માનવામાં આવે છે કે 10 9 વર્ષથી નાના તારાઓ નથી. આ વિરોધાભાસ માટે બે સંભવિત સમજૂતીઓ છે - કાં તો સર્પાકાર અને લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં સુપરનોવા Ia વિસ્ફોટોની પ્રકૃતિ અલગ છે, અથવા અમુક લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં તારાઓની રચના હજુ પણ ચાલુ છે અને નાના તારાઓ હાજર છે.

સૈદ્ધાંતિક મોડેલો

અવલોકન ડેટાની સંપૂર્ણતાના આધારે, સંશોધકો એવા નિષ્કર્ષ પર આવ્યા કે સુપરનોવા વિસ્ફોટ એ તારાના ઉત્ક્રાંતિનો છેલ્લો તબક્કો હોવો જોઈએ, જે પછી તે તેના પાછલા સ્વરૂપમાં અસ્તિત્વમાં નથી. ખરેખર, સુપરનોવા વિસ્ફોટ ઉર્જાનો અંદાજ 10 50 - 10 51 એર્ગ છે, જે તારાઓની ગુરુત્વાકર્ષણ બંધન ઊર્જાના લાક્ષણિક મૂલ્યો કરતાં વધી જાય છે. સુપરનોવા વિસ્ફોટ દરમિયાન છોડવામાં આવતી ઊર્જા અવકાશમાં તારાના દ્રવ્યને સંપૂર્ણપણે વિખેરવા માટે પૂરતી છે. કયા પ્રકારનાં તારાઓ અને ક્યારે તેઓ સુપરનોવા વિસ્ફોટ સાથે તેમના જીવનનો અંત લાવે છે, ઊર્જાના આવા વિશાળ પ્રકાશન તરફ દોરી જતી પ્રક્રિયાઓની પ્રકૃતિ શું છે?

અવલોકનાત્મક ડેટા દર્શાવે છે કે સુપરનોવા વિવિધ પ્રકારોમાં વિભાજિત થાય છે, જે શેલ્સ અને તેમના સમૂહની રાસાયણિક રચનામાં, ઊર્જાના પ્રકાશનની પ્રકૃતિમાં અને વિવિધ પ્રકારના તારાઓની વસ્તી સાથેના તેમના જોડાણમાં અલગ પડે છે. પ્રકાર II સુપરનોવા સ્પષ્ટપણે યુવાન, વિશાળ તારાઓ સાથે સંકળાયેલા છે અને તેમના શેલમાં મોટા પ્રમાણમાં હાઇડ્રોજન હોય છે. તેથી, તેમના જ્વાળાઓને તારાઓના ઉત્ક્રાંતિનો અંતિમ તબક્કો માનવામાં આવે છે જેમનો પ્રારંભિક દળ 8-10 સૌર સમૂહ કરતાં વધુ છે. આવા તારાઓના કેન્દ્રિય ભાગોમાં, ન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓ દરમિયાન ઉર્જા મુક્ત થાય છે, જેમાં સૌથી સરળ - હાઇડ્રોજન ન્યુક્લીના ફ્યુઝન દરમિયાન હિલિયમની રચના અને સિલિકોનમાંથી આયર્ન ન્યુક્લીની રચના સાથે અંત થાય છે. આયર્ન ન્યુક્લિયસ પ્રકૃતિમાં સૌથી વધુ સ્થિર હોય છે, અને જ્યારે તેઓ ફ્યુઝ થાય છે ત્યારે કોઈ ઊર્જા મુક્ત થતી નથી. આમ, જ્યારે તારાનો કોર લોખંડ બની જાય છે, ત્યારે તેમાં રહેલી ઉર્જાનું પ્રકાશન અટકી જાય છે. કોર ગુરુત્વાકર્ષણ બળનો પ્રતિકાર કરી શકતો નથી અને ઝડપથી સંકોચાય છે - પડી ભાંગે છે. પતન દરમિયાન થતી પ્રક્રિયાઓ હજુ પણ સંપૂર્ણ રીતે સમજાવવામાં આવતી નથી. જો કે, તે જાણીતું છે કે જો તારાના મૂળમાંના તમામ પદાર્થો ન્યુટ્રોનમાં ફેરવાય છે, તો તે ગુરુત્વાકર્ષણ દળોનો પ્રતિકાર કરી શકે છે. તારાનો કોર "ન્યુટ્રોન સ્ટાર" માં ફેરવાય છે અને પતન અટકે છે. આ કિસ્સામાં, પ્રચંડ ઊર્જા છોડવામાં આવે છે, તારાના શેલમાં પ્રવેશ કરે છે અને તે વિસ્તરણ શરૂ કરે છે, જેને આપણે સુપરનોવા વિસ્ફોટ તરીકે જોઈએ છીએ. જો તારાની ઉત્ક્રાંતિ અગાઉ "શાંતિપૂર્વક" થઈ હોય, તો તેના પરબિડીયુંમાં સૂર્યની ત્રિજ્યા કરતાં સેંકડો ગણો ત્રિજ્યા વધારે હોવો જોઈએ અને પ્રકાર II સુપરનોવાના સ્પેક્ટ્રમને સમજાવવા માટે પૂરતા પ્રમાણમાં હાઇડ્રોજન જાળવી રાખવું જોઈએ. જો ક્લોઝ દ્વિસંગી સિસ્ટમમાં ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન અથવા અન્ય કોઈ રીતે મોટાભાગના શેલ ખોવાઈ ગયા હોય, તો સ્પેક્ટ્રમમાં કોઈ હાઇડ્રોજન રેખાઓ હશે નહીં - આપણે Ib અથવા Ic સુપરનોવા પ્રકાર જોશું.

ઓછા મોટા તારાઓમાં, ઉત્ક્રાંતિ જુદી રીતે આગળ વધે છે. હાઇડ્રોજનને બાળ્યા પછી, કોર હિલીયમ બને છે, અને હિલીયમને કાર્બનમાં રૂપાંતરિત કરવાની પ્રતિક્રિયા શરૂ થાય છે. જો કે, કોર એટલા ઊંચા તાપમાને ગરમ થતું નથી કે કાર્બનને સંડોવતા ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓ શરૂ થાય છે. ન્યુક્લિયસ પર્યાપ્ત ઊર્જા અને સંકોચન મુક્ત કરી શકતું નથી, પરંતુ આ કિસ્સામાં ન્યુક્લિયસમાં સ્થિત ઇલેક્ટ્રોન દ્વારા સંકોચન બંધ થાય છે. તારાનો મુખ્ય ભાગ કહેવાતા "સફેદ દ્વાર્ફ" માં ફેરવાય છે, અને શેલ ગ્રહોની નિહારિકાના રૂપમાં અવકાશમાં વિખેરી નાખે છે. ભારતીય ખગોળશાસ્ત્રી એસ. ચંદ્રશેખરે દર્શાવ્યું હતું કે સફેદ વામન માત્ર ત્યારે જ અસ્તિત્વ ધરાવે છે જ્યારે તેનું દળ લગભગ 1.4 સૌર દળ કરતાં ઓછું હોય. જો સફેદ વામન પર્યાપ્ત નજીકની દ્વિસંગી સિસ્ટમમાં સ્થિત છે, તો પછી દ્રવ્ય સામાન્ય તારામાંથી સફેદ દ્વાર્ફ તરફ વહેવાનું શરૂ કરી શકે છે. સફેદ દ્વાર્ફનો સમૂહ ધીમે ધીમે વધે છે, અને જ્યારે તે મર્યાદા કરતાં વધી જાય છે, ત્યારે વિસ્ફોટ થાય છે, જે દરમિયાન કાર્બન અને ઓક્સિજનનું ઝડપી થર્મોન્યુક્લિયર કમ્બશન થાય છે, જે કિરણોત્સર્ગી નિકલમાં ફેરવાય છે. તારો સંપૂર્ણપણે નાશ પામે છે, અને વિસ્તરતા શેલમાં નિકલનો કિરણોત્સર્ગી સડો કોબાલ્ટમાં અને પછી લોખંડમાં થાય છે, જે શેલની ચમક માટે ઊર્જા પૂરી પાડે છે. આ રીતે ટાઇપ Ia સુપરનોવા વિસ્ફોટ થાય છે.

સુપરનોવાના આધુનિક સૈદ્ધાંતિક અભ્યાસો મુખ્યત્વે વિસ્ફોટ થતા તારાઓના મોડલના સૌથી શક્તિશાળી કમ્પ્યુટર્સ પરની ગણતરીઓ છે. કમનસીબે, તારા ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કાથી, સુપરનોવા વિસ્ફોટ અને તેના અવલોકનક્ષમ અભિવ્યક્તિઓ તરફ દોરી જાય તેવું મોડેલ બનાવવું હજુ સુધી શક્ય બન્યું નથી. જો કે, હાલના મોડેલો મોટા ભાગના સુપરનોવાના પ્રકાશ વણાંકો અને સ્પેક્ટ્રાને સારી રીતે વર્ણવે છે. સામાન્ય રીતે આ તારાના શેલનું એક મોડેલ છે, જેમાં વિસ્ફોટની ઊર્જાનું "મેન્યુઅલી" રોકાણ કરવામાં આવે છે, ત્યારબાદ તેનું વિસ્તરણ અને ગરમી શરૂ થાય છે. ભૌતિક પ્રક્રિયાઓની જટિલતા અને વિવિધતા સાથે સંકળાયેલી મોટી મુશ્કેલીઓ હોવા છતાં, તાજેતરના વર્ષોમાં સંશોધનના આ ક્ષેત્રમાં મોટી પ્રગતિ થઈ છે.

પર્યાવરણ પર સુપરનોવાની અસર

સુપરનોવા વિસ્ફોટો આસપાસના તારાઓ વચ્ચેના માધ્યમ પર મજબૂત અને વૈવિધ્યસભર અસર કરે છે. સુપરનોવા પરબિડીયું, પ્રચંડ ઝડપે બહાર નીકળે છે, તેની આસપાસના ગેસને સ્કૂપ કરે છે અને સંકુચિત કરે છે. કદાચ આ વાયુના વાદળોમાંથી નવા તારાઓની રચનાને જન્મ આપી શકે છે. વિસ્ફોટની ઊર્જા એટલી મહાન છે કે નવા તત્વોનું સંશ્લેષણ થાય છે, ખાસ કરીને લોખંડ કરતાં ભારે. ભારે તત્વોથી સમૃદ્ધ સામગ્રી સમગ્ર આકાશગંગામાં સુપરનોવા વિસ્ફોટો દ્વારા વેરવિખેર થાય છે, જેના પરિણામે વધુ ભારે તત્વો ધરાવતા સુપરનોવા વિસ્ફોટો પછી તારાઓ રચાય છે. આકાશગંગાના "આપણા" ક્ષેત્રમાં ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમ ભારે તત્વોમાં એટલું સમૃદ્ધ બન્યું કે પૃથ્વી પર જીવનનો ઉદભવ શક્ય બન્યો. આ માટે સુપરનોવા સીધા જ જવાબદાર છે! સુપરનોવા, દેખીતી રીતે, ખૂબ ઊંચી ઉર્જા - કોસ્મિક કિરણો સાથે કણોના પ્રવાહો પણ ઉત્પન્ન કરે છે. આ કણો, વાતાવરણ દ્વારા પૃથ્વીની સપાટી પર પ્રવેશતા, આનુવંશિક પરિવર્તનનું કારણ બની શકે છે, જેના કારણે પૃથ્વી પર જીવનની ઉત્ક્રાંતિ થાય છે.

સુપરનોવા આપણને બ્રહ્માંડના ભાગ્ય વિશે જણાવે છે

સુપરનોવા, અને ખાસ કરીને ટાઇપ Ia સુપરનોવા, બ્રહ્માંડમાં સૌથી તેજસ્વી તારા-આકારની વસ્તુઓ પૈકી એક છે. તેથી, હાલમાં ઉપલબ્ધ સાધનો વડે ખૂબ દૂરના સુપરનોવાનો પણ અભ્યાસ કરી શકાય છે.

ઘણા સુપરનોવા Ia એકદમ નજીકની તારાવિશ્વોમાં શોધવામાં આવ્યા છે, જેનું અંતર ઘણી રીતે નક્કી કરી શકાય છે. હાલમાં, ચોક્કસ પ્રકારના તેજસ્વી ચલ તારાઓની દેખીતી તેજના આધારે અંતરનું નિર્ધારણ સૌથી સચોટ માનવામાં આવે છે - સેફિડ્સ. સ્પેસ ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ. હબલે લગભગ 20 મેગાપાર્સેકના અંતરે આપણાથી દૂર ગેલેક્સીઓમાં મોટી સંખ્યામાં સેફેઇડ્સની શોધ કરી અને તેનો અભ્યાસ કર્યો. આ તારાવિશ્વોના અંતરના પૂરતા પ્રમાણમાં સચોટ અંદાજોને કારણે તેમનામાં ફાટી નીકળેલા Ia સુપરનોવાના પ્રકારનું તેજ નક્કી કરવાનું શક્ય બન્યું. જો આપણે ધારીએ કે દૂરના સુપરનોવા Ia ની સરેરાશ તેજ તેજ છે, તો તેમના સુધીનું અંતર મહત્તમ તેજ પર અવલોકન કરેલ તીવ્રતા પરથી અનુમાન કરી શકાય છે.