एक सुपरनोवा की जीवन शैली

SN1970G की चंद्र छवि। चित्र साभार: NASA बड़ा करने के लिए क्लिक करें।
जैसे ही खगोलविद ब्रह्मांड के बाहर देखते हैं, एक सिद्धांत डेटा के विशाल वेल्डर और उनके उपकरणों द्वारा पकड़े गए सूचनाओं के ऊपर बेस रिलीफ में खड़ा होता है - यूनिवर्स एक कार्य प्रगति पर है। हाइड्रोजन परमाणु से लेकर आकाशगंगा क्लस्टर तक, चीजें आश्चर्यजनक रूप से समान तरीकों से बदल जाती हैं। यूनिवर्स में विकास, परिपक्वता, मृत्यु और पुनर्जन्म का एक सिद्धांत चल रहा है। कहीं भी यह सिद्धांत प्रकाश के प्राथमिक स्रोतों की तुलना में अधिक पूरी तरह से सन्निहित है जो हम अपने उपकरणों - तारों के माध्यम से देखते हैं।

1 जून 2005 को, जांचकर्ताओं की एक जोड़ी (नासा के गोडार्ड स्पेस फ्लाइट सेंटर के स्टीफन इम्लर और जॉन हॉपकिन्स यूनिवर्सिटी के के। डी। कुंतज़) ने अंतरिक्ष-जनित विभिन्न उपकरणों से एकत्रित एक्स-रे डेटा प्रकाशित किया। डेटा से पता चलता है कि किसी विशाल आकाशगंगा (M101) के भीतर से गुजरने वाला एक विशाल तारा हमें किसी तारे की मृत्यु और गैस के प्रकाशमान पुष्पांजलि को सुपरनोवा अवशेष में बदलने के बीच की अपेक्षाकृत कम अवधि को समझने में मदद कर सकता है। वह तारा - सुपरनोवा एसएन 1970G - अब गैस और धूल (सीएसएम या परिस्थितिजन्य पदार्थ) की एक विस्तृत परिस्थितिजन्य आभा के भीतर एक तेजी से घूमते हुए न्यूट्रोनिक कोर के रूप में एक दृश्यमान "जीवन" के लगभग 35 वर्षों का अनुभव कर चुका है। अब भी (हमारी धारणा से) भारी धातुएं हजारों किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से बाहर की ओर दौड़ती हैं - 27 मिलियन प्रकाश वर्ष दूर आकाशगंगा के इंटरस्टेलर मीडियम (आईएसएम) के भीतर कार्बनिक पदार्थ के संभावित रोपण बीज - एक आसानी से सबसे छोटी दिखाई देती है उर्स मेजर के वसंत तारामंडल के भीतर के उपकरण। केवल तभी जब उस पदार्थ की ऊर्जा ISM तक पहुँचती है, 1970G ने नए सितारों और ग्रहों में रूप धारण करने के लिए अपने जन्म और संभावित पुनर्जन्म के चक्र को पूरा कर लिया है।

किसी तारे की नियति मुख्य रूप से उसके द्रव्यमान से निर्धारित होती है। कम से कम 50,000 वर्षों तक जीवित रहना, सबसे बड़े पैमाने पर सितारों (150 सूर्य के रूप में महान) ठंड गैस और धूल के विशाल सांद्रता से बाहर संघनित होकर अंततः बहुत तेज जीवन जीते हैं। युवाओं में, ऐसे तारे शानदार नीले दिग्गजों के रूप में बाहर निकलते हैं, जो एक प्रकाश क्षेत्र से पराबैंगनी प्रकाश को विकिरण करते हैं, जिसका तापमान हमारे स्वयं के सूर्य से पांच गुना अधिक हो सकता है। ऐसे तारों के भीतर परमाणु भट्टियां बेहद तीव्र विकिरण की विलक्षण मात्रा को तेजी से जमा करती हैं। इस विकिरण से दबाव कई बार स्टार के बाहरी कफ़न को बाहर निकाल देता है, यहां तक ​​कि अत्यधिक आवेशित कणों के एक गरजने वाले तारों के रूप में इसकी सतह से उबलते हुए सितारे CSM बन जाते हैं। इसके तेजी से फैलते कोर द्वारा दबाव डाले जाने के कारण, इस तरह के स्टार के परमाणु इंजन अंततः ईंधन के लिए भूखे हो जाते हैं। बाद के पतन को एक शानदार प्रकाश शो द्वारा चिह्नित किया गया है - एक जो पूरी आकाशगंगा को संभावित रूप से चमका सकता है। परिमाण 12.1 पर, टाइप II सुपरनोवा 1970G कभी भी अपने 8 वें परिमाण मेजबान को पार करने के लिए पर्याप्त उज्ज्वल नहीं हुआ। लेकिन इसके प्रवाह के समय से पहले 30,000 वर्षों के लिए, 1970G एक शक्तिशाली सौर हवा के रूप में हाइड्रोजन और हीलियम गैस के प्रचुर मात्रा में उबला हुआ था। बाद में, इस मामले की उसी उदासीन आभा ने एक्स-रे उत्तेजना में चौंकाने वाले 1970G के प्रकोप को झेला। और यह शॉकवेव के विस्तार की वह अवधि है जो पिछले 35 वर्षों के अवलोकन पर ऊर्जा हस्ताक्षर या 1970G के "प्रवाह" पर हावी है।

"चंद्र के साथ सुपरनोवा 1970G से एक्स-रे उत्सर्जन की खोज" शीर्षक के एक पेपर के अनुसार, इम्लेर और कुंतज़ रिपोर्ट करते हैं कि, "जैसा कि एक्स-रे में सबसे पुराना एसएन का पता चला है, एसएन 1970 जी पहली बार, संक्रमण से प्रत्यक्ष अवलोकन की अनुमति देता है। एसएन अपने सुपरनोवा अवशेष (एसएनआर) चरण के लिए। "

हालाँकि रिपोर्ट एक्स-रे उपग्रहों के विभिन्न प्रकारों से एक्स-रे डेटा का हवाला देती है, लेकिन जानकारी का बड़ा हिस्सा पांच सत्रों की एक श्रृंखला से निकलता है, जो नासा के चंद्र एक्स-रे वेधशाला का उपयोग करते हुए 5-11 जुलाई, 2004 की अवधि के दौरान किया गया था। सत्र लगभग 40 घंटे नरम एक्स-रे एकत्र किए गए थे। चंद्रा के बेहतर स्थानिक संकल्प और लंबी अवधि के अवलोकन से प्राप्त संवेदनशीलता ने खगोलविदों को आकाशगंगा के भीतर एक निकटवर्ती HII क्षेत्र से सुपरनोवा के एक्स-रे lightcurve को पूरी तरह से हल करने की अनुमति दी - एक क्षेत्र जो दृश्य प्रकाश में पर्याप्त उज्ज्वल है, जिसे JLE Dreyer के न्यू में शामिल किया गया है जनरल कैटलॉग 19 वीं सदी के अंत में संकलित - NGC 5455।

इसके परिणाम - और नासा के चंद्रा और ईएसए के एक्सएमएम-न्यूटन के उपयोग के बाद सुपरनोवा के कुछ अन्य अवलोकन - ने सुपरनोवा एक्स-रे लाइटकवर्स के प्रमुख सिद्धांतों में से एक की पुष्टि की है। कागज से: "उच्च-गुणवत्ता वाले एक्स-रे स्पेक्ट्रा ने परिस्थितिजन्य अंतःक्रिया मॉडल की वैधता की पुष्टि की है जो प्रारंभिक युग (100 दिनों से कम) के दौरान आगे के झटके के उत्सर्जन के लिए एक कठिन वर्णक्रमीय घटक की भविष्यवाणी करते हैं और रिवर्स के लिए एक नरम थर्मल घटक विस्तार खोल के बाद सदमे उत्सर्जन वैकल्पिक रूप से पतली हो गई है। "

सुपरनोवा जाने से पहले दसियों साल तक, जो स्टार एसएन 1970G बन गया था, वह चुपचाप अंतरिक्ष में उब गया। इसने एक CSM के रूप में हाइड्रोजन और हीलियम की एक विशाल एक्स्ट्रास्टेलर आभा पैदा की। जब यह सुपरनोवा चला गया, तो एसएन 1970 जी के मेंटल में गर्म पदार्थ का एक विशाल प्रवाह अंतरिक्ष में चला गया, जो इसके सुपरहिट कोर पर गिरने के बाद फिर से चल पड़ा। लगभग 100 दिनों के लिए, इस मामले का घनत्व अत्यधिक उच्च बना रहा और - जैसे-जैसे यह CSM में धब्बा हुआ - कठोर एक्स-रे, नोवल फ्लक्स के उत्पादन पर हावी हो गए। इन कठोर एक्स-रे में दस से बीस गुना अधिक ऊर्जा होती है जितना कि पालन करने के लिए।

बाद में जब यह अत्यधिक सक्रिय पदार्थ वैकल्पिक रूप से पारदर्शी हो गया, तो एक नई अवधि का पर्यवेक्षण किया गया - CSM से एक्स-रे प्रवाह ने ही कम ऊर्जा वाली "सॉफ्ट" एक्स-रे की रिवर्स बाढ़ का कारण बना। उस अवधि के जारी रहने की उम्मीद है जब तक कि CSM इंटरस्टेलर मैटर (ISM) के साथ संलयन के बिंदु तक नहीं पहुंच जाता। उस समय CSM के भीतर सुपरनोवा अवशेष बनेगा और थर्मल ऊर्जा ISM को आयनित करेगी। इसमें से चरित्रहीन रूप से "ब्लू-ग्रीन" चमक दिखाई देगी, जो सुपरनोवा के अवशेषों में तब दिखाई देती है, जब साइग्नस लूप के रूप में देखा जाता है, यहां तक ​​कि मामूली शौकिया उपकरणों और उपयुक्त फिल्टर के माध्यम से भी।

क्या एसएन 1970 जी एक सुपरनोवा अवशेष में विकसित हुआ है?

इस प्रश्न को हल करने के लिए एक महत्वपूर्ण सुराग विस्फोट से पहले सुपरनोवा के द्रव्यमान-हानि दर में देखा जाता है। इम्लेर और कुंतज़ के अनुसार: "एसएन 1970 जी के लिए मापा बड़े पैमाने पर नुकसान की दर अन्य प्रकार द्वितीय एसएनई के लिए अनुमान लगाने वालों के समान है, जो आमतौर पर 10 से लेकर होती है।^-5 10 से^-4 प्रति वर्ष सौर द्रव्यमान। यह संकेत है कि एक्स-रे उत्सर्जन सदमे-गर्म आईएसएम के बजाय पूर्व-जमाकर्ता द्वारा जमा किए गए शॉक-हीटेड आईएसएम से उत्पन्न होता है, यहां तक ​​कि इस देर के प्रकोप के बाद भी।

स्टीफन इम्लर के अनुसार, "सुपरनोवा आमतौर पर अपने विस्फोट के निकट से जल्दी से दूर हो जाते हैं क्योंकि सदमे की लहर तारकीय हवा की बाहरी सीमाओं तक पहुंच जाती है, जो पतले और पतले हो जाते हैं। कुछ सौ साल बाद, हालांकि, झटका इंटरस्टेलर माध्यम में चलता है, और आईएसएम की उच्च घनत्व के कारण प्रचुर एक्स-रे उत्सर्जन पैदा करता है। 1970 जी के सदमे मोर्चे पर घनत्व की माप से पता चला कि वे तारकीय हवाओं की विशेषता हैं, जो आईएसएम के घनत्व से छोटे परिमाण से अधिक हैं। "

एक्स-रे आउटपुट के निम्न स्तर की वजह से, लेखकों ने निष्कर्ष निकाला है कि 1970 जी को अभी तक सुपरनोवा अवशेष चरण तक पहुंचने के लिए नहीं है - विस्फोट के 35 साल बाद भी। सुपरनोवा अवशेष जैसे साइग्नस लूप से जुड़े अध्ययनों के आधार पर, हम जानते हैं कि एक बार अवशेष बन जाने के बाद, वे आईएसएम के साथ सुपरहीट मैटर फ़्यूज़ के रूप में दसियों हज़ार वर्षों तक कायम रह सकते हैं। बाद में, झटका-गर्म आईएसएम के अंत में ठंडा होने के बाद, नए सितारों और ग्रहों को कार्बन, ऑक्सीजन, और नाइट्रोजन जैसे भारी परमाणुओं द्वारा समृद्ध किया जा सकता है और साथ ही वास्तविक एर्नोवा के संक्षिप्त समय के दौरान उत्पन्न भारी तत्वों (जैसे लोहा) के साथ। विस्फोट - जीवन का सामान।

स्पष्ट रूप से एसएन 1970 जी में बड़े पैमाने पर सितारों की जीवन शैली के बारे में हमें सिखाने के लिए एक बड़ा सौदा है और सुपरनोवा अवशेष स्थिति की ओर इसके मार्च को ध्यान से भविष्य में अच्छी तरह से मॉनिटर किया जाएगा।

जेफ बारबोर द्वारा लिखित