सुपरनोवा

सुपरनोवा- तारे एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपना विकास समाप्त कर रहे हैं।

"सुपरनोवा" शब्द का उपयोग उन सितारों का वर्णन करने के लिए किया गया था जो तथाकथित "नोवा" की तुलना में अधिक शक्तिशाली रूप से (परिमाण के क्रम के अनुसार) चमकते थे। वास्तव में, न तो कोई और न ही दूसरा शारीरिक रूप से नया है; मौजूदा सितारे हमेशा भड़कते रहते हैं। लेकिन कई ऐतिहासिक मामलों में, वे तारे भड़क उठे जो पहले आकाश में व्यावहारिक रूप से या पूरी तरह से अदृश्य थे, जिससे एक नए तारे के प्रकट होने का प्रभाव पैदा हुआ। सुपरनोवा का प्रकार फ्लेयर स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन रेखाओं की उपस्थिति से निर्धारित होता है। यदि यह है, तो यह टाइप II सुपरनोवा है; यदि नहीं है, तो यह टाइप I सुपरनोवा है।

सुपरनोवा का भौतिकी

टाइप II सुपरनोवा

आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार, थर्मोन्यूक्लियर संलयन समय के साथ तारे के आंतरिक क्षेत्रों की संरचना को भारी तत्वों से समृद्ध करता है। थर्मोन्यूक्लियर संलयन और भारी तत्वों के निर्माण की प्रक्रिया के दौरान तारा सिकुड़ता है और उसके केंद्र में तापमान बढ़ जाता है। (गुरुत्वाकर्षण गैर-विघटित पदार्थ की नकारात्मक ताप क्षमता का प्रभाव।) यदि तारे के कोर का द्रव्यमान पर्याप्त रूप से बड़ा है (1.2 से 1.5 सौर द्रव्यमान तक), तो थर्मोन्यूक्लियर संलयन की प्रक्रिया लोहे के निर्माण के साथ अपने तार्किक निष्कर्ष पर पहुंचती है और निकल नाभिक. सिलिकॉन खोल के अंदर एक लोहे का कोर बनना शुरू हो जाता है। ऐसा नाभिक एक दिन के भीतर बढ़ता है और चन्द्रशेखर सीमा तक पहुंचते ही 1 सेकंड से भी कम समय में ढह जाता है। कोर के लिए यह सीमा 1.2 से 1.5 सौर द्रव्यमान तक है। पदार्थ तारे में गिरता है, और इलेक्ट्रॉनों का प्रतिकर्षण गिरने को नहीं रोक सकता। केंद्रीय कोर अधिक से अधिक संकुचित होता है, और कुछ बिंदु पर, दबाव के कारण, इसमें न्यूट्रॉनीकरण प्रतिक्रियाएं होने लगती हैं - प्रोटॉन इलेक्ट्रॉनों को अवशोषित करना शुरू कर देते हैं, न्यूट्रॉन में बदल जाते हैं। इससे परिणामी न्यूट्रिनो (तथाकथित न्यूट्रिनो शीतलन) द्वारा दूर ले जाने वाली ऊर्जा का तेजी से नुकसान होता है। पदार्थ तब तक तेज, गिरता और संकुचित होता रहता है जब तक कि परमाणु नाभिक (प्रोटॉन, न्यूट्रॉन) के नाभिकों के बीच प्रतिकर्षण प्रभावी न होने लगे। कड़ाई से बोलते हुए, संपीड़न इस सीमा से परे भी होता है: गिरता हुआ पदार्थ, जड़ता से, न्यूक्लियंस की लोच के कारण संतुलन बिंदु से 50% ("अधिकतम संपीड़न") से अधिक हो जाता है। केंद्रीय कोर के ढहने की प्रक्रिया इतनी तेज होती है कि इसके चारों ओर एक विरल तरंग बन जाती है। फिर, कोर का अनुसरण करते हुए, शेल भी तारे के केंद्र तक पहुंच जाता है। इसके बाद, "संपीड़ित रबर की गेंद वापस आ जाती है," और शॉक वेव 30,000 से 50,000 किमी/सेकेंड की गति से तारे की बाहरी परतों में बाहर निकल जाती है। तारे के बाहरी हिस्से सभी दिशाओं में उड़ जाते हैं, और विस्फोटित क्षेत्र के केंद्र में एक कॉम्पैक्ट न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल रह जाता है। इस घटना को टाइप II सुपरनोवा विस्फोट कहा जाता है। ये विस्फोट शक्ति और अन्य मापदंडों में भिन्न होते हैं, क्योंकि अलग-अलग द्रव्यमान और अलग-अलग रासायनिक संरचना वाले तारे फटते हैं। इस बात के प्रमाण हैं कि टाइप II सुपरनोवा विस्फोट के दौरान, टाइप I विस्फोट की तुलना में अधिक ऊर्जा नहीं निकलती है, क्योंकि ऊर्जा का एक आनुपातिक भाग शेल द्वारा अवशोषित होता है, लेकिन हमेशा ऐसा नहीं हो सकता है।

वर्णित परिदृश्य में कई अस्पष्टताएं हैं। खगोलीय अवलोकनों से पता चला है कि विशाल तारे वास्तव में विस्फोट करते हैं, जिसके परिणामस्वरूप विस्तारित नीहारिकाओं का निर्माण होता है, जो केंद्र में तेजी से घूमने वाले न्यूट्रॉन तारे को पीछे छोड़ देता है, जो नियमित रेडियो तरंगों (पल्सर) का उत्सर्जन करता है। लेकिन सिद्धांत से पता चलता है कि बाहरी शॉक वेव को परमाणुओं को न्यूक्लियॉन (प्रोटॉन, न्यूट्रॉन) में विभाजित करना चाहिए। इस पर ऊर्जा खर्च करनी होगी, जिसके परिणामस्वरूप शॉक वेव को बाहर जाना होगा। लेकिन किसी कारण से ऐसा नहीं होता है: शॉक वेव कुछ सेकंड में कोर की सतह तक पहुंचती है, फिर तारे की सतह पर और पदार्थ को उड़ा देती है। विभिन्न जनसमूह के लिए कई परिकल्पनाओं पर विचार किया गया है, लेकिन वे विश्वसनीय नहीं लगती हैं। शायद, "अधिकतम संपीड़न" की स्थिति में या लगातार गिर रहे पदार्थ के साथ सदमे की लहर की बातचीत के दौरान, कुछ मौलिक रूप से नए और अज्ञात भौतिक कानून लागू होते हैं। इसके अलावा, जब एक सुपरनोवा ब्लैक होल के निर्माण के साथ विस्फोट करता है, तो निम्नलिखित प्रश्न उठते हैं: विस्फोट के बाद पदार्थ ब्लैक होल द्वारा पूरी तरह से अवशोषित क्यों नहीं होता है; क्या कोई बाहरी झटका तरंग है और यह धीमा क्यों नहीं होता है और क्या "अधिकतम संपीड़न" के समान कुछ है?

Ia सुपरनोवा टाइप करें

Ia सुपरनोवा (SN Ia) प्रकार के विस्फोटों का तंत्र कुछ अलग दिखता है। यह एक तथाकथित थर्मोन्यूक्लियर सुपरनोवा है, जिसका विस्फोट तंत्र तारे के घने कार्बन-ऑक्सीजन कोर में थर्मोन्यूक्लियर संलयन की प्रक्रिया पर आधारित है। एसएन आईए के पूर्वज चन्द्रशेखर सीमा के करीब द्रव्यमान वाले सफेद बौने हैं। यह आम तौर पर स्वीकार किया जाता है कि ऐसे तारे बाइनरी स्टार सिस्टम के दूसरे घटक से पदार्थ के प्रवाह से बन सकते हैं। ऐसा तब होता है जब सिस्टम का दूसरा तारा अपने रोशे लोब से आगे चला जाता है या अति-तीव्र तारकीय हवा वाले सितारों की श्रेणी से संबंधित होता है। जैसे-जैसे सफ़ेद बौने का द्रव्यमान बढ़ता है, उसका घनत्व और तापमान धीरे-धीरे बढ़ता है। अंत में, जब तापमान लगभग 3×10 8 K तक पहुँच जाता है, तो कार्बन-ऑक्सीजन मिश्रण के थर्मोन्यूक्लियर प्रज्वलन की स्थितियाँ उत्पन्न होती हैं। दहन अग्र भाग केंद्र से बाहरी परतों तक फैलने लगता है, और दहन उत्पादों - लौह समूह नाभिक को पीछे छोड़ देता है। दहन मोर्चा धीमी गति से अपस्फीति मोड में फैलता है और विभिन्न प्रकार की गड़बड़ी के लिए अस्थिर है। सबसे महत्वपूर्ण है रेले-टेलर अस्थिरता, जो घने कार्बन-ऑक्सीजन शेल की तुलना में प्रकाश और कम घने दहन उत्पादों पर आर्किमिडीयन बल की कार्रवाई के कारण उत्पन्न होती है। तीव्र बड़े पैमाने पर संवहन प्रक्रियाएं शुरू हो जाती हैं, जिससे थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं और भी अधिक तीव्र हो जाती हैं और सुपरनोवा शेल (~10 51 एर्ग) के निष्कासन के लिए आवश्यक ऊर्जा जारी होती है। दहन मोर्चे की गति बढ़ जाती है, लौ का अशांति और तारे की बाहरी परतों में एक सदमे की लहर का गठन संभव है।

अन्य प्रकार के सुपरनोवा

एसएन आईबी और आईसी भी हैं, जिनके पूर्ववर्ती बाइनरी सिस्टम में बड़े पैमाने पर तारे हैं, एसएन II के विपरीत, जिनके पूर्ववर्ती एकल सितारे हैं।

सुपरनोवा सिद्धांत

सुपरनोवा का अभी तक कोई पूर्ण सिद्धांत नहीं है। सभी प्रस्तावित मॉडल सरलीकृत हैं और इनमें मुफ्त पैरामीटर हैं जिन्हें आवश्यक विस्फोट चित्र प्राप्त करने के लिए समायोजित किया जाना चाहिए। वर्तमान में, संख्यात्मक मॉडल में तारों में होने वाली सभी भौतिक प्रक्रियाओं को ध्यान में रखना असंभव है जो चमक के विकास के लिए महत्वपूर्ण हैं। तारकीय विकास का कोई पूर्ण सिद्धांत भी नहीं है।

ध्यान दें कि प्रसिद्ध सुपरनोवा एसएन 1987ए का पूर्ववर्ती, जिसे टाइप II सुपरजाइंट के रूप में वर्गीकृत किया गया है, एक नीला सुपरजाइंट है, न कि लाल, जैसा कि एसएन II मॉडल में 1987 से पहले माना गया था। यह भी संभावना है कि इसके अवशेष में न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल जैसी कोई कॉम्पैक्ट वस्तु नहीं है, जैसा कि अवलोकनों से देखा जा सकता है।

ब्रह्मांड में सुपरनोवा का स्थान

कई अध्ययनों के अनुसार, ब्रह्मांड के जन्म के बाद, यह केवल हल्के पदार्थों - हाइड्रोजन और हीलियम से भरा था। अन्य सभी रासायनिक तत्व केवल तारों के जलने के दौरान ही बन सकते हैं। इसका मतलब यह है कि हमारा ग्रह (और आप और मैं) प्रागैतिहासिक तारों की गहराई में बने और एक बार सुपरनोवा विस्फोटों में बाहर निकले पदार्थ से बना है।

वैज्ञानिकों की गणना के अनुसार, प्रत्येक प्रकार II सुपरनोवा एल्यूमीनियम के सक्रिय आइसोटोप (26Al) के लगभग 0.0001 सौर द्रव्यमान का उत्पादन करता है। इस आइसोटोप के क्षय से कठोर विकिरण उत्पन्न होता है, जिसे लंबे समय तक देखा गया और इसकी तीव्रता से यह गणना की गई कि गैलेक्सी में इस आइसोटोप की सामग्री तीन सौर द्रव्यमान से कम है। इसका मतलब यह है कि टाइप II सुपरनोवा को आकाशगंगा में औसतन एक शताब्दी में दो बार विस्फोट करना चाहिए, जो कि नहीं देखा गया है। संभवतः, हाल की शताब्दियों में, ऐसे कई विस्फोटों पर ध्यान नहीं दिया गया (वे ब्रह्मांडीय धूल के बादलों के पीछे हुए)। इसलिए, अधिकांश सुपरनोवा अन्य आकाशगंगाओं में देखे जाते हैं। दूरबीनों से जुड़े स्वचालित कैमरों का उपयोग करके आकाश का गहन सर्वेक्षण अब खगोलविदों को प्रति वर्ष 300 से अधिक ज्वालाओं की खोज करने की अनुमति देता है। किसी भी स्थिति में, सुपरनोवा के विस्फोट होने का समय आ गया है...

वैज्ञानिकों की एक परिकल्पना के अनुसार, सुपरनोवा विस्फोट से उत्पन्न धूल का एक ब्रह्मांडीय बादल अंतरिक्ष में लगभग दो या तीन अरब वर्षों तक रह सकता है!

सुपरनोवा अवलोकन

सुपरनोवा को नामित करने के लिए, खगोलविद निम्नलिखित प्रणाली का उपयोग करते हैं: पहले अक्षर एसएन लिखे जाते हैं (लैटिन से)। एसऊपर एनओवा), फिर खोज का वर्ष, और फिर लैटिन अक्षरों में - वर्ष में सुपरनोवा की क्रम संख्या। उदाहरण के लिए, एसएन 1997सीजे 26 * 3 की खोज की गई एक सुपरनोवा को दर्शाता है ( सी) + 10 (जे) = 1997 में 88वाँ।

सबसे प्रसिद्ध सुपरनोवा

• सुपरनोवा एसएन 1604 (केप्लर सुपरनोवा)
• सुपरनोवा G1.9+0.3 (हमारी आकाशगंगा में सबसे युवा)

हमारी आकाशगंगा में ऐतिहासिक सुपरनोवा (अवलोकित)

सुपरनोवा	प्रकोप तिथि	तारामंडल	अधिकतम. चमक	दूरी (सेंट वर्ष)	फ़्लैश प्रकार	दृश्यता की अवधि	शेष	टिप्पणियाँ
एसएन 185	, 7 दिसंबर	सेंटौरस	-8	3000	मैं एक?	8 - 20 महीने	जी315.4-2.3 (आरसीडब्ल्यू 86)	चीनी रिकॉर्ड: अल्फा सेंटॉरी के पास देखा गया।
एसएन 369		अज्ञात	अज्ञात	अज्ञात	अज्ञात	5 महीने	अज्ञात	चीनी इतिहास: स्थिति बहुत कम ज्ञात है। यदि यह गैलेक्टिक भूमध्य रेखा के पास था, तो इसकी बहुत संभावना थी कि यह एक सुपरनोवा था; यदि नहीं, तो यह संभवतः एक धीमा नोवा था।
एसएन 386		धनुराशि	+1.5	16,000	द्वितीय?	2-4 महीने
एसएन 393		बिच्छू	0	34000	अज्ञात	8 महीने	कई उम्मीदवार	चीनी इतिहास
एसएन 1006	, 1 मई	भेड़िया	-7,5	7200	मैं एक	18 महीने	एसएनआर 1006	स्विस भिक्षु, अरब वैज्ञानिक और चीनी खगोलशास्त्री।
एसएन 1054	, 4 जुलाई	TAURUS	-6	6300	द्वितीय	21 महीने	केकड़ा निहारिका	निकट और सुदूर पूर्व में (आयरिश मठवासी इतिहास में अस्पष्ट संकेत के अलावा, यूरोपीय ग्रंथों में सूचीबद्ध नहीं)।
एसएन 1181	, अगस्त	कैसिओपेआ	-1	8500	अज्ञात	6 महीने	संभवतः 3सी58 (जी130.7+3.1)	पेरिस विश्वविद्यालय के प्रोफेसर अलेक्जेंड्रे नेक्वेम के कार्य, चीनी और जापानी ग्रंथ।
एसएन 1572	, 6 नवंबर	कैसिओपेआ	-4	7500	मैं एक	16 महीने	सुपरनोवा अवशेष टाइको	यह घटना कई यूरोपीय स्रोतों में दर्ज है, जिसमें युवा टाइको ब्राहे के रिकॉर्ड भी शामिल हैं। सच है, उन्होंने चमकते तारे को 11 नवंबर को ही देखा था, लेकिन उन्होंने पूरे डेढ़ साल तक इसका अनुसरण किया और "डी नोवा स्टेला" ("ऑन द न्यू स्टार") पुस्तक लिखी - इस विषय पर पहला खगोलीय कार्य।
एसएन 1604	, 9 अक्टूबर	ओफ़िउचुस	-2.5	20000	मैं एक	18 महीने	केपलर सुपरनोवा अवशेष	17 अक्टूबर से, जोहान्स केपलर ने इसका अध्ययन करना शुरू किया, जिन्होंने एक अलग पुस्तक में अपनी टिप्पणियों को रेखांकित किया।
एसएन 1680	, 16 अगस्त	कैसिओपेआ	+6	10000	आईआईबी	अज्ञात (एक सप्ताह से अधिक नहीं)	सुपरनोवा अवशेष कैसिओपिया ए	फ़्लैमस्टीड द्वारा देखा गया, उसने अपनी सूची में तारे को 3 कैस के रूप में सूचीबद्ध किया।

यह सभी देखें

लिंक

• प्सकोवस्की यू.पी. नोवास और सुपरनोवा- नोवा और सुपरनोवा के बारे में एक किताब।
• स्वेत्कोव डी. यू. सुपरनोवास- सुपरनोवा का एक आधुनिक अवलोकन।
• एलेक्सी लेविन अंतरिक्ष बम- पत्रिका "पॉपुलर मैकेनिक्स" में लेख
• सभी देखे गए सुपरनोवा की सूची - सुपरनोवा की सूची, आईएयू
• अंतरिक्ष की खोज और विकास के लिए छात्र - सुपरनोवा

टिप्पणियाँ

विकिमीडिया फ़ाउंडेशन. 2010.

• सुपरनोवा
• सुपरनोवा

देखें अन्य शब्दकोशों में "सुपरनोवा" क्या है:

सुपरनोवा सितारे बड़ा विश्वकोश शब्दकोश

सुपरनोवा- अचानक चमकने वाले तारे, जिनकी विकिरण शक्ति एक चमक के दौरान (1040 एर्ग/सेकेंड और ऊपर से) एक नोवा फ्लेयर की शक्ति से कई हजार गुना अधिक होती है। सुपरनोवा विस्फोट गुरुत्वाकर्षण पतन के कारण होते हैं। विस्फोट के दौरान केंद्रीय भाग... खगोलीय शब्दकोश

सुपरनोवा- अचानक चमकने वाले, तथाकथित विस्फोटित तारे, जिनकी विकिरण शक्ति एक व्यक्तिगत आकाशगंगा (सैकड़ों अरब सितारों तक की संख्या) की विकिरण शक्ति से अधिक है। गुरुत्वाकर्षण पतन (संपीड़न) के परिणामस्वरूप एक विस्फोट (फ्लैश) होता है ... आधुनिक प्राकृतिक विज्ञान की शुरुआत

सुपरनोवा सितारे- तारे, ज्वाला (विस्फोट) के साथ कुल ऊर्जा विमोचन = 1051 अर्ग होता है। उदाहरण के लिए, अन्य सभी तारकीय ज्वालाएँ काफ़ी कम ऊर्जा उत्सर्जित करती हैं। तथाकथित के प्रकोप के दौरान 1046 अर्ग तक नए तारे। एस. जेड. मुख्य में दो प्रकार (I और II) में विभाजित हैं। से … भौतिक विश्वकोश

सुपरनोवा- सुपरनोवा सुपरनोवा तारे, तारे जो अचानक (कुछ ही दिनों में) अपनी चमक लाखों गुना बढ़ा देते हैं। ऐसी चमक गुरुत्वाकर्षण बलों और डिस्चार्ज के प्रभाव में तारे के केंद्रीय क्षेत्रों के संपीड़न के कारण होती है (... ... के साथ) सचित्र विश्वकोश शब्दकोश

सुपरनोवा- तारे वे तारे हैं जो एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपना विकास समाप्त करते हैं। "सुपरनोवा" शब्द का उपयोग उन सितारों का वर्णन करने के लिए किया गया था जो तथाकथित "नोवा" की तुलना में अधिक शक्तिशाली रूप से (परिमाण के क्रम के अनुसार) चमकते थे। वास्तव में, न तो एक और न ही दूसरा शारीरिक रूप से... विकिपीडिया है

सुपरनोवा- तारे एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपना विकास समाप्त कर रहे हैं। "सुपरनोवा" शब्द का उपयोग उन सितारों का वर्णन करने के लिए किया गया था जो तथाकथित "नोवा" की तुलना में अधिक शक्तिशाली रूप से (परिमाण के क्रम के अनुसार) चमकते थे। वास्तव में, न तो कोई शारीरिक रूप से नया है और न ही दूसरा... विकिपीडिया

सुपरनोवा- अचानक चमकने वाले तारे, जिनकी चमक के दौरान विकिरण शक्ति (1040 erg/s और ऊपर से) नोवा फ्लेयर की शक्ति से कई हजार गुना अधिक होती है। सुपरनोवा का विस्फोट विस्फोट के दौरान गुरुत्वाकर्षण पतन छद्म नाम के कारण होता है... ... विश्वकोश शब्दकोश

सितारे- सूर्य के समान गर्म चमकदार आकाशीय पिंड। तारे आकार, तापमान और चमक में भिन्न होते हैं। कई मायनों में, सूर्य एक विशिष्ट तारा है, हालाँकि यह अन्य सभी तारों की तुलना में बहुत अधिक चमकीला और बड़ा लगता है, क्योंकि यह बहुत करीब स्थित है... ... कोलियर का विश्वकोश

सुपरनोवा सितारे- सुपरनोव तारे, वे तारे जो अचानक (कुछ ही दिनों में) अपनी चमक लाखों गुना बढ़ा देते हैं। ऐसी चमक गुरुत्वाकर्षण और इजेक्शन बलों के प्रभाव में तारे के केंद्रीय क्षेत्रों के संपीड़न के कारण होती है (लगभग 2... की गति पर) आधुनिक विश्वकोश और पढ़ें

सुपरनोवा विस्फोट वास्तव में ब्रह्मांडीय अनुपात की एक घटना है। वास्तव में, यह विशाल शक्ति का विस्फोट है, जिसके परिणामस्वरूप तारे का अस्तित्व या तो पूरी तरह से समाप्त हो जाता है या गुणात्मक रूप से नए रूप में बदल जाता है - न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल के रूप में। इस स्थिति में तारे की बाहरी परतें अंतरिक्ष में फेंक दी जाती हैं। तेज़ गति से बिखरते हुए, वे सुंदर चमकदार नीहारिकाओं को जन्म देते हैं।

क्रैब नेबुला 1758 में प्रमुखता से आया क्योंकि खगोलविदों ने हैली धूमकेतु की वापसी की आशंका जताई थी। उस समय के प्रसिद्ध "धूमकेतु पकड़ने वाले" चार्ल्स मेसियर ने वृषभ के सींगों के बीच पूंछ वाले अतिथि की तलाश की, जहां इसकी भविष्यवाणी की गई थी। लेकिन इसके बजाय, खगोलशास्त्री ने एक लम्बी नीहारिका की खोज की, जिसने उसे इतना भ्रमित कर दिया कि उसने इसे एक धूमकेतु समझ लिया। भविष्य में, भ्रम से बचने के लिए, मेसियर ने आकाश में सभी अस्पष्ट वस्तुओं की एक सूची संकलित करने का निर्णय लिया। क्रैब नेबुला को कैटलॉग में नंबर 1 के रूप में शामिल किया गया था। क्रैब नेबुला की यह छवि हबल टेलीस्कोप द्वारा ली गई थी। यह कई विवरण दिखाता है: गैस फाइबर, नोड्स, संक्षेपण। आज, निहारिका लगभग 1,500 किमी/सेकेंड की गति से विस्तार कर रही है, और इसके आकार में परिवर्तन कुछ वर्षों के अंतराल पर ली गई तस्वीरों में ध्यान देने योग्य है। क्रैब नेबुला का कुल आकार 5 प्रकाश वर्ष से अधिक है।

क्रैब नेबुला (या चार्ल्स मेसियर की सूची के अनुसार एम1) सबसे प्रसिद्ध ब्रह्मांडीय वस्तुओं में से एक है। यहां बात इसकी चमक या विशेष सुंदरता की नहीं है, बल्कि विज्ञान के इतिहास में क्रैब नेबुला की भूमिका की है। यह नीहारिका 1054 में हुए सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष है। इस स्थान पर एक अत्यंत चमकीले तारे की उपस्थिति का उल्लेख चीनी इतिहास में संरक्षित है। M1 तारा ζ के बगल में वृषभ राशि में स्थित है; अँधेरी, साफ़ रातों में इसे दूरबीन से देखा जा सकता है।


प्रसिद्ध वस्तु कैसिओपिया ए, आकाश में सबसे चमकीला रेडियो स्रोत। यह एक सुपरनोवा का अवशेष है जो 1667 के आसपास कैसिओपिया तारामंडल में फूटा था। यह अजीब है, लेकिन हमें 17वीं शताब्दी के उत्तरार्ध के इतिहास में किसी चमकीले तारे का कोई उल्लेख नहीं मिलता है। संभवतः, ऑप्टिकल रेंज में इसका विकिरण अंतरतारकीय धूल से बहुत कमजोर हो गया था। हमारी आकाशगंगा में देखा गया अंतिम सुपरनोवा केपलर सुपरनोवा है।


प्रकाशिकी, थर्मल और एक्स-रे में क्रैब नेबुला। निहारिका के केंद्र में एक पल्सर है, एक अति-सघन न्यूट्रॉन तारा जो रेडियो तरंगों का उत्सर्जन करता है और आसपास की सामग्री में एक्स-रे उत्पन्न करता है (एक्स-रे नीले रंग में दिखाया गया है)। विभिन्न तरंग दैर्ध्य पर क्रैब नेबुला के अवलोकन ने खगोलविदों को न्यूट्रॉन सितारों, पल्सर और सुपरनोवा के बारे में मूलभूत जानकारी दी है। यह छवि चंद्रा, हबल और स्पिट्जर अंतरिक्ष दूरबीनों द्वारा ली गई तीन छवियों का एक संयोजन है।


सुपरनोवा अवशेष टाइको. 1572 में कैसिओपिया तारामंडल में एक सुपरनोवा घटित हुआ। इस चमकीले तारे को पूर्व-दूरबीन युग के सर्वश्रेष्ठ खगोलशास्त्री-पर्यवेक्षक डेन टाइको ब्राहे ने देखा था। इस घटना के मद्देनजर ब्राहे द्वारा लिखी गई पुस्तक का अत्यधिक वैचारिक महत्व था, क्योंकि उस समय यह माना जाता था कि सितारे अपरिवर्तनीय हैं। पहले से ही हमारे समय में, खगोलविद लंबे समय से दूरबीनों का उपयोग करके इस निहारिका का शिकार कर रहे थे, और 1952 में उन्होंने इसके रेडियो उत्सर्जन की खोज की। प्रकाशिकी में पहली तस्वीर 1960 के दशक में ही ली गई थी।


नक्षत्र पाल में सुपरनोवा अवशेष। हमारी आकाशगंगा में अधिकांश सुपरनोवा आकाशगंगा के तल में दिखाई देते हैं, क्योंकि यहीं पर विशाल तारे पैदा होते हैं और अपना छोटा जीवन व्यतीत करते हैं। तारों और लाल हाइड्रोजन नीहारिकाओं की प्रचुरता के कारण इस छवि में फिलामेंटस सुपरनोवा अवशेषों को पहचानना मुश्किल है, लेकिन विस्फोटित गोलाकार खोल को अभी भी इसकी हरी चमक से पहचाना जा सकता है। सेल्स में एक सुपरनोवा लगभग 11-12 हजार वर्ष पूर्व फूटा था। भड़कने के दौरान, तारे ने पदार्थ का एक विशाल द्रव्यमान अंतरिक्ष में फेंक दिया, लेकिन पूरी तरह से नष्ट नहीं हुआ: इसके स्थान पर एक पल्सर, रेडियो तरंगों का उत्सर्जन करने वाला एक न्यूट्रॉन तारा रह गया।


पेंसिल नेबुला (एनजीसी 2736), वेला तारामंडल में एक सुपरनोवा शेल का हिस्सा। वास्तव में, निहारिका एक शॉक वेव है जो अंतरिक्ष में आधे मिलियन किलोमीटर प्रति घंटे की गति से फैलती है (चित्र में यह नीचे से ऊपर की ओर उड़ती है)। कई हजार साल पहले, यह गति और भी अधिक थी, लेकिन आसपास के अंतरतारकीय गैस का दबाव, चाहे वह कितना भी नगण्य था, सुपरनोवा के विस्तारित शेल को धीमा कर देता था।


एनजीसी 6962 या ईस्टर्न वेइल का क्लोज़-अप। इस ऑब्जेक्ट का दूसरा नाम नेटवर्क नेबुला है


सिमीज़ 147 नेबुला (उर्फ एसएच 2-240) एक सुपरनोवा विस्फोट का एक विशाल अवशेष है, जो वृषभ और ऑरिगा नक्षत्रों की सीमा पर स्थित है। नीहारिका की खोज 1952 में सोवियत खगोलशास्त्रियों जी.ए. शाइन और वी.ई.गेज़ ने क्रीमिया में सिमीज़ वेधशाला में की थी। विस्फोट लगभग 40,000 साल पहले हुआ था, उस दौरान उड़ने वाली सामग्री ने आकाश के एक क्षेत्र पर कब्जा कर लिया था जो पूर्णिमा के क्षेत्र से 36 गुना बड़ा था! निहारिका का वास्तविक आयाम प्रभावशाली 160 प्रकाश वर्ष है, और इसकी दूरी 3000 प्रकाश वर्ष अनुमानित है। साल। वस्तु की विशिष्ट विशेषता गैस के लंबे, घुमावदार तंतु हैं जो निहारिका को इसका नाम स्पेगेटी देते हैं।


मेडुसा नेबुला, एक अन्य प्रसिद्ध सुपरनोवा अवशेष, मिथुन राशि में स्थित है। इस निहारिका की दूरी बहुत कम ज्ञात है और संभवतः लगभग 5 हजार प्रकाश वर्ष है। विस्फोट की तारीख भी मोटे तौर पर ज्ञात है: 3 - 30 हजार साल पहले। दाईं ओर का चमकीला तारा एक दिलचस्प मिथुन चर है जिसे नग्न आंखों से देखा जा सकता है (और इसकी चमक में बदलाव के लिए अध्ययन किया जा सकता है)


नग्न आंखों से देखा गया आखिरी सुपरनोवा 1987 में पास की आकाशगंगा, बड़े मैगेलैनिक क्लाउड में हुआ था। सुपरनोवा 1987ए की चमक 3 परिमाण तक पहुंच गई, जो कि इसकी विशाल दूरी (लगभग 160,000 प्रकाश वर्ष) को देखते हुए काफी अधिक है; सुपरनोवा का पूर्वज एक नीला अतिदानव तारा था। विस्फोट के बाद, तारे के स्थान पर एक विस्तारित नीहारिका और संख्या 8 के रूप में रहस्यमय छल्ले रह गए। वैज्ञानिकों का सुझाव है कि उनकी उपस्थिति का कारण विस्फोट के दौरान निकली गैस के साथ पूर्ववर्ती तारे की तारकीय हवा की परस्पर क्रिया हो सकती है।

सुपरनोवा विस्फोट अविश्वसनीय अनुपात की घटना है। वास्तव में, सुपरनोवा विस्फोट का अर्थ है उसके अस्तित्व का अंत या, जो घटित भी होता है, ब्लैक होल या न्यूट्रॉन तारे के रूप में पुनर्जन्म। सुपरनोवा के जीवन का अंत हमेशा भारी बल के विस्फोट के साथ होता है, जिसके दौरान तारे का पदार्थ अविश्वसनीय गति से और भारी दूरी पर अंतरिक्ष में फेंका जाता है।

एक सुपरनोवा विस्फोट केवल कुछ सेकंड तक चलता है, लेकिन इस छोटी अवधि के दौरान ऊर्जा की एक असाधारण मात्रा जारी होती है। उदाहरण के लिए, एक सुपरनोवा विस्फोट अरबों तारों वाली पूरी आकाशगंगा की तुलना में 13 गुना अधिक प्रकाश उत्सर्जित कर सकता है, और गामा और एक्स-रे तरंगों के रूप में सेकंडों में निकलने वाले विकिरण की मात्रा अरबों वर्षों की तुलना में कई गुना अधिक है। ज़िंदगी।

चूंकि सुपरनोवा विस्फोट लंबे समय तक नहीं टिकते, खासकर उनके ब्रह्मांडीय पैमाने और परिमाण को देखते हुए, उन्हें मुख्य रूप से उनके परिणामों से जाना जाता है। ऐसे परिणाम विशाल गैस नीहारिकाएं हैं, जो विस्फोट के बाद बहुत लंबे समय तक अंतरिक्ष में चमकती और फैलती रहती हैं।

शायद सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप बनी सबसे प्रसिद्ध नीहारिका है केकड़ा निहारिका. प्राचीन चीनी खगोलविदों के इतिहास के लिए धन्यवाद, यह ज्ञात है कि यह 1054 में वृषभ नक्षत्र में एक तारे के विस्फोट के बाद उत्पन्न हुआ था। जैसा कि आप अनुमान लगा सकते हैं, फ्लैश इतना उज्ज्वल था कि इसे नग्न आंखों से देखा जा सकता था। अब, क्रैब नेबुला को अंधेरी रात में साधारण दूरबीन से देखा जा सकता है।

क्रैब नेबुला अभी भी 1,500 किमी प्रति सेकंड की गति से विस्तार कर रहा है। फिलहाल इसका आकार 5 प्रकाश वर्ष से भी अधिक है।

उपरोक्त तस्वीर तीन अलग-अलग स्पेक्ट्रा में ली गई तीन छवियों से बनी है: एक्स-रे (चंद्र टेलीस्कोप), इंफ्रारेड (स्पिट्जर टेलीस्कोप) और पारंपरिक ऑप्टिकल ()। एक्स-रे नीले रंग के होते हैं और पल्सर से आते हैं, जो सुपरनोवा के बाद बना एक अविश्वसनीय रूप से घना तारा है।

सिमीज़ 147 नेबुला इस समय ज्ञात सबसे बड़े निहारिकाओं में से एक है। लगभग 40,000 वर्ष पहले विस्फोटित एक सुपरनोवा ने 160 प्रकाश वर्ष चौड़ी एक नीहारिका का निर्माण किया। इसकी खोज सोवियत वैज्ञानिकों जी. शायोन और वी. गेज़ ने 1952 में इसी नाम की सिमीज़ वेधशाला में की थी।

फोटो अंतिम सुपरनोवा विस्फोट को दर्शाता है जिसे नग्न आंखों से देखा जा सकता है। 1987 में हमसे 160,000 प्रकाश वर्ष की दूरी पर विशाल मैगेलैनिक क्लाउड आकाशगंगा में घटित हुआ। बड़ी दिलचस्पी की बात संख्या 8 के आकार के असामान्य छल्ले हैं, जिनकी वास्तविक प्रकृति के बारे में वैज्ञानिक अभी भी केवल अनुमान लगा रहे हैं।

मिथुन राशि के मेडुसा नेबुला का इतनी अच्छी तरह से अध्ययन नहीं किया गया है, लेकिन यह अपनी अभूतपूर्व सुंदरता और बड़े साथी तारे के कारण बहुत लोकप्रिय है, जो समय-समय पर अपनी चमक बदलता रहता है।

के. लुंडमार्क 1921 में हमारी आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोटों के बारे में बोलने वाले पहले व्यक्ति थे। उनका मानना ​​था कि प्राचीन और मध्य युग में देखी गई चमकीली चमकें गैलेक्टिक नोवा थीं और वे तारे थे जिन्हें बाद में सुपरनोवा कहा गया। चीन में देखी गई 1054 की चमक को ध्यान में रखते हुए, उन्होंने बताया कि इसका स्थान केकड़ा निहारिका के करीब था - एक केकड़े जैसी रेशेदार संरचना का एक गैसीय समूह। मजे की बात है कि इस नीहारिका का अध्ययन 1921 में अमेरिकी खगोलशास्त्री के. लैम्पलैंड और जे. डंकन ने भी किया था और दोनों ने पाया कि यह व्यवस्थित रूप से विस्तार कर रहा था, और इसके विस्तार की अवधि लगभग नौ शताब्दी थी।

अब हमारे लिए इन तथ्यों की तुलना करना और नेबुला के निर्माण के साथ प्रकोप के संयोग को स्थापित करना आसान है, लेकिन न तो लुंडमार्क और न ही अमेरिकी शोधकर्ताओं ने ऐसा कोई निष्कर्ष निकाला। केवल सात साल बाद, ई. हबल ने पहली बार इस संयोग को देखा, और दस साल बाद लुंडमार्क ने आत्मविश्वास से कहा कि क्रैब नेबुला का निर्माण 1054 की चमक के परिणामस्वरूप हुआ था। उन्होंने चमक की स्पष्ट परिमाण और दूरी का पता लगाया "केकड़ा" और इसका पूर्ण तारकीय परिमाण एक ऐसा मूल्य प्राप्त हुआ जो एक सामान्य नए की तुलना में बहुत अधिक निकला। इससे सिद्ध हुआ कि 1054 में आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोट हुआ था। इस तथ्य की स्थापना भी कम महत्वपूर्ण नहीं थी कि एक विस्तारित नीहारिका अपने स्थान पर बनी रही। जाहिरा तौर पर, सत्रह साल की देरी का कारण यह था कि सबसे आधिकारिक प्राचीन चीनी इतिहास में कहा गया था कि "एक अतिथि सितारा तियान गुआन के कुछ इंच दक्षिण-पूर्व में दिखाई दिया (जैसा कि चीन में सितारों और धूमकेतुओं की उपस्थिति को कहा जाता था)।" इस मामले में "एक इंच" आकाशीय गोले के चाप का लगभग डेढ़ डिग्री है। आमतौर पर यह माना जाता था कि तारामंडल "तियान गुआन" ("हेवेनली बैरियर") का मुख्य तारा $\zeta$ वृषभ था (चित्र 23)। हालाँकि, क्रैब नेबुला इस तारे के दक्षिण-पूर्व में नहीं, बल्कि उत्तर-पश्चिम में स्थित है। मुझे संदेह हुआ कि चीनी पाठ में कोई त्रुटि थी।

चावल। 23.वृषभ राशि और उसका परिवेश।
मानचित्र के बाएँ किनारे पर डिग्री विभाजन हैं, डिग्री विभाजन वाली एक मोटी रेखा क्रांतिवृत्त है। वृषभ नक्षत्र और अन्य आधुनिक नक्षत्रों की सीमाएं एक बिंदीदार रेखा द्वारा रेखांकित की गई हैं, मुख्य सितारों को ग्रीक वर्णमाला के अक्षरों द्वारा दर्शाया गया है। चीनी तारामंडलों के विन्यास को ठोस रेखाओं में दर्शाया गया है, उनके नाम इटैलिक में दिए गए हैं। क्रैब नेबुला को X से चिह्नित किया गया है।

लेकिन प्राचीन चीन में विज्ञान के इतिहास के विशेषज्ञों द्वारा त्रुटि की संभावना को दृढ़ता से खारिज कर दिया गया है। 1971 में, प्राचीन चीनी खगोल विज्ञान के विशेषज्ञ हो पिंग-यू (मलेशिया) और अमेरिकी पापविज्ञानी एफ. पार और पी. पार्सन्स ने तियान गुआन के दक्षिण-पूर्व में फैलने के समान विवरण के साथ एक और पाठ का संकेत दिया। अतः इतिहास में कोई त्रुटि नहीं हुई। हमें प्रकोप के स्थान को स्थापित करने में भ्रम का एक और कारण तलाशना होगा। इस पुस्तक के लेखक स्पष्टतः इसमें सफल रहे।

प्राचीन चीनी स्टार चार्ट पर समान नाम वाले लगभग कोई तारामंडल नहीं हैं, और केवल "तियान गुआन" पाँच निकले: आधुनिक नक्षत्रों में वृषभ, कन्या, धनु, मिथुन और मकर। चीनी तारामंडल प्रणाली के पहले शोधकर्ताओं में से एक, जी. श्लेगल ने 1875 में उल्लेख किया था कि इनमें से प्रत्येक "स्वर्गीय बाधाओं" में दो चमकीले तारे होते हैं, लेकिन मुख्य बात यह है कि इन अवरोधक तारों के बीच की रेखा आवश्यक रूप से क्रांतिवृत्त को पार करती है - किसी का ध्यान नहीं गया. लेकिन यह इन विशेष नक्षत्रों का उद्देश्य था: उन्होंने वास्तविक बाधाओं की भूमिका निभाई, पांच स्थानों पर मुख्य "आकाशीय राजमार्ग" को अवरुद्ध कर दिया - क्रांतिवृत्त, जिसके क्षेत्र में आकाशीय पिंडों की गति होती है: ग्रह , सूर्य और चंद्रमा.

श्लेगल और उनके बाद के अन्य लोगों ने वृषभ राशि में "तियान गुआन" के दूसरे तारे को वृषभ के दक्षिण में एक धुंधला तारा माना और इस बात पर ध्यान नहीं दिया कि ऐसा अवरोध क्रांतिवृत्त को पार नहीं करता है। यह एक त्रुटि थी जिसके कारण सुपरनोवा विस्फोट का स्थान स्थापित करने में भ्रम पैदा हुआ।

सितारों की एक प्राकृतिक जोड़ी जो हमारी आवश्यकता को पूरा करती है वह वृषभ है। वैसे, हिप्पार्कस उन्हें वृषभ के "सींग" कहते हैं, जो उनके साथ अण्डाकार के साथ चलते हुए प्रकाशकों से मिलते हैं - यह भूमिका "हेवनली बैरियर" के समान है! अब तक, उन्होंने वृषभ पर प्राकृतिक और इसके अलावा, "तियान गुआन" के मुख्य उज्ज्वल घटक के रूप में ध्यान क्यों नहीं दिया है? क्योंकि बाधाओं और क्रांतिवृत्त के बीच संबंध की पहचान नहीं की गई थी, और इसके अलावा, यह तारा हमारे तारामंडल औरिगा की साइट पर स्थित पड़ोसी तारामंडल "यू-चे" ("पांच रथ") के मुख्य सितारों में से एक था। लेकिन यह भी एक महत्वहीन आपत्ति थी, क्योंकि "तियान गुआनी" पूरी तरह से स्वतंत्र नक्षत्र नहीं हैं: धनु और मिथुन में वे एक साथ पड़ोसी नक्षत्रों का हिस्सा हैं। वृषभ राशि में "बैरियर" के साथ भी ऐसा ही है।

चीनियों के लिए तारामंडल के सबसे चमकीले तारे के संबंध में "अतिथि तारे" की स्थिति को इंगित करना सख्ती से प्रथागत था। वृषभ राशि में तियान गुआन में, अब हमें वृषभ को एक ऐसा तारा मानना ​​चाहिए, और फिर चीनी इतिहास के विवादास्पद पाठ को एक स्पष्ट व्याख्या मिलती है: "वृषभ के दक्षिण-पूर्व में कई डिग्री की दूरी पर।" इस तारे के दक्षिणपूर्व में, इससे सात डिग्री पर, क्रैब नेबुला है।

हम अगले अध्यायों में क्रैब नेबुला के बारे में और अधिक बात करेंगे, क्योंकि इसने खगोलभौतिकी अनुसंधान में असाधारण भूमिका निभाई है। इसलिए, फ्लैश के बारे में विस्तृत जानकारी विशेष रुचि रखती है: इसकी चमक, रंग, उनके परिवर्तन और अन्य विशेषताएं। हालाँकि, चमकते तारे की चमक की किसी भी अन्य चीज़ से कोई प्रत्यक्ष तुलना नहीं है। फिर भी, समस्या का अध्ययन करने का प्रयास 1942 में डच खगोलशास्त्री जे. ऊर्ट और अमेरिकी एन. मायल द्वारा किया गया था। उन्होंने चीनी ग्रंथों से स्थापित किया कि सुपरनोवा को पहली बार 4 जुलाई को देखा गया था, और यह 23 दिनों तक अंधेरे में भी दिखाई देता था, और अप्रैल 1056 के मध्य तक रात में देखा गया था।

यदि हम इस बात को ध्यान में रखें कि हम शुक्र को तब देख सकते हैं जब सूर्य अस्त नहीं हुआ हो, जब इसकी चमक तारकीय परिमाण - 3.5 से अधिक हो जाती है, और रात में सुपरनोवा दिखाई देना बंद हो जाता है, जब इसकी चमक 5वें परिमाण तक गिर जाती है, तो हम पाते हैं कि तारा 650 दिनों में 8.5 तारकीय परिमाण से कमजोर हो गया है, औसतन प्रति सौ दिन में 1.3 परिमाण से। लेकिन अब हम जानते हैं कि क्षय की इतनी धीमी दर, आवरण के विस्तार की कम दर (जैसा कि क्रैब नेबुला में देखा गया) के साथ मिलकर, केवल टाइप II सुपरनोवा में ही संभव है।

ऊर्ट और मायल ने सुपरनोवा के अवलोकन के लिए पहले की तारीखों के कई संदर्भों को खारिज कर दिया, विशेष रूप से मई के अंत तक के जापानी रिकॉर्ड, क्योंकि सुपरनोवा तब सूर्य द्वारा अस्पष्ट था और देखा नहीं जा सका था, और तीन चीनी ग्रंथों में कहा गया था कि 1054 में दिन के समय सूर्य का ग्रहण हुआ और एक "अतिथि सितारा" "माओ के चंद्र घर" (प्लीएड्स) में दिखाई दिया। सभी ग्रहणों के स्थानों और क्षणों की सटीक गणना टी. ओपोल्ज़र द्वारा "कैनन ऑफ एक्लिप्स" में की गई है, और जिस ग्रहण का उल्लेख किया गया है वह 9 मई, 1054 की दोपहर में दक्षिण चीन में मई अमावस्या को हुआ था। अब, 40 वर्ष ऊर्ट और मायल के काम के बाद, हम कह सकते हैं कि जापानी और चीनी दोनों ग्रंथों में त्रुटियां नहीं थीं: सुपरनोवा मई में देखा गया था। आधुनिक व्याख्याकार ग़लत थे। लेकिन आर्मेनिया में सुपरनोवा अवलोकनों की जानकारी मिलने के बाद यह स्पष्ट हो गया।

1969 में, सोवियत शोधकर्ता आई.एस. एस्टापोविच और बी.ई. तुमानयन को प्राचीन अर्मेनियाई पांडुलिपियों के मटेनाडारन भंडार में पाया गया था, और 1975 में एटम पैटमिच के खगोलीय पाठ को अंततः समझ लिया गया था। अनुवादित, इसमें कहा गया है कि 1054 में "जब 14 मई को रात के पहले पहर में अमावस्या थी तब चंद्रमा की डिस्क पर एक तारा दिखाई दिया।" हम पहले से ही जानते हैं कि आधुनिक कैलेंडर के अनुसार, अमावस्या 9 मई को थी, और एक दिन से थोड़ा अधिक बाद, जैसा कि गणना से पता चलता है। चंद्रमा जितना संभव हो सके सुपरनोवा के करीब आ गया। यह क्षण येरेवन में 10 मई को चंद्रमा की स्थापना के दौरान देखा जा सकता था, जो अमावस्या के एक दिन बाद एक अत्यंत संकीर्ण अर्धचंद्र जैसा दिखता था। लेकिन सुपरनोवा चंद्रमा से लगभग चार चंद्र व्यास नीचे था। एन.एस. एस्टापोविच ने स्पष्ट रूप से दिखाया कि क्षितिज पर इस दूरी को तीन ऑप्टिकल प्रभावों से काफी कम किया जा सकता है: चंद्रमा का क्षैतिज लंबन, विकिरण और क्षितिज पर तारों के प्रकाश का असामान्य अपवर्तन। नतीजतन, अर्धचंद्र के आसपास एक चमकीले तारे का अद्भुत दृश्य हो सकता है।

यदि पैटमिच ने एक सुपरनोवा देखा, तो ग्रहण के दौरान इसकी उपस्थिति का उल्लेख करने वाले ग्रंथ सही हैं। तथ्य यह है कि "माओ के चंद्र घर" का संदर्भ स्पष्ट रूप से केवल सूर्य को संदर्भित करता है, जो ग्रहण के समय वास्तव में प्लीएड्स में था। शायद पाठ में उल्लेख किया गया है कि ग्रहण के दौरान अंधेरे आकाश में, परिचित सितारों के बीच उन्होंने एक "अतिथि तारा" भी देखा। जब ग्रहण समाप्त हुआ, तो यह दिन के उजाले में गायब हो गया, इसलिए यह अभी तक पर्याप्त उज्ज्वल नहीं था और अगले दिन अपने अधिकतम स्तर पर पहुंच गया। जुलाई की शुरुआत तक, लगभग दो महीनों तक, यह -3.5 तीव्रता से अधिक चमकीला हो सकता था और, कभी-कभी, जब सूर्य अभी तक अस्त नहीं हुआ था, तब इसे नीले आकाश की पृष्ठभूमि में देखा जा सकता था। जैसा कि हम जानते हैं, टाइप II सुपरनोवा की अधिकतम पर लंबे समय तक रहना भी विशेषता है - यह प्रकोप के ऐसे वर्गीकरण के पक्ष में एक और तर्क है।

आर्मेनिया में एक सुपरनोवा के संभावित अवलोकन के अलावा, 1054 के प्रकोप से संबंधित अन्य परिस्थितियां अब ज्ञात हैं, जिनकी विश्वसनीयता सशर्त है, लेकिन वे सुपरनोवा के बारे में अन्य अधिक विश्वसनीय जानकारी के साथ संयुक्त हैं। हम बात कर रहे हैं उत्तरी एरिजोना रेगिस्तान में चट्टानों पर की गई नक्काशी की।

1955 में, अमेरिकी पुरातत्वविद् डब्ल्यू. मिलर ने उत्तरी अमेरिकी भारतीयों के लिए असामान्य कथानक वाले दो शैल चित्रों की खोज की, जिनमें एक अर्धचंद्र और एक तारे को दर्शाने वाले वृत्त के रूपांकन शामिल थे (चित्र 24)। एक चित्र व्हाइट टेबल माउंटेन पर एक गुफा में था और उसके निचले सींग पर एक चमकीले तारे के साथ एक युवा चंद्रमा को चित्रित किया गया था, और दूसरा, नवाजो कैन्यन की दीवार पर पहले के पास स्थित, एक दरांती को दूसरी तरफ मुंह करके दर्शाया गया था, यानी, एक पुराना चंद्रमा और उसके नीचे एक तारा।

चावल। 24.एरिजोना रॉक कला.
बायां चित्र व्हाइट टेबल माउंटेन गुफा में पाया गया था और इसमें एक युवा चंद्रमा को एक तारे के पास आते हुए दर्शाया गया है, दायां चित्र नवाजो घाटी की दीवार पर है; बूढ़ा चाँद और चमकीला तारा.

गुफाओं के चूल्हों में कोयले के अवशेष और घाटी के इस हिस्से में चित्रों की शैली से पता चलता है कि गुफाओं में 10वीं-12वीं शताब्दी में नवाजो भारतीयों का निवास था। सबसे अधिक संभावना है, भारतीय चंद्रमा की निकटता और 1054 के सुपरनोवा के शानदार दृश्य से आश्चर्यचकित थे। चंद्रमा का अपने पथ पर स्थित तारों के साथ आगमन ठीक 27 दिन और 7 घंटे के बाद होता है। विशेष रूप से, पुराना चंद्रमा 4 जून 1054 को चीन में दिखाई देने के तुरंत बाद एक सुपरनोवा के करीब आ गया था। घाटी का पैटर्न इस घटना के अनुरूप हो सकता है। जहां तक ​​गुफा में चित्रांकन की बात है, मिलर और बाद में इसकी जांच करने वाले खगोलविदों का मानना ​​था कि प्राचीन कलाकार ने चंद्रमा की छवि को उलट दिया था, जैसा कि हमारे समकालीनों के साथ होता है यदि उन्हें आश्चर्य से स्मृति से चंद्रमा का चित्र बनाने के लिए कहा जाता है। इस तथ्य की पुष्टि करने के लिए, हमारे समकालीनों की असावधानी की पुष्टि करते हुए, बड़े पैमाने पर प्रयोग भी किए गए। खैर, जैसा कि पहले ही हो चुका है, प्राचीन कलाकार पर फिर से गलतियाँ करने का आरोप लगाया गया।

चावल। 25.पांच गैलेक्टिक सुपरनोवा के प्रकाश वक्र।
क्षैतिज रूप से - दिनों में चरण, लंबवत - स्पष्ट परिमाण। 1 - चीनी सुपरनोवा 185 2 - सुपरनोवा 1006 3 - सुपरनोवा 1054, 4 - ब्राहे सुपरनोवा 1572, 5 - केप्लर सुपरनोवा 1604

लेकिन आधुनिक मनुष्य के साथ तुलना आलोचना के लायक नहीं है। नवपाषाण युग में और उसके बाद लंबे समय तक चंद्रमा लोगों के लिए एक साधारण नाइट लैंप नहीं था, बल्कि एक घड़ी और एक कैलेंडर भी था। आकाश और चरण में स्थिति के आधार पर, कोई चंद्र माह में दिन और वार के समय का अंदाजा लगा सकता है। युवा चंद्रमा को पुराने चंद्रमा के साथ भ्रमित करना अभी भी असंभव था क्योंकि युवा चंद्रमा शाम को दिखाई देता है, और बूढ़ा सुबह में दिखाई देता है।

जाहिर तौर पर दो अलग-अलग घटनाओं का चित्रण किया गया था। है। एस्टापोविच ने इस तथ्य पर ध्यान आकर्षित किया कि गुफा में चित्र, जिसे उल्टा माना जाता था, सुपरनोवा के लिए चंद्रमा के मई दृष्टिकोण से बिल्कुल मेल खाता है, जिसे 10 मई को सूर्यास्त के दौरान आर्मेनिया में देखा गया था। लेकिन एरिज़ोना में यह क्षण दिन के दौरान था, चंद्रमा कुछ घंटों बाद ही दिखाई देने लगा, जब वह अस्त होने लगा। एरिज़ोना में अस्त होते समय इसके और तारे के बीच की दूरी अब न्यूनतम नहीं थी।

चित्र में. चित्र 25 सुपरनोवा 1054 के अनुमानित प्रकाश वक्र को दर्शाता है। अपने अधिकतम पर यह -5वें परिमाण तक पहुंच गया, और फोटोमेट्रिक वर्ग संभवतः II.5 था।

गैलेक्टिक सुपरनोवा की खोज

1943-1945 में। सोवियत खगोलशास्त्री बी.वी. कुकरकिन और अमेरिकी खगोलशास्त्री वी. बाडे ने एक दूसरे से स्वतंत्र रूप से दो और गैलेक्टिक सुपरनोवा की जांच की। ये दूरबीन युग की पूर्व संध्या पर तारों का सबसे चमकीला विस्फोट था, जिसे 1572 के टाइको ब्राहे के नोवा और 1604 के जोहान्स केप्लर के नोवा के नाम से जाना जाता है। हमारे समकालीनों ने नोवा की चमक की तुलना ग्रहों और पड़ोसी सितारों की चमक से करने का लाभ उठाया। ब्राहे और केप्लर के कार्य। अब अतीत में किसी भी क्षण के लिए ग्रहों के परिमाण की सटीक गणना करना संभव है, और नग्न आंखों से दिखाई देने वाले तारों के परिमाण को सटीक रूप से जाना जाता है। इससे दोनों चमकदार ज्वालाओं के प्रकाश वक्रों का पुनर्निर्माण करना संभव हो गया (उन्हें चित्र 25 में दिखाया गया है)। केप्लर के नोवा के बारे में कोरियाई ऐतिहासिक रिकॉर्ड भी असमान रूप से पाए गए, जिन्होंने यूरोपीय टिप्पणियों को महत्वपूर्ण रूप से पूरक बनाया। हमारी परिभाषाओं के अनुसार, 1572 के सुपरनोवा की अधिकतम चमक -4.5 थी, और 1604 के सुपरनोवा की -3.5 थी, यानी, दोनों ही मामलों में यह शुक्र की चमक तक पहुंच गई। लेकिन सबसे दिलचस्प बात यह है कि उनके प्रकाश वक्र न केवल स्पष्ट रूप से I प्रकार के थे, बल्कि दोनों फोटोमेट्रिक वर्ग I.12 के लिए सबसे उपयुक्त थे।

ज्वाला के स्थानों पर, पहले नोवा केपलेरा में और फिर नोवा ब्राहे में, डब्लू. बाडे ने धुंधली, फटी-रेशेदार नीहारिकाओं की खोज की। हालाँकि ये निहारिकाएँ क्रैब निहारिका से विस्तार में भिन्न हैं, फिर भी यह हमारी आकाशगंगा में सुपरनोवा की खोज के लिए एक नया संकेत था, जिसमें वे भी शामिल थे, जो किसी न किसी कारण से, अतीत में विस्फोट के रूप में नहीं देखे गए थे। इसलिए, ऊर्ट द्वारा 1946 में सामने रखा गया यह मान लेना बिल्कुल स्वाभाविक था कि तारामंडल सिग्नस में बड़ा फिलामेंट नेबुला भी एक सुपरनोवा अवशेष है जो लंबे समय से इंटरस्टेलर गैस में रुका हुआ था। आकाश में तीन दर्जन से अधिक ऐसी फिलामेंटरी नीहारिकाएं पहले ही पाई जा चुकी हैं। उनमें से सबसे प्रतिभाशाली का अध्ययन सोवियत खगोल भौतिकीविदों जी.ए. द्वारा किया गया था। शाइन और वी.एफ. गाजा. ये सभी सुपरनोवा अवशेष हजारों साल पुराने हैं।

1948 में, कॉस्मिक रेडियो उत्सर्जन के पहले मजबूत स्रोतों की खोज की गई, उनमें से कुछ आकाशगंगा क्षेत्र में थे। इन स्रोतों को सैगिटेरियस ए (बाद में आकाशगंगा के मूल में पाया गया), कैसिओपिया ए और टॉरस ए नाम दिया गया था। उस समय, रेडियो दूरबीनों ने आकाश में रेडियो स्रोत की स्थिति को बहुत मोटे तौर पर निर्धारित किया था, लेकिन एक साल बाद ऑस्ट्रेलियाई रेडियो खगोलशास्त्री जे. बोल्टन और उनके सहयोगियों ने पाया कि उनके पहले खुले रेडियो स्रोत टॉरस ए की स्थिति क्रैब नेबुला से मेल खाती है।

कई तरंग दैर्ध्य पर इस रेडियो स्रोत के अध्ययन से पता चला है कि लंबी तरंगों में संक्रमण के साथ इसकी तीव्रता बढ़ जाती है। यह एक महत्वपूर्ण तथ्य था, जिसके दुष्परिणाम बाद में समझ में आये। हम पहले से ही जानते हैं कि गर्म आकाशीय पिंड रेडियो रेंज में तरंगें उत्सर्जित करते हैं, लेकिन यदि विकिरण का स्रोत थर्मल है, तो लंबी तरंगों में संक्रमण के साथ रेडियो तरंगों पर इसकी तीव्रता कम हो जाती है। क्रैब नेबुला के मामले में, तरंग दैर्ध्य के साथ रेडियो उत्सर्जन की तीव्रता में परिवर्तन अलग होता है: बढ़ती तरंग दैर्ध्य के साथ तीव्रता बढ़ जाती है। इससे पता चलता है कि वस्तु का रेडियो उत्सर्जन प्रकृति में गैर-थर्मल है। आगे देखते हुए, हम ध्यान देते हैं कि सुपरनोवा अवशेषों के अलावा, गैर-थर्मल विकिरण एक्स्ट्रागैलेक्टिक स्रोतों से मौजूद है: रेडियो आकाशगंगाएँ और क्वासर। सर्पिल भुजाओं के अंतरतारकीय माध्यम से कमजोर गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन भी उत्पन्न होता है।

क्रैब नेबुला से गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन की खोज ने इस नई सुविधा के आधार पर सुपरनोवा अवशेषों की खोज को प्रेरित किया। 1952 में, बाडे को उस स्थान पर एक बेहोश फिलामेंटरी नेबुला मिला जहां रेडियो स्रोत कैसिओपिया ए देखा जाता है। सोवियत खगोलशास्त्री पी.पी. पेरेनागो और आई.एस. शक्लोव्स्की ने सुझाव दिया कि यह भी एक सुपरनोवा का अवशेष है, शायद प्राचीन चीन में भी देखा गया था (कैसिओपिया नक्षत्र में, प्राचीन पर्यवेक्षकों ने कई चमक देखी थीं)। मिन्कोव्स्की जैसे अन्य शोधकर्ता उनकी बात से असहमत थे।

लेकिन 1955 में, आर. मिन्कोव्स्की इस निहारिका के गुच्छों की गति को मापने में सक्षम थे और पता चला कि, क्रैब नेबुला के साथ इसकी असमानता के बावजूद, यह तेजी से फैलने वाले खोल का भी हिस्सा था। उन्हें अपनी आपत्तियां छोड़नी पड़ीं. निहारिका के विस्तार के आधार पर इस सुपरनोवा की आयु निर्धारित करना संभव हो सका। कनाडाई खगोलशास्त्रियों के. कैंपर और एस. वैन डेन बर्ग के नवीनतम शोध में लगभग 3 वर्षों की अनिश्चितता के साथ, प्रकोप की तारीख 1653 के आसपास बताई गई है। इसका मतलब यह है कि यह हाल ही में हुआ, ब्राहे और केप्लर के सुपरनोवा विस्फोटों के बाद, जन हेवेलियस की दूरबीनों के युग में, और इस बीच, इसे कैसिओपिया तारामंडल में नहीं देखा गया था, जो हमेशा अवलोकन के लिए सुलभ है और समशीतोष्ण में प्रवेश नहीं करता है हमारे गोलार्ध के अक्षांश. रेडियो खगोल विज्ञान के माध्यम से खोजा गया युवा सुपरनोवा कई मायनों में बेहद दिलचस्प वस्तु निकला।

आज तक, रेडियो खगोल विज्ञान ने हमारी आकाशगंगा से संबंधित 135 गैर-थर्मल रेडियो स्रोतों की पहचान करना संभव बना दिया है। ये विभिन्न युगों के सुपरनोवा के अवशेष हैं। केवल अपेक्षाकृत युवा वस्तुओं के लिए, जिन्हें पिछली शताब्दियों में हमारे पूर्ववर्तियों द्वारा पर्याप्त विवरण में देखा गया था, क्या हम प्रकाश वक्रों से सुपरनोवा के प्रकार, और कभी-कभी फोटोमेट्रिक वर्ग को भी स्थापित करने में सक्षम हैं।

प्राचीन काल में सुपरनोवा का अवलोकन

वैज्ञानिक लंबे समय से तारों के फटने के प्राचीन अवलोकन, धूमकेतुओं की उपस्थिति और अन्य असामान्य घटनाओं के बारे में जानकारी एकत्र कर रहे हैं। चीनी, मध्य पूर्वी और यूरोपीय स्रोतों से संकलित ऐसे डेटा का पहला सारांश फ्रांसीसी धूमकेतु शोधकर्ता ए.जी. का है। पिंगरे, जिन्होंने 1783 में दो खंडों वाली कृति "कॉमेटोग्राफी" प्रकाशित की। उन्होंने कुछ रोमन और बाइबिल ग्रंथों के साथ-साथ मा डुआनलिन द्वारा संकलित मध्ययुगीन चीनी विश्वकोश वेन्क्सियन टोंगकाओ के पहले अनुवाद और कुछ अन्य पांडुलिपियों का उपयोग किया, जिनमें से कुछ फ्रांसीसी क्रांति के दौरान बिना किसी निशान के खो गए थे।

दुर्भाग्य से, पिंगरे की सूची को हम्बोल्ट और लुंडमार्क दोनों ने अवांछनीय रूप से भुला दिया था। किसी न किसी कारण से तारकीय चमक मानी जाने वाली सभी घटनाओं का अब तक का सबसे संपूर्ण संग्रह इस पुस्तक के लेखक द्वारा संकलित किया गया था और इसे अंतरराष्ट्रीय "वैरिएबल स्टार्स की सामान्य सूची" में शामिल किया गया था, जिसे नियमित रूप से नए डेटा के साथ अद्यतन किया जाता है।

प्राचीन काल से 1700 तक, लगभग 200 विस्फोट हुए हैं, मुख्य रूप से नए सितारों के, और पांडुलिपियों और इतिहास में खोज जारी है। ध्यान दें कि हाल तक यह माना जाता था कि यूरोप, भूमध्यसागरीय और मध्य पूर्व में कुछ प्रकोप देखे गए थे: केवल 5-7, और बाकी सुदूर पूर्व के देशों में देखे गए थे। पिंगरे और रोमन इतिहास की सामग्रियों के उपयोग से पता चला कि पश्चिम में लगभग 25 प्रकोप देखे गए थे। यह पहले से ही एक महत्वपूर्ण योगदान है, जिसका उपयोग प्रकोप विवरणों की क्रॉस-तुलना के लिए किया जाता है।

प्रेक्षित ज्वालाओं के बीच सुपरनोवा की पहचान कैसे की जा सकती है? जिन तीन चमकीले गैलेक्टिक सुपरनोवा की हमने पिछले पृष्ठों पर चर्चा की थी, वे परिमाण -3.5 तक पहुँच गए या उससे अधिक हो गए। और ये कोई दुर्घटना नहीं है. किसी तारे की चमक को नग्न आंखों से आसानी से पहचानने के लिए, यह कम से कम तीसरी तीव्रता का होना चाहिए। फिर यह नक्षत्रों के सामान्य आंकड़ों को तोड़ता है और आपका ध्यान आकर्षित करता है। एक नए तारे की अधिकतम चमक पर यह परिमाण होगा यदि वह हमसे एक हजार प्रकाश वर्ष से अधिक दूरी पर स्थित न हो। लेकिन एक सुपरनोवा जो हमारी आकाशगंगा के सबसे दूर के हिस्से में विस्फोटित हुआ, यदि कोई अंतरतारकीय अवशोषण नहीं होता, तो शून्य परिमाण से अधिक चमकीला होता और प्रकाश वक्र के प्रकार के आधार पर, 3 से 8 महीने तक देखा जाता। इस प्रकार, इस बात की बहुत अधिक संभावना है कि शून्य परिमाण से अधिक चमकीला फ्लैश एक सुपरनोवा है।

हाल के वर्षों तक, चमकीले प्रकाशमानों के अवलोकन की सबसे पुरानी रिपोर्ट जो हमारे पास पहुंची, उसमें 2296 ईसा पूर्व के एक धूमकेतु का उल्लेख था। ई., पिंगरे द्वारा पाया गया और पहले चीनी शासक याओ के बारे में मौखिक परंपराओं के रिकॉर्ड में शामिल है। चीन में लेखन डेढ़ सहस्राब्दी बाद शुरू हुआ। लेकिन कई साल पहले, जे. मिखानोव्स्की (यूएसए) ने सुमेरियों (प्राचीन मेसोपोटामिया के निवासियों) की एक मिट्टी की गोली का अर्थ निकाला था, जिस पर "दूसरे सूर्य देवता" के बारे में सबसे पुरानी मौखिक किंवदंती दर्ज की गई थी, जो आकाश के दक्षिणी हिस्से में दिखाई देती थी। , लेकिन जल्द ही फीका पड़ गया और गायब हो गया। यह घटना 3-4 सहस्राब्दी ईसा पूर्व की है। इ। और एक सुपरनोवा विस्फोट से जुड़ा है, जिसके बाद हमारे सबसे निकटतम अवशेष - पारस एक्स नेबुला रह गया।

अब हमारे पास प्रकोप के बारे में निश्चित और विश्वसनीय जानकारी है, जाहिर तौर पर यह एक सुपरनोवा था, जिसे 7 दिसंबर, 185 ईस्वी को चीन में देखा गया था। इ। और जुलाई 186 या 187 तक दिखाई देता था। इस घटना का वर्णन इस प्रकार किया गया है: "झोंग-किंग काल में, दूसरे वर्ष में, क्वेई-हाओ के दिन 10वें चंद्रमा पर, बीच में एक असाधारण तारा दिखाई दिया नान-मेंग। यह एक बांस के अबेकस के आकार का था और इसमें क्रमिक रूप से पांच रंग दिखाई देते थे। अगले वर्ष के बाद छठे चंद्रमा तक इसकी चमक धीरे-धीरे कम हो गई, जब यह गायब हो गया।" इस विवरण में घटना की तारीख, इसकी अवधि और आकाश में स्थान शामिल है, इसकी प्रकृति का संकेत दिया गया है: सितारों के बीच गतिहीनता, चमक का कमजोर होना और रंग में बदलाव। ध्यान दें कि यह 185 की घटना का एकमात्र उल्लेख है; अन्य जानकारी हम तक नहीं पहुंची है।

तारामंडल "नान-मैन" भी सेंटौरी है। चीन की प्राचीन राजधानी लुओयांग में, यह क्षितिज से तीन डिग्री ऊपर उठ गया और रात में दो घंटे से अधिक दिखाई नहीं देता था, इसलिए ध्यान देने के लिए तारे को असाधारण रूप से उज्ज्वल होना चाहिए। ऐसा माना जाता था कि प्रकोप 7 महीने तक चला, लेकिन एफ. स्टीफेंसन का तर्क है कि पाठ में संबंधित चित्रलिपि का अनुवाद "अगले वर्ष" के रूप में नहीं, बल्कि "अगले वर्ष" के अर्थ में किया जाना चाहिए, और 20 महीने की अवधि का अनुमान लगाया गया है।

हमारी राय में, सुपरनोवा के प्रकोप का संकेत देने वाला निर्णायक तर्क, न कि किसी नए तारे का, प्रकोप के रंग में लगातार बदलाव है। नए तारे व्यावहारिक रूप से अपना रंग नहीं बदलते हैं, जबकि सुपरनोवा अधिकतम सफेद होते हैं, और फिर क्रमिक रूप से पीले, लाल, फिर पीले और सफेद हो जाते हैं। चूंकि पाठ पांच रंगों की बात करता है, इसलिए पहला अवलोकन सफेद चरण, यानी अधिकतम चमक को संदर्भित करता है।

सुपरनोवा की अधिकतम चमक कितनी थी? पाठ प्रत्यक्ष जानकारी प्रदान नहीं करता है, लेकिन हम घटना की अवधि के आधार पर इसकी गणना कर सकते हैं। क्षितिज के निकट किसी तारे की सात महीने की दृश्यता चमक के तारकीय परिमाण को -4 से अधिक नहीं दर्शाती है, और 20 महीने की दृश्यता - -4 से -8वें परिमाण तक इंगित करती है। इसके परिणामस्वरूप काफी व्यापक चयन होता है, जो सुपरनोवा अवशेष पाए जाने पर सीमित हो सकता है।

और सेंटॉरी के बीच, चार गैर-थर्मल रेडियो स्रोत, यानी, सुपरनोवा अवशेष पाए गए। मध्य में स्थित एक धुंधली फिलामेंटस नीहारिका से मेल खाता है। इसका थर्मल एक्स-रे उत्सर्जन हाल ही में खोजा गया था - जो सुपरनोवा अवशेष के तुलनात्मक युवा होने का संकेत है। इसकी आयु, रेडियो उत्सर्जन की तीव्रता से गणना की गई, अन्य तीन की आयु से कम है, लेकिन 1700 वर्ष से अधिक है, अर्थात, यह देखी गई चमक से अधिक पुरानी है, जिसे इस आयु निर्धारण की अपरिष्कृतता के लिए जिम्मेदार ठहराया जाना चाहिए। तरीका। अवशेष की दूरी 2-3 केपीसी है, और इसलिए एक प्रकार I सुपरनोवा जो इतनी दूरी पर प्रस्फुटित होता है, अंतरतारकीय अवशोषण से कमजोर होने के बाद, -4वें परिमाण तक पहुंच जाएगा, और प्रकार II के मामले में यह -2वें परिमाण तक पहुंच जाएगा। . जाहिर है, टाइप I अधिक उपयुक्त है।

गैलेक्टिक सुपरनोवा अवशेषों पर डेटा का उपयोग करके प्राचीन ग्रंथों में वर्णित सुपरनोवा विस्फोटों को "पिछले दरवाजे से" पहचानने का प्रयास लगभग बीस साल पहले बड़े पैमाने पर किया गया था। उनका कमजोर बिंदु प्रकोप के क्षेत्र पर इतिहास के बहुत मोटे संकेत थे। जब किसी तरह अवशेषों की उम्र निर्धारित करना संभव हो गया, तो कई "पहचान" की काल्पनिक प्रकृति का पता चला।

बहुमूल्य खगोलीय जानकारी वाले पुराने ग्रंथों की खोज अब भी महत्वपूर्ण भूमिका निभा रही है। इस संबंध में विशेष रूप से शिक्षाप्रद सुपरनोवा 1006 के अध्ययन का इतिहास है। क्षितिज के निकट वुल्फ के दक्षिणी तारामंडल में देखे गए इस प्रकोप का उल्लेख सात जापानी, छह चीनी, छह यूरोपीय, पांच अरब और एक कोरियाई इतिहास में किया गया था। घटनाओं का वर्णन करने वाले इतिहासकार हमेशा पेशेवर पर्यवेक्षक और प्रत्यक्षदर्शी नहीं थे, लेकिन कभी-कभी प्रत्यक्षदर्शियों का वर्णन भी मिलता है। यह ज्योतिषी अली बेन रिदवान थे, जिन्होंने 1006 की घटना का विस्तार से वर्णन किया था, जिसे उन्होंने व्यक्तिगत रूप से अपनी युवावस्था में देखा था। तारे के प्रकट होने पर ग्रहों की स्थिति उन्हें अच्छी तरह से याद थी, और अमेरिकी शोधकर्ता बी. गोल्डस्टीन आकाश में इस घटना की तारीख और स्थान स्थापित करने में सक्षम थे। उन्होंने चीनी इतिहास से इसी तरह के परिणाम प्राप्त किये।

जैसा कि सुपरनोवा 1054 के मामले में था, हमें यहां सुपरनोवा की प्रतिभा के बारे में जानकारी की कमी का सामना करना पड़ रहा है। हालाँकि, यह दिलचस्प है कि 28 अप्रैल को जापानी खगोलविदों द्वारा सुपरनोवा के पहले विवरण में तारे के नीले-सफेद रंग का उल्लेख किया गया था, और बाद के पर्यवेक्षकों ने सर्वसम्मति से तारे के रंग को पीला और सुनहरा बताया। इस जानकारी को देखते हुए, जापानियों ने इस सुपरनोवा को अपनी अधिकतम चमक तक पहुंचने से पहले ही देख लिया था। चीनी स्रोतों ने यह भी नोट किया कि 1 मई को, इसकी चमक धीरे-धीरे बढ़ी और शुक्र की चमक के करीब पहुंच गई। पांच स्रोत सुपरनोवा की चमक की तुलना आंशिक चंद्रमा की चमक से करते हैं, हालांकि किसी ने भी यह उल्लेख नहीं किया है कि तारा दिन के समय देखा गया था। निःसंदेह, मई में तारा देर रात को उदय और अस्त होता था। यहां तक ​​कि अगर यह चमक में शुक्र के बराबर होता, तो यह चांदनी रहित गहरी रात की पृष्ठभूमि में एक बड़ा प्रभाव डालता, जबकि हम शुक्र को केवल सुबह की हल्की पृष्ठभूमि के खिलाफ शाम को देखते हैं। सुपरनोवा की वस्तुओं की रोशनी की छाया ने भी प्रभाव को बढ़ाया और स्पष्ट रूप से अधूरे चंद्रमा के साथ तुलना के आधार के रूप में कार्य किया। वास्तव में, सुपरनोवा शुक्र की तुलना में अधिक चमकीला, लेकिन चौथाई भाग में चंद्रमा की तुलना में फीका दिखाई दे सकता है। अली बेन रिदवान ने नोट किया कि तारे का "आकार" शुक्र से 2.5-3 गुना बड़ा था। यह तुलना "अनुपस्थिति में" थी, क्योंकि तारा शुक्र के अस्त होने की तुलना में बहुत देर से उदित हुआ। शोधकर्ताओं ने शुक्र के स्पष्ट कोणीय आयामों पर पुराने अरबी और आधुनिक आंकड़ों के आधार पर अली बिन रिदवान के अनुमान की पुनर्गणना करने की कोशिश की, लेकिन परिणाम बकवास था। अली बेन रिदवान का स्पष्ट अर्थ यह था कि तारा शुक्र से 2-3 परिमाण तक अधिक चमकीला था। चूँकि मई में शाम के समय शुक्र ग्रह -तीसरे परिमाण का हो सकता है, अधिकतम चमक पर सुपरनोवा -6वें परिमाण का हो सकता है।

वह परिस्थिति; जुलाई में सुपरनोवा को दोपहर के बाद दिन में उगना था, लेकिन दिन के आकाश की पृष्ठभूमि में इसे नहीं देखा गया, यह दर्शाता है कि इस महीने में यह -3.5 तीव्रता से कमजोर दिखाई दिया। जब यह रात में फिर से दिखाई देने लगा, तब भी यह आसपास के तारों के बीच चमक में खड़ा था। जुलाई से नवंबर के अंत तक, जापानी अदालत के खगोलविदों ने सम्राट को नौ बार इसकी दृश्यता की सूचना दी। चीनी खगोलविदों ने इसे वर्ष के अंत तक पूर्व में सुबह में देखा। 1007 में सुपरनोवा के बारे में कोई जानकारी नहीं थी। सच है, एक स्रोत में एक संदेश है कि गोल्डस्टीन एक बयान के रूप में अनुवाद करता है कि इसे 1016 से पहले देखा गया था, लेकिन यह एक स्पष्ट गलतफहमी है, क्योंकि इस मामले में सुपरनोवा अधिकतम इतना उज्ज्वल होगा कि यह लंबे समय तक चमकता रहेगा दिन।

सुपरनोवा की दृश्यता के आसपास की परिस्थितियों की जांच से पता चलता है कि यह एक प्रकार का सुपरनोवा था। ज्वाला क्षेत्र में गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन के कई स्रोतों में से, गैस फिलामेंट्स और विशिष्ट एक्स-रे उत्सर्जन के निशान वाले एक स्रोत की खोज की गई थी। 1979 में, इस सुपरनोवा अवशेष के केंद्र के पास, एफ. श्वित्ज़र और जे. मिडिलडिच ने 17वें परिमाण के एक नीले तारे की खोज की, जो स्पेक्ट्रम के अनुसार, एक सफेद बौना था।

आगे देखते हुए, हम देखते हैं कि उस समय तक, हल्के नीले केंद्रीय तारे पहले ही पाए जा चुके थे और दो सुपरनोवा अवशेषों में विस्तार से अध्ययन किया गया था - क्रैब नेबुला और सेल्स एक्स में, जो उच्च आवृत्ति पर झपकते थे - प्रति दिन 30 और 10 बार क्रमशः दूसरा. हालाँकि, श्वित्ज़र तारे की चमक में कोई उतार-चढ़ाव नहीं पाया गया। यह पता चल सकता है कि यह तारा गलती से एक रेडियो स्रोत पर प्रक्षेपित हो गया है और सुपरनोवा अवशेष के सामने या पीछे गैलेक्टिक डिस्क में सामान्य वस्तुओं में से एक है। लेकिन, दूसरी ओर, यह टाइप I सुपरनोवा का पहला खोजा गया तारकीय अवशेष हो सकता है! इसका ठीक से पता लगाना ज़रूरी था. और जनवरी 1982 में, पराबैंगनी स्पेक्ट्रोमीटर से लैस एक उपग्रह से इस वस्तु का 1200 से 3200 तक स्पेक्ट्रा प्राप्त किया गया था। स्पेक्ट्रा ने तारे के सामने स्थित सुपरनोवा अवशेष के विस्तारित खोल से संबंधित अवशोषण रेखाओं का खुलासा किया; उनके विस्थापन ने 5-6 हजार किमी/सेकेंड की विस्तार दर का संकेत दिया। इसने टाइप I सुपरनोवा विस्फोटों के विकास के वास्तविक पैटर्न को स्थापित करने में निर्णायक भूमिका निभाई।

तालिका 13. गैलेक्टिक सुपरनोवा
सुपरनोवा, विस्फोट का वर्ष	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
तारामंडल	सेंटौरस	भेड़िया	TAURUS	कैसिओपेआ	कैसिओपेआ	कैसिओपेआ	ओफ़िउचुस
विश्व का वह देश या भाग जहाँ सुपरनोवा देखा गया था	चीन	एशिया, अफ़्रीका	एशिया, अमेरिका	एशिया	यूरोप एशिया	कोरिया	यूरोप एशिया
अवलोकन की अवधि, दिन	225	240	710	185	560	100	365
अधिकतम पर स्पष्ट परिमाण	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
फोटोमीट्रिक वर्ग	टाइप I	मैं 14	द्वितीय. 5	द्वितीय. 3	मैं 12	?	मैं 12
शैल विस्तार दर, किमी/सेकेंड	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
सुपरनोवा अवशेष	खाओ	खाओ	वृषभ एक "केकड़ा"	3С 58	कैसिओपिया बी	कैसिओपिया ए	खाओ
शेष से दूरी, के.पी.एस	2-3	4	2	8	5	3	10

1181 के उज्ज्वल फ्लैश के बारे में बताना हमारे लिए बाकी है, जो मुख्य रूप से जापान में देखा गया था (एफ. स्टीफेंसन ने छह क्रोनिकल्स गिनाए जहां इसका उल्लेख किया गया था), साथ ही साथ चीन और यूरोप में भी। यह आधे साल तक दिखाई देता था, एक समय इसका रंग "नीला-पीला" था और इसकी चमक शनि के बराबर थी। यह ज्वाला कैसिओपिया तारामंडल में घटित हुई। छह महीने में सुपरनोवा का 4 परिमाण से कमजोर होना टाइप II के लिए विशिष्ट है। भड़कने की जगह पर, जो विश्वसनीय रूप से स्थापित किया गया है, एक चमकदार कोर वाला एक गैर-थर्मल रेडियो स्रोत है, जिसे 1952 में खोजा गया था - टॉरस ए रेडियो स्रोत का "डबल"। हाल ही में, यहाँ एक भारी धूल भरे क्षेत्र में आकाशगंगा में केकड़े जैसा दिखने वाला एक फिलामेंट नीहारिका पाया गया। इससे पुष्टि होती है कि प्रकोप टाइप II सुपरनोवा का है।

आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोट कितनी बार होते हैं?

आज तक, हमारे पास प्रेक्षित सुपरनोवा की अपेक्षाकृत छोटी सूची है (तालिका 13); उसी समय, 135 रेडियो स्रोत पाए गए जो सुपरनोवा अवशेष हैं। अधिकांश अवशेष पुराने हैं और आकाशगंगा में मजबूत अंतरतारकीय अवशोषण वाले क्षेत्रों में पाए जाते हैं। इसलिए, उनकी चमक बमुश्किल ही देखी जा सकी। लेकिन अवशेषों में वे भी पाए गए जिनका प्रकोप पिछली शताब्दी के मध्य में हुआ था, लेकिन ऊपर बताए गए कारणों से नहीं देखा गया।

चूँकि हम स्वयं आकाशगंगा में हैं, और सुपरनोवा विस्फोट न केवल एक भव्य तमाशा है, बल्कि, जैसा कि हम बाद में देखेंगे, हमारे सौर मंडल के जीवन में एक प्रभावशाली कारक भी हैं, सवाल यह है कि आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोट कितनी बार होते हैं। अकादमिक से दूर, लेकिन बेहद महत्वपूर्ण भी।

तालिका के अनुसार अध्याय VII में 11, हमने 60% की अनिश्चितता के साथ हमारी आकाशगंगा में 110 वर्षों के सुपरनोवा विस्फोटों के बीच का अंतराल प्राप्त किया, यानी 44 से 176 वर्षों तक का औसत अंतराल संभव है। ये गणना अन्य सर्पिल आकाशगंगाओं में सुपरनोवा विस्फोटों के अवलोकन से की गई हैं और इस धारणा पर आधारित हैं कि हमारी तारा प्रणाली एसबी प्रकार की है। यदि यह एससी प्रकार का है, तो चमक के बीच के अंतराल को 10 गुना कम किया जाना चाहिए। स्वाभाविक रूप से, ऐसे अनिश्चित निष्कर्षों को हमारी आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोटों की आवृत्ति का सीधे अध्ययन करके सत्यापित करने की आवश्यकता है।

चावल। 26.आकाशगंगा के मुख्य तल पर प्रक्षेपण में सात गैलेक्टिक सुपरनोवा का स्थान।
सुपरनोवा को उनकी विस्फोट तिथियों द्वारा चिह्नित किया जाता है। C आकाशगंगा का केंद्र है, - सूर्य, उनके बीच की दूरी 10 kpc है। HI आकाशगंगा में तटस्थ हाइड्रोजन के वितरण की सीमा है, HII आयनित हाइड्रोजन (यानी, उज्ज्वल गैसीय निहारिका) के वितरण की सीमा है।

हाल ही में, जी. टैमन ने हमारी सहस्राब्दी के पांच सुपरनोवा: 1006, 1054, 1572 और 1604 के आधार पर विस्फोटों के बीच औसत अंतराल की गणना करने की कोशिश की। और कैसिओपिया ए. सुपरनोवा 1181 को उनके द्वारा अस्वीकार कर दिया गया था। ये पांच सुपरनोवा 50° के केंद्रीय कोण वाले एक सेक्टर में स्थित हैं, जिसका शीर्ष गैलेक्टिक कोर पर है (यानी, सेक्टर आकाशगंगा का सातवां हिस्सा बनाता है, चित्र 26 देखें)। यदि हम 1000 वर्षों को पाँच से विभाजित करते हैं, तो हमें एक क्षेत्र में विस्फोटों के बीच 200 वर्षों का अंतराल मिलता है, या, 7 और से विभाजित करने पर, हमें संपूर्ण आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोटों के बीच 28 वर्षों का अंतराल मिलता है। लेकिन सेक्टर के भीतर ऐसे महत्वपूर्ण क्षेत्र हैं जहां प्रकाश का मजबूत अवशोषण हमसे ज्वाला को छिपा सकता है। इसके अलावा, मध्ययुगीन अवलोकन संबंधी डेटा केवल ग्रह के उत्तरी गोलार्ध के लिए मौजूद है, और इसलिए दक्षिणी आकाशीय ध्रुव के पास तारामंडल में ज्वाला का पता नहीं चल सका है। हम संबंधित सुधारों के विवरण में नहीं जाएंगे, लेकिन केवल यह बताएंगे कि टैमन ने अंततः एक दिशा या किसी अन्य में 5 विस्फोटों के संभावित विचलन के साथ प्रति शताब्दी 12 साल या 8 सुपरनोवा का औसत अंतराल प्राप्त किया।

लेकिन कम जटिल रास्ता अपनाना संभव होगा। बड़ी अनिश्चितताओं वाले एक क्षेत्र के बजाय, आइए हम सूर्य के चारों ओर के पड़ोस को 8 केपीसी के दायरे में लें। फिर, चूंकि इसका ऑप्टिकल, एक्स-रे और रेडियो खगोलीय तरीकों से अच्छी तरह से अध्ययन किया गया है, हम निश्चिंत हो सकते हैं कि इसमें तालिका में सूचीबद्ध केवल छह, युवा अवशेष शामिल हैं। 13, कम से कम पिछले 1800 वर्षों में, 185 की ज्वाला के बाद से, और वास्तव में इससे भी लंबी अवधि के लिए। पड़ोस के बाहर 1604 का केप्लर सुपरनोवा था, जो आकाशगंगा के केंद्र के ऊपर कहीं टूट गया था।

आइए ध्यान दें कि छह सुपरनोवा में से दो टाइप II के हैं, और बाकी टाइप I के हैं। आइए यह स्थापित करने का प्रयास करें कि गैलेक्सी में इस प्रकार के सुपरनोवा कहां से टूट सकते हैं। टाइप I सुपरनोवा, अन्य तारकीय प्रणालियों में विस्फोटों को देखते हुए, केंद्र से किसी भी दूरी पर और अधिक विशेष रूप से, गैर-आयनीकृत हाइड्रोजन के वितरण के क्षेत्र में होते हैं, जो संक्षेप में, काफी हद तक सुपरनोवा की गतिविधि का एक उत्पाद है। . जहां तक ​​टाइप II सुपरनोवा का सवाल है, वे युवा सितारों से जुड़े हैं, आकाशगंगाओं में वितरण का क्षेत्र चमकदार गैस नीहारिकाओं - आयनित हाइड्रोजन के बादलों द्वारा स्पष्ट रूप से रेखांकित किया गया है।

आकाशगंगा में गैर-आयनित हाइड्रोजन के वितरण की त्रिज्या 21 kpc है, और आयनित हाइड्रोजन की वितरण त्रिज्या 16 kpc है। इसलिए गैलेक्सी में हाइड्रोजन के आयनीकरण चरणों के वितरण के संबंधित क्षेत्र के सापेक्ष 8 केपीसी की त्रिज्या के साथ हमारे पड़ोस के अंश की गणना करना मुश्किल नहीं है: गैर-आयनित के लिए 0.15 और आयनित के लिए 0.25। संक्षेप में, ये एकमात्र कारक हैं जिनकी हमें दोनों प्रकार के सुपरनोवा विस्फोटों के बीच औसत अंतराल की गणना करने के लिए आवश्यकता होती है। 1800 वर्षों का न्यूनतम अंतराल लेते हुए, हमें प्रकार I के लिए 1800:4*0.15 = 67 वर्ष, और प्रकार II के लिए 1800:2*0.25 = 225 वर्ष, या, प्रकारों के बीच अंतर किए बिना, प्रति शताब्दी लगभग दो सुपरनोवा मिलते हैं। इन संख्याओं को 50% तक की त्रुटि के साथ सही माना जा सकता है, लेकिन चूंकि सूर्य के चारों ओर 8 केपीसी की त्रिज्या वाले क्षेत्र में सुपरनोवा अवशेषों के रेडियो उत्सर्जन के अध्ययन से 2500 वर्ष से कम उम्र की अन्य वस्तुएं नहीं मिली हैं, इसलिए औसत अंतराल उपरोक्त प्राप्त विस्फोटों के बीच 1.4 गुना की वृद्धि की जा सकती है, और सौ वर्षों में विस्फोटों की संख्या उतनी ही कम हो जाएगी।

यह ध्यान रखना दिलचस्प है कि दो सहस्राब्दियों के दौरान वैकल्पिक रूप से देखी गई ज्वालाएँ "श्रृंखला" में अनुमानित एकरूपता के साथ एक-दूसरे का अनुसरण नहीं करती थीं: एक दूसरी शताब्दी में थी, फिर 8वीं शताब्दी का ब्रेक था और XI- में बारहवीं शताब्दी में तीन प्रकोप हुए, जिसके बाद फिर से चार शताब्दियों का विराम आया, जो 16वीं - 17वीं शताब्दी के मोड़ पर 32 वर्षों तक तीन प्रकोपों ​​​​के साथ समाप्त हुआ। तब से, एक नया चार-शताब्दी का ठहराव कायम है। "श्रृंखला" और "विराम" का कोई विशेष भौतिक अर्थ नहीं है। ये छोटी संख्या में घटनाओं के क्रम में शुद्ध दुर्घटनाएँ हैं। किसी न किसी रूप में, पिछली चार शताब्दियों में, सूर्य के चारों ओर 8 केपीसी के दायरे वाले पड़ोस के बाहर सुपरनोवा विस्फोट हुए हैं। आकाशगंगा हमारे क्षेत्र पर कम से कम दो सुपरनोवा की "देनदार" है।

आकाशगंगा में सौर मंडल की स्थिति ऐसी है कि हम वैकल्पिक रूप से इसकी लगभग आधी मात्रा में सुपरनोवा विस्फोटों का निरीक्षण करने में सक्षम हैं, और शेष आकाशगंगा में विस्फोटों की चमक अंतरतारकीय अवशोषण और दूरी से इस हद तक कम हो जाती है हमारे समय में भी वे छूट सकते हैं और विस्फोट के बाद रेडियो-उत्सर्जक बचे हुए पदार्थों के रूप में पाए जा सकते हैं।

20वीं सदी की महत्वपूर्ण उपलब्धियों में से एक इस तथ्य की समझ थी कि हाइड्रोजन और हीलियम से भारी लगभग सभी तत्व तारों के आंतरिक भाग में बनते हैं और सुपरनोवा विस्फोटों के परिणामस्वरूप अंतरतारकीय माध्यम में प्रवेश करते हैं, जो सबसे शक्तिशाली घटनाओं में से एक है। जगत।

फोटो: धधकते तारे और गैस के कण सुपरनोवा 1987ए नामक विशाल तारे के आत्म-विनाश के लिए एक लुभावनी पृष्ठभूमि प्रदान करते हैं। खगोलविदों ने 23 फरवरी 1987 को दक्षिणी गोलार्ध में इसका विस्फोट देखा। हबल स्पेस टेलीस्कोप की यह छवि गैस के फैले हुए बादलों में पदार्थ के आंतरिक और बाहरी छल्लों से घिरे सुपरनोवा अवशेषों को दिखाती है। यह तीन रंगों वाली छवि सुपरनोवा और उसके आसपास के क्षेत्र की कई तस्वीरों का एक संयोजन है जो सितंबर 1994, फरवरी 1996 और जुलाई 1997 में ली गई थीं। सुपरनोवा के निकट अनेक चमकीले नीले तारे विशाल तारे हैं, जिनमें से प्रत्येक लगभग 12 मिलियन वर्ष पुराना है और सूर्य से 6 गुना भारी है। वे सभी तारों की उसी पीढ़ी के हैं जिनमें विस्फोट हुआ था। चमकीले गैस बादलों की उपस्थिति इस क्षेत्र के युवाओं का एक और संकेत है, जो अभी भी नए सितारों के जन्म के लिए उपजाऊ भूमि है।

प्रारंभ में वे सभी तारे जिनकी चमक अचानक 1,000 गुना से अधिक बढ़ गयी थी, नये कहलाये। चमकते समय, ऐसे तारे अचानक आकाश में प्रकट हो गए, जिससे तारामंडल का सामान्य विन्यास बाधित हो गया, और उनकी चमक अधिकतम, कई हजार गुना तक बढ़ गई, फिर उनकी चमक तेजी से गिरने लगी, और कुछ वर्षों के बाद वे उतने ही फीके हो गए जितने कि वे थे। भड़कने से पहले थे. ज्वालाओं की पुनरावृत्ति, जिनमें से प्रत्येक के दौरान तारा अपने द्रव्यमान का एक हजारवां हिस्सा उच्च गति से बाहर निकालता है, नए सितारों की विशेषता है। और फिर भी, इस तरह की चमक की घटना की भव्यता के बावजूद, यह तारे की संरचना में मौलिक परिवर्तन या उसके विनाश से जुड़ा नहीं है।

पांच हजार वर्षों में, तारों की 200 से अधिक चमकदार चमक के बारे में जानकारी संरक्षित की गई है, अगर हम खुद को उन तक सीमित रखते हैं जो चमक में तीसरे परिमाण से अधिक नहीं थे। लेकिन जब निहारिकाओं की बाह्य आकाशगंगा प्रकृति स्थापित हो गई, तो यह स्पष्ट हो गया कि उनमें चमकने वाले नए तारे अपनी विशेषताओं में सामान्य नोवा से बेहतर थे, क्योंकि उनकी चमक अक्सर पूरी आकाशगंगा की चमक के बराबर होती थी जिसमें वे थे धधक उठना। ऐसी घटनाओं की असामान्य प्रकृति ने खगोलविदों को इस विचार के लिए प्रेरित किया कि ऐसी घटनाएं सामान्य नोवा से पूरी तरह से अलग थीं, और इसलिए 1934 में, अमेरिकी खगोलविदों फ्रिट्ज़ ज़्विकी और वाल्टर बाडे के सुझाव पर, उन सितारों की चमक अधिकतम चमक तक पहुंच गई। सामान्य आकाशगंगाओं को सुपरनोवा के एक अलग, सबसे चमकीले और दुर्लभ वर्ग में पहचाना गया।

सामान्य नोवा के विस्फोटों के विपरीत, हमारी आकाशगंगा की वर्तमान स्थिति में सुपरनोवा विस्फोट अत्यंत दुर्लभ घटना है, जो हर 100 वर्षों में एक बार से अधिक नहीं होती है। सबसे तीव्र प्रकोप 1006 और 1054 में थे; उनके बारे में जानकारी चीनी और जापानी ग्रंथों में निहित है। 1572 में, कैसिओपिया तारामंडल में ऐसे तारे का प्रकोप उत्कृष्ट खगोलशास्त्री टाइको ब्राहे द्वारा देखा गया था, और 1604 में ओफ़िचस तारामंडल में सुपरनोवा घटना की निगरानी करने वाले अंतिम व्यक्ति जोहान्स केपलर थे। खगोल विज्ञान में "दूरबीन" युग की चार शताब्दियों के दौरान, हमारी आकाशगंगा में ऐसी चमक नहीं देखी गई है। इसमें सौर मंडल की स्थिति ऐसी है कि हम इसके आयतन के लगभग आधे भाग में सुपरनोवा विस्फोटों को वैकल्पिक रूप से देख सकते हैं, और इसके शेष आयतन में विस्फोटों की चमक अंतरतारकीय अवशोषण द्वारा मंद हो जाती है। में और। क्रासोव्स्की और आई.एस. शक्लोव्स्की ने गणना की कि हमारी आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोट औसतन हर 100 साल में एक बार होता है। अन्य आकाशगंगाओं में, ये प्रक्रियाएँ लगभग समान आवृत्ति के साथ होती हैं, इसलिए ऑप्टिकल विस्फोट चरण में सुपरनोवा के बारे में मुख्य जानकारी अन्य आकाशगंगाओं में उनके अवलोकन से प्राप्त की गई थी।

ऐसी शक्तिशाली घटनाओं के अध्ययन के महत्व को महसूस करते हुए, संयुक्त राज्य अमेरिका में पालोमर वेधशाला में कार्यरत खगोलविदों डब्ल्यू. बाडे और एफ. ज़्विकी ने 1936 में सुपरनोवा के लिए एक व्यवस्थित व्यवस्थित खोज शुरू की। उनके पास श्मिट प्रणाली की एक दूरबीन थी, जिससे कई दसियों वर्ग डिग्री के क्षेत्रों की तस्वीरें लेना संभव हो गया और यहां तक ​​कि धुंधले तारों और आकाशगंगाओं की भी बहुत स्पष्ट छवियां मिल गईं। तीन वर्षों में, उन्होंने विभिन्न आकाशगंगाओं में 12 सुपरनोवा विस्फोटों की खोज की, जिनका फोटोमेट्री और स्पेक्ट्रोस्कोपी का उपयोग करके अध्ययन किया गया। जैसे-जैसे अवलोकन प्रौद्योगिकी में सुधार हुआ, नए खोजे गए सुपरनोवा की संख्या में लगातार वृद्धि हुई, और बाद में स्वचालित खोजों की शुरूआत से खोजों की संख्या में भारी वृद्धि हुई (प्रति वर्ष 100 से अधिक सुपरनोवा, कुल संख्या 1,500 के साथ)। हाल के वर्षों में, बड़ी दूरबीनों ने भी बहुत दूर और धुंधले सुपरनोवा की खोज शुरू कर दी है, क्योंकि उनके अध्ययन से पूरे ब्रह्मांड की संरचना और भाग्य के बारे में कई सवालों के जवाब मिल सकते हैं। ऐसी दूरबीनों से अवलोकन की एक रात में, 10 से अधिक दूर के सुपरनोवा की खोज की जा सकती है।

किसी तारे के विस्फोट के परिणामस्वरूप, जिसे सुपरनोवा घटना के रूप में देखा जाता है, उसके चारों ओर एक निहारिका बनती है, जो जबरदस्त गति (लगभग 10,000 किमी/सेकेंड) से फैलती है। उच्च विस्तार दर मुख्य विशेषता है जिसके द्वारा सुपरनोवा अवशेष अन्य नीहारिकाओं से अलग होते हैं। सुपरनोवा अवशेषों में, सब कुछ विशाल शक्ति के विस्फोट की बात करता है, जिसने तारे की बाहरी परतों को बिखेर दिया और उत्सर्जित शेल के अलग-अलग टुकड़ों को जबरदस्त गति प्रदान की।

केकड़ा निहारिका

किसी भी अंतरिक्ष वस्तु ने खगोलविदों को इतनी मूल्यवान जानकारी नहीं दी है, जितनी अपेक्षाकृत छोटी क्रैब नेबुला, जो वृषभ राशि में देखी गई है और जिसमें तेज गति से उड़ने वाले फैले हुए गैसीय पदार्थ शामिल हैं। यह निहारिका, 1054 में देखे गए एक सुपरनोवा का अवशेष, पहली गैलेक्टिक वस्तु बन गई जिसके साथ एक रेडियो स्रोत की पहचान की गई थी। यह पता चला कि रेडियो उत्सर्जन की प्रकृति का थर्मल उत्सर्जन से कोई लेना-देना नहीं है: इसकी तीव्रता तरंग दैर्ध्य के साथ व्यवस्थित रूप से बढ़ जाती है। जल्द ही इस घटना की प्रकृति की व्याख्या करना संभव हो गया। सुपरनोवा अवशेष में एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होना चाहिए जो इसके द्वारा बनाई गई ब्रह्मांडीय किरणों (इलेक्ट्रॉन, पॉज़िट्रॉन, परमाणु नाभिक) को फंसा लेता है, जिनकी गति प्रकाश की गति के करीब होती है। चुंबकीय क्षेत्र में, वे गति की दिशा में एक संकीर्ण किरण में विद्युत चुम्बकीय ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं। क्रैब नेबुला से गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन की खोज ने खगोलविदों को इसी सुविधा का उपयोग करके सुपरनोवा अवशेषों की खोज करने के लिए प्रेरित किया।

कैसिओपिया तारामंडल में स्थित निहारिका रेडियो उत्सर्जन का एक विशेष रूप से शक्तिशाली स्रोत साबित हुई; मीटर तरंगों पर, इससे रेडियो उत्सर्जन का प्रवाह क्रैब नेबुला से प्रवाह की तुलना में 10 गुना अधिक है, हालांकि यह बाद वाले की तुलना में बहुत आगे है . ऑप्टिकल किरणों में यह तेजी से फैलने वाली नीहारिका बहुत कमजोर है। माना जाता है कि कैसिओपिया निहारिका लगभग 300 साल पहले हुए सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष है।

सिग्नस तारामंडल में फिलामेंट नीहारिकाओं की एक प्रणाली ने पुराने सुपरनोवा अवशेषों की रेडियो उत्सर्जन विशेषता को भी दिखाया। रेडियो खगोल विज्ञान ने कई अन्य गैर-थर्मल रेडियो स्रोतों को खोजने में मदद की है जो विभिन्न युगों के सुपरनोवा अवशेष निकले। इस प्रकार, यह निष्कर्ष निकाला गया कि हजारों साल पहले हुए सुपरनोवा विस्फोटों के अवशेष अपने शक्तिशाली गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन के लिए अन्य नीहारिकाओं के बीच खड़े हैं।

जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, क्रैब नेबुला पहली वस्तु थी जिससे एक्स-रे उत्सर्जन की खोज की गई थी। 1964 में यह पता चला कि इससे निकलने वाले एक्स-रे विकिरण का स्रोत व्यापक है, हालाँकि इसके कोणीय आयाम क्रैब नेबुला के कोणीय आयामों से 5 गुना छोटे हैं। जिससे यह निष्कर्ष निकला कि एक्स-रे विकिरण किसी तारे से नहीं, जो कभी सुपरनोवा के रूप में फूटा था, बल्कि निहारिका से ही उत्सर्जित होता है।

सुपरनोवा प्रभाव

23 फरवरी, 1987 को, हमारी पड़ोसी आकाशगंगा, लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में एक सुपरनोवा विस्फोट हुआ, जो खगोलविदों के लिए बेहद महत्वपूर्ण हो गया क्योंकि यह पहला मौका था जब वे आधुनिक खगोलीय उपकरणों से लैस होकर विस्तार से अध्ययन कर सके। और इस सितारे ने भविष्यवाणियों की एक पूरी श्रृंखला की पुष्टि की। इसके साथ ही ऑप्टिकल फ्लेयर के साथ, जापान और ओहियो (यूएसए) में स्थापित विशेष डिटेक्टरों ने न्यूट्रिनो के प्रवाह का पता लगाया - तारे के कोर के ढहने के दौरान बहुत उच्च तापमान पर पैदा हुए प्राथमिक कण और आसानी से इसके खोल में प्रवेश कर जाते हैं। इन अवलोकनों ने पहले के सुझाव की पुष्टि की कि एक ढहते तारे के कोर के द्रव्यमान का लगभग 10% न्यूट्रिनो के रूप में उत्सर्जित होता है क्योंकि कोर स्वयं एक न्यूट्रॉन तारे में ढह जाता है। बहुत विशाल तारों में, सुपरनोवा विस्फोट के दौरान, कोर और भी अधिक घनत्व तक संकुचित हो जाते हैं और संभवतः ब्लैक होल में बदल जाते हैं, लेकिन तारे की बाहरी परतें अभी भी झड़ती हैं। हाल के वर्षों में, कुछ ब्रह्मांडीय गामा-किरण विस्फोटों और सुपरनोवा के बीच संबंध के संकेत मिले हैं। यह संभव है कि ब्रह्मांडीय गामा-किरण विस्फोट की प्रकृति विस्फोट की प्रकृति से संबंधित हो।

सुपरनोवा विस्फोटों का आसपास के अंतरतारकीय माध्यम पर एक मजबूत और विविध प्रभाव पड़ता है। सुपरनोवा लिफ़ाफ़ा, अत्यधिक गति से बाहर निकलता है, अपने आस-पास की गैस को ऊपर उठाता है और संपीड़ित करता है, जो गैस के बादलों से नए तारों के निर्माण को गति दे सकता है। डॉ. जॉन ह्यूजेस (रटगर्स विश्वविद्यालय) के नेतृत्व में खगोलविदों की एक टीम ने नासा की परिक्रमा करने वाली चंद्रा एक्स-रे वेधशाला के अवलोकनों का उपयोग करते हुए एक महत्वपूर्ण खोज की है जो इस बात पर प्रकाश डालती है कि सुपरनोवा विस्फोट कैसे सिलिकॉन, लोहा और अन्य तत्वों का उत्पादन करते हैं। सुपरनोवा अवशेष कैसिओपिया ए (कैस ए) की एक्स-रे छवि से विस्फोट के दौरान तारे के आंतरिक भाग से निकले सिलिकॉन, सल्फर और लोहे के गुच्छों का पता चलता है।

चंद्रा वेधशाला द्वारा प्राप्त कैस ए सुपरनोवा अवशेष की छवियों की उच्च गुणवत्ता, स्पष्टता और सूचना सामग्री ने खगोलविदों को न केवल इस अवशेष के कई नोड्स की रासायनिक संरचना निर्धारित करने की अनुमति दी, बल्कि यह भी पता लगाया कि ये नोड्स कहां बने थे। उदाहरण के लिए, सबसे कॉम्पैक्ट और सबसे चमकीले नोड्स मुख्य रूप से बहुत कम लोहे के साथ सिलिकॉन और सल्फर से बने होते हैं। यह इंगित करता है कि वे तारे के अंदर गहराई से बने थे, जहां पतन के दौरान तापमान तीन अरब डिग्री तक पहुंच गया था जो एक सुपरनोवा विस्फोट में समाप्त हुआ। अन्य नोड्स में, खगोलविदों ने कुछ सिलिकॉन और सल्फर के मिश्रण के साथ लोहे की बहुत उच्च सामग्री की खोज की। यह पदार्थ उन हिस्सों में और भी गहराई में बना जहां विस्फोट के दौरान तापमान चार से पांच अरब डिग्री के उच्च मूल्यों तक पहुंच गया। कैस ए सुपरनोवा अवशेष में सिलिकॉन युक्त चमकीले और हल्के लौह युक्त दोनों नोड्स के स्थानों की तुलना से पता चला कि तारे की सबसे गहरी परतों से उत्पन्न होने वाली "लोहे" की विशेषताएं, अवशेष के बाहरी किनारों पर स्थित हैं . इसका मतलब यह है कि विस्फोट ने "लोहे" नोड्स को अन्य सभी की तुलना में अधिक दूर फेंक दिया। और अब भी वे विस्फोट के केंद्र से तेज़ गति से दूर जाते दिख रहे हैं. चंद्रा द्वारा प्राप्त आंकड़ों का अध्ययन करने से हमें सिद्धांतकारों द्वारा प्रस्तावित कई तंत्रों में से एक पर निर्णय लेने की अनुमति मिलेगी जो सुपरनोवा विस्फोट की प्रकृति, प्रक्रिया की गतिशीलता और नए तत्वों की उत्पत्ति की व्याख्या करते हैं।

एसएन I सुपरनोवा में बहुत समान स्पेक्ट्रा (हाइड्रोजन रेखाओं के बिना) और प्रकाश वक्र आकार होते हैं, जबकि एसएन II स्पेक्ट्रा में उज्ज्वल हाइड्रोजन रेखाएं होती हैं और स्पेक्ट्रा और प्रकाश वक्र दोनों में विविधता की विशेषता होती है। इस रूप में, सुपरनोवा का वर्गीकरण पिछली शताब्दी के मध्य 80 के दशक तक मौजूद था। और सीसीडी रिसीवरों के व्यापक उपयोग की शुरुआत के साथ, अवलोकन सामग्री की मात्रा और गुणवत्ता में काफी वृद्धि हुई, जिससे पहले दुर्गम धुंधली वस्तुओं के लिए स्पेक्ट्रोग्राम प्राप्त करना, लाइनों की तीव्रता और चौड़ाई को बहुत अधिक सटीकता के साथ निर्धारित करना संभव हो गया, और भी स्पेक्ट्रा में कमजोर रेखाओं को दर्ज करने के लिए। परिणामस्वरूप, सुपरनोवा का प्रतीत होता है स्थापित द्विआधारी वर्गीकरण तेजी से बदलना शुरू हो गया और अधिक जटिल हो गया।

सुपरनोवा को आकाशगंगाओं के प्रकार से भी पहचाना जाता है जिनमें वे भड़कती हैं। सर्पिल आकाशगंगाओं में, दोनों प्रकार के सुपरनोवा विस्फोट करते हैं, लेकिन अण्डाकार आकाशगंगाओं में, जहां लगभग कोई अंतरतारकीय माध्यम नहीं है और तारा निर्माण प्रक्रिया समाप्त हो गई है, केवल एसएन I प्रकार के सुपरनोवा देखे जाते हैं, जाहिर है, विस्फोट से पहले - ये बहुत पुराने तारे हैं , जिसका द्रव्यमान सौर के करीब है। और चूँकि इस प्रकार के सुपरनोवा के स्पेक्ट्रा और प्रकाश वक्र बहुत समान होते हैं, इसका मतलब है कि समान तारे सर्पिल आकाशगंगाओं में विस्फोट करते हैं। सूर्य के निकट द्रव्यमान वाले तारों के विकास पथ का प्राकृतिक अंत एक ग्रहीय निहारिका के एक साथ गठन के साथ एक सफेद बौने में परिवर्तन है। एक सफेद बौने में लगभग कोई हाइड्रोजन नहीं होता है, क्योंकि यह एक सामान्य तारे के विकास का अंतिम उत्पाद है।

हर साल, हमारी आकाशगंगा में कई ग्रह नीहारिकाएँ बनती हैं, इसलिए, इस द्रव्यमान के अधिकांश तारे चुपचाप अपना जीवन पथ पूरा कर लेते हैं, और हर सौ साल में केवल एक बार एसएन प्रकार I सुपरनोवा फटता है। कौन से कारण पूरी तरह से विशेष अंत का निर्धारण करते हैं, जो अन्य समान सितारों के भाग्य के समान नहीं है? प्रसिद्ध भारतीय खगोलभौतिकीविद् एस.चंद्रशेखर ने दिखाया कि यदि एक सफेद बौने का द्रव्यमान लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान से कम है, तो वह चुपचाप अपना जीवन जी लेगा। लेकिन अगर यह पर्याप्त रूप से करीबी बाइनरी सिस्टम में है, तो इसका शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण साथी तारे से पदार्थ को "खींचने" में सक्षम है, जिससे द्रव्यमान में धीरे-धीरे वृद्धि होती है, और जब यह अनुमेय सीमा को पार कर जाता है, तो एक शक्तिशाली विस्फोट होता है, जिससे तारे की मृत्यु.

एसएन II सुपरनोवा स्पष्ट रूप से युवा, विशाल सितारों से जुड़े हुए हैं जिनके गोले में बड़ी मात्रा में हाइड्रोजन होता है। इस प्रकार के सुपरनोवा के विस्फोट को 8 x 10 सौर द्रव्यमान से अधिक प्रारंभिक द्रव्यमान वाले तारों के विकास का अंतिम चरण माना जाता है। सामान्य तौर पर, ऐसे तारों का विकास बहुत तेजी से होता है - कुछ मिलियन वर्षों में वे अपने हाइड्रोजन को जला देते हैं, फिर हीलियम कार्बन में बदल जाता है, और फिर कार्बन परमाणु उच्च परमाणु संख्या वाले परमाणुओं में बदलना शुरू कर देते हैं।

प्रकृति में, ऊर्जा की एक बड़ी रिहाई के साथ तत्वों का परिवर्तन लोहे के साथ समाप्त होता है, जिनके नाभिक सबसे अधिक स्थिर होते हैं, और उनके संलयन के दौरान ऊर्जा की रिहाई नहीं होती है। इस प्रकार, जब किसी तारे का कोर लोहे का हो जाता है, तो उसमें ऊर्जा का निकलना बंद हो जाता है, वह गुरुत्वाकर्षण बलों का विरोध नहीं कर पाता है, और इसलिए जल्दी से सिकुड़ना या ढहना शुरू हो जाता है।

पतन के दौरान होने वाली प्रक्रियाओं को अभी भी पूरी तरह से समझा नहीं जा सका है। हालाँकि, यह ज्ञात है कि यदि कोर का सारा पदार्थ न्यूट्रॉन में बदल जाता है, तो यह आकर्षण शक्तियों का विरोध कर सकता है - तारे का कोर "न्यूट्रॉन स्टार" में बदल जाता है, और पतन रुक जाता है। इस स्थिति में, भारी ऊर्जा निकलती है, जो तारे के खोल में प्रवेश करती है और विस्तार का कारण बनती है, जिसे हम सुपरनोवा विस्फोट के रूप में देखते हैं।

इससे सुपरनोवा विस्फोटों और न्यूट्रॉन सितारों और ब्लैक होल के निर्माण के बीच आनुवंशिक संबंध की उम्मीद की जा सकती है। यदि तारे का विकास पहले "चुपचाप" हुआ था, तो उसके आवरण की त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या से सैकड़ों गुना अधिक होनी चाहिए, और एसएन II सुपरनोवा के स्पेक्ट्रम को समझाने के लिए पर्याप्त मात्रा में हाइड्रोजन भी बरकरार रखना चाहिए।

सुपरनोवा और पल्सर

तथ्य यह है कि एक सुपरनोवा विस्फोट के बाद, विस्तारित शेल और विभिन्न प्रकार के विकिरण के अलावा, अन्य वस्तुएं बनी रहती हैं, यह 1968 में इस तथ्य के कारण ज्ञात हुआ कि एक साल पहले रेडियो खगोलविदों ने पल्सर की खोज की थी - रेडियो स्रोत जिनका विकिरण केंद्रित है समय की कड़ाई से परिभाषित अवधि के बाद अलग-अलग दालों को दोहराया जाता है। वैज्ञानिक दालों की सख्त आवधिकता और उनकी अवधि की कमी से आश्चर्यचकित थे। सबसे अधिक ध्यान पल्सर ने आकर्षित किया, जिसके निर्देशांक खगोलविदों के लिए बेहद दिलचस्प नेबुला के निर्देशांक के करीब थे, जो दक्षिणी तारामंडल वेले में स्थित था, जिसे सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष माना जाता है; इसकी अवधि केवल 0.089 सेकंड थी। और क्रैब नेबुला के केंद्र में एक पल्सर की खोज के बाद (इसकी अवधि एक सेकंड का 1/30 थी), यह स्पष्ट हो गया कि पल्सर किसी तरह सुपरनोवा विस्फोटों से संबंधित हैं। जनवरी 1969 में, क्रैब नेबुला के एक पल्सर की पहचान 16वें परिमाण के एक धूमिल तारे के साथ की गई थी, जो उसी अवधि के साथ अपनी चमक को बदल रहा था, और 1977 में तारामंडल वेले में एक पल्सर को तारे के साथ पहचानना संभव हो गया था।

पल्सर विकिरण की आवधिकता उनके तीव्र घूर्णन के साथ जुड़ी हुई है, लेकिन एक भी साधारण तारा, यहां तक ​​कि एक सफेद बौना भी, पल्सर की अवधि की विशेषता के साथ घूम नहीं सकता है; यह तुरंत केन्द्रापसारक बलों द्वारा अलग हो जाएगा, और केवल एक न्यूट्रॉन तारा होगा, बहुत घना और सघन, उनका प्रतिरोध कर सकता है। कई विकल्पों का विश्लेषण करने के परिणामस्वरूप, वैज्ञानिक इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि सुपरनोवा विस्फोट न्यूट्रॉन सितारों के निर्माण के साथ होते हैं - एक गुणात्मक रूप से नए प्रकार की वस्तु, जिसके अस्तित्व की भविष्यवाणी उच्च द्रव्यमान वाले सितारों के विकास के सिद्धांत द्वारा की गई थी।

सुपरनोवा और ब्लैक होल

सुपरनोवा विस्फोट और ब्लैक होल के निर्माण के बीच सीधे संबंध का पहला प्रमाण स्पेनिश खगोलविदों द्वारा प्राप्त किया गया था। बाइनरी सिस्टम नोवा स्कॉर्पियो 1994 में एक ब्लैक होल की परिक्रमा कर रहे तारे द्वारा उत्सर्जित विकिरण के अध्ययन से पता चला कि इसमें बड़ी मात्रा में ऑक्सीजन, मैग्नीशियम, सिलिकॉन और सल्फर होते हैं। ऐसी धारणा है कि इन तत्वों को उसने तब पकड़ लिया था जब एक पड़ोसी तारा, सुपरनोवा विस्फोट से बचकर ब्लैक होल में बदल गया था।

सुपरनोवा (विशेष रूप से टाइप Ia सुपरनोवा) ब्रह्मांड में सबसे चमकीले तारे के आकार की वस्तुओं में से हैं, इसलिए उनमें से सबसे दूर का भी वर्तमान में उपलब्ध उपकरणों का उपयोग करके अध्ययन किया जा सकता है। कई प्रकार Ia सुपरनोवा अपेक्षाकृत निकट की आकाशगंगाओं में खोजे गए हैं। इन आकाशगंगाओं की दूरी के पर्याप्त सटीक अनुमान से उनमें विस्फोट होने वाले सुपरनोवा की चमक का निर्धारण करना संभव हो गया। यदि हम मान लें कि दूर के सुपरनोवा की चमक औसतन समान होती है, तो उनसे दूरी का अनुमान अधिकतम चमक पर देखे गए परिमाण से लगाया जा सकता है। जिस आकाशगंगा में विस्फोट हुआ उसकी घटती गति (लाल पारी) के साथ सुपरनोवा की दूरी की तुलना करने से ब्रह्मांड के विस्तार की विशेषता वाली मुख्य मात्रा निर्धारित करना संभव हो जाता है - तथाकथित हबल स्थिरांक।

10 साल पहले भी, इसके लिए मान प्राप्त किए गए थे जो लगभग दो गुना भिन्न थे - 55 से 100 किमी/सेकेंड एमपीसी तक, लेकिन आज सटीकता में काफी वृद्धि हुई है, जिसके परिणामस्वरूप मूल्य 72 किमी/सेकेंड एमपीसी है स्वीकृत (लगभग 10% की त्रुटि के साथ)। दूर के सुपरनोवा के लिए, जिसका रेडशिफ्ट 1 के करीब है, दूरी और रेडशिफ्ट के बीच का संबंध हमें उन मात्राओं को निर्धारित करने की भी अनुमति देता है जो ब्रह्मांड में पदार्थ के घनत्व पर निर्भर करती हैं। आइंस्टीन के सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत के अनुसार, यह पदार्थ का घनत्व है जो अंतरिक्ष की वक्रता को निर्धारित करता है, और इसलिए ब्रह्मांड के भविष्य के भाग्य को निर्धारित करता है। अर्थात्: क्या यह अनिश्चित काल तक विस्तारित होगा या क्या यह प्रक्रिया कभी रुक जाएगी और संपीड़न द्वारा प्रतिस्थापित कर दी जाएगी। सुपरनोवा के हाल के अध्ययनों से पता चला है कि सबसे अधिक संभावना है कि ब्रह्मांड में पदार्थ का घनत्व विस्तार को रोकने के लिए अपर्याप्त है, और यह जारी रहेगा। और इस निष्कर्ष की पुष्टि के लिए सुपरनोवा के नए अवलोकनों की आवश्यकता है।