सुपरनोवा अवशेष खगोल विज्ञान

सुपरनोवा अवशेष, नेबुला ने सुपरनोवा के बाद पीछे छोड़ दिया, एक शानदार विस्फोट जिसमें एक तारा मलबे के विस्तार वाले बादल में अपने द्रव्यमान का सबसे अधिक निष्कासन करता है। विस्फोट के सबसे चमकीले चरण में, विस्तारित बादल एक ही दिन में उतनी ऊर्जा उत्सर्जित करता है जितना कि पिछले तीन मिलियन वर्षों में सूर्य ने किया है। इस तरह के विस्फोट एक बड़ी आकाशगंगा के भीतर हर 50 साल में होते हैं। वे मिल्की वे गैलेक्सी में कम बार देखे गए हैं क्योंकि उनमें से ज्यादातर धूल के अस्पष्ट बादलों द्वारा छिपे हुए हैं। गेलेक्टिक सुपरनोवा 1006 में ल्यूपस में, 1054 में वृषभ में, 1572 में कैसिओपिया में (टायको का नोवा, टाइको ब्राहे के नाम पर, उसके पर्यवेक्षक के रूप में) देखा गया, और आखिरकार 1604 में सर्पेंस में केप्लर का नोवा कहा गया। दिन में दिखाई देने के लिए तारे पर्याप्त चमकीले हो गए। 1604 के बाद से होने वाली एकमात्र नग्न-नेत्र सुपरनोवा बड़े मैगेलैनिक क्लाउड (आकाशगंगा के सबसे निकट आकाशगंगा) में सुपरनोवा 1987A थी, जो केवल दक्षिणी गोलार्ध से दिखाई देती है। 23 फरवरी, 1987 को, एक नीले रंग का सुपरगायट तारा धीरे-धीरे तीसरा परिमाण बन गया, जो रात में आसानी से दिखाई देता है, और बाद में वैज्ञानिकों के लिए उपलब्ध प्रत्येक तरंग दैर्ध्य बैंड में इसका पालन किया गया है। स्पेक्ट्रम ने हाइड्रोजन लाइनों को 12,000 किमी प्रति सेकंड पर विस्तार करते हुए दिखाया, जिसके बाद लंबी अवधि में गिरावट आई। 270 ज्ञात सुपरनोवा अवशेष हैं, लगभग सभी उनके मजबूत रेडियो उत्सर्जन द्वारा देखे गए हैं, जो आकाशगंगा में अस्पष्ट धूल में घुस सकते हैं।

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सुपरनोवा अवशेष आकाशगंगाओं की संरचना के लिए बहुत महत्वपूर्ण हैं। वे चुंबकीय अशांति और हिंसक झटके के माध्यम से इंटरस्टेलर गैस के हीटिंग का एक प्रमुख स्रोत हैं। वे ऑक्सीजन से, सबसे भारी तत्वों का मुख्य स्रोत हैं। यदि विस्फोट करने वाला विशाल तारा अभी भी आणविक बादल के भीतर है, जिसमें यह बना है, तो विस्तृत अवशेष आसपास के इंटरस्टेलर गैस को संपीड़ित कर सकता है और बाद के स्टार गठन को ट्रिगर कर सकता है। अवशेष मजबूत झटका है कि ऊर्जा के साथ सामग्री उत्सर्जक गामा-रे के फोटॉन के तंतु 10 तक बना शामिल ¹⁴ 10 से, इलेक्ट्रॉन वोल्ट और तेजी इलेक्ट्रॉनों और ब्रह्मांडीय रे ऊर्जा को परमाणु नाभिक अप ⁹ 10 तक ¹⁵ इलेक्ट्रॉन वोल्ट प्रति कण। सौर पड़ोस में, ये कॉस्मिक किरणें प्रति क्यूबिक मीटर में लगभग उतनी ही ऊर्जा लेती हैं जितनी कि आकाशगंगा के विमान में, और वे इसे हजारों प्रकाश-वर्ष में विमान के ऊपर ले जाती हैं।

सुपरनोवा अवशेषों से विकिरण का अधिकांश भाग सिंक्रोट्रॉन विकिरण है, जो इलेक्ट्रॉनों द्वारा चुंबकीय क्षेत्र में प्रकाश की गति पर लगभग सर्पिलिंग द्वारा निर्मित होता है। यह विकिरण कम गति से बढ़ने वाले इलेक्ट्रॉनों से उत्सर्जन से नाटकीय रूप से भिन्न होता है: यह (1) दृढ़ता से आगे की दिशा में केंद्रित होता है, (2) आवृत्तियों की एक विस्तृत श्रृंखला में फैलता है, औसत आवृत्ति इलेक्ट्रॉन की ऊर्जा के साथ बढ़ती है, और (३) अत्यधिक ध्रुवीकृत। कई अलग-अलग ऊर्जा के इलेक्ट्रॉनों रेडियो से अवरक्त, ऑप्टिकल और पराबैंगनी और एक्स-गामा किरणों के माध्यम से अनिवार्य रूप से सभी तरंग दैर्ध्य में विकिरण का उत्पादन करते हैं।

लगभग 50 सुपरनोवा अवशेषों में पल्सर होते हैं, जो कताई न्यूट्रॉन स्टार के पूर्व के बड़े स्टार के अवशेष हैं। यह नाम अत्यधिक नियमित रूप से स्पंदित विकिरण से आता है जो एक संकीर्ण बीम में अंतरिक्ष में फैलता है जो प्रकाशस्तंभ से बीम के समान पर्यवेक्षक के पिछले हिस्से को स्वीप करता है। अधिकांश सुपरनोवा अवशेषों में पल्सर दिखाई नहीं देने के कई कारण हैं। शायद मूल पल्सर को बाहर कर दिया गया था क्योंकि एक असममित विस्फोट से एक पुनरावृत्ति हुई थी, या सुपरनोवा ने पल्सर के बजाय एक ब्लैक होल का गठन किया था, या घूर्णन पल्सर का बीम सौर प्रणाली के अतीत को नहीं झाड़ता है।

सुपरनोवा अवशेष चार चरणों के माध्यम से विकसित होते हैं। सबसे पहले, वे इतनी हिंसक रूप से विस्तार करते हैं कि वे बस उनके सामने सभी पुराने इंटरस्टेलर सामग्री को स्वीप करते हैं, जैसे कि वे एक वैक्यूम में विस्तार कर रहे थे। विस्फोट से लाखों केल्विन को गर्म की गई गैस, अपनी ऊर्जा को बहुत अच्छी तरह से नहीं फैलाती है और केवल एक्स-रे में आसानी से दिखाई देती है। यह चरण आम तौर पर कई सौ वर्षों तक रहता है, जिसके समय के बाद शेल में लगभग 10 प्रकाश वर्ष होते हैं। जैसा कि विस्तार होता है, थोड़ी ऊर्जा खो जाती है, लेकिन तापमान गिर जाता है क्योंकि एक ही ऊर्जा कभी-कभी बड़ी मात्रा में फैल जाती है। कम तापमान अधिक उत्सर्जन का पक्षधर है, और दूसरे चरण के दौरान सुपरनोवा अवशेष अपनी ऊर्जा को सबसे बाहरी, ठंडी परतों पर विकिरण करता है। यह चरण हजारों वर्षों तक चल सकता है। तीसरा चरण तब होता है जब शेल इंटरस्टेलर सामग्री का एक द्रव्यमान बह जाता है, जो अपने स्वयं के मुकाबले या उससे अधिक होता है; विस्तार तब तक काफी धीमा हो गया। घनीभूत सामग्री, ज्यादातर बाहरी छोर पर स्थित है, जो सैकड़ों वर्षों से अपनी शेष ऊर्जा बिखेरती है। अंतिम चरण तब तक पहुंच जाता है जब सुपरनोवा अवशेष के भीतर का दबाव अवशेष के बाहर इंटरस्टेलर माध्यम के दबाव के बराबर हो जाता है, इसलिए शेष अवशेष अपनी अलग पहचान खो देता है। विस्तार के बाद के चरणों में, कमजोर विस्तार वाली गैस की गति को निर्धारित करने में आकाशगंगा का चुंबकीय क्षेत्र महत्वपूर्ण है। भले ही सामग्री का थोक स्थानीय इंटरस्टेलर माध्यम के साथ विलय हो गया हो, वहां बहुत गर्म गैस के शेष क्षेत्र हो सकते हैं जो स्थानीय रूप से देखने योग्य नरम एक्स-रे (यानी, कुछ सौ इलेक्ट्रॉन वोल्ट) का उत्पादन करते हैं।

हाल ही में देखे गए गैलेक्टिक सुपरनोवा ऊपर बताए गए विकास के पहले चरणों में हैं। केपलर और टायको के नोवा के स्थलों पर, भारी अस्पष्ट बादल मौजूद हैं, और जो बची हुई ऑप्टिकल वस्तुएं हैं, वे अब चमकती हुई गैस के असंगत गांठ हैं। कैसिओपिया में टाइको के नोवा के पास, समान रूप से तुच्छ समझदार हैं जो अभी तक एक और सुपरनोवा विस्फोट के अवशेष प्रतीत होते हैं। एक रेडियो टेलीस्कोप के लिए, हालांकि, स्थिति शानदार रूप से भिन्न है: कैसिओपिया अवशेष पूरे आकाश में सबसे मजबूत रेडियो स्रोत है। कैसिओपिया ए नामक इस अवशेष के अध्ययन से पता चलता है कि लगभग 1680 में एक सुपरनोवा विस्फोट हुआ था, जो धुंधली धूल के कारण पर्यवेक्षकों द्वारा याद किया गया था।

उल्लेखनीय सुपरनोवा अवशेष