సూపర్ నోవా
సూపర్ నోవా : సూపర్నోవా సాధారణ నోవా కన్నా అతిశక్తిమంతమైన పేలుడు. సూపర్నోవా ఒక్కసారిగా విడుదల చేసే శక్తి వల్ల ఒక్కసారిగా మొత్తం గెలాక్సీ కంటే ఎక్కువ వెలిగిపోతుంది. తర్వాత కొన్ని వారాల నుండి కొన్ని నెలలలోపు మొత్తంగా ఆరిపోతుంది. ఈ సమయంలో అది సూర్యుడు తన జీవితకాలం మొత్తంలో విడుదల చేసే శక్తి కన్నా ఎక్కువ శక్తి విడుదల చేస్తుంది. ఈ పేలుడు వల్ల నక్షత్రంలోని పదార్థం అంతా 30,000కి.మీ/సె వేగంతో (కాంతి వేగంలో పదో వంతు) అన్నివైపులకి విసిరివేయబడి, అంతరిక్షంలో ఒక అలజడి తరంగాన్ని (shock wave) సృష్టిస్తుంది.
సూపర్నోవాలు - రకాలు
[మార్చు]సూపర్నోవాలు చాలా రకాలు.
చాలా పెద్ద నక్షత్రాలు వాటిలోని ఇంధనం అయిపోయిన తర్వాత కేంద్రకసంలీనం ద్వారా శక్తిని విడుదల చేయడం ఆపివేసిన తర్వాత, గురుత్వ సంకోచం కారణంగా న్యూట్రాన్ నక్షత్రంగానో, కాలబిలం గానో మారి, వాటిలోని గురుత్వ స్థితిజ శక్తి నక్షత్రం పై పొరలను వేడెక్కించి పేల్చివేయడం వల్ల సూపర్ నోవాలుగా మారతాయి.
కొన్ని మరుగుజ్జు నక్షత్రాలు వాటి సహనక్షత్రం నుండి పదార్థాన్ని గ్రహించి కర్బన సంలీనానికి సరిపడినంత కేంద్రక ఉష్ణోగ్రతని పెంచుకొని, అదుపులేని కర్బన సంలీనం వల్ల పేలిపోయి సూపర్ నోవాలుగా మారతాయి.
సూర్యుడిలాంటి చిన్న నక్షత్రాలు మరుగుజ్జు నక్షత్రాలుగా మారతాయి కానీ సూపర్నోవాలుగా మారవు.
పాలపుంతలో 1604 నుండి సూపర్నోవాలను గమనించకపోయినప్పటికీ, సూపర్ నోవా శకలాల విశ్లేషణని బట్టి సగటున ప్రతి 50 సం.లకు ఒక సూపర్నోవా సంభవిస్తుందని అంచనా. అంతరిక్షంలో భార మూలకాల సృష్టిలో సూపర్నోవాలు ప్రముఖ పాత్ర పోషిస్తాయి. అవి సృష్టించే అలజడి తరంగం కొత్త నక్షత్రాల పుట్టుకకి కారణం అవుతుంది.
వీక్షణ చరిత్ర
[మార్చు]
మొట్టమొదట రికార్డు చేయబడ్డ సూపర్నోవా చైనా ఖగోళవేత్తలచే సా.శ..185లో గుర్తించబడిన SN185. అత్యంత ప్రకాశవంతమైన సూపర్నోవా, ఇస్లామిక్ ఖగోళ వేత్తలచే గుర్తించబడిన SN1006. ఎక్కువ మందిచే గమనించబడ్డ సూపర్నోవా క్రాబ్ నెబ్యులాని సృష్టించిన SN1054. సాధారణ కంటితో గమనించిన చివరి సూపర్నోవాలు SN1572, SN1604 ఖగోళ శాస్త్రంపై చాలా ప్రభావాన్ని చూపాయి; చంద్రుడు, గ్రహాల తర్వాతి విశ్వం మార్పులేనిదనే అరిస్టాటిల్ వాదాన్ని ప్రశ్నించడానికి బలమైన కారణం అయ్యాయి. జోహాన్స్ కెప్లర్ 1604 అక్టోబరు 17 నుండి SN1604 ను గమనించడం ప్రారంభించాడు. ఆ తరంలో రెండవ సూపర్నోవా SN1572 ను టైకోబ్రాహీ గమనించాడు.
టెలిస్కోప్ ఆవిష్కరణ తర్వాత ఇతర గేలక్సీ ల లోని సూపర్నోవాలను గమనించడం సాధ్యపడింది. 1885లో ఆండ్రోమెడా గెలాక్సీలోని ఎస్.ఆండ్రోమెడే సూపర్నోవాని గమనించారు.
సూపర్నోవాలు అంతరిక్ష దూరాలకు సంబంధించిన ముఖ్యమైన సమాచారాన్ని అందిస్తాయి. ఇరవయ్యవ శతాబ్దంలో రకరకాల సూపర్నోవాలను అర్థం చేసుకున్న కొద్దీ నక్షత్రాల సృష్టిలో సూపర్నోవాల పాత్రను శాస్త్రవేత్తలు వివరించగలిగారు. అమెరికా ఖగోళవేత్తలు రుడోల్ఫ్ మిన్కౌన్స్కీ, ఫ్రిట్ఝ్ జ్విక్కీ 1941లో సూపర్నోవా వర్గీకరణను మొదలు పెట్టారు.
సూపర్నోవాలను అంతరిక్ష దూరాలను కొలిచే అంతరిక్ష క్యాండిల్స్ గా వాడవచ్చని 1960లో కనుగొన్నారు. ఇటీవల చాలాదూరంగా ఉన్న సూపర్నోవాలు ఊహించినదాని కన్నా తక్కువ కాంతివంతంగా ఉండటం గమనించారు. ప్రస్తుతం విశ్వం వ్యాకోచిస్తుందనే వాదాన్ని ఇది బలపరుస్తుంది.
కాసియోపియా-ఏ అనే సూపర్నోవా పేలుడు తేదీని కాంతి ప్రతిధ్వని ఆధారంగా నిర్ధారించారు. సూపర్నోవా శకలాలో ఒకటైన RXJ852.0-4622 వయస్సుని గామా కిరణ ఉద్గారాల ఆధారంగా, టైటానియం-44 క్షీణత ఆధారంగా నిర్ధారించారు.
అంటార్కిటికాలో 2009 లో మంచులో కనుగొన్న నైట్రేట్ నిక్షిప్తాలు కూడా గత సూపర్నోవాల కాలానికి సరిగ్గా సరిపోయాయి.
సూపర్నోవా పేలుళ్ళని కంప్యూటర్లలో పునఃసృష్టించడానికి కొత్త పద్ధతులు తయారు చేస్తున్నారు.
ఆవిష్కరణ
[మార్చు]సూపర్నోవాలను కూడా సాధారణ నోవాలలో ఒక రకంగా భావించి, వాల్టర్ బాడే, ఫ్రిట్జ్ జ్విక్కీ మౌంట్ విల్సన్ వేధశాల నుండి గమనించారు. "సూపర్నోవా" అనే పేరుని మెదటగా 1931లో కాల్టెక్ వద్ద ఇచ్చిన ఉపన్యాసాలలో బాడే, జ్విక్కీ ఉపయోగించారు. సూపర్నోవాలు అంతరిక్షంలో కొంత అరుదైన సంఘటనలు కాబట్టి వాటి గురించి సరైన సమాచారం కొరకు అనేక గెలాక్సీలను పద్ధతిగా గమనించటం అవసరం.
ఇతర గెలాక్సీలలోని సూపర్నోవాలను కచ్చితంగా గుర్తించటం కష్టం. మామూలుగా గమనించేటప్పటికే అవి మొదలైపోయి ఉంటాయి. సూపర్నోవాల ముఖ్య ఉపయోగం స్టాండర్డ్ క్యాండిల్స్ లాగా. కాబట్టి వాటి అత్యంత ప్రకాశాన్ని గుర్తించడం అవసరం. కాబట్టి వాటిని ఆ స్థితికి చేరకముందే గుర్తించాలి.
దగ్గరగా ఉన్న గెలాక్సీలను సాధారణ టెలిస్కోప్ తో గమనించి పాత చిత్రాలతో పోల్చిచూడటం ద్వారా సూపర్నోవాలను గుర్తించడంలో శాస్త్రవేత్తలతోపాటు ఔత్సాహిక ఖగోళవేత్తలు కూడా ముఖ్యపాత్ర పోషించారు.
ఇరవయ్యవ శతాబ్దం చివరలో కంప్యూటర్ చేత నియంత్రించబడే టెలిస్కోపుల ద్వారా సూపర్నోవాల వేట కొనసాగించారు. ఇటువంటివి ఔత్సాహిక ఖగోళవేత్తలచే ఎక్కువగా ఉపయోగింపబడినప్పటికీ, నిపుణులకోసం కట్జ్ మాన్ ఆటోమాటిక్ ఇమేజింగ్ టెలిస్కోప్ వంటివి కూడా ఉన్నాయి.
ఈ మధ్య న్యూట్రినో డిటెక్టర్ నెట్‌వర్క్ ను ఉపయోగించి పాలపుంతలో సూపర్నోవాలను ముందుగానే గుర్తించే ప్రాజెక్ట్ మొదలైంది. సూపర్నోవా పేలుడులో న్యూట్రినో కణాలు పెద్ద సంఖ్యలో వెలువడతాయి. వాటిని అంతరిక్షం లోని వాయువులు, దుమ్ము పెద్దగా పీల్చుకోవు. వాటి ఆధారంగా సూపర్నోవాలను గుర్తిస్తారు.
సూపర్నోవాలను వెతకటం రెండు రకాలు: దగ్గరగా జరిగే పేలుళ్ళను గుర్తించడం, దూరంగా జరిగే పేలుళ్ళను గుర్తించడం. విశ్వవ్యాకోచం వల్ల సగటున దూరంగా ఉండే వస్తువులు, దగ్గరగా ఉండే వస్తువుల కన్నా వేగంగా వెళ్ళిపోతున్నాయి కాబట్టి దూరంగా ఉండే సూపర్నోవాల నుండి వచ్చే కాంతి తరంగాలలో రెడ్ షిఫ్ట్/డాప్లర్ షిఫ్ట్ ఎక్కువ. సూపర్నోవాల నుండి వచ్చే కాంతి తరంగాలను గమనించడం ద్వారా ఎక్కువ దూరంగా ఉండే సూపర్నోవాలను గుర్తిస్తారు. ఇవి స్టాండర్డ్ క్యాండిల్స్ లాగా ఉపయోగపడతాయి. వీటిని హబుల్ డయాగ్రమ్స్ తయారు చెయ్యడానికి, విశ్వంలో భవిష్యత్తులో వచ్చే మార్పులని గుర్తించడానికి ఉపయోగిస్తారు.
తక్కువ దూరంలో ఉన్న సూపర్నోవాలను, వాటి భౌతిక, వాతావరణ పరిస్థితులను వర్ణపట అధ్యయనం ద్వారా గుర్తిస్తారు.
నామకరణం
[మార్చు]
సూపర్నోవా ఆవిష్కరణలు ఇంటర్నేషనల్ ఆస్ట్రనామికల్ యూనియన్ వారి సెంట్రల్ బ్యూరో ఆఫ్ ఆస్త్రనామికల్ టెలిగ్రామ్స్ కి పంపబడతాయి. అది ఆ సూపర్నోవాకి ఇచ్చిన పేరుతో సర్క్యులర్ విడుదల చేస్తుంది. ప్రతి సూపర్నోవాకి SN తర్వాత అది కనిపెట్టబడిన సంవత్సరం, తర్వాత ఒకటి లేదా రెండు ఇంగ్లీషు అక్షరాలు ఉంటాయి. ఒక సంవత్సరంలో కనిపెట్టిన మొదటి 26 సూపర్నోవాలకు A నుండి Z వరకు ఇవ్వబడతాయి. తర్వాత వాటికి ఇంగ్లీష్ చిన్న అక్షరాలు aa, ab, .. ఇవ్వబడతాయి. ఉదాహరణకి SN2003Cని 2003లో కనిపెట్టిన మూడవ సూపర్నోవాగా చెప్పవచ్చు. 2005 లో కనుగొన్న చిట్టచివరి సూపర్నోవా SN2005nc, అంటే ఆ సంవత్సరంలోని 257వ సూపర్ నోవా. 2006 లో కనిపించిన సూపర్‌నోవాకు 2006జివై అని పేరు పెట్టారు. 2000సం. నుండి ప్రతి సంవత్సరం కొన్ని వందల సూపర్నోవాలను కనుగొంటున్నారు. చారిత్రకంగా పాత సూపర్నోవాలను కేవలం వాటి సంవత్సరం ఆధారంగా పేర్కొంటున్నారు. SN185, SN1006, SN1054, SN1572 (టైకో నోవా), SN1604 (కెప్లర్ నోవా). 1885 నుండి సూపర్నోవాలను అదనపు అక్షరంతో పేర్కొంటున్నారు, ఆ సంవత్సరంలో ఒకేఒక్క సూపర్నోవాను కనుగొన్నా సరే. ఉదా: SN1885A, SN1907A. ఇది చివరి సారిగా SN1987A తో జరిగింది. 1987 వరకు రెండు అక్షరాల పేర్లు చాలా అరుదుగా అవసరం ఉండేవి. కానీ తర్వాత నుండి ప్రతీ సంవత్సరం వాడబడుతున్నాయి.
వర్గీకరణ
[మార్చు]వర్ణపటం లోని వివిధ మూలకాల శోషణ రేఖల ఆధారంగా సూపర్నోవాలను వర్గీకరించారు.వర్ణపటంలో హైడ్రొజను శోషణ రేఖలు లేకపోతే అది మొదటి రకం సూపర్నోవా, ఉంటే అది రెండవరకం సూపర్నోవా. ఇతర మూలకాల శోషణ రేఖల ఆధారంగా, కాంతి వక్రాల ఆధారంగా అవి ఉపవర్గాలుగా విభజించబడ్డాయి.
| వర్గం | లక్షణాలు |
|---|---|
| వర్గం I | |
| వర్గం Ia | హైడ్రొజను శోషణ రేఖలు ఉండవు, అయనీకరణం చెందిన సిలికాన్ (Si II) రేఖ 615నా.మీ. వద్ద. దాదాపు పూర్తి కాంతివంతంగా ఉంటుంది. |
| వర్గం Ib | అయనీకరణం చెందని హీలియం (He I) రేఖ 587.6 నా.మీ. వద్ద |
| వర్గం Ic | బలహీనమైన లేదా అసలు లేని హీలియం రేఖ 615 నా.మీ వద్ద |
| వర్గం II | |
| వర్గం IIP | కాంతి వక్రం అత్యున్నత స్థాయి నుండి ఒకేసారి పడిపోతుంది. |
| వర్గం IIL | కాంతి వక్రం కాలంతో పాటు రేఖీయంగా పడిపోతుంది.[2] |
రెండవ రకం సూపర్నోవాలు వాటి వర్ణపటాల ఆధారంగా ఇతర రకాలుగా వర్గీకరించబడ్డాయి. రెండవ రకం సూపర్నోవాలు చాలావరకు వెడల్పైన ఉద్గార రేఖలు కలిగి ఉన్నాయి. ఇవి సెకనుకి కొన్ని వేల కిలోమీటర్ల వేగంతో జరిగే వ్యాకోచాన్ని సూచిస్తాయి. కొన్ని వీటితో పోలిస్తే తక్కువ వెడల్పు ఉన్న ఉద్గార రేఖలను కలిగి ఉన్నాయి. వీటిని వర్గం-2n గా పేర్కొంటారు. సాధారణ వర్గీకరణంలో ఇమడని సూపర్నోవాలను అసాధారణ సూపర్ నోవాలుగా పేర్కొంటారు. వీటిని pec (peculiar) తో సూచిస్తారు. కొన్ని సూపర్నోవాలు వాటి వర్గాలను మార్చుకుంటాయి. ఉదా. SN1987K, SN1993J. మొదట అవి హైడ్రొజను రేఖలను చూపించినా, కొన్ని వారాలు లేదా నెలల తర్వాత హీలియం రేఖలు ఎక్కువ కనిపించాయి. ఇటువంటి భిన్న లక్షణాలను ప్రదర్శించే సూపర్నోవాలను టైప్-IIb సూపర్ నోవాలు అంటారు. (టైప్-II, 1b).
వివిధ సూపర్నోవాలు ఏర్పడే విధానం
[మార్చు]పైన వివరించిన వర్గీకరణ కేవలం వర్గీకరణ కోసం మాత్రమే. అవి వాటి నుంచి వచ్చే కాంతిని వివరిస్తాయి కానీ అవి ఏ విధంగా ఏర్పడతాయో వివరించవు. వివిధ రకాల సూపర్నోవాలు ఏర్పడటానికి గల కారణాలు కింద వివరించబడ్డాయి.
వర్గం-Ia
[మార్చు]
1. సాధారణ జంట నక్షత్రాలు 2.పెద్ద నక్షత్రం ముందు రెడ్ జైంట్ గా మారి.. 3. ..దానిలోని పదార్థాన్ని రెండవ నక్షత్రం పైకి విరజిమ్మి దాన్ని వ్యాకోచింపజేస్తుంది. 4.తేలికైన నక్షత్రం, రెడ్ జైంట్ కేంద్రం ఒక ఉమ్మడి పొరలో దగ్గరికి జరుగుతాయి. 5.ఉమ్మడి పొర నెమ్మదిగా దూరంగా జరుగుతుంది, రెండింటి మధ్యా దూరం కూడా తగ్గిపోతుంది. 6. రెడ్ జైంట్ మిగిలిన కేంద్రం కూడా సంకోచించి మరుగుజ్జు తారగా మారుతుంది. 7.రెండవ నక్షత్రం కూడా రెడ్ జైంట్ గా మారి మరుగుజ్జు తారపై పదార్థాన్ని విరజిమ్ముతుంది. 8. మరుగుజ్జు తార ద్రవ్యరాశి పెరుగుతూ ఉంటుంది, ఒక స్థాయిని దాటిన తర్వాత అది పేలిపోయి.. 9.రెండో నక్షత్రాన్ని దూరంగా విసిరేస్తుంది.
ఈ సూపర్నోవాలు అనేక రకాలుగా ఏర్పడవచ్చు. కాని వాటన్నింటికి మూలాధార ప్రక్రియ మాత్రం ఒక్కటే ఉంటుంది. ఒక కార్బన్-ఆక్సిజను మరుగుజ్జు నక్షత్రం చంద్రశేఖర్ పరిమితిని చేరుకోదగ్గ ద్రవ్యరాశిని (సూర్యుని ద్రవ్యరాశికి 1.38 రెట్లు) గ్రహించగలిగితే అది అంత ద్రవ్యరాశిని (ప్లాస్మా) ఎలక్ట్రాన్ వికర్షణ పీడనం ద్వారా నిలుపుకోలేక కుచించుకుపోతుంది. కానీ సాధారణంగా అవి ఆ పరిమితికి చేరుకోకముందే వాటి ఉష్ణోగ్రత, సాంద్రత పెరిగి నక్షత్రకేంద్రంలో కర్బన సంలీనం మొదలవుతుంది. కొద్ది క్షణాలలోనే చెప్పుకోదగ్గ పరిమాణంలో పదార్థం సంలీనానికిలోనై నక్షత్రం పూర్తిగా పేలిపోయి సూపర్నోవాగా మారటానికి కావల్సినంత శక్తి విడుదల అవుతుంది. నక్షత్రంలోని పదార్థం ఒక అలజడి తరంగంగా, సెకనుకి 5000-20,000కి.మీ. (కాంతివేగంలో సుమారు 3%) వేగంతో బయటకి విసిరివేయబడుతుంది. అప్పుడు దానినుండి సూర్యునికన్న 5 బిలియన్ రెట్ల కాంతి వెలువడుతుంది. ఆ కాంతి నిజపరిమాణం 19.3 ఉంటుంది.
సాధారణంగా ఇది దగ్గరగా ఉండే జంట నక్షత్రాలలో జరుగుతుంది. జంట నక్షత్రాలలో పెద్దది ముందుగా నక్షత్ర పరిణామ క్రమంలో మారుతూ రెడ్ జైంట్ గా మారుతుంది. రెడ్ జైంట్ గా మారిన నక్షత్రం పై పొరలు విస్తరిస్తూ ఉంటాయి. కొంత కాలానికి రెండు నక్షత్రాలకి ఒకే ఉమ్మడి పొర ఉంటుంది. దానివల్ల వాటి అక్ష పరిభ్రమణ వ్యాసార్థం తగ్గిపోతుంది.
రెడ్ జైంట్ దాని పై పొరలను పూర్తిగా కోల్పోయి కొంతకాలానికి కేంద్రక సంలీనానికి ఇంధనం మిగలదు. అప్పుడు అది కార్బను, ఆక్సిజను ఎక్కువగా ఉన్న మరుగుజ్జు నక్షత్రంగా మారుతుంది. తర్వాత రెండవ నక్షత్రం కూడా పరిణామ క్రమంలో రెడ్ జైంట్ గా మారుతుంది. అప్పుడు రెండవ రెడ్ జైంట్ నుండి మరుగుజ్జు నక్షత్రం పదార్థాన్ని గ్రహించి దాని ద్రవ్యరాశిని పెంచుకుని, సూపర్నోవాగా మారుతుంది.
రెండు మరుగుజ్జు నక్షత్రాలు కలిసిపోవటం వల్ల వాటి ఉమ్మడి ద్రవ్యరాశి కొన్ని క్షణాల పాటు చంద్రశేఖర్ పరిమితిని దాటడంవల్ల కూడా వర్గం-1a సూపర్నోవాగా మారుతుంది.
సూపర్నోవా పేలుడు తర్వాత కాలంతో పాటు మారే నక్షత్ర ప్రకాశం సాధారణ కాంతి వక్రాన్ని పోలి ఉంటుంది. ఈ ప్రకాశం నికెల్-56 రేడియో ధార్మిక క్షీణత వల్ల కోబాల్ట్-56గా, దాని నుండి ఐరన్-56 గా మారినప్పుడు వెలువడుతుంది.
వర్గం-Ib,Ic
[మార్చు]
ఇవి టైప్-2 సూపర్నోవాలలాగా, చాలా పెద్ద నక్షత్రాలలో కేంద్రక సంలీనానికి కావలసిన ఇంధనం అయిపోయినప్పుదు ఏర్పడతాయి. కానీ టైప్-1b,1c సూపర్నోవాలలో నక్షత్రాలలోని బయటి హైడ్రోజన్ పొరను అంతరిక్ష గాలుల వల్ల కోల్పోతాయి. టైప్-1b సూపర్నోవాలు వొల్ఫ్-రేయెట్ నక్షత్రాలు పేలిపోవటం వల్ల ఏర్పడతాయని భావిస్తున్నారు.
కొన్ని వర్గం-1c సూపర్నోవాలు గామా కిరణ స్ఫోటాలను వెలువరిస్తాయనేందుకు ఆధారాలున్నాయి, కానీ పైని హైడ్రొజను పొరను కోల్పోయిన ఏ వర్గం-1b,1c సూపర్నోవా అయినా దాని పేలుడును బట్టి గామా కిరణ స్ఫోటాలను వెలువరించే అవకాశం ఉందని భావిస్తున్నారు.
వర్గం-II
[మార్చు]
సూర్యునికి కనీసం తొమ్మిది రెట్ల ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలు సంక్లిష్ట పరిణామక్రమాన్ని కలిగి ఉంటాయి.నక్షత్ర కేంద్రంలో హైడ్రోజన్ సంలీనం వల్ల హీలియం ఏర్పడుతుంది, దాని వల్ల ఉత్పత్తయ్యే ఉష్ణ శక్తి బయటి వైపు పని చేసే ఒత్తిడిని సృష్టించడం వల్ల కేంద్రం సమతా స్థితి కాపాడబడుతుంది. నక్షత్ర కేంద్రంలో హైడ్రోజన్ పూర్తిగా అయిపోయినప్పుడు బయటికి పని చేసే ఒత్తిడి ఏర్పడదు. అప్పుడు నక్షత్రం సంకోచించడం ప్రారంభిస్తుంది. దానివల్ల ఉష్ణోగ్రత కూడా పెరిగి అది హీలియం సంలీనానికి దారి తీసి, హీలియం-కార్బన్ చక్రం ప్రారంభమౌతుంది.దీనివల్ల ఉత్పత్తయ్యే శక్తి బయటి వైపు పని చేసే ఒత్తిడిని సృష్టించి కేంద్ర సంకోచాన్ని ఆపుతుంది. దీనివల్ల కేంద్రం కొంత వ్యాకోచించి చల్లబడుతుంది. అప్పుడు నక్షత్ర కేంద్రంలో హీలియం సంలీనం, బయట హైడ్రోజన్ సంలీనం జరుగుతుంటాయి. (మెగ్నీషియం, సల్ఫర్, కాల్షియం వంటి మూలకాలు కూడా ఏర్పడతాయి, కొన్ని సార్లు ఇవి తర్వాతి చర్యల్లో మండిపోతాయి.)
ఈ చక్రం చాలా సార్లు జరుగుతుంది.కేంద్రం సంకోచించిన ప్రతీ సారీ ఇంకా బరువైన మూలకాల కేంద్రక సంలీనం ఇంకా సంక్లిష్టమైన మూలకాలు ఏర్పడతాయి, కేంద్రక ఉష్ణోగ్రత, ఒత్తిడి ఇంకా పెరుగుతుంది. ప్రతీ పొర దాని కింది పొర సృష్టించే వేడి, బయటి వైపు పని చేసే ఒత్తిడి వల్ల సంకోచించకుండా ఆగుతుంది. ప్రతీ పొర దాని బయటి పొరల కంటే ఎక్కువ వేడిగా ఉంటుంది, ఎక్కువ తొందరగా మండిపోతుంది - చివరిదైన సిలికాన్ సంలీనం కొన్ని రోజులలో పూర్తి అవుతుంది. అప్పుడు నక్షత్రం పొరలు పొరలుగా ఉంటుంది, పైని పొరలలో సులభంగా సంలీనం చెందే వాయువులు ఉంటాయి.
తర్వాతి దశలలో ఎక్కువ బంధన శక్తి ఉన్న మూలకాలు సంలీనంలో పాల్గొంటాయి. కాబట్టి సంలీనం వల్ల విడుదలయ్యే శక్తి క్రమంగా తగ్గుతుంది. కేంద్ర శక్తులు ఎక్కువగా ఉన్నప్పుడు ఫోటో డిసింటిగ్రేషన్, ఎలక్ట్రాన్ గ్రాహ్యం వల్ల కేంద్రం మరింత శక్తిని కోల్పోతుంది. దాని వల్ల కేంద్ర సమతా స్థితిని కాపాడటానికి కేంద్రక సంలీనం మరింత వేగంగా జరగాల్సిన అవసరం ఏర్పడుతుంది.
దీని వల్ల చివరగా నికెల్-56 ఏర్పడుతుంది. తర్వాత కేంద్రక సంలీనం జరగదు. (కానీ నికెల్ రేడియో ధార్మిక విచ్ఛిన్నం వల్ల ఇనుము-56 ఏర్పడుతుంది.). దీనివల్ల కేంద్రంలో సంలీనానికి పనికి రాని నికెల్, ఇనుము మిశ్రమం ఏర్పడుతుంది. దీనివల్ల కేంద్ర సమతా స్థితిని కాపాడే బయటి వైపు పని చేసే ఒత్తిడి ఏర్పడదు. నక్షత్ర కేంద్రం మీద పడే నక్షత్రం మొత్తం ద్రవ్యరాశి కలుగజేసే ఒత్తిడి కేవలం ఎలక్ట్రాన్ వికర్షణ శక్తి వల్ల మాత్రమే నిలబడుతుంది. నక్షత్రం సరిపోయినంత పెద్దదైతే నక్షత్ర కేంద్రం చంద్రశేఖర్ పరిమితిని (సూర్యుని ద్రవ్యరాశికి 1.38 రెట్లు) దాటినప్పుడు ఇది పూర్తిగా విఫలం అవుతుంది. నక్షత్ర కేంద్రంలో పరమాణు కేంద్రకాలను విడివిడిగా ఉంచుతున్న శక్తులు పూర్తిగా విఫలం అయ్యి నక్షత్రం పూర్తిగా సంకోచిస్తుంది., అప్పుడు దాన్ని ఆపడానికి కేంద్రంలో సంలీనం చెందగల ఇంధనం ఉండదు.
నక్షత్ర కేంద్ర సంకోచం
[మార్చు]నక్షత్రంలోని కణాల వేగం 70000కి.మీ/సె (0.23 X కాంతి వేగం) కి చేరినప్పుడు సాంద్రత, ఉష్ణోగ్రత వేగంగా పెరుగుతాయి. కేంద్రంలో శక్తిని కోల్పోయే శక్తులు వాటి సమతా స్థితిని కోల్పోతాయి. ఫోటో డిసింటిగ్రేషన్ వల్ల, గామా కిరణాలు ఇనుముని హీలియంగా మార్చడం వల్ల స్వేచ్ఛా న్యూట్రాన్లు, శక్తి గ్రాహ్యం;ఎలక్ట్రాన్లు, ప్రోటాన్లు ఎలక్ట్రాన్ గ్రాహ్యం వల్ల కలిసిపోయి, న్యూట్రాన్లని, న్యూట్రినోలని ఏర్పరుస్తాయి. ఇవన్నీ నక్షత్ర కేంద్రం నుండి తప్పించుకుపోతాయి. సాధారణంగా అప్పుడే ఏర్పడిన వర్గం-II సూపర్నోవాలలో న్యూట్రాన్లతో నిండిన నక్షత్ర కేంద్రంలో ఉష్ణోగ్రత 100బిలియన్ కెల్విన్ (1GK) వరకు ఉంటుంది. ఇది సూర్యుని కేంద్ర ఉష్ణోగ్రతకు 6000 రెట్లు. న్యూట్రినోల విడుదల వల్ల నక్షత్రం మరింత శక్తిని కోల్పోయి ఒక స్థిరమైన న్యూట్రాన్ తార ఏర్పడుతుంది. (ఒకవేళ శక్తి బయటకి వెళ్లకపోతే న్యూట్రాన్లు మరిగిపోతాయి?) ఈ ఉష్ణ న్యూట్రినోలు అన్ని రకాల న్యూట్రినో-ఆంటి న్యూట్రినో జంటలుగా ఏర్పడతాయి. ఇవి ఎలక్ట్రాన్ గ్రాహ్య న్యూట్రినోల కంటే ఎన్నో రెట్లు ఎక్కువగా ఉంటాయి. దాదాపు 1046 జౌళ్ళ గురుత్వాకర్షణ శక్తి, 10% నక్షత్ర ద్రవ్యరాశి 10 సెకండ్ల న్యూట్రినో స్ఫోటంగా విడుదల అవుతుంది. ఇవే సూపర్నోవా యొక్క ముఖ్య ఉత్పన్నాలు.ఈ విధంగా శక్తిని కోల్పోవటం వల్ల నక్షత్ర కేంద్ర సంకోచం వేగవంతం అవుతుంది. కొన్ని న్యూట్రినోలను మాత్రం నక్షత్రం బయటి పొరలు గ్రహిస్తాయి.
క్రమేపీ నక్షత్ర కేంద్రం 30 కి.మీ. లకు కుచించుకుపోతుంది. కానీ దాని సాంద్రత పరమాణు కేంద్రకంతో పోల్చదగినంత ఉంటుంది. తర్వాత సంకోచం న్యూట్రాన్ వికర్షణ శక్తి వల్ల ఆగిపోతుంది. లోపలికి ఒత్తిడి కలిగించే పదార్థం ఒక్కసారిగా ఆగిపోయి, వెనక్కి తిరిగి బయటి వైపుకి అలజడి తరంగాన్ని సృష్టిస్తుంది. కంప్యూటర్ సిమ్యులేషన్లు ఈ అలజడి తరంగం వల్ల సూపర్నోవా పేలుడు సంభవించదని, అది కొన్ని మిల్లి సెకండ్లలో బయటి పొరలలో ఆగిపోతుందని, భార మూలకాలు విడిపోవటం వల్ల కొంత శక్తి నష్టం జరుగుతుందని, పూర్తిగా అర్థం చేసుకోలేని ఒక ప్రక్రియ వల్ల బయటి పొరలు 1046జౌళ్ళ శక్తిని గ్రహిస్తున్నప్పుడు బయటికి కనిపించే పేలుడు సంభవిస్తుందని సూచిస్తున్నాయి. ప్రస్తుత పరిశోధనలు న్యూట్రినోలు వేడెక్కడం, అయస్కాంత పరిభ్రమణ ప్రభావాలపై జరుగుతున్నాయి.
ఒక నక్షత్రం సూర్యుని ద్రవ్యరాశి కంటే తక్కువ ద్రవ్యరాశి కలిగి ఉన్నప్పుడు, (నక్షత్రం పేలుడు శక్తి, పేలుడు తర్వాత వెనక్కి వచ్చి పడే ద్రవ్యరాశి పై ఆధారపడి) మిగిలిన పదార్థం సూపర్నోవాగా మారుతుంది. ఇంతకంటే ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలు కాల బిలాలుగా మారతాయి. ఈ రకమైన విస్ఫోటనాలు సాధారణంగా గామా కిరణ స్ఫోటాలను వెలువరిస్తాయి. హైపర్నోవా విస్ఫోటనం వల్ల ఇంకా ఎక్కువ గామా కిరణ స్ఫోటాలను వెలువరిస్తాయి. ఈ రకమైన పేలుళ్ళకు దాదాపు 40-50 సూర్యద్రవ్యరాశుల పదార్థం అవసరం. సూర్యద్రవ్యరాశి కంటే 50 రెట్ల ద్రవ్యరాశి ఉన్నప్పుడు సూపర్నోవా పేలుడు లేకుండా నేరుగా కాలబిలంగా మారుతుంది.
విశ్వంపై సూపర్నోవా ప్రభావం
[మార్చు]భారమూలకాల సృష్టి
[మార్చు]హైడ్రొజను కంటే భారమైన మూలకాలు ఏర్పడటానికి సూపర్నోవాలు ఒక ముఖ్య కారణం. ఈ మూలకాలు కేంద్రక సంలీనం ద్వారా ఐరన్-56, అంతకంటే తక్కువ భారం గల మూలకాలు, కేంద్రక సంయోగం ద్వారా ఐరన్ కంటే భారమైన మూలకాలను ఏర్పరుస్తాయి. సూపర్నోవా r-ప్రాసెస్ కి కూడా ఒక కారణం. అత్యధిక ఉష్ణోగ్రత, సాంద్రత, న్యూట్రాన్లు ఎక్కువగా ఉన్న పరిస్థితులలో కేంద్రక సంయోగం ద్వారా న్యూట్రాన్లు ఎక్కువగా ఉన్న అస్థిర పరమాణుకేంద్రకాలను ఏర్పరుస్తాయి. ఈ అస్థిర కేంద్రకాలు బీటా-కిరణ ఉద్గారం వల్ల స్థిరమైన కేంద్రకాలుగా మారతాయి. r-ప్రాసెస్ సాధారణంగా రెండవ వర్గం సూపర్నోవాలలో జరుగుతుంది. ఐరన్ తర్వాతి మూలకాలలో ప్లూటోనియం, యురేనియంతో సహా సగం మూలకాలను సృష్టిస్తుంది.
r-ప్రాసెస్ కాక ఇనుము కంటే భార మూలకాలను సృష్టించే మరో కారణం s-r-ప్రాసెస్. ఇది రెడ్ జైంట్లలో జరుగుతుంది. ఇది కాస్త నెమ్మదిగా మూలకాలను సృష్టిస్తుంది. కానీ ఇది సీసం కంటే భారమైన మూలకాలను సృష్టించలేదు.
విశ్వ పరిణామక్రమంలో సూపర్నోవాల పాత్ర
[మార్చు]సూపర్నోవా పేలుడు తర్వాత ఒక సాంద్రమైన పదార్థం, వేగంగా వ్యాకోచించే అలజడి తరంగంలోని పదార్థం ఉంటాయి. ఈ వ్యాకోచించే పదార్థం, చుట్టూ ఉండే అంతరిక్షంలోకి వ్యాకోచిస్తుంది. తర్వాత పదివేల సంవత్సరాలలో చల్లబడి చుట్టూ ఉన్న విశ్వంలో కలిసిపోతుంది.
బిగ్ బ్యాంగ్ నుండి హైడ్రొజను, హీలియం, లీథియం ఏర్పడ్డాయి. మిగిలిన భారమైన మూలకాలన్నీ నక్షత్రాలు, సూపర్నోవాల వల్ల ఏర్పడ్డాయి. సూపర్నోవాలు తమ చుట్టూ ఉన్న విశ్వాన్ని భార మూలకాలతో సంపన్నం చేస్తాయి. వీటి నుండి ఏర్పడ్డ తర్వాతి తరం నక్షత్రాలు కేవలం హైడ్రొజను, హీలియం మాత్రమేగాక ఇతర లోహాలను సమృద్ధిగా కలిగి ఉంటాయి. నక్షత్రంలో ఉన్న వివిధ రకాల మూలకాలు నక్షత్రం యొక్క జీవిత కాలాన్ని, గ్రహాలను కలిగి ఉండే అవకాశాన్ని నిర్దేశిస్తాయి.
సూపర్నోవా అవశేషాల వల్ల, తక్కువ జీవిత కాలం కలిగిన రేడియోధార్మిక ఐసోటోపుల వల్ల సౌరమండలంలోని పదార్థ మిశ్రమాన్ని 4.5మిలియన్ సంవత్సరాల క్రితం దగ్గరలో ఉండే సూపర్నోవా నిర్దేశించిదని తెలుస్తుంది. సూపర్నోవాల వల్ల ఏర్పడ్డ భారమూలకాలు కాలక్రమంలో భూమిపై జీవజాలానికి కారణం అయ్యాయి.
భూమిపై ప్రభావం
[మార్చు]సూపర్నోవా రకం, శక్తి లపై ఆధారపడి భూమిపై ఉండే జీవజాలంపై ప్రభావం చూపడానికి 3000 కాంతి సంవత్సరాల దూరం సరిపోతుంది. సూపర్నోవాల నుండి వచ్చే గామా కిరణాలు వాతావరణంపై పొరలలోని నైట్రోజన్ ను నైట్రోజన్ ఆక్సైడ్లుగా మార్చి ఓజోన్ పొరను క్షీణింపజేసి, భూమి పైకి హానికారక సౌర, కాస్మిక్ రేడియేషన్ రావటానికి కారణం అవుతుంది. సముద్రాలలోని 60% జీవజాలం నాశనం అయిన ఓర్డోవిషియన్-సిల్యూరియన్ వినాశనానికి సూపర్నోవాలే కారణం కావచ్చని అంచనా. భూమి లోపలి పొరలలోని లోహ ఐసోటోప్ చిహ్నాల ద్వారా సూపర్నోవాలను గుర్తించవచ్చని 1996లో సిద్ధాంతీకరించారు. తర్వాత పసిఫిక్ మహా సముద్రంలో ఐరన్-60 సమృద్ధిగా ఉందని కనుగొన్నారు. అంటార్కిటిక్ మంచులో 2009లో కనుగొన్న నైట్రేట్ అయాన్ నిల్వలు 1006, 1054 సూపర్నోవాలతో సరిపోతున్నాయి. ఆ సూపర్నోవాల నుండి వెలువడ్డ గామా కిరణాలు నైట్రోజన్ ఆక్సైడ్ల పరిమాణాన్ని పెంచి ఉంటాయి, అవే మంచులో కప్పబడిపోయి ఉంటాయి.
వర్గం-1a సూపర్నోవాలు భూమిపై జీవజాలానికి అత్యంత ప్రమాదకరమని భావిస్తున్నారు. అవి సాధారణ, కాంతిహీన మరుగుజ్జు తారల నుండి ఏర్పడటం వల్ల సరిగ్గా గమనించని నక్షత్రాలలో అకస్మాత్తుగా జరగవచ్చు. భూమిపై ప్రభావం చూపించడానికి ఈ సూపర్నోవాలకు వెయ్యి పార్సెక్ల (3300 కాంతి సంవత్సరాల దూరం) దూరం సరిపోతుంది. దగ్గరలో అలాంటి అవకాశం ఉన్న తార IK పెగాసి. ఈ మధ్య కాలంలో అధ్యయనాల ప్రకారం ఓజోన్ పొరని సగం నాశనం చెయ్యడానికి కనీసం 8 (26 కాంతి సంవత్సరాలు) పార్సెక్ల దూరం
ఉండాలి.
మూలాలు
[మార్చు]- ↑ Montes, M. (2002-02-12). "సూపర్ నోవా వర్గీకరణ". US Naval Research Laboratory. Archived from the original on 2006-10-18. Retrieved 2006-11-09.
- ↑ Doggett, J. B.; Branch, D. (1985). "A Comparative Study of Supernova Light Curves". Astronomical Journal. 90: 2303–2311. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. doi:10.1086/113934.
- ↑ Malesani, D.; et al. (2008). "Early spectroscopic identification of SN 2008D". arXiv:0805.1188M.
- ↑ Naeye, R.; Gutro, R. (2008-05-21). "NASA's Swift Satellite Catches First Supernova in the Act of Exploding". NASA/GSFC. Retrieved 2008-05-22.
ఉల్లేఖన లోపం: <references> లో "baas33_1330" అనే పేరుతో నిర్వచించిన <ref> ట్యాగును ముందరి పాఠ్యంలో వాడలేదు.
<references> లో "Baade1934" అనే పేరుతో నిర్వచించిన <ref> ట్యాగును ముందరి పాఠ్యంలో వాడలేదు.