पृथ्वी से 17 वीं शताब्दी में नक्षत्र कैसोपिया में सुपरनोवा विस्फोट का चित्रण। इसके आसपास की सामग्री और विद्युत चुम्बकीय विकिरण के निरंतर उत्सर्जन ने तारे के अवशेषों की निरंतर रोशनी में एक भूमिका निभाईपर्याप्त रूप से बड़े पैमाने पर स्टार बनाएं, और यह अपने दिनों को चुपचाप खत्म नहीं करेगा - जैसा कि यह हमारे सूर्य के लिए होगा, जो पहले अरबों और अरबों वर्षों के लिए आसानी से जला देगा, और फिर एक सफेद बौना को सिकोड़ देगा। इसके बजाय, इसका कोर ढह जाता है और एक अनियंत्रित संलयन प्रतिक्रिया शुरू करता है, जो एक सुपरनोवा विस्फोट में तारे की बाहरी परतों को कुरेदता है, और आंतरिक भागों को न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल में संकुचित करता है। कम से कम, यह आमतौर पर माना जाता है। लेकिन अगर आप एक बड़े पैमाने पर स्टार लेते हैं, तो एक सुपरनोवा काम नहीं कर सकता है। इसके बजाय, एक और संभावना है - प्रत्यक्ष पतन, जिसमें पूरा सितारा बस गायब हो जाता है, एक ब्लैक होल में बदल जाता है। और एक और संभावना को
हाइपरनोवा के रूप में जाना जाता है - यह सुपरनोवा की तुलना में बहुत अधिक ऊर्जावान और उज्जवल है, और नाभिक के किसी भी अवशेष को नहीं छोड़ता है। सबसे भारी सितारे अपनी जिंदगी कैसे खत्म करेंगे? यही विज्ञान इसके बारे में कहता है।
सुपरनोवा W49B के अवशेष से नेबुला, अभी भी एक्स-रे रेंज में दिखाई देता है, साथ ही साथ रेडियो और अवरक्त तरंगों पर भी। एक तारे को एक सुपरनोवा उत्पन्न करने के लिए कम से कम 8-10 गुना बड़े पैमाने पर सूर्य से अधिक होना चाहिए और ब्रह्मांड में पृथ्वी जैसे ग्रह की उपस्थिति के लिए आवश्यक भारी तत्वों का निर्माण करना चाहिए।जन्म के तुरंत बाद प्रत्येक तारा हाइड्रोजन से अपने मूल में हीलियम का संश्लेषण करता है। सूर्य के समान तारे, लाल बौने जो बृहस्पति से केवल कई गुना बड़े होते हैं, और सुपरमैसिव सितारे जो दसियों और हमारे से सैकड़ों गुना बड़े होते हैं - वे सभी परमाणु प्रतिक्रियाओं के इस पहले चरण से गुजरते हैं। जितने बड़े पैमाने पर तारा, उतने ही उच्च तापमान पर उसका कोर पहुँचता है और उतनी ही तेज़ी से वह परमाणु ईंधन जलाता है। जब हाइड्रोजन स्टार के कोर में समाप्त होता है, तो यह सिकुड़ता है और गर्म होता है, जिसके बाद - यदि यह वांछित घनत्व और तापमान तक पहुंचता है - तो यह भारी तत्वों के संश्लेषण को शुरू कर सकता है। हाइड्रोजन ईंधन के निकलने और हीलियम से कार्बन का संश्लेषण करने के बाद सूर्य जैसे तारे पर्याप्त गर्म हो सकेंगे, लेकिन यह चरण हमारे सूर्य के लिए अंतिम होगा। अगले स्तर तक जाने के लिए, कार्बन से संश्लेषण, एक तारे को बड़े पैमाने पर 8 (या अधिक) बार सूर्य से अधिक होना चाहिए।
अल्ट्रा-बड़े स्टार WR 124 ( वुल्फ-रेएट क्लास स्टार ) अपने आसपास के नेबुला के साथ हजारों मिल्की वे सितारों में से एक है जो अगला सुपरनोवा बन सकता है। यह उन सितारों की तुलना में बहुत बड़ा और अधिक विशाल है जो केवल हाइड्रोजन और हीलियम वाले ब्रह्मांड में बनाए जा सकते हैं, और पहले से ही कार्बन जलने के चरण में हो सकते हैं।यदि तारा इतना विशाल है, तो यह एक वास्तविक ब्रह्मांडीय आतिशबाजी होगी। सूर्य के समान तारों के विपरीत, धीरे-धीरे उनकी ऊपरी परतों को फाड़ देते हैं, जिससे एक ग्रह नीहारिका बनती है, और कार्बन और ऑक्सीजन से भरपूर एक सफेद बौना सिकुड़ जाता है, या एक लाल बौना होता है, जो कभी भी हीलियम-जलने की अवस्था तक नहीं पहुंचता है, और बस हीलियम से भरपूर एक सफेद बौना सिकुड़ जाता है। , सबसे बड़े तारे एक वास्तविक प्रलय के लिए किस्मत में हैं। सबसे अधिक बार, विशेष रूप से सबसे बड़े द्रव्यमान (mass 20 सौर द्रव्यमान या उससे कम) वाले तारों में, मूल तापमान में वृद्धि जारी रहती है क्योंकि संश्लेषण प्रक्रिया भारी तत्वों तक जाती है: कार्बन से ऑक्सीजन और / या नियॉन तक, और फिर आगे, आवर्त सारणी के अनुसार। , मैग्नीशियम, सिलिकॉन, सल्फर, अंततः लोहे, कोबाल्ट और निकल में आ रहा है। प्रतिक्रिया के दौरान आगे के तत्वों के संश्लेषण से अधिक ऊर्जा की आवश्यकता होती है, इसलिए कोर ढह जाता है और एक सुपरनोवा दिखाई देता है।
एक टाइप II सुपरनोवा के साथ समाप्त होने वाले जीवन के दौरान एक सुपर स्टार के एनाटॉमीयह एक बहुत ही उज्ज्वल और रंगीन अंत है, जो ब्रह्मांड में कई बड़े सितारों से आगे निकल गया है। इसमें दिखाई देने वाले सभी तारों में से, केवल 1% इस राज्य तक पहुंचने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान प्राप्त करते हैं। बढ़ते हुए द्रव्यमान के साथ, उस तक पहुंचने वाले सितारों की संख्या घट जाती है। ब्रह्मांड के सभी सितारों में से लगभग 80% लाल बौने हैं; उनमें से 40% का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से अधिक नहीं है। इस मामले में, ब्रह्मांड में 95% सितारों की तुलना में सूर्य अधिक विशाल है। रात का आकाश बहुत चमकीले सितारों से भरा होता है: वे जो किसी व्यक्ति के लिए देखना सबसे आसान है। लेकिन सुपरनोवा की उपस्थिति के लिए निचली सीमा की सीमा से परे, ऐसे तारे हैं जो द्रव्यमान में सूर्य से दसियों या सैकड़ों गुना बड़े हैं। वे बहुत दुर्लभ हैं, लेकिन अंतरिक्ष के लिए बहुत महत्वपूर्ण हैं - सभी क्योंकि बड़े पैमाने पर सितारे न केवल सुपरनोवा के रूप में अपना अस्तित्व समाप्त कर सकते हैं।
बबल नेबुला एक सुपरनोवा के अवशेषों के पीछे स्थित है जो हजारों साल पहले दिखाई दिया था। यदि दूर के सुपरनोवा अपने आधुनिक समकक्षों की तुलना में धूल भरे वातावरण में हैं, तो इससे हमारी ऊर्जा की वर्तमान समझ में सुधार की आवश्यकता होगी।सबसे पहले, कई बड़े सितारों में बहने वाली धाराएं और सामग्री बाहर फेंक दी जाती है। समय के साथ, जब वे अपने जीवन के अंत या संश्लेषण के चरणों में से किसी एक के अंत तक पहुंचते हैं, तो कुछ को थोड़े समय के लिए अनुबंध करने का कारण बनता है, यही कारण है कि यह गर्म होता है। जब कोर गर्म हो जाता है, तो सभी प्रकार की परमाणु प्रतिक्रियाओं की गति बढ़ जाती है, जिससे स्टार के कोर में ऊर्जा की मात्रा में तेजी से वृद्धि होती है। ऊर्जा में यह वृद्धि द्रव्यमान की एक बड़ी मात्रा को जारी कर सकती है, जो
छद्म सुपरनोवा के रूप में जानी जाने वाली घटना को जन्म देती
है : किसी भी सामान्य तारे की तुलना में प्रकोप तेज होता है, और दस सौर द्रव्यमान तक खो जाते हैं। 19 वीं शताब्दी में स्टार
यह कील (नीचे) एक छद्म सुपरनोवा बन गया, लेकिन उसके द्वारा निर्मित नेबुला के अंदर, यह अभी भी जलता है, अंतिम भाग्य की प्रतीक्षा कर रहा है।
19 वीं सदी के छद्म सुपरनोवा ने एक विशाल विस्फोट के रूप में खुद को प्रकट किया, एटा कील से कई इंटरस्टेलर रिक्त स्थान में सामग्री फेंक दी। धातु में ऐसे बड़े द्रव्यमान वाले तारे- समृद्ध आकाशगंगाएँ (जैसे कि हमारे) उनके द्रव्यमान का एक बड़ा अंश उत्सर्जित करते हैं, जो छोटी धातुओं वाली छोटी आकाशगंगाओं के सितारों से अलग हैतो हमारे सूर्य के द्रव्यमान से 20 गुना अधिक सितारों का अंतिम भाग्य क्या है? उनके पास तीन संभावनाएं हैं, और हम अभी भी पूरी तरह से निश्चित नहीं हैं कि कौन सी स्थितियां तीनों में से प्रत्येक के विकास की ओर ले जाती हैं। उनमें से एक सुपरनोवा है, जिसकी चर्चा हम पहले ही कर चुके हैं। कोई भी अति विशालकाय तारा जो अपने द्रव्यमान का बहुत अधिक भाग खो देता है, सुपरनोवा में बदल सकता है यदि उसका द्रव्यमान अचानक सही सीमा के भीतर गिरता है। लेकिन आम जनता के दो और अंतराल हैं - और फिर, हम नहीं जानते कि वास्तव में यह क्या है - दो अन्य घटनाओं को घटित करने की अनुमति देता है। ये दोनों घटनाएं निश्चित रूप से मौजूद हैं - हमने उन्हें पहले ही देखा है।
हबल से दृश्यमान और निकट-अवरक्त प्रकाश में तस्वीरें एक विशाल तारे को दर्शाती हैं, सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 25 गुना, अचानक गायब हो गया, और कोई सुपरनोवा या कोई अन्य स्पष्टीकरण नहीं छोड़ा। एकमात्र उचित स्पष्टीकरण प्रत्यक्ष पतन है।प्रत्यक्ष पतन के ब्लैक होल। जब कोई तारा सुपरनोवा में बदल जाता है, तो उसका कोर ढह जाता है, और वह न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल बन सकता है - जो कि द्रव्यमान पर निर्भर करता है। लेकिन केवल पिछले साल, पहली बार
खगोलविदों ने देखा कि कैसे 25 सौर वजन वाला एक तारा गायब हो गया। एक ट्रेस के बिना सितारे गायब नहीं होते हैं, लेकिन जो हो सकता था उसके लिए एक भौतिक स्पष्टीकरण हो सकता है: गुरुत्वाकर्षण के संपीड़न को संतुलित करने के लिए स्टार के कोर ने पर्याप्त विकिरण दबाव बनाना बंद कर दिया। यदि मध्य क्षेत्र पर्याप्त रूप से घना हो जाता है, अर्थात, यदि एक पर्याप्त बड़े द्रव्यमान को पर्याप्त रूप से छोटी मात्रा में संकुचित किया जाता है, तो एक घटना क्षितिज बनता है और एक ब्लैक होल उत्पन्न होता है। और ब्लैक होल की उपस्थिति के बाद, बाकी सब कुछ बस अंदर की ओर खींचा जाता है।
इस क्षेत्र के कई समूहों में से एक को बड़े पैमाने पर, अल्पकालिक नीले सितारों द्वारा उजागर किया गया है। केवल 10 मिलियन वर्षों में, सबसे विशाल सितारों में से अधिकांश में विस्फोट हो जाएगा, टाइप II सुपरनोवा - या बस प्रत्यक्ष पतन का अनुभव होगाप्रत्यक्ष पतन की सैद्धांतिक संभावना बहुत बड़े सितारों, 200-250 से अधिक सौर द्रव्यमानों के लिए भविष्यवाणी की गई थी। लेकिन इस तरह के अपेक्षाकृत छोटे द्रव्यमान के एक स्टार के हाल ही में गायब होने को सिद्धांत में प्रश्न कहा गया है। शायद हम स्टेलर नाभिक की आंतरिक प्रक्रियाओं को भी नहीं समझते हैं जैसा कि हमने सोचा था, और शायद स्टार के पास पूरी तरह से ढहने और द्रव्यमान की किसी भी ठोस राशि को छोड़ने के बिना गायब होने के कई तरीके हैं। इस मामले में, प्रत्यक्ष पतन के माध्यम से ब्लैक होल का निर्माण बहुत अधिक लगातार घटना हो सकती है, जैसा कि सोचा गया था, और यह ब्रह्मांड के लिए विकास के बहुत शुरुआती चरणों में सुपरमासिव ब्लैक होल बनाने का एक बहुत ही सुविधाजनक तरीका हो सकता है। लेकिन एक और परिणाम है, काफी विपरीत: एक प्रकाश शो, एक सुपरनोवा की तुलना में बहुत अधिक रंगीन।
कुछ शर्तों के तहत, एक तारा फट सकता है ताकि वह पीछे कुछ भी न छोड़े!हाइपरनोवा विस्फोट। सुपरब्राइट सुपरनोवा के रूप में भी जाना जाता है। इस तरह की घटनाएं बहुत उज्जवल हैं और किसी भी सुपरनोवा की तुलना में पूरी तरह से अलग-अलग प्रकाश घटता (बढ़ती और घटती चमक का एक क्रम) देती हैं। घटना की अग्रणी व्याख्या "
जोड़ीदार अस्थिर सुपरनोवा " के रूप में जानी जाती
है । जब एक बड़ा द्रव्यमान - हमारे पूरे ग्रह के द्रव्यमान से सैकड़ों, हजारों और यहां तक कि कई लाख गुना अधिक होता है - एक छोटी मात्रा में ढह जाता है, तो भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है। सैद्धांतिक रूप से, यदि कोई तारा पर्याप्त रूप से विशाल है, तो 100 सौर द्रव्यमानों के क्रम में, इसके द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा इतनी बड़ी हो जाएगी कि व्यक्तिगत फोटॉन इलेक्ट्रॉन-पॉज़िट्रॉन जोड़े में बदलना शुरू कर सकते हैं। इलेक्ट्रॉनों के साथ सब कुछ स्पष्ट है, लेकिन पॉज़िट्रॉन एंटीमैटर से उनके समकक्ष हैं, और उनकी अपनी विशेषताएं हैं।
आरेख भाप के उत्पादन की प्रक्रिया को दर्शाता है, जो खगोलविदों के अनुसार, हाइपरनोवा एसएन 2006 के उद्भव का कारण बना । जब पर्याप्त रूप से उच्च ऊर्जा के फोटॉन दिखाई देते हैं, तो इलेक्ट्रॉन-पॉज़िट्रॉन जोड़े भी दिखाई देंगे, जिसके कारण दबाव गिर जाएगा और एक अनियंत्रित प्रतिक्रिया शुरू हो जाएगी, जिससे तारा नष्ट हो जाएगाबड़ी संख्या में पॉज़िट्रॉन की उपस्थिति में, वे किसी भी उपलब्ध इलेक्ट्रॉनों से टकराना शुरू कर देंगे। ये टकराव उनके विनाश और एक निश्चित, उच्च ऊर्जा के दो गामा-किरण फोटोन की उपस्थिति का कारण बनेंगे। यदि पॉज़िट्रॉन की घटना की दर (और, परिणामस्वरूप, गामा किरणें) पर्याप्त रूप से कम है, तो तारा का कोर स्थिर रहता है। लेकिन अगर गति पर्याप्त रूप से पर्याप्त बढ़ जाती है, तो 511 केवी से अधिक की ऊर्जा वाले ये फोटॉन नाभिक को गर्म करेंगे। यही है, यदि आप एक ढहते हुए नाभिक में इलेक्ट्रॉन-पॉज़िट्रॉन जोड़े का उत्पादन शुरू करते हैं, तो उनके उत्पादन की गति तेजी से और तेजी से बढ़ेगी, जो नाभिक को और गर्म करेगी! यह अनिश्चित काल तक नहीं चल सकता है - परिणामस्वरूप, यह सभी के सबसे शानदार सुपरनोवा की उपस्थिति का नेतृत्व करेगा: एक जोड़ी-अस्थिर सुपरनोवा जिसमें एक पूरा तारा 100 से अधिक सूर्य के द्रव्यमान के साथ विस्फोट करता है!
इसका मतलब है कि एक सुपर स्टार के लिए घटनाओं के विकास के लिए चार विकल्प हैं:
- कम द्रव्यमान वाले सुपरनोवा एक न्यूट्रॉन स्टार और गैस उत्पन्न करते हैं।
- उच्च द्रव्यमान का सुपरनोवा ब्लैक होल और गैस उत्पन्न करता है।
- प्रत्यक्ष पतन के परिणामस्वरूप बड़े पैमाने पर तारे बिना किसी अन्य अवशेष के एक बड़े पैमाने पर ब्लैक होल को जन्म देते हैं।
- हाइपरनोवा विस्फोट के बाद, केवल गैस बनी हुई है।
बाईं ओर एक बड़े पैमाने पर सितारा जलते हुए सिलिकॉन के कलाकार के अंतड़ियों का चित्रण है, और सुपरनोवा से पहले अंतिम चरणों में स्थित है। दाईं ओर कैसिओपिया ए के सुपरनोवा अवशेष के चंद्रा दूरबीन से छवि है जिसमें लोहे (नीला), सल्फर (हरा) और मैग्नीशियम (लाल) जैसे तत्वों की उपस्थिति है। लेकिन यह परिणाम अनिवार्य रूप से अनिवार्य नहीं था।एक बहुत बड़े स्टार का अध्ययन करते समय, यह मानने का प्रलोभन होता है कि यह सुपरनोवा बन जाएगा, जिसके बाद एक ब्लैक होल या न्यूट्रॉन स्टार रहेगा। लेकिन वास्तव में, दो अन्य संभावित परिदृश्य हैं जो पहले ही देखे जा चुके हैं, और जो लौकिक मानकों द्वारा काफी बार होते हैं। वैज्ञानिक अभी भी यह समझने में काम कर रहे हैं कि इनमें से प्रत्येक घटना कब और किन परिस्थितियों में होती है, लेकिन वे वास्तव में होती हैं। अगली बार, द्रव्यमान और आकार में सूर्य से बेहतर कई बार एक स्टार को देखते हुए, यह मत सोचो कि एक सुपरनोवा एक अपरिहार्य परिणाम होगा। ऐसी वस्तुओं में अभी भी बहुत सारे जीवन है, और उनकी मृत्यु के लिए कई विकल्प हैं। हम जानते हैं कि हमारे अवलोकनीय ब्रह्मांड का विस्फोट हुआ। सबसे बड़े सितारों के मामले में, हमें अभी भी यकीन नहीं है कि क्या वे विस्फोट में अपने जीवन को समाप्त कर लेंगे, खुद को पूरी तरह से नष्ट कर देंगे, या एक मौन पतन में, पूरी तरह से शून्यता के गुरुत्वाकर्षण रस में संकुचित हो जाएंगे।