സൂപ്പര്നോവ
വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
ചില ഭീമന് നക്ഷത്രങ്ങള് അവയുടെ പരിണാമത്തിന്റെ അന്ത്യഘട്ടത്തില് അത്യധികം പ്രകാശമാനത്തോടെ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു. അത്യന്തം തീവ്രപ്രകാശമുള്ള ഖഗോള വസ്തുവിനു കാരണമാകുന്ന ഈ നക്ഷത്രസ്ഫോടനത്തിനാണ് സൂപ്പര്നോവ എന്നു പറയുന്നത്. മിക്കവാറുമെല്ലാ ഭീമന് നക്ഷത്രങ്ങളും സൂപ്പര്നോവ എന്ന അവസ്ഥയിലൂടെയാണു പരിണമിക്കുന്നത്. സാധാരണ ഗതിയില്, സൂര്യന്റെ 8 ഇരട്ടിയില് കൂടുതല് പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ് സൂപ്പര്നോവ എന്ന ഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നു പോകുന്നത്.
സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനമുണ്ടാക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ തീവ്രത നിരവധി ആഴ്ചകളോളം (ചിലപ്പോള് മാസങ്ങളോളം) പ്രസ്തുത നക്ഷത്രം ഉള്ക്കൊള്ളുന്ന താരാപഥത്തിന്റെ പ്രകാശ തീവ്രതയെപോലും വെല്ലുന്നു. ഈ കുറഞ്ഞ സമയം കൊണ്ട് പ്രസ്തുത സൂപ്പര്നോവ, സൂര്യന് 100 കോടി വര്ഷം[1] കൊണ്ട് പുറത്തു വിടുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിനു സമാനമായ ഊര്ജ്ജം പുറത്തു വിടുന്നു. സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനത്തിനു കാരണമാകുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ 96 ശതമാനത്തോളം [2] പദാര്ത്ഥം ഉഗ്രസ്ഫോടനത്തിലൂടെ നഷ്ടമാകുന്നുവെന്ന് പഠനങ്ങള് സൂചിപ്പിപ്പിക്കുന്നു.
സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനം നടന്ന സ്ഥലത്തുനിന്നു പ്രകാശം ഭൂമിയിലെത്തുന്നതു വളരെയധികം ദൂരം സഞ്ചരിച്ചശേഷമാണ്. സ്ഫോടനം നടന്ന സ്ഥലത്തേക്കുള്ള ദൂരം അനുസരിച്ച് അതിന് അനേക വര്ഷങ്ങള് വേണ്ടി വന്നേക്കാം. അതിനാല് ഭൂമിയില് നാം സൂപ്പര്നോവസ്ഫോടനം ആദ്യമായി കാണുമ്പോള് യഥാര്ത്ഥത്തില് സ്ഫോടനം നടന്ന് വര്ഷങ്ങള് കഴിഞ്ഞിരിക്കാം. ഭൂമിയില് നമ്മള് പ്രസ്തുത സ്ഫോടനം എപ്പോള് കാണുന്നു എന്നതിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ് സൂപ്പര്നോവയ്ക്ക് പേരിടുന്നത്. പുരാതന കാലങ്ങളില് ഇത്തരം സൂപ്പര്നോവകള് ഏതോ ഗ്രഹത്തില് പുതിയ രാജാവിന്റെ പിറവി അല്ലെങ്കില് കിരീട ധാരണം തുടങ്ങിയ സംഭവങ്ങള് മൂലമാണെന്നു കരുതപ്പെട്ടിരുന്നു.
ആകാശഗംഗയുടെ വലുപ്പമുള്ള ഒരു താരാപഥത്തില് അമ്പതു വര്ഷത്തിലൊരിക്കല് ശരാശരി ഒരു സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനം [3] നടക്കുമെന്നാണു ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രാന്തരീയമാദ്ധ്യമത്തില് ഭാര മൂലകങ്ങള് വിതറുന്നതില് പ്രധാന പങ്കുവഹിക്കുന്നത് സൂപ്പര്നോവസ്ഫോടനമാണ്. അതോടൊപ്പം സ്ഫോടനമുണ്ടാകുമ്പോള് വികസിക്കുന്ന ആഘാത തരംഗങ്ങള് (shock waves) പുതു നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിറവിക്കും കാരണമാകുന്നു. [4]
[തിരുത്തുക] പേരിനു പിന്നില്
ലത്തീന് ഭാഷയില് നോവ എന്നാല് പുതിയത് എന്നാണ് അര്ത്ഥം. [5] ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില് നോവ എന്നത് ഖഗോളത്തില് പുതുതായി കാണപ്പെട്ട നക്ഷത്രത്തെയാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. വ്യത്യസ്തമായ ജ്യോതിശാസ്ത്രപ്രതിഭാസം വഴി പ്രകാശം വര്ദ്ധിക്കുന്ന സാധാരണ നോവകളില് നിന്ന് വേര്തിരിക്കാനാണ് ഒരു വയസ്സന് നക്ഷത്രം അതിന്റെ അവസാനഘട്ടത്തില് ഉഗ്രസ്ഫോടനത്തിന് കാരണമാവുന്നതിനെ സൂപ്പര് എന്ന് വിശേഷണം ചേര്ത്ത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. സൂപ്പര്നോവകള്ക്ക് സാധാരണ നോവകളെക്കാള് പ്രകാശതീവ്രത കൂടുതലാണ്.
[തിരുത്തുക] നിരീക്ഷണ ചരിത്രം
ചീനക്കാരായ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര് നാന്മെന് അസ്റ്റെറിസത്തില് (Nanmen asterism) (ആധുനിക നക്ഷത്ര രാശിയായ മഹിഷാസുരന് രാശിയുടെ ഭാഗമാണ് ഇത്) ഒരു പുതിയ നക്ഷത്രത്തെ കണ്ടതായി രേഖപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നു. ക്രി.വ. 185-ല് ആണ് ഈ രേഖപ്പെടുത്തല് നടന്നത് . മാസങ്ങളോളം തെളിഞ്ഞു കാണപ്പെട്ട ഇതായിരിക്കണം ചരിത്രത്തില് രേഖപ്പെടുത്തപ്പെട്ട ആദ്യത്തെ സൂപ്പര്നോവ നിരീക്ഷണം എന്ന് ഇന്ന് കരുതുന്നു. 21ആം നൂറ്റാണ്ടിലെ XMM-ന്യൂട്ടണ്, ചാന്ദ്ര എക്സ്-റേ ടെലിസ്കോപ്പ് എന്നീ ഉപഗ്രഹ ദൂരദര്ശിനികളിലെ എക്സ്-റേ ടെലസ്കോപ്പ് ഉപയോഗിച്ച് കണ്ടു പിടിച്ച നക്ഷത്രാവശിഷ്ടങ്ങള് (RCW 86) ക്രി.വ. 185-ല് കണ്ട സൂപ്പര്നോവയുടേതാണ് എന്ന് തെളിവുകള് സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അതിനാല് SN 185 എന്ന സൂപ്പര്നോവ ആണ് മനുഷ്യന് നിരീക്ഷിച്ചതും ചരിത്രത്തില് രേഖപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നതുമായ ആദ്യത്തെ സൂപ്പര്നോവ എന്ന് കരുതാം [6]. ഇന്നത്തെ പഠനങ്ങള് SN 185 8200 പ്രകാശവര്ഷം അകലെയാന്നെന്നും അതിന്റെ പ്രകാശം ക്രി.വ. 185-ല് ഭൂമിയില് എത്തിയിരിക്കാം എന്നും സൂചിപ്പിക്കുന്നു.
ക്രി.വ. 1054 ജൂലൈ 4 ന് ചൈനീസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഇടവം നക്ഷത്രരാശിയില് ഒരു അതിഥി നക്ഷത്രത്തെ കണ്ടതായി കണ്ടതായി ചരിത്രമുണ്ട്. ക്രി.മു. 532 മുതല് ക്രി.വ. 1064 വരെ വന്ന 75ഓളം അഥിതി നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ച് പ്രസ്താവിക്കുന്ന അഞ്ചോളം രേഖകള് ചൈനീസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടേതായി ഉണ്ട്. ഈ രേഖകളില് പറയുന്ന 1054-ല് വന്ന അതിഥി നക്ഷത്രം ഒരു സൂപ്പര്നോവ ആണെന്ന് ഈ രേഖകള് ഉദ്ധരിച്ച് സൈമണ് മിട്ടണ് പ്രസ്താവിക്കുന്നു.
1054 ല് കാണപ്പെട്ട നക്ഷത്രം വളരെ പ്രകാശമാനമായിരുന്നത്രെ. അതിന്റെ ദൃശ്യ കാന്തിമാനം -6 വരെ എത്തിയിരിക്കാം എന്നാണ് അനുമാനം. [7]. മറ്റു ചില രേഖകള് ഈ നക്ഷത്രം പൂര്ണ്ണ ചന്ദ്രന്റെ അത്ര പ്രകാശമുണ്ടായിരുന്നതായും 23 ദിവസം പ്രകാശിച്ചതായും [8] പറയുന്നു. ആ സൂപ്പര്നോവയുടെ ബാക്കി പത്രമാണ് ഇന്നത്തെ ക്രാബ് നെബുല.
[തിരുത്തുക] ഭീമന് നക്ഷത്രം സൂപ്പര് നോവ ആകുന്ന പ്രക്രിയ
ഒരു ഭീമന് നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില് അണുപ്രക്രിയകള് മൂലം ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നതോടെ കാമ്പിന്റെ എരിയല് അവസാനിക്കുന്നു. ന്യൂക്ലിയര് ബന്ധനോര്ജ്ജം (Nuclear Binding energy) ഏറ്റവും കൂടുതല് ഉള്ള മൂലകം ഇരുമ്പിന്റെ ഗ്രൂപ്പിലുള്ള മൂലകങ്ങള് ആണ്. (നിക്കല് ആണ് ഏറ്റവും കൂടുതല് ന്യൂക്ലിയര് ബന്ധനോര്ജ്ജം ഉള്ള മൂലകം)[9]. അണു സംയോജനം വഴി ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങള് ഉണ്ടാകുമ്പോള് ഊര്ജ്ജം പുറത്തു വിടുകയല്ല മറിച്ച് ഊര്ജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുകയാണ്[10]. അതിനാല് നക്ഷത്രങ്ങളില് അണുസംയോജനം വഴി ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങള് ഉല്പാദിപ്പിക്കുവാനും, അതു വഴി ഊര്ജ്ജം പുറത്തുവിടാനും പറ്റില്ല.
ഊര്ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുവാന് പറ്റാത്ത പ്രക്രിയ നടക്കുമ്പോള് നക്ഷത്രങ്ങളില് ഗുരുത്വാകര്ഷണം മേല്ക്കൈ നേടുന്നു. അതോടെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനില കുറയുകയും അണുസംയോജനം നടക്കാതാവുകയും ചെയ്യും. അതിനാല് നക്ഷത്രങ്ങളില് അണുസംയോജനം മൂലം ഇരുമ്പിനു മുകളില് ഉള്ള മൂലകങ്ങള് ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാന് കഴിയുകയില്ല.
കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീര്ന്ന ഒരു ഭീമന് നക്ഷത്രത്തില് ഊര്ജ്ജോല്പാദനത്തിനുള്ള ഒരേ ഒരു വഴി സങ്കോചം മൂലം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന താപം ആണ്.[അവലംബം ആവശ്യമാണ്] ഇപ്രകാരം സങ്കോചം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന താപം കാമ്പിലെ താപനില 5 X 109 K ആയി ഉയര്ത്തുന്നു. ഈ താപനില ഉണ്ടാക്കുന്ന ഗാമാ കിരണങ്ങള് ഇരുമ്പിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് ഗാമാ കണങ്ങളും മറ്റും ഉണ്ടാക്കുന്നു. ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് ഫോട്ടോ ഡിസിന്റഗ്രേഷന് (Photodisintegration) എന്നു പറയുന്നു. അതായത് ഉയര്ന്ന അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള് ഉന്നതോര്ജ്ജ ഫോട്ടോണുകളുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് അടിസ്ഥാനകണികകള് ആയ പ്രോട്ടോണ്, ന്യൂട്രോണ്, ആല്ഫാ കണങ്ങള് എന്നിവ ഒക്കെ പുറത്ത് വിട്ട് അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള് ആയി മാറുന്ന പ്രക്രിയ. ഇതു മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് അതീവ സാന്ദ്രമാവുകയും ഋണ ചാര്ജ്ജുള്ള ഇലക്ട്രോണുകള് ധന ചാര്ജ്ജുള്ള പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേര്ന്ന് ന്യൂട്രല് ചാര്ജ്ജുള്ള ന്യൂട്രോണുകള് ഉണ്ടാകുന്നു.
ഈ പ്രക്രിയയില് ന്യൂട്രോണിനോടൊപ്പം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂട്രിനോ എന്ന കണിക കാമ്പിലെ ഊര്ജ്ജം പുറത്തേക്ക് കൊണ്ട് പോകുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പ് തണുക്കുകയും സങ്കോചം വേഗത്തില് നടന്ന് കൂടുതല് ഇലക്ട്രോണുകള് പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേര്ന്നു കൂടുതല് ന്യൂട്രോണുകള് ഉണ്ടാവുന്നു. അങ്ങനെ കാമ്പിലെ ന്യൂട്രോണുകളുടെ എണ്ണം പിന്നേയും വര്ദ്ധിക്കുന്നു.
[തിരുത്തുക] കാമ്പ് ദൃഡമാകുന്നു
ഈ പ്രക്രിയകള് മൂലം ഒരു ഘട്ടത്തില് കാമ്പിലെ ന്യൂട്രോണിന്റെ സാന്ദ്രത അണുകേന്ദ്രത്തിലെ സാന്ദ്രതയോട് തുല്യമാകുന്നു. ഇങ്ങനെ അണുകേന്ദ്ര സാന്ദ്രതയോട് തുല്യമാകുന്ന ഘട്ടത്തില് കാമ്പ് വളരെ പെട്ടെന്ന് ഉറച്ച് ദൃഡമാകുന്നു. അതായത് കാമ്പിനെ സങ്കോചം വളരെ പെട്ടെന്ന് നിലയ്ക്കുന്നു. പെട്ടെന്നുള്ള ഈ പ്രക്രിയ മൂലം കാമ്പിന്റ്റെ പുറത്തുള്ള പാളികളിലേക്ക് അതി ശക്തമായ മര്ദ്ദതരംഗങ്ങള് പായുന്നു.
[തിരുത്തുക] മര്ദ്ദതരംഗങ്ങള് പുറത്തേക്ക് പായുന്നു
ഈ സന്ധിദ്ധ ഘട്ടത്തില് മുന്പു വിവരിച്ച പ്രക്രിയകള് മൂലമുള്ള കാമ്പിനെ തണുക്കല് മൂലം കാമ്പിന്റെ തണുക്കല് മൂലം കാമ്പിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള പാളികളിലെ പദാര്ത്ഥം പ്രകാശത്തിന്റെ 15% വരെ വേഗത്തില് കാമ്പിലേക്ക് അടുക്കും. ഇങ്ങനെ കാമ്പിലേക്ക് അടുക്കുന്ന പദാര്ത്ഥം, കാമ്പ് ഉറച്ച് ദൃഡമാകുന്നതു മൂലം പുറത്തേക്ക് വരുന്ന അതിശക്തമായ മര്ദ്ദതരംഗവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുന്നു. തല്ഫലമായി ഒരു നിമിഷാര്ത്ഥത്തിനുള്ളില് കാമ്പിലേക്ക് നീങ്ങി കൊണ്ടിരുന്ന പദാര്ത്ഥം, ഈ അതി ശക്തമയ മര്ദ്ദതരംഗം മൂലവും കാമ്പില് നിന്നു പുറത്തേക്ക് വരുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ അതി ശക്തമായ ഊര്ജ്ജ പ്രവാഹം മൂലവും നേരെ എതിര് ദിശയില് പുറത്തേക്ക് പായുന്നു.
[തിരുത്തുക] നക്ഷത്രം പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു
പുറത്തേക്ക് പായുന്ന തരംഗം സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ പുറം പാളികളുമായി സന്ധിക്കുന്നതു മൂലം അതിന്റെ വേഗത പിന്നേയും വര്ദ്ധിക്കുന്നു. കുറച്ച് മണിക്കൂറുകള്ക്കുള്ളില് ഈ മര്ദ്ദതരംഗം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തില് എത്തുകയും അതിന്റെ പുറം പാളികളെ അത്യുഗ്രമായ ഒരു സ്ഫോടനത്തില് പുറത്തേക്ക് ഭിന്നിപ്പിച്ചു കളയുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനം ഉണ്ടാക്കുന്ന പ്രക്രിയയില് 1046 J ഊര്ജ്ജം വരെ ഉണ്ടാകുന്നു. ഇപ്രകാരം ഒരു നക്ഷത്രത്തില് നടക്കുന്ന അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനത്തെയാണ് സൂപ്പര്നോവ എന്നു പറയുന്നത്.
സൂപ്പര് കമ്പ്യൂട്ടറുകള് ഉപയോഗിച്ചു നടത്തിയ പരീക്ഷണത്തില് ഒരു 25 M๏ നക്ഷത്രം അതിന്റെ 96% പദാര്ത്ഥം വരെ സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനത്തിലൂടെ ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടത്തേക്ക് തള്ളുന്നു എന്നു പഠനങ്ങള് തെളിയിക്കുന്നു.
[തിരുത്തുക] സൂപ്പര്നോവയുടെ ബാക്കിപത്രം
സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന അതി ഭീമമായ ഊര്ജ്ജം ന്യൂക്ലിയര് പ്രക്രിയകളുടെ ഒരു ശ്രേണിക്ക് തന്നെ തിരി കൊളുത്തുന്നു. ഊര്ജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതിനാല് നക്ഷത്ര കാമ്പില് ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാന് കഴിയാത്ത ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങള് ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാന് വേണ്ട ഊര്ജ്ജം സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനത്തില് നിന്നു ലഭ്യമാകുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പിന്റെ കത്തല് കൊണ്ട് ഉല്പാദിപ്പിക്കുവാന് സാധിക്കാത്ത ഇരുമ്പിനു മുകളില് ഉള്ള എല്ലാ മൂലകങ്ങളും സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു.
അതീവ ഊര്ജ്ജ പൂരിതമായ സൂപ്പര്നോവയുടെ മര്ദ്ദതരംഗങ്ങള് മാത്രമാണ് ഉയര്ന്ന മൂലകങ്ങളായ നാകം, ചെമ്പ്, വെളുത്തീയം, സ്വര്ണ്ണം, രസം, കറുത്തീയം തുടങ്ങിയവ സൃഷ്ടിക്കുന്നതിനുള്ള ഏക മാര്ഗ്ഗം.ഈ മൂലകങ്ങള് എല്ലാം ഇന്നു ഭൂമിയില് കാണപ്പെടുന്നുണ്ട്. അതിനാല് തന്നെ സൂര്യന് കേന്ദ്രമായ സൗരയൂഥത്തിന്റെ സൃഷ്ടിക്ക് ഒരു സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനത്തിന്റെ ആഘാതതരംഗങ്ങള് കാരണമായിരിക്കാം എന്ന് അനുമാനിക്കുന്നു, ഭൂമിയും നമ്മുടെ ഓരോരുത്തരുടേയും ശരീരം വരേയും മുന്പ് ജീവിച്ച് സൂപ്പര്നോവ ആയി മൃതിയടഞ്ഞ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങള് ഉള്ക്കൊള്ളുന്നു.[11]
[തിരുത്തുക] സൂപ്പര്നോവയ്ക്കു പേരിടുന്ന വിധം
സൂപ്പര്നോവയെ കണ്ടെത്തിയാല് ആ കണ്ടെത്തലിനെ കുറിച്ചുള്ള വിവരം അന്താരാഷ്ട്ര ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിയനു കീഴിലുള്ള സെന്ട്രല് ബ്യൂറോ ഫോര് അസ്ക്രോണിമിക്കല് ടെലഗ്രാംസിനു സമര്പ്പിക്കപ്പെടുന്നു. അവര് പ്രസ്തുത വിവരങ്ങള് പരിശോധിച്ച ശേഷം സൂപ്പര്നോവയ്ക്കു പേരിട്ടതിനു ശേഷം അതിന്റെ അറിയിപ്പ് പുറത്തു വിടുന്നു.
സെന്ട്രല് ബ്യൂറോ ഫോര് അസ്ക്രോണിമിക്കല് ടെലഗ്രാംസ് സൂപ്പര്നോവയ്ക്കു പേരിടുന്ന വിധം താഴെ വിവരിക്കുന്നു. സൂപ്പര്നോവയ്ക്ക് പേരിടുന്നത് പ്രസ്തുത സൂപ്പര് നോവയെ ഭൂമിയില് നമ്മള് ഏതു വര്ഷം ആദ്യമായി കണ്ടു എന്നതിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. അല്ലാതെ സ്ഫോടനം എപ്പോള് നടന്നു എന്നതിനെ ആധാരമാക്കി അല്ല.
[തിരുത്തുക] ഇപ്പോള് പേരിടുന്ന വിധം
[തിരുത്തുക] പേരിന്റെ ഒന്നാം ഭാഗം
ആദ്യമായി സൂപ്പര്നോവകള്ക്ക് എല്ലാം അതിന്റെ പേരിന്റെ മുന്നില് SN എന്നു ചേര്ക്കും.
[തിരുത്തുക] പേരിന്റെ രണ്ടാം ഭാഗം
രണ്ടാമതായി സൂപ്പര്നോവകള്ക്ക് എല്ലാം പേരിന്റെ ഒപ്പം പ്രസ്തുത സൂപ്പര്നോവ കണ്ടെത്തിയ വര്ഷവും ചേര്ക്കും. 1987-ല് കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പര്നോവയ്ക്ക് SN 1987, 2006-ല് കണ്ടെത്തിയതിനു SN 2006 എന്നിങ്ങനെ.
[തിരുത്തുക] പേരിന്റെ മൂന്നാം ഭാഗം
ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് സൂപ്പര്നോവകളെ കുറിച്ചുള്ള നിരന്തര ഗവേഷണത്തിലാണ്. എല്ലാ വര്ഷവും നൂറുകണക്കിനു പുതിയ സൂപ്പര്നോവകളെ നമ്മുടെ താരാപഥമായ ആകാശഗംഗയിലും മറ്റു സമീപതാരാപഥങ്ങളിലും കണ്ടെത്തുന്നു. നമ്മുടെ നിരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള് മെച്ചപ്പെടുന്നതു കൊണ്ട് ഓരോ വര്ഷവും കണ്ടെത്തുന്ന സൂപ്പര്നോവകളുടെ എണ്ണവും കൂടിക്കൊണ്ടിക്കുകയാണ്.
ഒരു വര്ഷം ആദ്യമായി കാണുന്ന സൂപ്പര്നോവയുടെ പേരിന്റെ ഒപ്പം A എന്നു ചേര്ത്തു. അപ്പോള് 2006-ല് ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പര്നോവയെ SN 2006A എന്നു വിളിച്ചു. രണ്ടാമതു കണ്ടെത്തിയതിനെ SN 2006B എന്നു വിളിച്ചു. മൂന്നാമതു കണ്ടെത്തിയതിനെ SN 2006C എന്നു വിളിച്ചു അങ്ങനെ.
പക്ഷെ അപ്പോള് ഒരു പ്രശ്നം ഉണ്ട്. ഒരു വര്ഷം 26 സൂപ്പര്നോവയെ കണ്ടെത്തി അതിനു SN 2006Z എന്നു പേരിട്ടു കഴിഞ്ഞാല് ഇങ്ങനെ പേരിടാനുള്ള അക്ഷരങ്ങള് കഴിഞ്ഞു. അപ്പോഴാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് സൂപ്പര്നോവകള്ക്കു പേരിടാന് പുതുവഴികള് തേടിയത്.
SN 2006Z നു ശേഷം കണ്ടെത്തുന്ന സൂപ്പര് നോവയ്ക്ക് (അതയത് ആ വര്ഷത്തെ 27ആമത്തെ സൂപ്പര്നോവയെ) SN 2006aa എന്നു പേര് വിളിച്ചു. 28ആമത്തെ സൂപ്പര്നോവയെ SN 2006ab എന്നു വിളിച്ചു.അങ്ങനെ ഈ ശ്രേണി aa,ab, ac........az വരെ. അതു കഴിഞ്ഞാല് ba,bb,bc...bz വരെ. അങ്ങനെ 182 സൂപ്പര്നോവകളെ കണ്ടെത്തിയാല് പിന്നെ g ശ്രേണി ആരംഭിക്കും. SN 2006ga, SN 2006gb.... എന്നിങ്ങനെ.
ചിലപ്പോള് ആദ്യം സൂപ്പര്നോവയായി നാമകരണം ചെയ്യപ്പെടുന്ന ചില ഖഗോളവസ്തുക്കള് പിന്നീട് വേറെ എന്തെങ്കിലും ഖഗോളവസ്തുകളാണ് എന്നു തിരിച്ചറിയപ്പെടാറുണ്ട്. അങ്ങേനെയുള്ള അവസരത്തില് അത്തരം വസ്തുക്കളെ സൂപ്പര്നോവകയുടെ പട്ടികയില് നിന്നു ഒഴിവാക്കും. പക്ഷെ അപ്പോള് നിലവിലുള്ള പട്ടിക പുനഃക്രമീകരിക്കില്ല. അത് നിലവിലുള്ള സംഖ്യയില് നിന്നു തന്നെ മുന്നോട്ട് എണ്ണും.
1885 മുതലാണ് ഈ രീതിയില് കണ്ടെത്തിയ വര്ഷവും അക്ഷരങ്ങളും ചേര്ത്ത് പേരിടീല് തുടങ്ങിയത്. അതിനു ശേഷം വര്ഷത്തില് ഒരു സൂപ്പര്നോവയെ മാത്രമേ കണ്ടെത്തിയുള്ളൂവെങ്കിലും സൂപ്പര്പ്പര്നോവയുടെ പേരില് വര്ഷത്തിനൊപ്പം അക്ഷരവും ചേര്ത്തു. (ഉദാ. SN 1885A, 1907A, തുടങ്ങിയവ). ഒറ്റ സൂപ്പര്നോവയെ മാത്രം കണ്ടെത്തിയ സംഭവം അവസാനമായി നടന്നതു 1947ല് ആണു. അതിനാല് ആ സൂപ്പര് നോവയ്ക്കു SN 1947A എന്നാണു പേര്.
[തിരുത്തുക] പഴയ കാലസൂപ്പര്നോവകളുടെ പേരുകള്
പഴയകാലത്തു കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പര്നോവകള് അവ കണ്ടെത്തിയ വര്ഷത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില് അറിയപ്പെടുന്നു. ഉദാ: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (ടൈക്കോയുടെ നോവ),SN 1604 (കെപ്ലറുടെ സൂപ്പര്നോവ).
[തിരുത്തുക] സൂപ്പര്നോവയുടെ വര്ഗ്ഗീകരണം
ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര് സൂപ്പര്നോവയെ കുറിച്ച് പഠിച്ച് അതിന്റെ സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ അവശോഷണ രേഖകളിലെ (absorption lines) വിവിധ മൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യം അടിസ്ഥാനമാക്കി അതിനെ വര്ഗ്ഗീകരിച്ചു.
ഹൈഡ്രജന് രേഖയുടെ സാന്നിദ്ധ്യമോ അസാന്നിദ്ധ്യമോ ആണ് വര്ഗീകരണത്തിനു ഉപയോഗിക്കുന്ന ആദ്യത്തെ മാനദണ്ഡം. സൂപ്പര്നോവയുടെ സ്പെക്ട്രത്തില് ഭൃശ്യപ്രകാശത്തിന്റെ ഭാഗത്ത് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് ഉണ്ടെങ്കില് അതിനെ Type II സൂപ്പര്നോവ എന്നും ഇല്ലെങ്കില് Type I സൂപ്പര്നോവ എന്നും വര്ഗീകരിച്ചിരിക്കുന്നു.
ഈ വര്ഗ്ഗീകരണത്തില് സ്പെക്ട്രത്തില് മറ്റുള്ള മൂലകങ്ങളുടെ രേഖകളുടെ സാന്നിദ്ധ്യവും സൂപ്പര്നോവയുടെ പ്രകാശ ഗ്രാഫിന്റെ (സൂപ്പര്നോവയുടെ ദൃശ്യകാന്തിമാനവും സമയവും തമ്മിലുള്ള ഗ്രാഫ്) രൂപവും അനുസരിച്ച് പിന്നേയും തരം തിരുവുകള് ഉണ്ട്. [12]
| വര്ഗ്ഗം | പ്രത്യേകതകള് |
|---|---|
| Type I | |
| Type Ia | ഹൈഡ്രജന്റെ അഭാവം. പീക്ക് ലൈനില് 615.0 nm-ല് അയണീകൃതമായ സിലിക്കന്റെ സാന്നിദ്ധ്യം. |
| Type Ib | അയണീകരിക്കപ്പെടാത്ത ഹീലിയത്തിന്റെ (He I) രേഖ 587.6 nm-ല്. 615 nm-നു സമീപം സിലിക്കന്റെ ശക്തമായ അവശോഷണ രേഖകള് ഇല്ല. |
| Type Ic | ഹീലിയം രേഖകള് ഇല്ല അല്ലെങ്കില് ദുര്ബലമാണ്. 615 nm-നു സമീപം സിലിക്കന്റെ ശക്തമായ അവശോഷണ രേഖകള് ഇല്ല. |
| Type II | |
| Type IIP | പ്രകാശ ഗ്രാഫില് ഒരു ഉന്നതതലം പ്രാപിക്കുന്നു. |
| Type IIL | പ്രകാശഗ്രാഫിന്റെ ഇറക്കം നേര്രേഖയിലൂടെ. (ദൃശ്യകാന്തിമാനവും സമയവും തമ്മിലുള്ള ഗ്രാഫ് നേര്രേഖ).[14] |
Type II സൂപ്പര്നോവയെ പിന്നേയും അതിന്റെ സ്പെക്ട്രം അനുസരിച്ച് പിന്നേയും തരം തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. മിക്കവാറും എല്ലാ Type II സൂപ്പര്നോവകളുടെ സ്പെക്ട്രത്തില് വളരെവീതിയിലുള്ള എമിഷന് രേഖകള് ആണു കാണുന്നത് (ഇതു സെക്കന്റില് ആയിരക്കണക്കിനു കിലോമീറ്റര് വേഗതയില് നടക്കുന്ന സൂപ്പര്നോവയുടെ വികാസത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു). പക്ഷെ വളരെ ചുരുക്കം എണ്ണം വീതി കുറവായ എമിഷന് രേഖകള് ഈണു കാണിക്കുന്നത്. ഇവയെ Type IIn സൂപ്പര്നോവ എന്ന വിഭാഗത്തിലാണു പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്. "n" എന്നതു "narrow" എന്ന വാക്കിന്റെ ചുരുക്കമാണ്. [13]
SN 1987K, SN 1993J തുടങ്ങിയ ചില സൂപ്പര് നോവകളുടെ തരം മാറി കൊണ്ടിരിക്കുന്നതായി കാണുന്നു. ആദ്യമാദ്യം ഹൈഡ്രജന് രേഖകള് കാണിക്കുമെങ്കിലും ആഴ്ചകള്ക്കോ മാസങ്ങള്ക്കോ ശേഷം ഹീലിയം രേഖകള് പ്രാമുഖ്യം നേടുന്നതായി കാണുന്നു. Type II, Type Ib എന്നീ തരങ്ങളുടെ പ്രത്യേകതകള് ഒരുമിപ്പിച്ചു പ്രദര്ശിപ്പിക്കുന്ന സൂപ്പര്നോവകളെ Type IIb വിഭാഗത്തിലാണു പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്.[13]
[തിരുത്തുക] നക്ഷത്രങ്ങള്ക്കിടയിലുള്ള സ്വാധീനം
[തിരുത്തുക] ഭാരമൂലകങ്ങളുടെ സ്രോതസ്സ്
ഓക്സിജനുമുകളില് ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങളുടെ പ്രധാന സ്രോതസാണ് സൂപ്പര്നോവകള്. അയണ്-56 നൂം അതിനു താഴെ ഭാരം കുറഞ്ഞ മൂലകങ്ങള് അണുസംയോജനം വഴിയും ഇരുമ്പിനു മുകളില് ഭാരം കൂടിയ മൂലകങ്ങള് ന്യൂക്ലിയോസിന്തസൈസ് വഴിയുമാണ് സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നത്. ഉയര്ന്ന ഊഷ്മാവിലും സാന്ദ്രമായ ന്യൂട്രോണുകളുടെ സാന്നിധ്യത്തിലും ദ്രുതഗതിയില് നടക്കുന്ന ന്യൂക്ലിയോസിന്തസൈസിന്റെ രൂപമായ ആര്-പ്രക്രിയ (r-process) നടക്കുന്ന സ്ഥലങ്ങളാണ് സൂപ്പര്നോവകള് എന്ന് തിരിച്ചറിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. ഈ പ്രക്രിയ ന്യൂട്രോണുകളാല് സമ്പുഷ്ടമായ അസ്ഥിരമായ അണുകേന്ദ്രങ്ങള് സൃഷ്ടിക്കുന്നു. ഇങ്ങനെ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നവ ബീറ്റാ ശോഷണം വഴി സ്ഥിരതയുള്ളവയായി മാറുകയാണ് ചെയ്യുക.
ടൈപ്പ് II സൂപ്പര്നോവകളില് നടക്കാന് സാധ്യതയുള്ള ആര്-പ്രക്രിയ ഇരുമ്പിനു ശേഷം വരുന്ന പ്ലൂട്ടോണിയം, യുറേനിയം, കാലിഫോര്ണിയം തുടങ്ങി മൂലകങ്ങളിലെ പകുതിയെണ്ണത്തിനേയും സൃഷ്ടിക്കുന്നു.[15] ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങളെ സൃഷ്ടിക്കാന് പ്രാപ്തമായ മറ്റൊരു പ്രക്രിയ എസ്.പ്രക്രിയ (s-process) മാത്രമാണ്, പ്രായം കൂടിയ ചുവന്ന ഭീമന് നക്ഷത്രങ്ങളില് നടക്കുന്ന് ഈ പക്രിയ വേഗത കുറഞ്ഞതും കറുത്തീയത്തിനു മുകളില് ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങളെ സൃഷ്ടിക്കാന് കഴിവുള്ളതുമല്ല.[16]
[തിരുത്തുക] നക്ഷത്രപരിണാമം
ഗാഢമായ ഒരു വസ്തുവും ആഘാതതരംഗങ്ങളാല് വികസിക്കുന്ന ദ്രവ്യത്തിന്റെ പാളികളുമാണ് സൂപ്പര്നോവയുടെ ശേഷമായുണ്ടാകുക. വികസിക്കുന്ന ഈ ദ്രവ്യത്തിന്റെ മേഘപാളികള് ചുറ്റുലുമുള്ള വസ്തുക്കളെ ദൂരേക്ക് തൂത്തുക്കൊണ്ട് പോകുന്നു, ഈ പ്രവര്ത്തനം ഏകദേശം രണ്ട് നൂറ്റാണ്ട് വരെ തുടരുന്നു. ഈ ദ്രവ്യമേഘങ്ങളുടെ പാളികള് പിന്നെയും വികസിക്കുകയു സാവധാനം തണുക്കുകയും ചുറ്റുമുള്ള പദാര്ത്ഥങ്ങളുമായി കൂടിച്ചേരുകയും ചെയ്യുന്നു, ഇത് ഏകദേശം 10,000 വര്ഷം വരെ നീണ്ടുനില്ക്കും ഈ പ്രക്രിയ.[17]
സാമാന്യ ജ്യോതിശാസ്തമനുസരിച്ച് ഹൈഡ്രജന്, ഹീലിയം എന്നിവയും കുറച്ചു അളവിലുള്ല ലിഥിയവുമാണ് മഹാവിസ്ഫോടത്തോടെ ഉണ്ടായ മൂലകങ്ങള്, ബാക്കിയുള്ള മൂലകങ്ങള് നക്ഷത്രങ്ങളിലും സൂപ്പര്നോവ പോലുള്ളവ വഴിയുമാണ് സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നത്. സൂപ്പര്നോവകള് ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്ര-ഇതര ഭാഗങ്ങളെ ലോഹമൂലകങ്ങളാല് സമ്പുഷ്ടമാക്കും.
ഇങ്ങനെ പുറത്തു വിടുന്ന മൂലകങ്ങള് ചുറ്റിലുമുള്ള നക്ഷത്രരൂപീകരണ മേഖലകളായ തന്മാത്രാ മേഘങ്ങളുടെ ഭാഗമാകും.[18] അതിനാല് തന്നെ ഒരോ തരം നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിന്റെയും ഘടകങ്ങള് നേരിയ വ്യത്യാസം ഉണ്ടായിരിക്കുന്നതാണ്, ഇത് ശുദ്ധമായ ഹൈഡ്രജന്റെയും ഹീലിയത്തിന്റെയും മിശ്രിതം മുതല് ലോഹങ്ങളാല് സമ്പുഷ്ട്മായ മിശ്രിതം വരെയാകാം. ബഹിരാകാശത്തിലുടനീളം ഭാരമൂലകങ്ങളുടെ വിതരണത്തില് മുഖ്യമായ പങ്ക് വഹിക്കുന്നവയാണ് സൂപ്പര്നോവകള്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതത്തില് സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നവയാണ് നക്ഷത്രരൂപീകരണത്തോടെ ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭാഗമാകുന്ന മൂലക മിശ്രിതങ്ങള്, അതുപൊലെ അതിനെ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ഗ്രഹങ്ങള് ഉണ്ടായിതീരുന്നതിലും.
സൂപ്പര്നോവയുടെ ഫലമായി വികസിക്കുന്ന അതിന്റെ അവശിഷ്ടങ്ങളുടേ ഗതികോര്ജ്ജം ബഹിരാകാശത്ത് ചുറ്റിലുമുള്ള ഗാഢമായ തന്മാത്ര മേഘങ്ങളില് സമ്മര്ദ്ദം ചെലുത്തുന്നതിന്റെ ഫലമായി നക്ഷത്രരൂപീകരണത്തിനു കാരണമായേക്കാം.[19] പ്രക്ഷുബ്ദമായ തരത്തിലുള്ള മര്ദ്ദമാണ് ഉണ്ടാകുന്നതെങ്കില് മേഘത്തില് നടക്കുന്ന നക്ഷത്രരൂപീകരണത്തെ പ്രതികൂലമായും ബാധിക്കാനിടയുണ്ട്.[20]
കുറഞ്ഞ ദൈര്ഘ്യമുള്ള റേഡിയോആക്റ്റിവ് ഐസോടോപ്പുകളുടെ ഫലമായുണ്ടാകുന്ന പദാര്ത്ഥങ്ങളുടെ പഠനത്തില് നിന്നും മനസിലാകുന്നത് 450 കോടി വര്ഷം മുന്പ് സമീപത്തെവിടെയോ നടന്ന സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനം സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഘടക പദാര്ത്ഥങ്ങളെ നിര്ണ്ണയിക്കുന്നതില് പങ്കുവഹിച്ചിരുന്നു എന്നാണ്, അതുപോലെ സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണത്തിലും.[21] ജ്യോതിര്കാലയളവുകള് മുന്പ് സൂപ്പര്നോവ ഫലമായുണ്ടായ ഭാരമൂലകങ്ങള് ഭൂമിയിലെ ജീവനു കാരണമായ രാസപദാര്ത്ഥങ്ങള്ക്ക് കാരണമായിരിക്കണം.
[തിരുത്തുക] ഭൂമിക്ക് മേലുള്ള ആഘാതം
ഭൂമിയുടെ ജൈവമണ്ഡലത്തെ കാര്യമായി ബാധിക്കാവുന്ന 100 പ്രകാശവര്ഷങ്ങളില് കുറച്ചുകുറഞ്ഞ ദൂരത്തുവെച്ച് നടക്കുന്ന സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനങ്ങളെയാണ് സമീപ സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനങ്ങള് എന്നത് കൊണ്ടുദ്ദേശിക്കുന്നത്. സൂപ്പര്നോവയില് നിന്നും വരുന്ന ഗാമാ കിരണങ്ങള് ഉന്നതതല അന്തരീക്ഷത്തില് ഒരു രാസപ്രക്രിയയ്ക്ക് രൂപം നല്കുകയും അന്തരീക്ഷത്തിലെ തന്മാത്ര രൂപത്തിലുള്ള നൈട്രജനെ നൈട്രജന് ഓക്സൈഡാക്കിമാറ്റുകയും ചെയ്യും, ഇത് ഓസോണ് പാളിയെ നശിപ്പിക്കുകയും മാരകമായ സൗര, കോസ്മിക് കിരണങ്ങള് ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിലെത്തുവാന് കാരണമായി തീരുകയും ചെയ്യും. ഇത്തരത്തിലൊന്നാണ് ഓര്ഡോവിഷിയന് നാശത്തിനു (Ordovician extinction) കാരണമായിതീര്ന്നതെന്ന് അനുമാനിക്കുന്നു, ആ നാശത്തില് സമുദ്രജീവികളില് 60 ശതമാനവും നശിച്ചുപോയതായി കണക്കാക്കുന്നു.[22] ഭൂമിയിലെ പാറകളിലെ സമാന്തരപാളികളിലായ അവസ്ഥയില് ലോഹ ഐസോടോപ്പുകളുടെ രൂപത്തില് മുന്പ് നടന്ന സൂപ്പര്നോവകളുടെ മുദ്രകള് ഭൂമിയില് കണപ്പെടുമെന്നാണ് 1996 ല് മുന്നോട്ട് വച്ച സിദ്ധാന്തം സമര്ത്ഥിക്കുന്നത്. കൂടാതെ ശാന്തസമുദ്രത്തിന്റെ ആഴങ്ങളിലുള്ള പാറകളില് അയണ്-60 ന്റെ സാന്നിദ്ധ്യമുണ്ടെന്ന് റിപ്പോര്ട്ടുകളുണ്ടായിട്ടുണ്ട്.[23][24][25]
ടൈപ്പ് Ia സൂപ്പര്നോവയാണ് കൂടുതല് അപകടകാരി. കാരണം ടൈപ്പ് Ia സൂപ്പര്നോവ ഉണ്ടാകുന്നത് മങ്ങിയതും സാധാരണമായതുമായ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരില് നിന്നാണ്. ഇതുവരെ പഠനവിധേയമാക്കാത്തതും പ്രതീക്ഷിക്കാത്തതുമായ നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളില് നിന്ന് ഈ തരത്തില്പ്പെട്ട് സൂപ്പര്നോവ ഉണ്ടാകാന് സാധ്യതയുണ്ട്. ഒരു സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് ടൈപ്പ് Ia സൂപ്പര്നോവ ഭൂമിയെ ബാധിക്കണമെങ്കില് അത് ആയിരം പാര്സെകിനുള്ളില് (3300 പ്രകാഷവര്ഷങ്ങള്) ഉണ്ടാകണമെന്നാണ്,[26] ഇതിനു സാധ്യതയുള്ള ഏറ്റവു അടുത്ത നക്ഷത്രം IK പെഗാസി (IK Pegasi, താഴെ കാണുക) ആണ്.[27] അടുത്തുനടത്തിയ ചില കണക്കുകൂട്ടലുകള് പ്രകാരം എട്ട് പാര്സെകിനു (26 പ്രകാശവര്ഷങ്ങള്) കുറച്ചു കുറഞ്ഞ ദൂരത്തില് നടക്കുന്ന ടൈപ്പ് II സൂപ്പര്നോവ കാരണമായി ഭൂമിയുടെ ഓസോണ് പാളി പകുതിയും നശിച്ചുപോകുമെന്നാണ്.[28]
[തിരുത്തുക] സൂപ്പര്നോവ ആകാന് സാധ്യതയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്
ആകാശഗംഗയിലെ ചില ഭീമന് നക്ഷത്രങ്ങള് ചുരുങ്ങിയ കാലം കൊണ്ട് (ആയിരക്കണക്കിന് വര്ഷങ്ങള് മുതല് ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വര്ഷങ്ങള് വരെ) സൂപ്പര്നോവ ആകാന് സാധ്യതയുള്ളവയാണ്. ഈറ്റ കരിന (ഓരായം രാശി), തിരുവാതിര (ശബരന് രാശി), ചിത്തിര (കന്നി രാശി), തൃക്കേട്ട (വൃശ്ചികം രാശി), ρ Cas, RS Oph, U Sco, VY CMa, KPD1930+2752, HD 179821, IRC+10420 മുതലായവ ഇത്തരത്തിലുള്ളവയാണ്.
ഭാദ്രപദം രാശിയിലെ IK പെഗാസി (IK Pegasi (HR 8210)) ആണ് സൂപ്പര്നോവയാകാന് സാധ്യതയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് നമുക്ക് ഏറ്റവുമടുത്തുള്ളത്. 150 പ്രകാശവര്ഷമാണ് സൂര്യനില് നിന്നുള്ള ഇതിന്റെ ദൂരം. സൂര്യന്റെ 1.15 ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള ഒരു വെള്ളക്കുള്ളനും 31 ദശലക്ഷം കിലോമീറ്റര് മാത്രം ദൂരെ ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രവുമാണ് ഈ ഇരട്ട നക്ഷത്രത്തിലുള്ളത്. ടൈപ് Ia സൂപ്പര്നോവയാകാനാവശ്യമായ പിണ്ഡം വെള്ളക്കുള്ളന് കൈവരിക്കാന് ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വര്ഷങ്ങളെടുക്കുമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു.
[തിരുത്തുക] ഇതും കാണുക
[തിരുത്തുക] അവലംബം
- ↑ F. W. Giacobbe (2005). "How a Type II Supernova Explodes". Electronic Journal of Theoretical Physics 2 (6): 30–38. Retrieved on 2007-08-03.
- ↑ Introduction to Supernova Remnants. NASA Goddard Space Flight Center (July 27, 2006). ശേഖരിച്ചത് 2006-09-07.
- ↑ "Integral identifies supernova rate for Milky Way", European Space Agency, January 4, 2006. ശേഖരിച്ചത് 2007-02-02.
- ↑ Allen, Jesse (February 02, 1998). Supernova Effects. NASA. ശേഖരിച്ചത് 2007-02-02.
- ↑ [http:/library.thinkquest.org/26220/stars/extras/novaandsupernova.html thinkquest.org]. thinkquest.org.
- ↑ http://apod.nasa.gov/apod/ap060928.html
- ↑ http://www.seds.org/messier/more/m001_sn.html
- ↑ http://www.seds.org/messier/more/m001_sn.html#mitton1978
- ↑ http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/nucene/nucbin.html
- ↑ http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/nucene/nucbin.html#c2
- ↑ http://www.psrd.hawaii.edu/May03/SolarSystemTrigger.html
- ↑ E. Cappellaro, M. Turatto (August 08, 2000). "Supernova Types and Rates". Influence of Binaries on Stellar Population Studies, Brussels, Belgium: Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. Retrieved on 2006-09-15.
- ↑ 13.0 13.1 13.2 Montes, M. (February 12, 2002). സൂപ്പര്നോവയുടെ വര്ഗ്ഗീകരണം. Naval Research Laboratory. ശേഖരിച്ചത് 2006-11-09.
- ↑ J. B. Doggett, D. Branch (1985). "A Comparative Study of Supernova Light Curves". Astronomical Journal 90: 2303–2311. Retrieved on 2007-02-01.
- ↑ Qian, Y.-Z.; Vogel, P.; Wasserburg, G. J. (1998). "Diverse Supernova Sources for the r-Process". The Astrophysical Journal 494 (1): 285–296. DOI:10.1086/305198. Retrieved on 2007-02-01.
- ↑ Gonzalez, G.; Brownlee, D.; Ward, P. (2001). "The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution" (PDF). Icarus 152: 185–200. DOI:10.1006/icar.2001.6617. Retrieved on 2007-02-01.
- ↑ Introduction to Supernova Remnants. High Energy Astrophysics Science Archive Research Center, NASA (HEASARC) (2006-09-07). ശേഖരിച്ചത് 2006-10-20.
- ↑ Kulyk, Christine L. (2006-06-19). Explosive Debate: Supernova Dust Lost and Found. space.com. ശേഖരിച്ചത് 2006-12-01.
- ↑ Preibisch, T.; Zinnecker, H. (2001). "Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2)". ASP Conference Proceedings, From Darkness to Light: Origin and Evolution of Young Stellar Clusters 243, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. Retrieved on 2009-01-05.
- ↑ Krebs, J.; Hillebrandt, W. (1983). "The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds". Astronomy and Astrophysics 128 (2): 411–419. Retrieved on 2007-02-01.
- ↑ Taylor, G. Jeffrey (2003-05-21). Triggering the Formation of the Solar System. Planetary Science Research. ശേഖരിച്ചത് 2006-10-20.
- ↑ Melott, A. et al. (2004). "Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?". International Journal of Astrobiology 3 (2): 55–61. DOI:10.1017/S1473550404001910. Retrieved on 2007-02-01.
- ↑ "Researchers Detect 'Near Miss' Supernova Explosion", University of Illinois College of Liberal Arts and Sciences, Fall/Winter 2005–2006, pp. 17. ശേഖരിച്ചത് 2007-02-01.
- ↑ Knie, K. et al. (2004). "60Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source". Physical Review Letters 93 (17): 171103–171106. DOI:10.1103/PhysRevLett.93.171103.
- ↑ Fields, B. D.; Ellis, J. (1999). "On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova". New Astronomy 4: 419–430. DOI:10.1016/S1384-1076(99)00034-2. Retrieved on 2007-02-01.
- ↑ Richmond, Michael (2005-04-08). Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? (TXT). ശേഖരിച്ചത് 2006-03-30.—see section 4.
- ↑ Gorelick, Mark (March 2007). "The Supernova Menace". Sky & Telescope.
- ↑ Gehrels, Neil; Laird, Claude M. et al. (2003-03-10). "Ozone Depletion from Nearby Supernovae". Astrophysical Journal 585: 1169–1176. DOI:10.1086/346127. Retrieved on 2007-02-01.
[തിരുത്തുക] കൂടുതല് വായനയ്ക്ക്
- Filippenko, Alexi V. (1997). "Optical Spectra of Supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 35: 309–355. DOI:10.1146/annurev.astro.35.1.309. — an article describing spectral classes of supernovae.
- Hillebrandt, Wolfgang; Hans-Thomas Janka and Ewald Müller (October 2006). "How to Blow Up a Star". Scientific American 295 (4): 42–49.
- Woosley, Stan; Hans-Thomas Janka (December 2005). "The Physics of Core-Collapse Supernovae" (PDF). Nature Physics 1 (3): 147–154. DOI:10.1038/nphys172. — (link is to a pre-print of the article submitted to Nature)
- Hans Bethe (September 1990). "SUPERNOVAE. By what mechanism do massive stars explode?" (PDF). Physics Today 43 (9): 24–27.
- K. Takahashi, K. Sato, A. Burrows, T. A. Thompson (2003). "Supernova Neutrinos, Neutrino Oscillations, and the Mass of the Progenitor Star" (PDF). Physical Review D 68 (11): 77–81. Retrieved on 2006-11-28. — Another good review of supernova events.
- A popular-science account is included in Ken Croswell's The Alchemy of the Heavens.
[തിരുത്തുക] പുറത്തേക്കുള്ള കണ്ണികള്
- List of Supernovae-related Web pages.
- RSS news feed (RSS). The Astronomer's Telegram. ശേഖരിച്ചത് 2006-11-28.
- D. Yu. Tsvetkov, N. N. Pavlyuk, O. S. Bartunov, Yu. P. Pskovskii. Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalogue. Sternberg Astronomical Institute, Moscow University. ശേഖരിച്ചത് 2006-11-28. — a searchable catalog.
- An mpeg animation of a simulated supernova explosion
- A movie explaining the supernova process using Lite Brite diagrams
- A feature from National Geographic
- Anonymous (January 18, 2007). BoomCode. WikiUniversity. ശേഖരിച്ചത് 2007-03-17. — Boom Code — Professional-grade type II supernova simulator on Wikiversity.
|
|||||||||||||||||
