কে. লুন্ডমার্ক 1921 সালে আমাদের গ্যালাক্সিতে সুপারনোভা বিস্ফোরণ সম্পর্কে প্রথম কথা বলেছিলেন। তিনি বিশ্বাস করতেন যে প্রাচীন ও মধ্যযুগে যে উজ্জ্বল ঝলকানি পরিলক্ষিত হয় সেগুলো হল গ্যালাকটিক নোভা এবং সেই নক্ষত্রগুলি যেগুলিকে পরবর্তীতে সুপারনোভা বলা হয়। চীনে 1054 সালের প্রাদুর্ভাব লক্ষ্য করে, তিনি উল্লেখ করেছিলেন যে এর স্থানটি কাঁকড়া নীহারিকাটির কাছাকাছি - একটি গ্যাসের জমাট আঁশযুক্ত কাঠামো, যা একটি কাঁকড়ার মতো। এটা কৌতূহলজনক যে আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী সি. ল্যাম্পল্যান্ড এবং জে. ডানকানও 1921 সালে এই নীহারিকা অধ্যয়ন করেছিলেন এবং উভয়েই দেখতে পান যে এটি পদ্ধতিগতভাবে সম্প্রসারিত হচ্ছে এবং এর সম্প্রসারণের সময়কাল প্রায় নয় শতাব্দী।

এই তথ্যগুলির তুলনা করা এবং নীহারিকা গঠনের সাথে বিস্ফোরণের কাকতালীয়তা স্থাপন করা আমাদের পক্ষে এখন সহজ, তবে লুন্ডমার্ক বা আমেরিকান গবেষকরা কেউই এমন সিদ্ধান্তে পৌঁছাননি। মাত্র সাত বছর পরে, ই. হাবল প্রথমবারের মতো এই কাকতালীয় ঘটনাটি উল্লেখ করেছিলেন এবং দশ বছর পরে, লুন্ডমার্ক ইতিমধ্যেই আত্মবিশ্বাসের সাথে বলেছিলেন যে 1054 সালের প্রাদুর্ভাবের ফলে ক্র্যাব নেবুলা গঠিত হয়েছিল। তিনি প্রাদুর্ভাবের আপাত মাত্রা খুঁজে পান। এবং কাঁকড়ার দূরত্ব এবং তার পরম নাক্ষত্রিক একটি মান অর্জন করেছে যা একটি প্রচলিত নতুনের চেয়ে অনেক বেশি হতে দেখা গেছে। এটি প্রমাণ করে যে 1054 সালে গ্যালাক্সিতে একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ ঘটেছিল। একটি প্রসারিত নীহারিকা তার জায়গায় রয়ে গেছে এই সত্যটি প্রতিষ্ঠা করা কম গুরুত্বপূর্ণ ছিল না। সতের বছরের বিলম্বের কারণ, দৃশ্যত, সবচেয়ে প্রামাণিক প্রাচীন চীনা ইতিহাসে বলা হয়েছে যে "তিয়ান-কুয়ানের কয়েক ইঞ্চি দক্ষিণ-পূর্বে, একটি অতিথি তারকা উপস্থিত হয়েছিল (যেহেতু তারা এবং ধূমকেতুর উপস্থিতি বলা হয়েছিল। চীন)"। এই ক্ষেত্রে "ইঞ্চি" হল মহাকাশীয় গোলকের চাপের প্রায় দেড় ডিগ্রি। এটি সাধারণত বিশ্বাস করা হত যে "তিয়ান-কুয়ান" ("স্বর্গীয় বাধা") নক্ষত্রের প্রধান তারা ছিল $\zeta$ বৃষ (চিত্র 23)। যাইহোক, ক্র্যাব নেবুলা দক্ষিণ-পূর্বে নয়, এই নক্ষত্রের উত্তর-পশ্চিমে অবস্থিত। আমার সন্দেহ ছিল যে চীনা পাঠ্যটিতে একটি ভুল ছিল।

ভাত। 23।বৃষ রাশি এবং এর পরিবেশ।
ডিগ্রী বিভাগগুলি মানচিত্রের বাম প্রান্তে চিহ্নিত করা হয়েছে, ডিগ্রী বিভাজন সহ পুরু রেখাটি হল গ্রহন। বৃষ রাশি এবং অন্যান্য আধুনিক নক্ষত্রপুঞ্জের সীমানা একটি বিন্দুযুক্ত রেখার সাথে রূপরেখা দেওয়া হয়েছে, প্রধান তারাগুলি গ্রীক বর্ণমালার অক্ষর দ্বারা নির্দেশিত হয়। চীনা নক্ষত্রপুঞ্জের কনফিগারেশনগুলি কঠিন লাইনে দেখানো হয়েছে, তাদের নামগুলি তির্যকগুলিতে দেওয়া হয়েছে। ক্র্যাব নীহারিকা একটি X দ্বারা চিহ্নিত।

কিন্তু ভুলের সম্ভাবনাকে বিজ্ঞানের ইতিহাসবিদরা দৃঢ়ভাবে প্রত্যাখ্যান করেছেন প্রাচীন চীনা. 1971 সালে, প্রাচীন চীনা জ্যোতির্বিদ্যার একজন বিশেষজ্ঞ হো পিং-ইউ (মালয়েশিয়া) এবং আমেরিকান সিনোলজিস্ট এফ. পার এবং পি. পার্সনস "তিয়ান-কুয়ান" এর দক্ষিণ-পূর্বে প্রাদুর্ভাবের অনুরূপ বর্ণনা সহ আরেকটি পাঠ্য নির্দেশ করেছিলেন। অতএব, ক্রনিকলে কোন ত্রুটি ছিল না। প্রাদুর্ভাবের অবস্থান স্থাপনে বিভ্রান্তির জন্য আমাদের আরেকটি কারণ অনুসন্ধান করতে হবে। এই বইয়ের লেখক দ্বারা এটি অর্জন করা হয়েছে বলে মনে হয়।

তারার আকাশের প্রাচীন চীনা মানচিত্রে, একই নামের প্রায় কোনও নক্ষত্রমণ্ডল নেই এবং শুধুমাত্র "তিয়েন গুয়ান" পাঁচটি হয়ে উঠেছে: বৃষ, কন্যা, ধনু, মিথুন এবং মকর রাশির আধুনিক নক্ষত্রপুঞ্জে। 1875 সালে চীনা সিস্টেমের নক্ষত্রপুঞ্জের প্রথম গবেষকদের একজন জি. শ্লেগেল উল্লেখ করেছেন যে এই "স্বর্গীয় বাধা"গুলির প্রতিটিতে দুটি উজ্জ্বল নক্ষত্র রয়েছে, কিন্তু প্রধান জিনিসটি - এই বাধা নক্ষত্রের মধ্যকার রেখাটি অগত্যা গ্রহনকে অতিক্রম করে - অলক্ষিত রয়ে গেছে। . তবে এই বিশেষ নক্ষত্রপুঞ্জের উদ্দেশ্য ছিল: তারা আসল বাধার ভূমিকা পালন করেছিল, পাঁচটি জায়গায় প্রধান "আকাশীয় মহাসড়ক" অবরোধ করেছিল - মহাকাশীয় পদার্থের গতিবিধি যে অঞ্চলে হয়: গ্রহ, সূর্য এবং চাঁদ।

শ্লেগেল এবং তার পরে অন্যরা বৃষ রাশির "তিয়ান-কুয়ান" এর দ্বিতীয় তারকাটিকে বৃষ রাশির দক্ষিণে একটি ক্ষীণ নক্ষত্র হিসাবে বিবেচনা করেছিলেন এবং এই ধরনের বাধা গ্রহনকে অতিক্রম করে না বলে বিবেচনা করেননি। এই ভুলটিই সুপারনোভা বিস্ফোরণের অবস্থান নির্ধারণে বিভ্রান্তির সৃষ্টি করেছিল।

বৃষ রাশিও নক্ষত্রের একটি প্রাকৃতিক জুটি যা আমাদের প্রয়োজনীয়তা পূরণ করে। যাইহোক, হিপারকাস তাদের বৃষ রাশির "শৃঙ্গ" বলে ডাকে, যা তাদের সাথে গ্রহনবৃত্তের সাথে চলমান আলোকসজ্জার সাথে দেখা করে - "স্বর্গীয় বাধা" এর মতো একটি ভূমিকা! কেন কেউ বৃষ রাশিকে প্রাকৃতিক এবং তদুপরি, "তিয়ান-কুয়ান" এর প্রধান উজ্জ্বল উপাদান হিসাবে মনোযোগ দেয়নি? কারণ গ্রহনগ্রহের সাথে বাধাগুলির সংযোগ প্রকাশ করা হয়নি, এবং এর পাশাপাশি, এই তারাটি আমাদের নক্ষত্রমণ্ডল অরিগা-এর সাইটে অবস্থিত প্রতিবেশী নক্ষত্র "উ-চে" ("পাঁচ রথ") এর অন্যতম প্রধান নক্ষত্র ছিল। তবে এটিও একটি তুচ্ছ আপত্তি ছিল, কারণ "তিয়ান-কুয়ান" সম্পূর্ণরূপে স্বাধীন নক্ষত্রমণ্ডল নয়: ধনু এবং মিথুনে তারা একই সাথে প্রতিবেশী নক্ষত্রপুঞ্জের অংশ। এটি বৃষ রাশিতে "বাধা" এর সাথে একই।

নক্ষত্রমন্ডলের সবচেয়ে উজ্জ্বল নক্ষত্রের সাথে সম্পর্কিত "অতিথি তারা" এর অবস্থান নির্দেশ করা চীনাদের জন্য কঠোরভাবে প্রথাগত ছিল। বৃষ রাশির "তিয়ান-কুয়ান"-এ, আমাদের এখন বৃষ রাশিকে এমন একটি তারকা হিসাবে বিবেচনা করতে হবে, এবং তারপরে চীনা ক্রনিকল থেকে বিতর্কিত পাঠ্যটি একটি স্পষ্ট ব্যাখ্যা পেয়েছে: "কয়েক ডিগ্রি দূরত্বে বৃষ রাশির দক্ষিণ-পূর্ব।" এই নক্ষত্রের দক্ষিণ-পূর্বে, এটি থেকে সাত ডিগ্রি, ক্র্যাব নেবুলা।

আমরা পরবর্তী অধ্যায়ে ক্র্যাব নেবুলা সম্পর্কে আরও অনেক কিছু বলব, কারণ এটি জ্যোতির্পদার্থ গবেষণায় একটি ব্যতিক্রমী ভূমিকা পালন করেছে। অতএব, ফ্ল্যাশ সম্পর্কে বিস্তারিত তথ্য বিশেষ আগ্রহের বিষয়: এর উজ্জ্বলতা, রঙ, তাদের পরিবর্তন এবং অন্যান্য বৈশিষ্ট্য। যাইহোক, অন্য কিছুর সাথে একটি জ্বলন্ত তারার উজ্জ্বলতার প্রায় কোনও সরাসরি তুলনা নেই। তবুও, 1942 সালে ডাচ জ্যোতির্বিদ জে. ওর্ট এবং আমেরিকান এন. মায়াল দ্বারা সমস্যাটি তদন্ত করার একটি প্রচেষ্টা করা হয়েছিল। তারা চীনা পাঠ্য থেকে প্রতিষ্ঠিত করেছে যে 4 জুলাই প্রথমবার একটি সুপারনোভা লক্ষ্য করা হয়েছিল, এবং এটি 23 দিন অন্ধকার হওয়ার আগেও দৃশ্যমান ছিল এবং রাতে এটি 1056 সালের এপ্রিলের মাঝামাঝি পর্যন্ত পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল।

যদি আমরা বিবেচনা করি যে আমরা শুক্রকে দেখতে পাব যখন সূর্য অস্ত যায় নি, যখন এর উজ্জ্বলতা মাত্রা ছাড়িয়ে যায় - 3.5, এবং সুপারনোভা রাতে দৃশ্যমান হওয়া বন্ধ হয়ে যায়, তার উজ্জ্বলতা 5 তম মাত্রায় নেমে যাওয়ার পরে, তাহলে আমরা বুঝতে পারি যে তারাটি 650 দিনের মধ্যে 8.5 মাত্রার দ্বারা দুর্বল হয়েছে, প্রতি শত দিনে গড়ে 1.3 মাত্রার দ্বারা। কিন্তু এখন আমরা জানি যে এই ধরনের ধীর গতির ক্ষয়, শেলের ধীর প্রসারণের সাথে মিলিত হয় (যেমনটি ক্র্যাব নেবুলায় দেখা যায়), শুধুমাত্র টাইপ II সুপারনোভাতেই সম্ভব।

উর্ট এবং মায়াল সুপারনোভা দেখার জন্য আগের তারিখের বিভিন্ন উল্লেখ প্রত্যাখ্যান করেছেন, বিশেষ করে মে মাসের শেষের দিকের জাপানি রেকর্ড, কারণ সুপারনোভা তখন সূর্য দ্বারা অস্পষ্ট ছিল এবং দেখা অসম্ভব ছিল এবং তিনটি চীনা গ্রন্থে দাবি করা হয়েছে যে 1054 সালে সূর্যগ্রহণ হয়েছিল। দিনের বেলায় এবং একজন "অতিথি তারকা" "মাও-এর চন্দ্রঘরে" (Pleiades) হাজির। T. Oppolzer-এর "Canon of Eclipses"-এ সমস্ত গ্রহনের স্থান এবং মুহূর্তগুলি সঠিকভাবে গণনা করা হয়েছে, এবং 1054 সালের 9 মে বিকেলে দক্ষিণ চীনে মে মাসের অমাবস্যায় সংঘটিত হয়েছে বলে উল্লেখ করা হয়েছে। এখন, 40 বছর পর Oort এবং Mayall এর কাজ, আমরা বলতে পারি যে জাপানি এবং চীনা উভয় পাঠ্যেই ত্রুটি ছিল না: মে মাসে একটি সুপারনোভা দেখা গিয়েছিল। আধুনিক দোভাষীরা ভুল করেছিলেন। কিন্তু আর্মেনিয়ায় সুপারনোভা পর্যবেক্ষণের তথ্য পাওয়া যাওয়ার পর বিষয়টি স্পষ্ট হয়ে ওঠে।

1969 সালে, সোভিয়েত গবেষক আই.এস. আস্তাপোভিচ এবং বি.ই. তুমানিয়ান প্রাচীন আর্মেনিয়ান পাণ্ডুলিপির মাতেনাদারান ডিপোজিটরিতে পাওয়া গিয়েছিল এবং 1975 সালে এটুম প্যাটমিচের জ্যোতির্বিদ্যা সংক্রান্ত পাঠ্যটি অবশেষে পাঠোদ্ধার করা হয়েছিল। অনুবাদে, তিনি বলেছিলেন যে 1054 সালে "একটি তারা চাঁদের ডিস্কে উপস্থিত হয়েছিল যখন 14 মে রাতের প্রথমার্ধে একটি নতুন চাঁদ ছিল।" আমরা ইতিমধ্যেই জানি যে আধুনিক ক্যালেন্ডার অনুসারে, অমাবস্যা ছিল 9 মে, এবং এক দিন পরে, যেমন গণনা দেখায়। চাঁদ একটি সুপারনোভার সবচেয়ে কাছাকাছি। এই মুহূর্তটি ইয়েরেভানে 10 মে চাঁদের সেটিংয়ে লক্ষ্য করা যেতে পারে, যা অমাবস্যার একদিন পরে, একটি অত্যন্ত সরু কাস্তির মতো দেখায়। কিন্তু সুপারনোভা ছিল চাঁদের নিচে প্রায় চার চন্দ্র ব্যাস। এন.এস. আস্তাপোভিচ দৃঢ়ভাবে দেখিয়েছিলেন যে দিগন্তের কাছাকাছি এই দূরত্ব তিনটি অপটিক্যাল প্রভাব দ্বারা উল্লেখযোগ্যভাবে হ্রাস করা যেতে পারে: চাঁদের অনুভূমিক প্যারালাক্স, বিকিরণ এবং দিগন্তের কাছাকাছি তারার আলোর অস্বাভাবিক প্রতিসরণ। ফলস্বরূপ, একটি অর্ধচন্দ্রের আশেপাশে একটি উজ্জ্বল নক্ষত্রের আকর্ষণীয় দৃশ্য লক্ষ্য করা যায়।

প্যাটমিচ যদি একটি সুপারনোভা দেখে থাকেন, তাহলে গ্রহনকালে এর উপস্থিতি উল্লেখ করা লেখাগুলো সঠিক। আসল বিষয়টি হ'ল "মাও-এর চন্দ্র ঘর" এর ইঙ্গিতটি দৃশ্যত কেবলমাত্র সূর্যকে বোঝায়, যা গ্রহনের সময় প্রকৃতপক্ষে প্লিয়েডেস ছিল। সম্ভবত পাঠ্যটি উল্লেখ করেছে যে গ্রহণের সময় অন্ধকার আকাশে, পরিচিত তারাগুলির মধ্যে, তারা একটি "অতিথি তারকা"ও দেখেছিল। যখন গ্রহন শেষ হয়, এটি দিনের আলোতে অদৃশ্য হয়ে যায়, তাই এটি এখনও যথেষ্ট উজ্জ্বল ছিল না এবং পরের দিন সর্বোচ্চে পৌঁছেছিল। জুলাইয়ের শুরু পর্যন্ত, প্রায় দুই মাস ধরে, এটি -3.5 মাত্রার চেয়ে বেশি উজ্জ্বল হতে পারে এবং কিছু ক্ষেত্রে, আকাশের একটি নীল পটভূমিতে পর্যবেক্ষণ করা যেতে পারে যেখানে সূর্য এখনও অস্ত যায় নি। সর্বাধিক দীর্ঘ অবস্থানও বৈশিষ্ট্যযুক্ত, যেমনটি আমরা জানি, টাইপ II সুপারনোভার জন্য - এটি প্রাদুর্ভাবের এই জাতীয় শ্রেণিবিন্যাসের পক্ষে আরেকটি যুক্তি।

আর্মেনিয়ায় একটি সুপারনোভা সম্ভাব্য পর্যবেক্ষণ ছাড়াও, 1054 এর প্রাদুর্ভাবের সাথে যুক্ত অন্যান্য পরিস্থিতি এখন জানা গেছে, যার নির্ভরযোগ্যতা শর্তসাপেক্ষ, কিন্তু তারা সম্ভবত সুপারনোভা সম্পর্কে অন্যান্য আরও নির্ভরযোগ্য তথ্যের সাথে মিলিত হয়েছে। এগুলি উত্তর অ্যারিজোনা মরুভূমিতে খোদাই করা পাথর।

1955 সালে, আমেরিকান প্রত্নতাত্ত্বিক ডব্লিউ মিলার সেখানে উত্তর আমেরিকান ভারতীয়দের জন্য একটি অস্বাভাবিক প্লটের দুটি রক পেইন্টিং আবিষ্কার করেন, যথা, একটি অর্ধচন্দ্রের মোটিফ এবং একটি তারাকে চিত্রিত করে একটি বৃত্ত (চিত্র 24)। একটি অঙ্কন হোয়াইট টেবিল মাউন্টেনের একটি গুহায় ছিল এবং নীচের হর্নে একটি উজ্জ্বল তারা সহ একটি অল্প বয়স্ক চাঁদকে চিত্রিত করা হয়েছিল, এবং অন্যটি, নাভাজো ক্যানিয়নের দেওয়ালে প্রথম থেকে খুব দূরে অবস্থিত, একটি কাস্তে অন্য দিকে মুখ করে চিত্রিত করা হয়েছিল, অর্থাৎ , পুরানো চাঁদ এবং তার নীচে একটি তারা।

ভাত। 24।অ্যারিজোনা রক আর্ট।
বাম ড্রয়িংটি হোয়াইট টেবিল মাউন্টেনের গুহায় পাওয়া গেছে এবং এতে দেখানো হয়েছে যে তরুণ চাঁদ তারার কাছে আসছে, ডান অঙ্কনটি নাভাজো ক্যানিয়নের দেয়ালে রয়েছে; পুরানো চাঁদ এবং উজ্জ্বল তারা।

গুহাগুলির চুলায় কয়লার অবশিষ্টাংশ এবং গিরিখাতের এই অংশে আঁকার শৈলী দেখায় যে গুহাগুলিতে 10-12 শতকে নাভাজো ইন্ডিয়ানরা বাস করত। খুব সম্ভবত, ভারতীয়রা চাঁদের নৈকট্য এবং 1054 সালের সুপারনোভা দেখার অপূর্ব দৃশ্য দেখে বিস্মিত হয়েছিল। তার পথে নক্ষত্রের সাথে চাঁদের মুখোমুখি হওয়ার ঠিক 27 দিন এবং 7 ঘন্টা পরে ঘটে। বিশেষ করে, পুরানো চাঁদ 4 জুন, 1054-এ একটি সুপারনোভার কাছে এসেছিল, এটি চীনে দেখা শুরু হওয়ার কিছুক্ষণ পরেই। এই ইভেন্টটি ক্যানিয়নের প্যাটার্নের সাথে মিলে যেতে পারে। গুহায় আঁকার বিষয়ে, মিলার এবং জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা যারা পরে এটি অধ্যয়ন করেছিলেন তারা বিশ্বাস করেছিলেন যে প্রাচীন শিল্পী চাঁদের চিত্রটিকে উল্টে দিয়েছিলেন, যেমনটি আমাদের সমসাময়িকরা স্মৃতি থেকে চাঁদকে আঁকতে অবাক হয়ে বললে। এই সত্যটি নিশ্চিত করার জন্য, গণ পরীক্ষাগুলি এমনকি সাজানো হয়েছিল, যা আমাদের সমসাময়িকদের অমনোযোগিতা নিশ্চিত করেছিল। ঠিক আছে, যথারীতি, তারা আবার ভুলের জন্য প্রাচীন শিল্পীকে দোষারোপ করেছে।

ভাত। 25।পাঁচটি গ্যালাকটিক সুপারনোভার হালকা বক্ররেখা।
অনুভূমিক - দিনের পর্যায়, উল্লম্ব - স্পষ্ট নাক্ষত্রিক মাত্রা। 1 - চাইনিজ সুপারনোভা 185 2 - সুপারনোভা 1006 3 - সুপারনোভা 1054, 4 - ব্রাহে'স সুপারনোভা 1572, 5 - কেপলারের সুপারনোভা 1604

কিন্তু সঙ্গে তুলনা আধুনিক মানুষসমালোচনায় দাঁড়ায় না। নিওলিথিক যুগে এবং এর পরে দীর্ঘ সময়ের জন্য চাঁদ মানুষের জন্য একটি সাধারণ রাতের বাতি নয়, একটি ঘড়ি এবং একটি ক্যালেন্ডারও ছিল। আকাশে অবস্থান এবং পর্যায় অনুসারে, দিনের সময় এবং দিনের মধ্যে বিচার করা সম্ভব ছিল চন্দ্র মাস. যুবক চাঁদকে পুরানোটির সাথে বিভ্রান্ত করা এখনও অসম্ভব ছিল, কারণ তরুণ চাঁদটি সন্ধ্যায় এবং পুরানোটি সকালে দেখা যায়।

দৃশ্যত দুটি ভিন্ন ঘটনা চিত্রিত করা হয়েছে. আই.এস. আস্তাপোভিচ এই বিষয়টির প্রতি দৃষ্টি আকর্ষণ করেছিলেন যে গুহায় অঙ্কনটি, যা উল্টানো বলে মনে করা হয়েছিল, চাঁদের মে মাসে সুপারনোভায় যাওয়ার সাথে হুবহু মিলে যায়, যা 10 মে সূর্যাস্তের সময় আর্মেনিয়ায় দেখা গিয়েছিল। কিন্তু অ্যারিজোনায়, এই মুহূর্তটি দিনের বেলায় ছিল, চাঁদটি মাত্র কয়েক ঘন্টা পরে দৃশ্যমান হয়েছিল, যখন এটি অস্তমিত হতে শুরু করেছিল। অ্যারিজোনায় সূর্যাস্তের সময় তার এবং তারার মধ্যে দূরত্ব আর কম ছিল না।

ডুমুর উপর. 25 1054-এর সুপারনোভা-এর অনুমিত আলোক বক্ররেখা দেখায়। সর্বোচ্চ, এটি -5ম মাত্রায় পৌঁছেছিল, এবং ফোটোমেট্রিক শ্রেণী সম্ভবত II.5 ছিল।

গ্যালাকটিক সুপারনোভার অনুসন্ধান

1943-1945 সালে। সোভিয়েত জ্যোতির্বিদ বি.ভি. কুকারকিন এবং আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী ডব্লিউ বাডে স্বাধীনভাবে আরও দুটি গ্যালাকটিক সুপারনোভা তদন্ত করেছিলেন। এই ছিল টেলিস্কোপিক যুগের প্রাক্কালে তারার উজ্জ্বল বিস্ফোরণ, যা 1572 সালের টাইকো ব্রাহের নোভা এবং 1604 সালের জোহানেস কেপলারের নোভা নামে পরিচিত। আমাদের সমসাময়িকরা ব্রাহে এবং কেপলারের কাজে দেওয়া নতুন গ্রহ এবং প্রতিবেশী নক্ষত্রের উজ্জ্বলতার তুলনা ব্যবহার করেছিলেন। . অতীতের যেকোনো মুহূর্তের জন্য গ্রহের মাত্রা নির্ভুলভাবে গণনা করা এখন সম্ভব, এবং খালি চোখে দৃশ্যমান নক্ষত্রের সঠিক মাত্রা জানা যায়। এটি উভয় উজ্জ্বল শিখার আলোর বক্ররেখা পুনর্গঠন করা সম্ভব করেছে (এগুলি চিত্র 25 এ দেখানো হয়েছে)। নিউ কেপলারের কোরিয়ান ঐতিহাসিক রেকর্ডগুলিও অসমভাবে অনুসন্ধান করা হয়েছিল, যা উল্লেখযোগ্যভাবে ইউরোপীয় পর্যবেক্ষণের পরিপূরক। আমাদের সংজ্ঞা অনুসারে 1572 সালের সুপারনোভার সর্বাধিক উজ্জ্বলতা ছিল -4.5, এবং 1604 সালের সুপারনোভার -3.5, অর্থাৎ উভয় ক্ষেত্রেই এটি শুক্রের উজ্জ্বলতায় পৌঁছেছিল। তবে সবচেয়ে মজার বিষয় হল যে তাদের আলোর বক্ররেখাগুলি শুধুমাত্র স্পষ্টভাবে টাইপ I নয়, তবে তাদের উভয়ই ফটোমেট্রিক ক্লাস I.12-এর সাথে সেরাভাবে মিলিত হয়েছে।

বিস্ফোরণের স্থানগুলিতে, প্রথমে নিউ কেপলারে এবং তারপরে নিউ ব্রাহে, ডব্লিউ বাডে ম্লান রাগযুক্ত ফিলামেন্টাস নীহারিকা আবিষ্কার করেছিলেন। যদিও এই নীহারিকাগুলি ক্র্যাব নীহারিকা থেকে বিশদভাবে পৃথক, তবুও এটি আমাদের গ্যালাক্সিতে সুপারনোভার অনুসন্ধানের জন্য একটি নতুন চিহ্ন ছিল, যেগুলিকে, এক বা অন্য কারণে, অতীতে ফ্ল্যাশ হিসাবে দেখা যায়নি। অতএব, এটা খুবই স্বাভাবিক ছিল যে প্রস্তাব দেওয়া হয়েছিল, 1946 সালে উর্ট দ্বারা উপস্থাপন করা হয়েছিল যে, সিগনাস নক্ষত্রমণ্ডলের বৃহৎ ফিলামেন্টাস নীহারিকাটিও একটি সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ যা দীর্ঘকাল ধরে আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসে ধীর হয়ে গিয়েছিল। আকাশে ইতিমধ্যে তিন ডজনেরও বেশি এই ধরনের ফিলামেন্টাস নীহারিকা পাওয়া গেছে। তাদের মধ্যে সবচেয়ে উজ্জ্বল সোভিয়েত জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানী G.A. শাইন এবং ভি.এফ. গাজা। এই সব সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ হাজার হাজার বছরের পুরনো।

1948 সালে, মহাজাগতিক রেডিও নির্গমনের প্রথম শক্তিশালী উত্স আবিষ্কৃত হয়েছিল এবং তাদের মধ্যে কয়েকটি মিল্কিওয়ে অঞ্চলে পড়েছিল। এই উত্সগুলির নাম দেওয়া হয়েছিল ধনু এ (পরে গ্যালাক্সির মূল অংশে পাওয়া গেছে), ক্যাসিওপিয়া এ এবং টরাস এ। সেই সময়ে, রেডিও টেলিস্কোপগুলি খুব মোটামুটিভাবে আকাশে রেডিও উত্সের অবস্থান নির্ধারণ করেছিল, কিন্তু তারপরও এক বছর পরে, অস্ট্রেলিয়ান রেডিও জ্যোতির্বিজ্ঞানী জে. বোল্টন এবং তার সহকর্মীরা আবিষ্কার করেছেন যে আগে খোলা, টরাস এ রেডিও উৎস ক্র্যাব নেবুলার সাথে মিলে যায়।

বেশ কয়েকটি তরঙ্গদৈর্ঘ্যে এই রেডিও উত্সের গবেষণায় দেখা গেছে যে দীর্ঘতর তরঙ্গদৈর্ঘ্যে রূপান্তরের সাথে এর তীব্রতা বৃদ্ধি পায়। এটি একটি গুরুত্বপূর্ণ সত্য ছিল, যার পরিণতি পরে বোঝা যায়। আমরা ইতিমধ্যে যে উত্তপ্ত জানি মহাজাগতিক সংস্থাতারা রেডিও পরিসরেও তরঙ্গ নির্গত করে, কিন্তু বিকিরণের উৎস যদি তাপীয় হয়, তাহলে দীর্ঘতর তরঙ্গে রূপান্তরের সাথে রেডিও তরঙ্গের উপর এর তীব্রতা হ্রাস পায়। ক্র্যাব নেবুলার ক্ষেত্রে, তবে, তরঙ্গদৈর্ঘ্যের সাথে রেডিও নির্গমনের তীব্রতার পরিবর্তনের গতিপথ ভিন্ন: তরঙ্গদৈর্ঘ্য বৃদ্ধির সাথে তীব্রতা বৃদ্ধি পায়। এটি দেখায় যে বস্তুর রেডিও নির্গমনের একটি অ-তাপীয় চরিত্র রয়েছে। সামনের দিকে তাকিয়ে, আমরা লক্ষ্য করি যে, সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ ছাড়াও, অতাপীয় বিকিরণ এক্সট্রা গ্যালাকটিক উত্সগুলিতে উপস্থিত রয়েছে: রেডিও গ্যালাক্সি এবং কোয়াসার। দুর্বল অতাপীয় রেডিও নির্গমনও সর্পিল বাহুগুলির আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম দ্বারা উত্পন্ন হয়।

ক্র্যাব নেবুলা থেকে অ-তাপীয় রেডিও নির্গমনের আবিষ্কার এই নতুন বৈশিষ্ট্যটি ব্যবহার করে সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের জন্য অনুসন্ধানের জন্য উদ্বুদ্ধ করেছে। 1952 সালে, Baade একটি ক্ষীণ ফিলামেন্টাস নীহারিকা খুঁজে পেয়েছিলেন যেখানে রেডিও উৎস ক্যাসিওপিয়া এ পরিলক্ষিত হয়। সোভিয়েত জ্যোতির্বিজ্ঞানী পি.পি. পেরেনাগো এবং জে.এস. শ্ক্লোভস্কি পরামর্শ দিয়েছিলেন যে এটিও একটি সুপারনোভার অবশিষ্টাংশ, সম্ভবত এমনকি প্রাচীন চীনেও পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল (ক্যাসিওপিয়া নক্ষত্রমণ্ডলে, প্রাচীন পর্যবেক্ষকরা অনেক প্রাদুর্ভাব দেখেছিলেন)। অন্যান্য গবেষকরা, যেমন মিনকোস্কি, তাদের দৃষ্টিভঙ্গির সাথে একমত নন।

কিন্তু 1955 সালে, R. Minkowski এই নীহারিকাটির ঝাঁকড়ার গতি পরিমাপ করতে সক্ষম হন এবং দেখতে পান যে, ক্র্যাব নেবুলার সাথে এর ভিন্নতা সত্ত্বেও, এটি একটি দ্রুত প্রসারিত খামের অংশ। তাকে তার আপত্তি প্রত্যাহার করতে হয়েছিল। নীহারিকা সম্প্রসারণ থেকে এই সুপারনোভার বয়স নির্ণয় করা সম্ভব হয়েছিল। কানাডিয়ান জ্যোতির্বিজ্ঞানী কে. ক্যাম্পার এবং এস. ভ্যান ডেন বার্গের সর্বশেষ গবেষণাটি প্রায় 3 বছরের অনিশ্চয়তার সাথে 1653 সালের দিকে প্রাদুর্ভাবের তারিখ নির্দেশ করে। এর মানে হল যে এটি বেশ সম্প্রতি ঘটেছিল, ইতিমধ্যেই সুপারনোভা ব্রাহে এবং কেপলারের প্রাদুর্ভাবের পরে, জান হেভেলিয়াসের টেলিস্কোপের যুগে, কিন্তু ইতিমধ্যে, এটি ক্যাসিওপিয়া নক্ষত্রমণ্ডলে দেখা যায়নি, যা সর্বদা পর্যবেক্ষণের জন্য অ্যাক্সেসযোগ্য এবং সেট হয় না। আমাদের গোলার্ধের নাতিশীতোষ্ণ অক্ষাংশে। রেডিও জ্যোতির্বিদ্যা দ্বারা আবিষ্কৃত তরুণ সুপারনোভা অনেক ক্ষেত্রেই একটি ব্যতিক্রমী আকর্ষণীয় বস্তু হয়ে উঠেছে।

আজ অবধি, রেডিও জ্যোতির্বিদ্যা আমাদের গ্যালাক্সির অন্তর্গত 135টি অতাপীয় রেডিও উত্স খুঁজে পাওয়া সম্ভব করেছে৷ তারা বিভিন্ন বয়সের সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ। শুধুমাত্র তুলনামূলকভাবে অল্প বয়স্ক বস্তুর জন্য, যা আমাদের পূর্বসূরিদের দ্বারা বিগত শতাব্দীতে পর্যাপ্ত বিশদভাবে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে, আমরা আলোক বক্ররেখা থেকে সুপারনোভার ধরন এবং কখনও কখনও এমনকি ফটোমেট্রিক শ্রেণী নির্ধারণ করতে পারি।

প্রাচীনকালে সুপারনোভা পর্যবেক্ষণ

বিজ্ঞানীরা দীর্ঘকাল ধরে তারকা শিখার প্রাচীন পর্যবেক্ষণ, ধূমকেতুর চেহারা এবং অন্যান্য অস্বাভাবিক ঘটনা সম্পর্কে তথ্য সংগ্রহ করছেন। চীনা, মধ্যপ্রাচ্য এবং ইউরোপীয় উত্স থেকে সংকলিত এই ধরনের তথ্যের প্রথম সারাংশ ফরাসি ধূমকেতু গবেষক এ.জি. পিংরে, যিনি 1783 সালে দুই-খণ্ডের কাজ Cometography প্রকাশ করেন। তিনি কিছু রোমান এবং বাইবেলের পাঠ্য ব্যবহার করেন, সেইসাথে মা ডুয়ানলিন দ্বারা সংকলিত মধ্যযুগীয় চীনা এনসাইক্লোপিডিয়া "ওয়েনজিয়ান টংকাও" এর প্রথম অনুবাদ এবং কিছু অন্যান্য পাণ্ডুলিপি ব্যবহার করেন, যার মধ্যে কিছু ফরাসি বিপ্লবের যুগে কোন চিহ্ন ছাড়াই হারিয়ে যায়। .

দুর্ভাগ্যবশত, পিংগ্রের তালিকাটি হামবোল্ট এবং লুন্ডমার্ক উভয়ের দ্বারা অযাচিতভাবে ভুলে গিয়েছিল। আজ অবধি, সমস্ত ঘটনাগুলির সবচেয়ে সম্পূর্ণ সংগ্রহ, একটি বা অন্য কারণে, স্টারলার ফ্লেয়ার হিসাবে বিবেচিত, এই বইটির লেখক দ্বারা সংকলিত হয়েছিল এবং আন্তর্জাতিক "ভেরিয়েবল স্টারের সাধারণ ক্যাটালগ"-এ অন্তর্ভুক্ত ছিল, নিয়মিত নতুন ডেটা সহ আপডেট করা হয়।

প্রাচীনকাল থেকে 1700 পর্যন্ত, প্রায় 200টি প্রাদুর্ভাব ঘটেছে, প্রধানত নতুন তারা, এবং পাণ্ডুলিপি এবং ইতিহাসের ইতিহাসে অনুসন্ধান অব্যাহত রয়েছে। উল্লেখ্য যে সম্প্রতি পর্যন্ত এটি বিশ্বাস করা হয়েছিল যে ইউরোপ, ভূমধ্যসাগর এবং মধ্যপ্রাচ্যে কয়েকটি প্রাদুর্ভাব ছিল: মাত্র 5-7, এবং বাকিগুলি দূর প্রাচ্যের দেশগুলিতে দেখা গেছে। Pingre এর উপকরণের উপর অঙ্কন করে, রোমান ক্রনিকলগুলি দেখায় যে পশ্চিমে প্রায় 25টি প্রাদুর্ভাব লক্ষ করা গেছে। এটি ইতিমধ্যেই একটি গুরুতর অবদান, যা ফ্লেয়ার বর্ণনার ক্রস-তুলনার জন্য ব্যবহৃত হয়।

পর্যবেক্ষিত শিখাগুলির মধ্যে সুপারনোভা কীভাবে সনাক্ত করা যায়? যে তিনটি উজ্জ্বল গ্যালাকটিক সুপারনোভা আমরা পূর্ববর্তী পৃষ্ঠাগুলিতে আলোচনা করেছি তা -3.5 মাত্রায় পৌঁছেছে এবং অতিক্রম করেছে। এবং এটি একটি দুর্ঘটনা নয়. একটি নক্ষত্রের ফ্লেয়ার যাতে খালি চোখে সহজে সনাক্ত করা যায়, এটি কমপক্ষে 3য় মাত্রার হতে হবে। তারপর এটি নক্ষত্রপুঞ্জের স্বাভাবিক পরিসংখ্যান ভেঙ্গে নজর কাড়ে। একটি নতুন নক্ষত্রের এত বেশি উজ্জ্বলতা থাকবে যদি এটি আমাদের থেকে এক হাজার আলোকবর্ষের বেশি না থাকে। অন্যদিকে, একটি সুপারনোভা যা আমাদের গ্যালাক্সির সবচেয়ে দূরবর্তী অংশে বিস্ফোরিত হয়েছিল, যদি আন্তঃনাক্ষত্রিক বিলুপ্তি না হয়, তাহলে শূন্য মাত্রার চেয়ে উজ্জ্বল হবে এবং 3 থেকে 8 মাসের মধ্যে আলোর বক্রতার প্রকারের উপর নির্ভর করে পর্যবেক্ষণ করা হবে। সুতরাং, একটি শক্তিশালী সম্ভাবনা রয়েছে যে মাত্রা শূন্যের চেয়ে উজ্জ্বল একটি ফ্ল্যাশ একটি সুপারনোভা।

সাম্প্রতিক বছর অবধি, উজ্জ্বল নক্ষত্রের পর্যবেক্ষণ সম্পর্কে আমাদের কাছে আসা প্রাচীনতম প্রতিবেদনটি ছিল 2296 খ্রিস্টপূর্বাব্দে একটি ধূমকেতুর উল্লেখ। e., Pingre দ্বারা পাওয়া যায় এবং প্রথম চীনা শাসক ইয়াও সম্পর্কে মৌখিক ঐতিহ্যের নথিতে রয়েছে। চীনে লেখালেখি শুরু হয় দেড় সহস্রাব্দ পরে। কিন্তু কয়েক বছর আগে, জে. মিখানভস্কি (ইউএসএ) সুমেরীয়দের (প্রাচীন মেসোপটেমিয়ার বাসিন্দা) একটি মাটির ট্যাবলেটের পাঠোদ্ধার করেছিলেন, যা আকাশের দক্ষিণ দিকে আবির্ভূত "দ্বিতীয় দেবতা-সূর্য" সম্পর্কে প্রাচীনতম মৌখিক কিংবদন্তিও লিপিবদ্ধ করেছিল। , কিন্তু শীঘ্রই বিবর্ণ এবং অদৃশ্য হয়ে গেল। এই ঘটনাটি 3-4 সহস্রাব্দ বিসিকে দায়ী করা হয়। e এবং একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের সাথে যুক্ত, যার পরে আমাদের সবচেয়ে কাছের অবশিষ্টাংশ রয়ে গেছে - সেল এক্স নীহারিকা।

আমাদের কাছে এখন একটি বিস্ফোরণ সম্পর্কে নিশ্চিত এবং নির্ভরযোগ্য তথ্য রয়েছে, দৃশ্যত একটি সুপারনোভা, যা 7 ডিসেম্বর, 185 খ্রিস্টাব্দে চীনে দেখা গিয়েছিল। e এবং 186 বা 187 সালের জুলাই পর্যন্ত দৃশ্যমান ছিল। এই ঘটনাটি কীভাবে বর্ণনা করা হয়েছে: “ঝং-কিং-এর সময়কালে, দ্বিতীয় বছরে, কুই-হাও-এর দিনে 10 তম চাঁদ, মাঝখানে একটি অসাধারণ নক্ষত্র আবির্ভূত হয়েছিল। নান-মেং। এটি একটি বাঁশের অ্যাবাকাসের আকার ছিল এবং পর্যায়ক্রমে পাঁচটি রঙ দেখায়। পরের বছর, যখন সে অদৃশ্য হয়ে যায় তখন ধীরে ধীরে সে 6 তম চাঁদের দিকে তার উজ্জ্বলতা হ্রাস করে।" এই বিবরণটিতে ঘটনার তারিখ, আকাশে এর সময়কাল এবং স্থান রয়েছে, এর চরিত্রটি নির্দেশিত: তারার মধ্যে অচলতা, উজ্জ্বলতা দুর্বল হওয়া এবং রঙের পরিবর্তন। উল্লেখ্য যে এটি 185 সালের ঘটনার একমাত্র উল্লেখ, অন্যান্য তথ্য আমাদের কাছে পৌঁছায়নি।

"নান-ম্যান" নক্ষত্রমণ্ডলটিও সেন্টোরি। চীনের প্রাচীন রাজধানী লুওয়াং-এ, এটি দিগন্ত থেকে তিন ডিগ্রি উপরে উঠেছিল এবং রাতে দুই ঘণ্টার বেশি দৃশ্যমান ছিল না, তাই তারাটি লক্ষ্য করার জন্য ব্যতিক্রমীভাবে উজ্জ্বল হতে হবে। এটি বিশ্বাস করা হয়েছিল যে প্রাদুর্ভাবটি 7 মাস ধরে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল, কিন্তু এফ. স্টিফেনসন যুক্তি দেন যে পাঠ্যের সংশ্লিষ্ট হায়ারোগ্লিফটিকে "পরবর্তী বছর" হিসাবে নয়, "পরবর্তী বছর" অর্থে অনুবাদ করা উচিত এবং সময়কাল 20 এ অনুমান করা হয়েছে। মাস

আমাদের মতে, একটি সুপারনোভার প্রাদুর্ভাবের সাক্ষ্য দেয় যে সিদ্ধান্তমূলক যুক্তি, এবং একটি নতুন তারকা নয়, তা হল প্রাদুর্ভাবের রঙের ধারাবাহিক পরিবর্তন। নতুন তারাগুলি কার্যত তাদের রঙ পরিবর্তন করে না, যখন সুপারনোভা সর্বাধিক সাদা হয় এবং তারপরে ক্রমাগত হলুদ, লাল, আবার হলুদ এবং সাদা হয়ে যায়। যেহেতু পাঠ্যটি পাঁচটি রঙের কথা বলে, তাই প্রথম পর্যবেক্ষণগুলি পর্যায়কে নির্দেশ করে সাদা রঙঅর্থাৎ সর্বাধিক উজ্জ্বলতা পর্যন্ত।

একটি সুপারনোভার সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতা কত ছিল? পাঠ্যটি সরাসরি তথ্য প্রদান করে না, তবে আমরা ঘটনাটির সময়কাল থেকে এটি গণনা করতে পারি। দিগন্তের কাছাকাছি একটি নক্ষত্রের সাত মাসের দৃশ্যমানতা নির্দেশ করে ফ্লেয়ারের একটি নাক্ষত্রিক মাত্রা -4-এর বেশি নয়, এবং একটি 20-মাসের একটি -4 থেকে -8 মাত্রার ইঙ্গিত দেয়। এটি একটি মোটামুটি বিস্তৃত পছন্দ আউট সক্রিয়, যা সীমিত হতে পারে যদি আপনি একটি সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ খুঁজে পান।

চারটি অ-তাপীয় রেডিও উত্স, অর্থাৎ, সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ, সেন্টৌরি এবং এর মধ্যে পাওয়া গেছে। মাঝখানে অবস্থিত একটি ম্লান ফিলামেন্টাস নেবুলার সাথে মিলে যায়। সম্প্রতি এর তাপীয় এক্স-রে নির্গমনের আবিষ্কৃত - একটি চিহ্ন তুলনামূলক যুবকসুপারনোভা অবশিষ্টাংশ। এর বয়স, রেডিও নির্গমনের তীব্রতা থেকে গণনা করা হয়, অন্য তিনজনের বয়সের চেয়ে কম, কিন্তু 1700 বছর অতিক্রম করে, অর্থাৎ, এটি পরিলক্ষিত বিস্ফোরণের চেয়ে পুরানো বলে প্রমাণিত হয়, যা এই পদ্ধতির রুক্ষতার জন্য দায়ী করা উচিত। বয়স নির্ধারণ। অবশিষ্টাংশের দূরত্ব 2-3 kpc, এবং সেইজন্য একটি টাইপ I সুপারনোভা যা এত দূরত্বে বিস্ফোরিত হয়, আন্তঃনাক্ষত্রিক শোষণ দ্বারা দুর্বল হওয়ার পরে, -4র্থ মাত্রায় পৌঁছাবে এবং টাইপ II এর ক্ষেত্রে এটি -2য় মাত্রা হবে . দৃশ্যত, টাইপ I আরও উপযুক্ত।

গ্যালাকটিক সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের ডেটা ব্যবহার করে, প্রাচীন গ্রন্থে বর্ণিত সুপারনোভা বিস্ফোরণগুলি সনাক্ত করার প্রচেষ্টা, "পেছনের দরজা থেকে", প্রায় বিশ বছর আগে ব্যাপক প্রচলন ছিল। তাদের দুর্বল দিকটি ছিল প্রাদুর্ভাবের ক্ষেত্রের ইতিহাসের খুব রুক্ষ ইঙ্গিত। যখন কোনওভাবে অবশেষগুলির বয়স নির্ধারণ করা সম্ভব হয়েছিল, তখন অনেকগুলি "পরিচয়" এর কাল্পনিক প্রকৃতি প্রকাশিত হয়েছিল।

একটি গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা এখন মূল্যবান জ্যোতির্বিদ্যা সংক্রান্ত তথ্য ধারণ করে পুরানো পাঠ্যের অনুসন্ধানের দ্বারা অভিনয় করা হয়। 1006 সালের সুপারনোভা অধ্যয়নের ইতিহাস এই বিষয়ে বিশেষভাবে শিক্ষামূলক। দিগন্তের কাছে নেকড়ে দক্ষিণ নক্ষত্রমণ্ডলে দেখা এই প্রাদুর্ভাব সাতটি জাপানি, ছয়টি চীনা, ছয়টি ইউরোপীয়, পাঁচটি আরবি এবং একটি কোরিয়ান ভাষায় উল্লেখ করা হয়েছে। ইতিহাস ঘটনা বর্ণনাকারী ক্রনিকরা সবসময় পেশাদার পর্যবেক্ষক এবং প্রত্যক্ষদর্শী ছিলেন না, তবে কখনও কখনও প্রত্যক্ষদর্শীদের বর্ণনা রয়েছে। এমনই ছিলেন জ্যোতিষী আলী বেন রিদওয়ান, যিনি 1006 সালের ঘটনাটি বিস্তারিতভাবে বর্ণনা করেছিলেন, যা তিনি ব্যক্তিগতভাবে তার যৌবনে দেখেছিলেন। নক্ষত্রটি আবির্ভূত হওয়ার সময় তিনি গ্রহগুলির অবস্থানটি ভালভাবে মনে রেখেছিলেন এবং আমেরিকান গবেষক বি গোল্ডস্টেইন আকাশে এই ঘটনার তারিখ এবং স্থান নির্ধারণ করতে সক্ষম হয়েছিলেন। তিনি চীনা ইতিহাস থেকে অনুরূপ ফলাফল প্রাপ্ত.

1054-এর সুপারনোভার ক্ষেত্রে, আমরা এখানে সুপারনোভার উজ্জ্বলতা সম্পর্কে তথ্যের অভাবের মুখোমুখি হয়েছি। তবে এটা কৌতূহলজনক যে, জাপানি জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের দ্বারা ২৮ এপ্রিল সুপারনোভার প্রথম বর্ণনায় তারাটির নীল-সাদা রঙ উল্লেখ করা হয়েছিল এবং পরবর্তী পর্যবেক্ষকরা সর্বসম্মতিক্রমে নক্ষত্রের রঙকে হলুদ এবং সোনালি বলে অভিহিত করেছেন। এই তথ্য দ্বারা বিচার করে, জাপানিরা এই সুপারনোভাটি সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতায় পৌঁছানোর আগেই দেখেছিল। চীনা সূত্রগুলি আরও উল্লেখ করেছে যে 1 মে এর উজ্জ্বলতা ধীরে ধীরে বৃদ্ধি পায় এবং শুক্রের উজ্জ্বলতার কাছে পৌঁছেছিল। পাঁচটি সূত্র একটি সুপারনোভার উজ্জ্বলতাকে একটি অসম্পূর্ণ চাঁদের সাথে তুলনা করে, যদিও কেউ উল্লেখ করেনি যে তারাটি দিনের বেলাও দেখা গিয়েছিল। অবশ্যই, মে মাসে, তারা গভীর রাতে উঠল এবং অস্ত গেল। এমনকি যদি এটি শুক্র গ্রহের সমান হয়, তবে এটি একটি চন্দ্রবিহীন গভীর রাতের পটভূমিতে একটি বিশাল ছাপ ফেলবে, যখন আমরা ভোরের উজ্জ্বল পটভূমির বিপরীতে শুধুমাত্র সন্ধ্যায় শুক্রকে দেখতে পাই। সুপারনোভা বস্তুর আলোকসজ্জা থেকে ছায়াগুলিও ছাপ বাড়িয়েছে এবং দৃশ্যত, অসম্পূর্ণ চাঁদের সাথে তুলনা করার ভিত্তি হিসাবে পরিবেশন করেছে। এবং প্রকৃতপক্ষে, একটি সুপারনোভা শুক্রের চেয়ে উজ্জ্বল দেখাতে পারে, তবে এক চতুর্থাংশের মধ্যে চাঁদের চেয়ে দুর্বল। আলী বেন রিদওয়ান উল্লেখ করেছেন যে তারার "আকার" শুক্র গ্রহকে 2.5-3 বার অতিক্রম করেছে। এই তুলনাটি "অনুপস্থিত" ছিল, যেহেতু তারাটি শুক্রের অস্তের চেয়ে অনেক পরে উঠেছিল। গবেষকরা শুক্রের আপাত কৌণিক মাত্রার উপর পুরানো আরবি এবং আধুনিক ডেটার উপর ভিত্তি করে আলী বেন রিদওয়ানের অনুমান পুনঃগণনা করার চেষ্টা করেছিলেন, কিন্তু এটি আজেবাজে প্রমাণিত হয়েছিল। আলী বেন রিদওয়ান স্পষ্টতই বোঝাতে চেয়েছিলেন যে তারাটি শুক্রের চেয়ে 2-3 মাত্রায় উজ্জ্বল। যেহেতু শুক্র মে সন্ধ্যায় -3য় মাত্রা হতে পারত, তাই এর সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতায় সুপারনোভা -6ম মাত্রা হতে পারত।

যে পরিস্থিতিতে; যে জুলাই মাসে সুপারনোভা দুপুরের পরে দিনের বেলায় ওঠার কথা ছিল, কিন্তু দিনের আকাশের পটভূমিতে এটি দেখা যায়নি, ইঙ্গিত করে যে এটি এই মাসে -3.5 মাত্রার চেয়ে দুর্বল বলে মনে হচ্ছে। রাতে যখন এটি আবার দৃশ্যমান হয়, তখনও এটি আশেপাশের নক্ষত্র থেকে উজ্জ্বল হয়ে দাঁড়িয়েছিল। জুলাই থেকে নভেম্বরের শেষ পর্যন্ত, জাপানি আদালতের জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সম্রাটের কাছে এর দৃশ্যমানতার নয়বার রিপোর্ট করেছেন। চীনা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা তাকে বছরের একেবারে শেষ পর্যন্ত পূর্ব দিকে সকালে দেখেছিলেন। 1007 সালে সুপারনোভা সম্পর্কে আর কোনো তথ্য ছিল না। সত্য, একটি সূত্রে একটি প্রতিবেদন রয়েছে, যা গোল্ডস্টেইন একটি বিবৃতি হিসাবে অনুবাদ করেছেন যে তাকে 1016 এর আগে দেখা গিয়েছিল, তবে এটি একটি পরিষ্কার ভুল বোঝাবুঝি, যেহেতু এই ক্ষেত্রে সুপারনোভাটি তার সর্বাধিক উজ্জ্বল হবে যে এটি দিনের বেলায় জ্বলজ্বল করবে। অনেকক্ষণ ধরে.

সুপারনোভা দৃশ্যমানতার পরিস্থিতি বিবেচনা করে এই সত্যের পক্ষে কথা বলে যে এটি একটি টাইপ আই সুপারনোভা ছিল। ফ্লেয়ার অঞ্চলে অতাপীয় রেডিও নির্গমনের বিভিন্ন উত্সের মধ্যে, একটি গ্যাস ফিলামেন্টের চিহ্ন এবং বৈশিষ্ট্যযুক্ত এক্স-রে নির্গমন সহ পাওয়া গেছে। 1979 সালে, এই সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের কেন্দ্র থেকে খুব বেশি দূরে নয়, এফ. শোয়েটজার এবং জে. মিডলডিচ 17 তম মাত্রার একটি নীল তারা আবিষ্কার করেছিলেন, যা বর্ণালী দ্বারা বিচার করা হয়, এটি একটি সাদা বামন।

সামনের দিকে তাকিয়ে, আমরা লক্ষ্য করি যে ততক্ষণে, ম্লান নীল কেন্দ্রীয় নক্ষত্রগুলি ইতিমধ্যেই দুটি সুপারনোভা অবশিষ্টাংশে পাওয়া গেছে এবং অধ্যয়ন করা হয়েছে - ক্র্যাব নেবুলা এবং সেলস এক্সে, যা একটি উচ্চ ফ্রিকোয়েন্সিতে জ্বলজ্বল করতে দেখা গেছে - প্রতি সেকেন্ডে 30 এবং 10 বার , যথাক্রমে। যাইহোক, Schweitzer নক্ষত্রের উজ্জ্বলতায় কোন ওঠানামা পাওয়া যায়নি। এটি চালু হতে পারে যে এই তারাটি দুর্ঘটনাক্রমে একটি রেডিও উত্সের উপর প্রক্ষিপ্ত হয়েছে এবং এটি সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের সামনে বা পিছনে গ্যালাকটিক ডিস্কের সাধারণ বস্তুগুলির মধ্যে একটি। কিন্তু, অন্যদিকে, এটি টাইপ I সুপারনোভার প্রথম আবিষ্কৃত নাক্ষত্রিক অবশিষ্টাংশও হতে পারে! এটা বাছাই করা প্রয়োজন ছিল. এবং 1982 সালের জানুয়ারিতে, অতিবেগুনী স্পেকট্রোমিটার দিয়ে সজ্জিত একটি উপগ্রহ থেকে, 1200 থেকে 3200 পর্যন্ত এই বস্তুর স্পেকট্রা প্রাপ্ত হয়েছিল। বর্ণালী নক্ষত্রের সামনে অবস্থিত একটি সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের প্রসারিত শেলের অন্তর্গত শোষণ রেখা প্রকাশ করেছে; তাদের স্থানচ্যুতি 5,000 থেকে 6,000 কিমি/সেকেন্ডের একটি সম্প্রসারণ বেগ নির্দেশ করে। এটি টাইপ I সুপারনোভা আউটবার্স্টের বিকাশের জন্য সত্যিকারের স্কিম স্থাপনে একটি নির্ধারক ভূমিকা পালন করেছে।

সারণী 13. গ্যালাকটিক সুপারনোভা
সুপারনোভা, ফ্ল্যাশ বছর	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
নক্ষত্রপুঞ্জ	সেন্টোরাস	নেকড়ে	বৃষ	ক্যাসিওপিয়া	ক্যাসিওপিয়া	ক্যাসিওপিয়া	ওফিউকাস
দেশ বা বিশ্বের অংশ যেখানে একটি সুপারনোভা দেখা গেছে	চীন	এশিয়া, আফ্রিকা	এশিয়া, আমেরিকা	এশিয়া	ইউরোপ এশিয়া	কোরিয়া	ইউরোপ এশিয়া
পর্যবেক্ষণের সময়কাল, দিন	225	240	710	185	560	100	365
সর্বোচ্চে আপাত মাত্রা	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
ফটোমেট্রিক ক্লাস	আমি টাইপ করি	I.14	২. পাঁচ	২. 3	I.12	?	I.12
শেল সম্প্রসারণের হার, কিমি/সেকেন্ড	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ	এখানে	এখানে	বৃষ একটি "কাঁকড়া"	৩সি ৫৮	ক্যাসিওপিয়া বি	ক্যাসিওপিয়া এ	এখানে
বাকি দূরত্ব, kps	2-3	4	2	8	5	3	10

1181-এর উজ্জ্বল ফ্ল্যাশ সম্পর্কে আরও কিছু বলার জন্য এটি আমাদের জন্য রয়ে গেছে, যা প্রধানত জাপানে পরিলক্ষিত হয়েছিল (এফ. স্টিফেনসন ছয়টি ইতিহাস গণনা করেছেন যেখানে এটি উল্লেখ করা হয়েছিল), পাশাপাশি চীন এবং ইউরোপে। এটি অর্ধেক বছরের জন্য দৃশ্যমান ছিল, এক সময় এটির "নীল-হলুদ" রঙ ছিল এবং শনির সমান উজ্জ্বলতা ছিল। ক্যাসিওপিয়া নক্ষত্রমণ্ডলে এই প্রাদুর্ভাব ঘটে। অর্ধেক বছরে 4 মাত্রার দ্বারা একটি সুপারনোভা দুর্বল হয়ে যাওয়া টাইপ II এর জন্য সাধারণ। বিস্ফোরণের স্থানে, যা নির্ভরযোগ্যভাবে প্রতিষ্ঠিত হয়েছিল, সেখানে একটি অ-তাপীয় রেডিও উৎস রয়েছে যার একটি উজ্জ্বল কোর 1952 সালে আবিষ্কৃত হয়েছিল - টরাস এ রেডিও উত্সের "ডাবল"। সম্প্রতি, ক্র্যাব নেবুলার মতো একটি ফিলামেন্টাস নীহারিকা ছিল এছাড়াও এখানে মিল্কিওয়ের একটি ভারী ধুলোময় অংশে পাওয়া যায়। এটি নিশ্চিত করে যে ফ্লেয়ারটি টাইপ II সুপারনোভার অন্তর্গত।

গ্যালাক্সিতে সুপারনোভা বিস্ফোরণ কত ঘন ঘন হয়?

আজ অবধি, আমাদের কাছে পর্যবেক্ষিত সুপারনোভার একটি অপেক্ষাকৃত ছোট তালিকা রয়েছে (সারণী 13); একই সময়ে, 135টি রেডিও উত্স পাওয়া গেছে যা সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ। বেশিরভাগ অবশিষ্টাংশই বড় বয়সের, শক্তিশালী আন্তঃনাক্ষত্রিক বিলুপ্তির এলাকায় মিল্কিওয়েতে অবস্থিত। অতএব, তাদের ঝলকানি খুব কমই দেখা যেত। কিন্তু অবশিষ্টাংশগুলির মধ্যে, এমন কিছু লোকও পাওয়া গেছে যাদের প্রাদুর্ভাব গত শতাব্দীর মাঝামাঝি সময়ে হয়েছিল, কিন্তু উপরে নির্দেশিত কারণগুলির জন্য পর্যবেক্ষণ করা হয়নি।

যেহেতু আমরা নিজেরা গ্যালাক্সিতে আছি, এবং সুপারনোভা বিস্ফোরণগুলি কেবল একটি দুর্দান্ত দর্শনই নয়, তবে আমরা পরে দেখব, আমাদের জীবনে একটি প্রভাবশালী ফ্যাক্টর। সৌর জগৎ, গ্যালাক্সিতে কত ঘন ঘন সুপারনোভা বিস্ফোরণ হয় তা একাডেমিক থেকে অনেক দূরে, কিন্তু গুরুত্বপূর্ণও।

টেবিল অনুযায়ী 11 অধ্যায়ে সপ্তম, আমরা 60% অনিশ্চয়তার সাথে আমাদের গ্যালাক্সিতে 110 বছরের সুপারনোভা বিস্ফোরণের মধ্যে একটি ব্যবধান পেয়েছি, অর্থাৎ, 44 থেকে 176 বছরের গড় ব্যবধান সম্ভব। এই গণনাগুলি অন্যান্য সর্পিল ছায়াপথগুলিতে সুপারনোভার পর্যবেক্ষণের উপর ভিত্তি করে এবং এই ধারণার উপর ভিত্তি করে যে আমাদের তারা সিস্টেম Sb টাইপের। যদি এটি Sc টাইপের হয়, তাহলে ফ্ল্যাশের মধ্যে ব্যবধান 10 এর ফ্যাক্টর দ্বারা হ্রাস করা উচিত। স্বাভাবিকভাবেই, আমাদের গ্যালাক্সিতে সুপারনোভা বিস্ফোরণের ফ্রিকোয়েন্সি সরাসরি অধ্যয়নের মাধ্যমে এই ধরনের অস্পষ্ট সিদ্ধান্তগুলি অবশ্যই যাচাই করা উচিত।

ভাত। 26.গ্যালাক্সির মূল সমতলে অভিক্ষেপে সাতটি গ্যালাকটিক সুপারনোভার অবস্থান।
সুপারনোভা তাদের বিস্ফোরণের তারিখ দিয়ে চিহ্নিত করা হয়। সি - গ্যালাক্সির কেন্দ্র, - সূর্য, তাদের মধ্যে দূরত্ব 10 কেপিসি। HI হল গ্যালাক্সিতে নিরপেক্ষ হাইড্রোজেন বিতরণের সীমানা, HII হল আয়নিত হাইড্রোজেনের (অর্থাৎ উজ্জ্বল গ্যাস নীহারিকা) প্রচারের সীমানা।

সম্প্রতি, H. Tammann আমাদের সহস্রাব্দের পাঁচটি সুপারনোভা: 1006, 1054, 1572 এবং 1604-এর জন্য আউটবার্স্টগুলির মধ্যে গড় ব্যবধান গণনা করার চেষ্টা করেছিলেন। এবং Cassiopeia A. Supernova 1181 তাকে প্রত্যাখ্যান করেছিল। এই পাঁচটি সুপারনোভা এমন একটি সেক্টরে অবস্থিত যার কেন্দ্রীয় কোণ 50 o এর একটি শীর্ষবিন্দু সহ গ্যালাক্সির কেন্দ্রে রয়েছে (অর্থাৎ, সেক্টরটি গ্যালাক্সির এক সপ্তমাংশ, চিত্র 26 দেখুন)। যদি আমরা 1000 বছরকে পাঁচ দিয়ে ভাগ করি, আমরা একটি সেক্টরে বিস্ফোরণের মধ্যে 200 বছরের ব্যবধান পাই বা, অন্য 7 দ্বারা ভাগ করলে, আমরা সমগ্র গ্যালাক্সির জন্য সুপারনোভা বিস্ফোরণের মধ্যে 28 বছরের ব্যবধান পাই। কিন্তু সেক্টরের মধ্যে এমন উল্লেখযোগ্য ক্ষেত্র রয়েছে যেখানে আলোর শক্তিশালী শোষণ আমাদের কাছ থেকে শিখাকে আড়াল করতে পারে। উপরন্তু, মধ্যযুগীয় পর্যবেক্ষণের তথ্য শুধুমাত্র গ্রহের উত্তর গোলার্ধের জন্য সংরক্ষিত ছিল, এবং তাই দক্ষিণ মহাকাশীয় মেরুর কাছাকাছি নক্ষত্রপুঞ্জের ফ্ল্যাশগুলি অলক্ষিত হতে পারে। আমরা সংশ্লিষ্ট সংশোধনের বিশদ বিবরণে যাব না, তবে শুধুমাত্র উল্লেখ করব যে Tammann অবশেষে 12 বছরের গড় ব্যবধান, বা প্রতি শতাব্দীতে 8টি সুপারনোভা পেয়েছেন, একটি দিক বা অন্য দিকে 5 ফ্লেয়ারের সম্ভাব্য বিচ্যুতি সহ।

তবে কম জটিল পথ নেওয়া সম্ভব হবে। বড় অনিশ্চয়তা সহ একটি সেক্টরের পরিবর্তে, আসুন আমরা 8 kpc ব্যাসার্ধের মধ্যে সূর্যের চারপাশে একটি আশেপাশের এলাকা নিয়ে যাই। তারপর, যেহেতু এটি অপটিক্যাল, এক্স-রে এবং রেডিও জ্যোতির্বিদ্যা পদ্ধতি দ্বারা ভালভাবে অধ্যয়ন করা হয়েছে, আমরা নিশ্চিত হতে পারি যে এতে কেবলমাত্র ছয়টি, অল্প বয়স্ক অবশিষ্টাংশ রয়েছে, যা টেবিলে দেখানো হয়েছে। 13 অন্তত গত 1800 বছর ধরে, 185 এর প্রাদুর্ভাবের পর থেকে, এবং আসলে আরও দীর্ঘ সময়ের জন্য। আশেপাশের বাইরে ছিল 1604 সালের কেপলার সুপারনোভা, যা গ্যালাক্সির কেন্দ্রের উপরে কোথাও বিস্ফোরিত হয়েছিল।

মনে রাখবেন যে ছয়টি সুপারনোভাগুলির মধ্যে দুটি হল টাইপ II, এবং বাকিগুলি হল টাইপ I৷ আসুন এই ধরণের সুপারনোভাগুলি গ্যালাক্সিতে কোথায় জ্বলতে পারে তা খুঁজে বের করার চেষ্টা করি৷ টাইপ I সুপারনোভা, অন্যান্য স্টার সিস্টেমে বিস্ফোরণ দ্বারা বিচার করে, কেন্দ্র থেকে যে কোনও দূরত্বে ঘটে এবং আরও নির্দিষ্টভাবে, অ-আয়নিত হাইড্রোজেন বিতরণের অঞ্চলে, যা মূলত, সুপারনোভার কার্যকলাপের একটি পণ্য। টাইপ II সুপারনোভা হিসাবে, তারা তরুণ নক্ষত্রের সাথে যুক্ত, ছায়াপথগুলিতে বিতরণের ক্ষেত্রটি স্পষ্টভাবে আলোকিত বায়বীয় নীহারিকা - আয়নিত হাইড্রোজেনের মেঘ দ্বারা বর্ণিত হয়েছে।

গ্যালাক্সিতে নন-আয়নাইজড হাইড্রোজেনের প্রচারের ব্যাসার্ধ 21 kpc, এবং ionized হাইড্রোজেনের 16 kpc। অতএব, গ্যালাক্সিতে হাইড্রোজেনের আয়নকরণ পর্যায়ে বন্টনের অনুরূপ অঞ্চলের সাপেক্ষে 8 kpc ব্যাসার্ধের সাথে আমাদের আশেপাশের ভগ্নাংশ গণনা করা সহজ: অ-আয়নাইজডের জন্য 0.15 এবং ionized জন্য 0.25। প্রকৃতপক্ষে, উভয় প্রকারের সুপারনোভা বিস্ফোরণের মধ্যে গড় ব্যবধান গণনা করতে আমাদের এই একমাত্র কারণগুলি প্রয়োজন। 1800 বছরের ন্যূনতম ব্যবধান নিলে, আমরা টাইপ I-এর জন্য 1800:4*0.15 = 67 বছর এবং টাইপ II-এর জন্য 1800:2*0.25 = 225 বছর, বা, প্রকারভেদ না করে, প্রতি শতাব্দীতে প্রায় দুটি সুপারনোভা পাই। এই সংখ্যাগুলি 50% পর্যন্ত ত্রুটির সাথে সঠিক বলে বিবেচিত হতে পারে, কিন্তু যেহেতু সূর্যের চারপাশে 8 kpc ব্যাসার্ধের একটি অঞ্চলে সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের রেডিও নির্গমনের গবেষণায় 2500 বছরের কম বয়সী অন্যান্য বস্তু প্রকাশ করেনি, গড় ব্যবধান উপরে প্রাপ্ত বিস্ফোরণের মধ্যে 1.4 ফ্যাক্টর দ্বারা বৃদ্ধি করা যেতে পারে, এবং বিস্ফোরণের সংখ্যা একশ বছরে একই পরিমাণে হ্রাস পায়।

এটি লক্ষ্য করা আকর্ষণীয় যে দুই সহস্রাব্দের সময় ধরে অপটিক্যালি পর্যবেক্ষণ করা বিস্ফোরণগুলি আনুমানিক অভিন্নতার সাথে একে অপরকে অনুসরণ করেনি, "সিরিজ"-এ: একটি ছিল দ্বিতীয় শতাব্দীতে, তারপরে একটি 8-শতক বিরতি ছিল এবং 11 তম শতাব্দীতে - 12 শতকে তিনটি বিস্ফোরণ ঘটেছিল, তারপরে আবার একটি চার-শতকের বিরতি ছিল, যা 16-17 শতকের শুরুতে 32 বছর ধরে তিনটি প্রাদুর্ভাবের সাথে শেষ হয়েছিল। এরপর থেকে চার সেঞ্চুরির নতুন বিরতি চলছে। "সিরিজ" এবং "পজ" এর কোন বিশেষ শারীরিক অর্থ নেই। অল্প সংখ্যক ঘটনার ধারাবাহিকতায় এগুলো খাঁটি দুর্ঘটনা। একভাবে বা অন্যভাবে, কিন্তু গত চার শতাব্দীতে, সূর্যের চারপাশে 8 kpc ব্যাসার্ধের সাথে আশেপাশের বাইরে সুপারনোভা বিস্ফোরণ ঘটেছে। গ্যালাক্সি আমাদের অঞ্চলের অন্তত দুটি সুপারনোভাকে "ঋণ" করে।

গ্যালাক্সিতে সৌরজগতের অবস্থান এমন যে সুপারনোভা বিস্ফোরণের পর্যবেক্ষণ আমাদের কাছে এর আয়তনের প্রায় অর্ধেক অংশে অপটিক্যালি পাওয়া যায় এবং বাকি গ্যালাক্সিতে আন্তঃনাক্ষত্রিক বিলুপ্তি এবং দূরত্বের কারণে অগ্নিশিখার উজ্জ্বলতা নিঃশব্দ হয়ে যায়। এমনকি আমাদের সময়েও রেডিও নির্গমনকারী অবশিষ্টাংশ হিসাবে ইতিমধ্যেই ছড়িয়ে পড়ার পরে তারা মিস করা এবং সনাক্ত করা যেতে পারে।

একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ সত্যিই একটি মহাজাগতিক ঘটনা। প্রকৃতপক্ষে, এটি একটি প্রচণ্ড শক্তির বিস্ফোরণ, যার ফলস্বরূপ নক্ষত্রটির অস্তিত্ব একেবারেই বন্ধ হয়ে যায় বা গুণগতভাবে চলে যায়। নতুন ফর্ম- একটি নিউট্রন তারকা বা একটি ব্ল্যাক হোলের আকারে। এই ক্ষেত্রে, নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলি মহাকাশে নির্গত হয়। উচ্চ গতিতে ছড়িয়ে ছিটিয়ে, তারা সুন্দর উজ্জ্বল নীহারিকা জন্ম দেয়।

ক্র্যাব নীহারিকা 1758 সালে কুখ্যাতি লাভ করে যখন জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা হ্যালির ধূমকেতুর ফিরে আসার অপেক্ষায় ছিল। সেই সময়ের বিখ্যাত "ধূমকেতু ক্যাচার" চার্লস মেসিয়ার বৃষ রাশির শিংগুলির মধ্যে একটি লেজযুক্ত অতিথি খুঁজছিলেন, যেখানে এটি ভবিষ্যদ্বাণী করা হয়েছিল। কিন্তু পরিবর্তে, জ্যোতির্বিজ্ঞানী একটি প্রসারিত নীহারিকা আবিষ্কার করেছিলেন, যা তাকে এতটাই বিভ্রান্ত করেছিল যে তিনি এটিকে ধূমকেতু ভেবেছিলেন। ভবিষ্যতে, বিভ্রান্তি এড়াতে, মেসিয়ার আকাশের সমস্ত নেবুলাস বস্তুর ক্যাটালগ করার সিদ্ধান্ত নিয়েছিলেন। ক্র্যাব নেবুলা হল ক্যাটালগ নম্বর 1। ক্র্যাব নেবুলার এই ছবিটি হাবল স্পেস টেলিস্কোপ দ্বারা তোলা হয়েছে। এটি অনেক বিবরণ দেখায়: গ্যাস ফাইবার, নট, ঘনীভবন। আজ, নীহারিকাটি প্রায় 1,500 কিমি/সেকেন্ড গতিতে প্রসারিত হচ্ছে এবং এর আকারের পরিবর্তন মাত্র কয়েক বছরের ব্যবধানে তোলা ফটোগ্রাফগুলিতে দৃশ্যমান। ক্র্যাব নেবুলার মোট মাত্রা 5 আলোকবর্ষ অতিক্রম করে।

ক্র্যাব নেবুলা (বা C. মেসিয়ারের ক্যাটালগ অনুসারে M1) সবচেয়ে বিখ্যাত মহাকাশ বস্তুগুলির মধ্যে একটি। এখানে বিন্দু তার উজ্জ্বলতা বা বিশেষ সৌন্দর্য নয়, কিন্তু ক্র্যাব নেবুলা বিজ্ঞানের ইতিহাসে যে ভূমিকা পালন করেছে তা। নীহারিকা হল একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের অবশিষ্টাংশ যা 1054 সালে ঘটেছিল। এই স্থানে একটি খুব উজ্জ্বল নক্ষত্রের উপস্থিতির উল্লেখ চীনা ইতিহাসে সংরক্ষিত আছে। M1 বৃষ রাশিতে রয়েছে, ζ তারার পাশে; অন্ধকার স্বচ্ছ রাতে এটি দূরবীন দিয়ে দেখা যায়।


বিখ্যাত বস্তু Cassiopeia A, আকাশে রেডিও নির্গমনের সবচেয়ে উজ্জ্বল উৎস। এটি একটি সুপারনোভার অবশিষ্টাংশ যা 1667 সালের দিকে ক্যাসিওপিয়া নক্ষত্রমণ্ডলে বিস্ফোরিত হয়েছিল। অদ্ভুত, কিন্তু আমরা 17 শতকের দ্বিতীয়ার্ধের ইতিহাসে একটি উজ্জ্বল নক্ষত্রের কোনো উল্লেখ খুঁজে পাই না। সম্ভবত, অপটিক্যাল পরিসরে, এর বিকিরণ আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা দ্বারা ব্যাপকভাবে হ্রাস পেয়েছে। আমাদের গ্যালাক্সিতে সর্বশেষ পর্যবেক্ষিত সুপারনোভাটির ফলস্বরূপ, এখনও একটি কেপলার সুপারনোভা রয়েছে।


অপটিক্স, থার্মাল এবং এক্স-রেতে ক্র্যাব নীহারিকা। নীহারিকা কেন্দ্রে একটি পালসার, একটি সুপারডেন্স নিউট্রন তারকা যা রেডিও তরঙ্গ নির্গত করে এবং এর আশেপাশের পদার্থে এক্স-রে তৈরি করে (নীল রঙে দেখানো এক্স-রে)। বিভিন্ন তরঙ্গদৈর্ঘ্যে ক্র্যাব নেবুলার পর্যবেক্ষণ জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের নিউট্রন তারা, পালসার এবং সুপারনোভা সম্পর্কে মৌলিক তথ্য দিয়েছে। এই ছবিটি চন্দ্র, হাবল এবং স্পিটজার স্পেস টেলিস্কোপ দ্বারা তোলা তিনটি ছবির সংমিশ্রণ।


টাইকোর সুপারনোভার অবশিষ্টাংশ। 1572 সালে ক্যাসিওপিয়া নক্ষত্রমণ্ডলে একটি সুপারনোভা উদ্ভূত হয়েছিল। উজ্জ্বল নক্ষত্রটি প্রি-টেলিস্কোপিক যুগের সেরা জ্যোতির্বিজ্ঞানী-পর্যবেক্ষক ডেন টাইকো ব্রাহে পর্যবেক্ষণ করেছিলেন। এই ঘটনার পরিপ্রেক্ষিতে ব্রাহের লেখা বইটি ছিল অসাধারণ আদর্শগত তাত্পর্য, কারণ সেই সময়ে বিশ্বাস করা হত যে তারাগুলি অপরিবর্তিত ছিল। ইতিমধ্যে আমাদের সময়ে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা দীর্ঘকাল ধরে টেলিস্কোপ দিয়ে এই নীহারিকাটির সন্ধান করছেন এবং 1952 সালে তারা এর রেডিও নির্গমন আবিষ্কার করেছিলেন। অপটিক্সের প্রথম ছবি শুধুমাত্র 1960-এর দশকে তোলা হয়েছিল।


নক্ষত্রমণ্ডলীতে সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ। আমাদের গ্যালাক্সির বেশিরভাগ সুপারনোভা মিল্কিওয়ের সমতলে উপস্থিত হয়, যেহেতু এখানেই তাদের জন্ম হয় এবং খরচ হয় সংক্ষিপ্ত জীবনবিশাল তারা নক্ষত্র এবং লাল হাইড্রোজেন নীহারিকাগুলির প্রাচুর্যের কারণে এই ছবিতে আঁশযুক্ত সুপারনোভা অবশিষ্টাংশগুলি দেখা কঠিন, তবে প্রসারিত গোলাকার শেলটিকে এখনও সবুজ আভা দ্বারা চিহ্নিত করা যেতে পারে। পালগুলিতে একটি সুপারনোভা প্রায় 11-12 হাজার বছর আগে ছড়িয়ে পড়ে। বিস্ফোরণের সময়, নক্ষত্রটি মহাকাশে পদার্থের একটি বিশাল ভর বের করেছিল, কিন্তু সম্পূর্ণরূপে ভেঙে পড়েনি: এর জায়গায় একটি পালসার ছিল, একটি নিউট্রন তারকা যা রেডিও তরঙ্গ নির্গত করে।


পেনসিল নেবুলা (NGC 2736), ভেলা নক্ষত্রমন্ডলে একটি সুপারনোভা শেলের অংশ। প্রকৃতপক্ষে, নীহারিকা হল একটি শক ওয়েভ যা মহাকাশে প্রতি ঘন্টায় অর্ধ মিলিয়ন কিলোমিটার বেগে ছড়িয়ে পড়ে (ছবিতে এটি নিচ থেকে উপরে উড়ে যায়)। কয়েক হাজার বছর আগে, এই গতি আরও বেশি ছিল, কিন্তু আশেপাশের আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসের চাপ, তা যতই নগণ্য হোক না কেন, সুপারনোভার প্রসারিত শেলের গতি কমিয়ে দিয়েছিল।


NGC 6962 বা ইস্টার্ন ওয়েল কাছাকাছি আসা. এই বস্তুর আরেকটি নাম হল নেটওয়ার্ক নেবুলা


Simeiz 147 নীহারিকা (ওরফে Sh 2-240) হল একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের একটি বিশাল অবশিষ্টাংশ, যা বৃষ ও অরিগা নক্ষত্রপুঞ্জের সীমানায় অবস্থিত। নীহারিকাটি 1952 সালে সোভিয়েত জ্যোতির্বিজ্ঞানী G. A. Shain এবং V. E. Gaze দ্বারা ক্রিমিয়ার সিমেইজ মানমন্দিরে আবিষ্কৃত হয়েছিল। বিস্ফোরণটি প্রায় 40,000 বছর আগে ঘটেছিল, সেই সময়ে সম্প্রসারণকারী উপাদানটি পূর্ণিমার ক্ষেত্রফলের 36 গুণ আকাশের একটি এলাকা দখল করেছিল! নীহারিকাটির প্রকৃত মাত্রা একটি চিত্তাকর্ষক 160 আলোকবর্ষ, এবং এর দূরত্ব 3000 আলোকবর্ষ অনুমান করা হয়। বছর বস্তুর একটি স্বতন্ত্র বৈশিষ্ট্য হল দীর্ঘ বাঁকানো গ্যাস ফিলামেন্ট, যা নীহারিকাকে স্প্যাগেটি নাম দিয়েছে।


মেডুসা নেবুলা, আরেকটি সুপরিচিত সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ, মিথুন রাশিতে অবস্থিত। এই নীহারিকাটির দূরত্ব খুব কম জানা যায় এবং সম্ভবত প্রায় 5,000 আলোকবর্ষ। বিস্ফোরণের তারিখটিও খুব আনুমানিকভাবে জানা যায়: 3 - 30 হাজার বছর আগে। ডানদিকে উজ্জ্বল নক্ষত্রটি একটি আকর্ষণীয় পরিবর্তনশীল, ইটা মিথুন, যা খালি চোখে পর্যবেক্ষণ করা যায় (এবং এর উজ্জ্বলতার পরিবর্তনের জন্য অধ্যয়ন করা যায়)।


খালি চোখে দেখা সুপারনোভা বিস্ফোরণের শেষটি 1987 সালে কাছাকাছি একটি গ্যালাক্সি, বড় ম্যাগেলানিক ক্লাউডে ঘটেছিল। সুপারনোভা 1987A এর উজ্জ্বলতা 3 মাত্রায় পৌঁছেছে, যা এর থেকে বিশাল দূরত্ব বিবেচনা করে (প্রায় 160,000 আলোকবর্ষ); সুপারনোভার পূর্বপুরুষ ছিল একটি নীল হাইপারজায়েন্ট তারা। বিস্ফোরণের পরে, 8 নম্বর আকারে একটি প্রসারিত নীহারিকা এবং রহস্যময় বলয়গুলি নক্ষত্রের জায়গায় রয়ে গেছে৷ বিজ্ঞানীরা পরামর্শ দিয়েছেন যে তাদের উপস্থিতির কারণ হতে পারে পূর্বসূরি নক্ষত্রের নাক্ষত্রিক বাতাসের মিথস্ক্রিয়া এবং এই সময় নির্গত গ্যাসের সাথে বিস্ফোরণ

এই পৃথিবীতে আমাদের জায়গা
মহাবিশ্বে গ্যাস এবং ধূলিকণার চক্র
সুপারনোভা বিস্ফোরণ

বিস্ফোরণের ফলে সৃষ্ট শক্তিশালী বিক্ষিপ্ততা প্রবল গতিতে ছড়িয়ে পড়ে এবং এই ধরনের বিস্ফোরণের অঞ্চলটি কয়েক হাজার বছর ধরে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের বিশাল অঞ্চলগুলিকে কভার করে। এই ধরনের অঞ্চলের ভৌত অবস্থার থেকে তীব্রভাবে ভিন্ন হয় যেগুলি একটি "অশান্ত" মাধ্যমকে চিহ্নিত করে: একটি খুব গরম (কয়েক মিলিয়ন ডিগ্রি পর্যন্ত উত্তপ্ত) প্লাজমা এবং মহাজাগতিক রশ্মির ঘনত্ব এবং একটি চৌম্বক ক্ষেত্র যা গড় মানের থেকে অনেক বেশি। বিস্ফোরিত নক্ষত্র দ্বারা নির্গত পদার্থ, আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের মধ্যে প্রবেশ করে, নতুন তারা এবং গ্রহ ব্যবস্থার গঠনে অংশ নিতে পারে। এই কারণেই সুপারনোভা এবং তাদের অবশিষ্টাংশগুলি আধুনিক জ্যোতির্পদার্থবিদ্যার অধ্যয়নের অন্যতম কেন্দ্রিয় বস্তু, কারণ এই ধরনের গুরুত্বপূর্ণ বিষয়যেমন স্বাভাবিক নক্ষত্রের বিবর্তন, নিউট্রন নক্ষত্র এবং অন্যান্য ধসে পড়া বস্তুর জন্ম, ভারী উপাদানের গঠন, মহাজাগতিক রশ্মি এবং আরও অনেক কিছু।

প্রাথমিকভাবে, সমস্ত নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা হঠাৎ করে 1,000 গুণেরও বেশি বেড়ে গিয়েছিল তাদের বলা হত নোভা। ফ্ল্যাশিং, এই জাতীয় নক্ষত্রগুলি হঠাৎ আকাশে উপস্থিত হয়েছিল, স্বাভাবিক নক্ষত্রের কনফিগারেশন ভেঙে তাদের উজ্জ্বলতা সর্বাধিক কয়েক হাজার গুণ বাড়িয়েছিল, তারপরে তাদের উজ্জ্বলতা দ্রুত হ্রাস পেতে শুরু করেছিল এবং কয়েক বছর পরে তারা আগের মতো দুর্বল হয়ে পড়েছিল। প্রাদুর্ভাব. অগ্নিশিখার পুনরাবৃত্তি, যার প্রতিটি সময় তারা উচ্চ গতিতে তার ভরের এক হাজার ভাগ পর্যন্ত নির্গত করে, নতুন তারার বৈশিষ্ট্য। এবং তবুও, এই জাতীয় ফ্ল্যাশের ঘটনার সমস্ত মহিমার জন্য, এটি তারার কাঠামোর আমূল পরিবর্তনের সাথে বা এর ধ্বংসের সাথে সম্পর্কিত নয়। পাঁচ হাজার বছর ধরে, তারার 200 টিরও বেশি উজ্জ্বল বিস্ফোরণ সম্পর্কে তথ্য সংরক্ষণ করা হয়েছে, যদি আমরা নিজেদেরকে সীমাবদ্ধ রাখি যেগুলি 3 য় মাত্রার উজ্জ্বলতা অতিক্রম করেনি। কিন্তু যখন নীহারিকাগুলির এক্সট্রা গ্যালাকটিক প্রকৃতি প্রতিষ্ঠিত হয়েছিল, তখন এটি স্পষ্ট হয়ে গিয়েছিল যে তাদের মধ্যে উদ্দীপ্ত নোভাগুলি তাদের বৈশিষ্ট্যগুলিতে সাধারণ নোভাকে ছাড়িয়ে গেছে, কারণ তাদের উজ্জ্বলতা প্রায়শই পুরো ছায়াপথের দীপ্তির সমান হয়ে ওঠে যেখানে তারা জ্বলতে থাকে। এই ধরনের ঘটনার অস্বাভাবিক প্রকৃতি জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের এই ধারণার দিকে পরিচালিত করেছিল যে এই ধরনের ঘটনাগুলি সাধারণ নতুন নক্ষত্র থেকে সম্পূর্ণ আলাদা কিছু এবং তাই, 1934 সালে, আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী ফ্রিটজ জুইকি এবং ওয়াল্টার বাডে-এর পরামর্শে, সেই নক্ষত্রগুলি যাদের ঝলকানি স্বাভাবিকের উজ্জ্বলতায় পৌঁছেছিল। ছায়াপথগুলি তাদের সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতায় আলাদা, উজ্জ্বলতম উজ্জ্বল এবং সুপারনোভার বিরল শ্রেণীতে বিচ্ছিন্ন ছিল।

সাধারণ নতুন তারার বিস্ফোরণের বিপরীতে, সুপারনোভা বিস্ফোরণ ঘটায় শিল্প রাষ্ট্রআমাদের গ্যালাক্সি একটি অত্যন্ত বিরল ঘটনা, প্রতি 100 বছরে একবারের বেশি ঘটে না। সবচেয়ে আকর্ষণীয় প্রাদুর্ভাব ছিল 1006 এবং 1054 সালে; তাদের সম্পর্কে তথ্য চীনা এবং জাপানি গ্রন্থে রয়েছে। 1572 সালে, অসামান্য জ্যোতির্বিজ্ঞানী টাইকো ব্রাহে ক্যাসিওপিয়া নক্ষত্রমণ্ডলে এমন একটি নক্ষত্রের প্রাদুর্ভাব পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, যখন জোহানেস কেপলার 1604 সালে ওফিউকাসের নক্ষত্রমণ্ডলে সুপারনোভা অনুসরণ করেছিলেন। জ্যোতির্বিদ্যায় "টেলিস্কোপিক" যুগের চার শতাব্দী ধরে, আমাদের গ্যালাক্সিতে এই ধরনের কোনো শিখা দেখা যায়নি। এটিতে সৌরজগতের অবস্থান এমন যে আমরা এর আয়তনের প্রায় অর্ধেক অংশে সুপারনোভা বিস্ফোরণগুলি অপটিক্যালি পর্যবেক্ষণ করতে পারি এবং বাকি অংশে আন্তঃনাক্ষত্রিক শোষণের মাধ্যমে শিখার উজ্জ্বলতা নিঃশব্দ হয়ে যায়। ভেতরে এবং. ক্রাসভস্কি এবং আই.এস. শক্লোভস্কি গণনা করেছেন যে আমাদের গ্যালাক্সিতে সুপারনোভা বিস্ফোরণ গড়ে প্রতি 100 বছরে একবার ঘটে। অন্যান্য ছায়াপথগুলিতে, এই প্রক্রিয়াগুলি প্রায় একই কম্পাঙ্কের সাথে ঘটে; তাই, অপটিক্যাল আউটবার্স্ট পর্যায়ে সুপারনোভা সম্পর্কে প্রধান তথ্য অন্যান্য ছায়াপথগুলিতে তাদের পর্যবেক্ষণ থেকে প্রাপ্ত হয়েছিল।

বিস্ফোরণ সুপারনোভা ক্যাস এ

এই ধরনের শক্তিশালী ঘটনা অধ্যয়নের গুরুত্ব অনুধাবন করে, জ্যোতির্বিজ্ঞানী ডব্লিউ. বাডে এবং এফ. জুইকি, যিনি মার্কিন যুক্তরাষ্ট্রের পালোমার অবজারভেটরিতে কাজ করেছিলেন, 1936 সালে সুপারনোভার জন্য একটি পদ্ধতিগত পদ্ধতিগত অনুসন্ধান শুরু করেছিলেন। তাদের হাতে একটি শ্মিট টেলিস্কোপ ছিল, যা কয়েক দশ বর্গ ডিগ্রীর এলাকার ছবি তোলা সম্ভব করেছিল এবং এমনকি অস্পষ্ট নক্ষত্র এবং ছায়াপথের খুব স্পষ্ট ছবি দেয়। তিন বছরের ব্যবধানে, তারা বিভিন্ন ছায়াপথে 12টি সুপারনোভা বিস্ফোরণ আবিষ্কার করেছিল, যেগুলি ফটোমেট্রি এবং স্পেকট্রোস্কোপি ব্যবহার করে অধ্যয়ন করা হয়েছিল। পর্যবেক্ষণ প্রযুক্তির উন্নতির সাথে সাথে নতুন আবিষ্কৃত সুপারনোভার সংখ্যা ক্রমাগত বৃদ্ধি পেতে থাকে, এবং পরবর্তীতে স্বয়ংক্রিয় অনুসন্ধানের প্রবর্তনের ফলে আবিস্কারের সংখ্যা তুষারপাতের মতো বৃদ্ধি পায় (প্রতি বছর 100টিরও বেশি সুপারনোভা, মোট সংখ্যা 1,500)। সাম্প্রতিক বছরগুলিতে, বড় টেলিস্কোপগুলিও খুব দূরবর্তী এবং ক্ষীণ সুপারনোভাগুলির জন্য অনুসন্ধান শুরু করেছে, কারণ তাদের গবেষণা সমগ্র মহাবিশ্বের গঠন এবং ভাগ্য সম্পর্কে অনেক প্রশ্নের উত্তর দিতে পারে। এই ধরনের টেলিস্কোপ দিয়ে পর্যবেক্ষণের এক রাতে, 10 টিরও বেশি দূরবর্তী সুপারনোভা আবিষ্কার করা যেতে পারে।
একটি তারার বিস্ফোরণের ফলে, যা একটি সুপারনোভা ঘটনা হিসাবে পরিলক্ষিত হয়, তার চারপাশে একটি নীহারিকা তৈরি হয়, যা প্রচণ্ড গতিতে (প্রায় 10,000 কিমি/সেকেন্ড) প্রসারিত হয়। উচ্চ প্রসারণের হার হল প্রধান বৈশিষ্ট্য যার দ্বারা সুপারনোভা অবশিষ্টাংশগুলিকে অন্যান্য নীহারিকা থেকে আলাদা করা হয়। সুপারনোভার অবশিষ্টাংশে, সবকিছুই বিশাল শক্তির বিস্ফোরণের কথা বলে, যা তারার বাইরের স্তরগুলিকে ছড়িয়ে দিয়েছিল এবং নির্গত শেলের পৃথক টুকরোগুলিতে প্রচুর গতি প্রদান করে।
উদাহরণ দ্বারা সুপারনোভা:একটিও মহাকাশ বস্তু জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের এতটা মূল্যবান তথ্য দেয়নি যতটা মূল্যবান তথ্য বৃষ রাশিতে পরিলক্ষিত তুলনামূলকভাবে ছোট কাঁকড়ার কার্পুলেন্স এবং উচ্চ গতিতে প্রসারিত একটি গ্যাসীয় বিচ্ছুরিত পদার্থের সমন্বয়ে গঠিত। এই নীহারিকা, যা 1054 সালে পর্যবেক্ষণ করা একটি সুপারনোভার অবশিষ্টাংশ, এটি ছিল প্রথম গ্যালাকটিক বস্তু যার সাহায্যে একটি রেডিও উত্স সনাক্ত করা হয়েছিল। এটি প্রমাণিত হয়েছে যে রেডিও নির্গমনের প্রকৃতির সাথে তাপীয় বিকিরণের কোন সম্পর্ক নেই: এর তীব্রতা পদ্ধতিগতভাবে তরঙ্গদৈর্ঘ্যের সাথে বৃদ্ধি পায়। শীঘ্রই এই ঘটনার প্রকৃতি ব্যাখ্যা করা সম্ভব হয়েছিল। সুপারনোভা অবশিষ্টাংশে একটি শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র থাকতে হবে, যা এটি দ্বারা সৃষ্ট মহাজাগতিক রশ্মি (ইলেকট্রন, পজিট্রন, পারমাণবিক নিউক্লিয়াস) ধারণ করে, যার গতি আলোর গতির কাছাকাছি। একটি চৌম্বক ক্ষেত্রে, তারা গতির দিকে একটি সংকীর্ণ মরীচিতে ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক শক্তি বিকিরণ করে। ক্র্যাব নেবুলা থেকে নন-থার্মাল রেডিও নির্গমনের আবিষ্কার জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের এই ভিত্তিতে সুনির্দিষ্টভাবে সুপারনোভা অবশিষ্টাংশগুলি অনুসন্ধান করতে প্ররোচিত করেছিল।
চিত্রে: ক্র্যাব নেবুলা। হাবল স্পেস টেলিস্কোপ দ্বারা গৃহীত একটি বিশাল নাক্ষত্রিক বিস্ফোরণের অবশিষ্টাংশের চিত্রগুলির একটি নতুন ক্রম জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের ছোট ক্র্যাব পালসার এবং এটি শক্তির বিশাল নীহারিকাগুলির মধ্যে সংযোগের গতিশীলতার উপর গভীর দৃষ্টি দেয়৷ বাম দিকের রঙিন ফটোটি প্রায় পুরো ক্র্যাব নেবুলার একটি স্থল-ভিত্তিক টেলিস্কোপ চিত্র, যা 900 বছরেরও বেশি আগে একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের পরে গঠিত হয়েছিল। নীহারিকা, 10 আলোকবর্ষ জুড়ে, বৃষ রাশিতে 7,000 আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত। নীহারিকাটির প্রান্তের চারপাশে থাকা সবুজ, হলুদ এবং লাল ফিলামেন্টগুলি একটি নক্ষত্রের অবশিষ্টাংশ যা বিস্ফোরণের মাধ্যমে মহাকাশে নির্গত হয়েছিল। ক্র্যাব নেবুলার কেন্দ্রে রয়েছে ক্র্যাব পালসার, একটি বিস্ফোরিত নক্ষত্রের ধ্বসে পড়া কেন্দ্র। নীহারিকাটির অভ্যন্তরে নীল আভা হল শক্তিশালী ইলেকট্রন দ্বারা নির্গত আলো। ডানদিকের ছবিটি হাবল স্পেস টেলিস্কোপ দ্বারা নেওয়া হয়েছে এবং এটি কাঁকড়ার অভ্যন্তরকে প্রতিনিধিত্ব করে। পালসারটি নিজেই ফ্রেমের কেন্দ্রের কাছে একজোড়া ইভার বাম অংশ হিসাবে দৃশ্যমান। পালসারটি স্বতন্ত্র গিঁট এবং রাগযুক্ত গঠনগুলির একটি জটিল দ্বারা বেষ্টিত। এটি বেশ কয়েক মাস ধরে হাবল প্রাপ্ত চিত্রগুলির একটি ক্রম। এটি দেখায় যে ক্র্যাব নেবুলার অভ্যন্তরটি পূর্বের চিন্তার চেয়ে বেশি গতিশীল।

-20,000 বছর আগে। একটি বাইনারি সিস্টেমের বড় নক্ষত্রটি ফুলে উঠে লাল দৈত্যে পরিণত হয়। - লাল দৈত্য নীল নক্ষত্রকে পদার্থ দেয় এবং এর কিছু একটি ডিস্ক গঠন করে। -দুটি তারা একত্রিত হয়ে একটি নীল নক্ষত্রে গ্যাসের চাকতি দ্বারা বেষ্টিত। - তারা থেকে "বাতাস" ডিস্কে একটি গর্ত তৈরি করে।

-ফেব্রুয়ারি 1987 একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ বলয়ের ভিতরের প্রান্তকে আলোকিত করে। -1991-1996 বিস্ফোরণের তরঙ্গ এবং ধ্বংসাবশেষের প্রবাহ দ্রুত মহাকাশে ছড়িয়ে পড়ে। -1997 বিস্ফোরণ তরঙ্গ রিং এর ভিতরের প্রান্তে পৌঁছায়, যার ফলে পিনপয়েন্ট ফ্লেয়ার হয়। -2007 ফ্ল্যাশগুলি পুরো ভিতরের প্রান্ত বরাবর ঘটতে থাকে, একটি উজ্জ্বল বলয় তৈরি করে।

বিস্ফোরণ 1987A

ছবি: সুপারনোভা ক্যাস এ। ক্যাসিওপিয়া নক্ষত্রমন্ডলে অবস্থিত নীহারিকাটি রেডিও নির্গমনের একটি বিশেষ শক্তিশালী উত্স হিসাবে পরিণত হয়েছে - মিটার তরঙ্গদৈর্ঘ্যে, এটি থেকে রেডিও নির্গমন প্রবাহ ক্র্যাব নেবুলা থেকে প্রাপ্ত প্রবাহের চেয়ে 10 গুণ বেশি, যদিও এটি পরবর্তীটির চেয়ে অনেক বেশি। অপটিক্যাল বিমে, এই দ্রুত প্রসারিত নীহারিকা খুবই দুর্বল। ক্যাসিওপিয়ার নীহারিকাটি প্রায় 300 বছর আগে ঘটে যাওয়া সুপারনোভা বিস্ফোরণের অবশিষ্টাংশ বলে মনে করা হয়।
সিগনাস নক্ষত্রমন্ডলে ফিলামেন্টাস নীহারিকাগুলির একটি সিস্টেম পুরানো সুপারনোভা অবশিষ্টাংশগুলির রেডিও নির্গমন বৈশিষ্ট্যও দেখায়। রেডিও জ্যোতির্বিদ্যা অন্যান্য অনেক অ-তাপীয় রেডিও উত্স খুঁজে পেতে সাহায্য করেছে, যা বিভিন্ন বয়সের সুপারনোভার অবশিষ্টাংশ হিসাবে পরিণত হয়েছে। এইভাবে, এটি উপসংহারে পৌঁছেছিল যে সুপারনোভার অবশিষ্টাংশ, এমনকি কয়েক হাজার বছর আগে, তাদের শক্তিশালী অ-তাপীয় রেডিও নির্গমনের সাথে অন্যান্য নীহারিকাগুলির মধ্যে আলাদা।
ইতিমধ্যে উল্লিখিত হিসাবে, ক্র্যাব নেবুলা ছিল প্রথম বস্তু যেখানে এক্স-রে নির্গমন সনাক্ত করা হয়েছিল। 1964 সালে, এটি আবিষ্কার করা সম্ভব হয়েছিল যে এটি থেকে নির্গত এক্স-রে বিকিরণের উত্সটি প্রসারিত, যদিও এর কৌণিক মাত্রাগুলি ক্র্যাব নেবুলার কৌণিক মাত্রার চেয়ে 5 গুণ ছোট। যা থেকে এটি উপসংহারে পৌঁছেছিল যে এক্স-রেগুলি একটি তারা দ্বারা নয় যা একবার সুপারনোভা হিসাবে বিস্ফোরিত হয়েছিল, বরং নীহারিকা নিজেই।
এই হাবল স্পেস টেলিস্কোপের চিত্রে আকাশে ক্রস-ক্রসিং করা বহুবর্ণের জেটগুলি আমাদের গ্যালাক্সির ইতিহাসে রেকর্ড করা সবচেয়ে বড় আতশবাজিগুলির মধ্যে একটি, একটি বিশাল নক্ষত্রের একটি বিশাল বিস্ফোরণ দ্বারা তৈরি করা হয়েছে৷ এর আলো 320 বছর আগে পৃথিবীতে পৌঁছেছিল। একটি মৃত নক্ষত্রের ছিদ্রযুক্ত অবশিষ্টাংশের নাম দেওয়া হয়েছে ক্যাসিওপিয়া এ, বা সংক্ষেপে "ক্যাস এ"। আমাদের মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে এই সবচেয়ে কম পরিচিত সুপারনোভা অবশিষ্টাংশটি ক্যাসিওপিয়া নক্ষত্রমণ্ডলে 10,000 আলোকবর্ষ দূরে রয়েছে। একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ থেকে আলো 1600 সালে পৃথিবীতে পৌঁছেছিল এবং বিস্ফোরণটি 10,000 বছর আগে ঘটেছিল। এই ফটোটি সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের প্রসারিত শেলের উপরের প্রান্তটি দেখায়। বস্তুর কয়েক ডজন ক্ষুদ্র ক্ষুদ্র উইস্প চিত্রের শীর্ষে দৃশ্যমান। প্রতিটি ছোট পিণ্ড ছিল মূলত একটি নক্ষত্রের একটি ছোট টুকরো, সমগ্র সৌরজগতের চেয়ে কয়েক ডজন গুণ বড়। যে তারাটি তাদের তৈরি করেছিল তা বিশাল ছিল: আমাদের সূর্যের চেয়ে 15-25 গুণ বেশি বিশাল। এই ধরনের নক্ষত্রের আয়ুষ্কাল কম থাকে, তারা তাদের পারমাণবিক জ্বালানি সরবরাহ কয়েক মিলিয়ন বছর ধরে ব্যবহার করে (আমাদের সূর্যের চেয়ে 1,000 গুণ দ্রুত)। Cas A-এর এই অত্যাশ্চর্য চিত্রটি জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের সুপারনোভা অবশিষ্টাংশগুলি বিশদভাবে অধ্যয়ন করতে দেয়, প্রথমবারের মতো দেখায় যে তারা গ্যাসের ছোট, শীতল ক্লাম্প দিয়ে তৈরি। এই পদার্থটি নতুন প্রজন্মের তারা এবং গ্রহ তৈরি করতে ব্যবহার করা হবে। এটা সম্ভব যে আমাদের সূর্য এবং সৌরজগতের গ্রহগুলি কোটি কোটি বছর আগে বিস্ফোরিত সুপারনোভার অবশিষ্টাংশ থেকে তৈরি হয়েছিল।
ছবি: সুপারনোভা 1987A। সুপারনোভা 1987A নামক একটি বিশাল নক্ষত্রের আত্ম-ধ্বংসের জন্য উজ্জ্বল নক্ষত্র এবং গ্যাসের বিস্ফোরণ একটি শ্বাসরুদ্ধকর পটভূমি প্রদান করে। এর বিস্ফোরণটি 23 ফেব্রুয়ারি, 1987 সালে দক্ষিণ গোলার্ধে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পর্যবেক্ষণ করেছিলেন। এই হাবল চিত্রটি গ্যাসের বিচ্ছুরিত মেঘের মধ্যে পদার্থের অভ্যন্তরীণ এবং বাইরের বলয় দ্বারা বেষ্টিত একটি সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ দেখায়। এই তিন রঙের চিত্রটি সুপারনোভা এবং এর প্রতিবেশী অঞ্চলের সেপ্টেম্বর 1994, ফেব্রুয়ারি 1996 এবং জুলাই 1997-এ তোলা বেশ কয়েকটি ফটোগ্রাফের সংমিশ্রণ। সুপারনোভার কাছাকাছি অসংখ্য উজ্জ্বল নীল নক্ষত্র হল বিশাল নক্ষত্র, যার প্রতিটির বয়স প্রায় 12 মিলিয়ন বছর এবং সূর্যের চেয়ে 6 গুণ ভারী। তারা সকলেই একই প্রজন্মের নক্ষত্রের অন্তর্ভুক্ত যেটি বিস্ফোরিত হয়েছিল। উজ্জ্বল গ্যাস মেঘের উপস্থিতি এই অঞ্চলের যুব সমাজের আরেকটি নিদর্শন, যা এখনও নতুন তারার জন্মের জন্য উর্বর ভূমি। হাবল সুপারনোভা 1987A এর বিস্ফোরণস্থলের চারপাশে জ্বলন্ত গ্যাসের বলয় আবিষ্কার করেছে। সম্ভবত দুটি রিং উচ্চ-শক্তি বিকিরণ বা কণা দ্বারা "আঁকানো" হতে পারে, যেভাবে আলোর লেজার রশ্মি একটি পর্দায় বৃত্ত আঁকে। বিকিরণের উত্সটি 1987 সালে বিস্ফোরিত একটি তারার দ্বিতীয় উপাদানের পূর্বে অজানা নাক্ষত্রিক অবশিষ্টাংশ হতে পারে। হাবলের তোলা ছবিটি কথিত উৎসের স্থানে একটি ক্ষীণ আলোকিত বস্তু দেখায়।
হাবলের 1994 সালের ছবিতে [A] রিংটি সুপারনোভা 1987A এর চারপাশে গ্যাসের উজ্জ্বল বলয় দেখায়। চিত্র [বি] - হাবল টেলিস্কোপ দ্বারা 1997 সালের সাম্প্রতিক পর্যবেক্ষণগুলি রিংয়ের উপরের ডানদিকে নোডগুলির উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি দেখায়। এটি বাহ্যিকভাবে চলমান বিস্ফোরণ তরঙ্গ এবং এর মধ্যে শক্তিশালী সংঘর্ষের স্থান অভ্যন্তরীণ অংশবৃত্তাকার রিং সংঘর্ষগুলি গ্যাসকে উত্তপ্ত করে এবং এটিকে উজ্জ্বল করে তোলে। এটি সম্ভবত নাটকীয় এবং হিংসাত্মক সংঘর্ষের প্রথম সংকেত যা পরবর্তী কয়েক বছরে সংঘটিত হবে, সুপারনোভাকে শক্তিশালী এক্স-রে এবং রেডিও উত্স হিসাবে পুনরুজ্জীবিত করবে। কেন্দ্রে সাদা অর্ধচন্দ্রাকার আকৃতির বস্তুটি বিক্ষিপ্ত নক্ষত্রের দৃশ্যমান অংশ, যা 3,000 কিমি/সেকেন্ড বেগে ছুটে চলেছে, যেটি নক্ষত্রটি বিস্ফোরিত হলে উৎপন্ন তেজস্ক্রিয় উপাদান দ্বারা উত্তপ্ত হয়।
সুপারনোভা প্রভাব

সুপারনোভা। 23 ফেব্রুয়ারী, 1987-এ, আমাদের প্রতিবেশী গ্যালাক্সিতে একটি সুপারনোভা বিস্ফোরিত হয় - বড় ম্যাগেলানিক ক্লাউড - যা জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের জন্য অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ হয়ে ওঠে, কারণ এটিই প্রথম যেটি তারা আধুনিক জ্যোতির্বিদ্যার যন্ত্রপাতি দিয়ে সজ্জিত, বিস্তারিতভাবে অধ্যয়ন করতে পারে। এবং এই তারকা ভবিষ্যদ্বাণীগুলির একটি সম্পূর্ণ সিরিজের নিশ্চিতকরণ দিয়েছেন। একই সাথে অপটিক্যাল ফ্ল্যাশের সাথে, জাপান এবং ওহাইও (মার্কিন যুক্তরাষ্ট্র) তে ইনস্টল করা বিশেষ ডিটেক্টরগুলি নক্ষত্রের মূল পতনের সময় খুব উচ্চ তাপমাত্রায় উত্পাদিত নিউট্রিনো-প্রাথমিক কণাগুলির একটি প্রবাহ নিবন্ধিত করে এবং সহজেই এর খোলের মধ্যে দিয়ে প্রবেশ করে। এই পর্যবেক্ষণগুলি পূর্বের অনুমানকে নিশ্চিত করেছে যে ভেঙে পড়া নাক্ষত্রিক কোরের ভরের প্রায় 10% নিউট্রিনো হিসাবে নির্গত হয় যখন কোরটি নিজেই একটি নিউট্রন নক্ষত্রে পতিত হয়। খুব বিশাল নক্ষত্রগুলিতে, একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময়, কোরগুলি আরও বেশি ঘনত্বে সংকুচিত হয় এবং সম্ভবত, ব্ল্যাক হোলে পরিণত হয়, তবে তারার বাইরের স্তরগুলি এখনও বন্ধ হয়ে যায়। সাম্প্রতিক বছরগুলিতে, কিছু মহাজাগতিক গামা-রে বিস্ফোরণ সুপারনোভার সাথে সম্পর্কিত বলে ইঙ্গিত পাওয়া গেছে। এটা সম্ভব যে মহাজাগতিক গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের প্রকৃতি বিস্ফোরণের প্রকৃতির সাথে সম্পর্কিত।
সুপারনোভা বিস্ফোরণগুলি আশেপাশের আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের উপর একটি শক্তিশালী এবং বৈচিত্র্যময় প্রভাব ফেলে। সুপারনোইয়ের শেল, যা প্রচণ্ড গতিতে নিক্ষিপ্ত হয়, তার চারপাশের গ্যাসকে রেক করে এবং সংকুচিত করে, যা গ্যাস মেঘ থেকে নতুন নক্ষত্র গঠনে প্রেরণা দিতে পারে। রাটগার্স ইউনিভার্সিটির ডক্টর জন হিউজের নেতৃত্বে জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের একটি দল, নাসার চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি থেকে পর্যবেক্ষণ ব্যবহার করে, একটি গুরুত্বপূর্ণ আবিষ্কার করেছে যা সুপারনোভা বিস্ফোরণে কীভাবে সিলিকন, লোহা এবং অন্যান্য উপাদান তৈরি হয় তার উপর আলোকপাত করে। সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ ক্যাসিওপিয়া এ (ক্যাস এ) এর একটি এক্স-রে চিত্র বিস্ফোরণের সময় তারার অভ্যন্তর থেকে নির্গত সিলিকন, সালফার এবং লোহার গুচ্ছ প্রকাশ করে। চন্দ্র মানমন্দির দ্বারা প্রাপ্ত ক্যাস এ সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের চিত্রগুলির উচ্চ গুণমান, স্বচ্ছতা এবং তথ্য বিষয়বস্তু জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের শুধুমাত্র এই অবশিষ্টাংশের অনেক নোডের রাসায়নিক গঠন নির্ধারণ করতে দেয়নি, তবে এই নোডগুলি ঠিক কোথায় গঠিত হয়েছিল তাও খুঁজে বের করতে দেয়। উদাহরণস্বরূপ, সবচেয়ে কমপ্যাক্ট এবং উজ্জ্বল নোডগুলি প্রধানত সিলিকন এবং সালফারের সাথে খুব কম আয়রন দিয়ে গঠিত। এটি নির্দেশ করে যে তারা নক্ষত্রের গভীরে তৈরি হয়েছিল, যেখানে একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণে শেষ হওয়া পতনের সময় তাপমাত্রা তিন বিলিয়ন ডিগ্রিতে পৌঁছেছিল। অন্যান্য নোডগুলিতে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা একটি নির্দিষ্ট পরিমাণ সিলিকন এবং সালফারের অমেধ্য সহ লোহার একটি খুব উচ্চ উপাদান খুঁজে পেয়েছেন। এই পদার্থটি আরও গভীরে গঠিত হয়েছিল - সেই অংশগুলিতে যেখানে বিস্ফোরণের সময় তাপমাত্রা উচ্চতর মান পৌঁছেছিল - চার থেকে পাঁচ বিলিয়ন ডিগ্রি পর্যন্ত। উজ্জ্বল সিলিকন-সমৃদ্ধ এবং ক্ষীণ আয়রন-সমৃদ্ধ উভয় নোডের সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ Cas A-তে বিন্যাসের তুলনা প্রকাশ করে যে তারার গভীরতম স্তর থেকে উদ্ভূত "লোহা" বৈশিষ্ট্যগুলি অবশিষ্টাংশের বাইরের প্রান্তে অবস্থিত। এর মানে হল যে বিস্ফোরণটি "আয়রন" নোডগুলিকে অন্য সকলের চেয়ে দূরে ফেলে দিয়েছে। এবং এখনও, তারা দ্রুত হারে বিস্ফোরণের কেন্দ্র থেকে দূরে সরে যাচ্ছে বলে মনে হচ্ছে। চন্দ্রের প্রাপ্ত তথ্যের অধ্যয়ন তাত্ত্বিকদের দ্বারা প্রস্তাবিত বেশ কয়েকটি প্রক্রিয়ার মধ্যে একটিতে থাকা সম্ভব করবে যা সুপারনোভা বিস্ফোরণের প্রকৃতি, প্রক্রিয়ার গতিশীলতা এবং নতুন উপাদানগুলির উত্স ব্যাখ্যা করে।
গবেষণায় দেখা গেছে যে সুপারনোভা বস্তুর একটি সমজাতীয় গোষ্ঠীর প্রতিনিধিত্ব করে না - উভয় বর্ণালী এবং আলোর বক্ররেখা (সময়ের সাথে সাথে উজ্জ্বলতার পরিবর্তন) সুপারনোভার পার্থক্য উল্লেখযোগ্যভাবে, বর্ণালী শ্রেণিবিন্যাস তাদের দুটি প্রকারে বিভক্ত করেছে: SN I এবং SN II।

চন্দ্র মানমন্দির দ্বারা সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ Cas A-এর 14 ঘন্টা পর্যবেক্ষণের ফলাফল বিস্ফোরণের সময় নির্গত ভারী উপাদানগুলির সর্বোত্তম বন্টন দেয়। উপরের বাম দিকটি Cas A-এর একটি ব্রডব্যান্ড এক্স-রে চিত্র। বাকি চিত্রগুলি সিলিকন আয়ন (উপরের ডানদিকে), ক্যালসিয়াম আয়ন (নিম্ন বাম), আয়রন আয়ন (নীচের ডানদিকে)। এই উপাদানগুলি প্রায় 50 মিলিয়ন °C তাপমাত্রা সহ একটি গ্যাসের অংশ। রঙগুলি হলুদ (সবচেয়ে তীব্র), লাল এবং বেগুনি থেকে সবুজ (সর্বনিম্ন তীব্র) পর্যন্ত এক্স-রে-এর তীব্রতাকে প্রতিনিধিত্ব করে।

সুপারনোভা ক্যাস এ

সুপারনোভা SN Iবর্ণালীতে (হাইড্রোজেন রেখা ছাড়া) এবং হালকা বক্ররেখার আকৃতি খুবই অনুরূপ, যখন SN II-এর বর্ণালীতে উজ্জ্বল হাইড্রোজেন রেখা রয়েছে এবং বর্ণালী এবং হালকা বক্ররেখার বিভিন্নতার দ্বারা আলাদা করা হয়। এই ফর্মে, সুপারনোভার শ্রেণীবিভাগ 1980-এর দশকের মাঝামাঝি পর্যন্ত বিদ্যমান ছিল। এবং সিসিডি রিসিভারগুলির ব্যাপক ব্যবহারের শুরুতে, পর্যবেক্ষণমূলক উপাদানের পরিমাণ এবং গুণমান উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি পেয়েছে, যা পূর্বে দুর্গম দুর্বল বস্তুগুলির জন্য বর্ণালীগ্রামগুলি প্রাপ্ত করা, অনেক বেশি নির্ভুলতার সাথে লাইনের তীব্রতা এবং প্রস্থ নির্ধারণ করা এবং রেকর্ড করা সম্ভব করেছে। বর্ণালীতে দুর্বল লাইন। ফলস্বরূপ, সুপারনোভার দৃশ্যত প্রতিষ্ঠিত বাইনারি শ্রেণীবিভাগ দ্রুত পরিবর্তিত হতে শুরু করে এবং আরও জটিল হয়ে ওঠে। সুপারনোভাগুলি যে ধরণের ছায়াপথগুলির মধ্যে তারা জ্বলতে থাকে তার দ্বারাও আলাদা করা হয়। সর্পিল ছায়াপথগুলিতে, উভয় প্রকারের সুপারনোভা জ্বলে ওঠে, কিন্তু উপবৃত্তাকার ছায়াপথগুলিতে, যেখানে প্রায় কোনও আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম নেই এবং নক্ষত্র গঠন প্রক্রিয়া শেষ হয়ে গেছে, শুধুমাত্র SN I সুপারনোভাই পরিলক্ষিত হয়, স্পষ্টতই, বিস্ফোরণের আগে, এগুলি খুব পুরানো নক্ষত্র, যার ভর সূর্যের কাছাকাছি। এবং যেহেতু এই ধরণের সুপারনোভার বর্ণালী এবং হালকা বক্ররেখাগুলি খুব একই রকম, এর অর্থ হল একই নক্ষত্রগুলি সর্পিল ছায়াপথগুলিতে বিস্ফোরিত হয়। সূর্যের কাছাকাছি ভর সহ নক্ষত্রের বিবর্তনমূলক পথের স্বাভাবিক সমাপ্তি হল গ্রহের নীহারিকা তৈরির সাথে একটি সাদা বামনে রূপান্তর। সাদা বামনের সংমিশ্রণে প্রায় কোনও হাইড্রোজেন নেই, কারণ এটি একটি সাধারণ নক্ষত্রের বিবর্তনের শেষ পণ্য।
আমাদের গ্যালাক্সিতে প্রতি বছর বেশ কয়েকটি গ্রহের নীহারিকা তৈরি হয়, তাই, এই ভরের বেশিরভাগ নক্ষত্র শান্তভাবে তাদের সম্পূর্ণ করে জীবনের পথ, এবং প্রতি শত বছরে মাত্র একবার একটি SN I টাইপ সুপারনোভা বিস্ফোরিত হয়। কোন কারণগুলি একটি খুব বিশেষ সমাপ্তি নির্ধারণ করে, একই ধরণের অন্যান্য তারার ভাগ্যের মতো নয়? বিখ্যাত ভারতীয় জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানী এস. চন্দ্রশেখর দেখিয়েছিলেন যে যদি একটি সাদা বামনের ভর প্রায় 1.4 সৌর ভরের কম থাকে, তবে এটি শান্তভাবে তার জীবনকে "বাঁচবে"। কিন্তু যদি এটি যথেষ্ট কাছাকাছি বাইনারি সিস্টেমে থাকে, তবে এর শক্তিশালী মাধ্যাকর্ষণ সহচর নক্ষত্র থেকে বস্তুকে "টানতে" সক্ষম হয়, যা ধীরে ধীরে ভর বৃদ্ধির দিকে পরিচালিত করে এবং যখন এটি অনুমোদিত সীমা অতিক্রম করে, তখন একটি শক্তিশালী বিস্ফোরণ ঘটে, যার ফলে তারার মৃত্যু।

সুপারনোভা G11.2-0.3

চন্দ্র মানমন্দিরের এই চিত্রটি G11.2-0.3 নামে পরিচিত সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের জ্যামিতিক কেন্দ্রে পালসারটিকে স্পষ্টভাবে দেখায়। চন্দ্র দৃঢ় নিশ্চিতকরণ পেয়েছিলেন যে পালসারটি চীনা জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের দ্বারা রেকর্ড করা 386-এর একটি সুপারনোভা দ্বারা গঠিত হয়েছিল। জ্যোতির্বিজ্ঞানের বস্তুর প্রকৃত বয়স নির্ণয় করা খুবই কঠিন, তাই সুপারনোভার ঐতিহাসিক রেকর্ডগুলি অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ। যদি এই আবিষ্কারটি নিশ্চিত হয়, তবে এই পালসারটি ঐতিহাসিক ঘটনার সাথে সঠিকভাবে যুক্ত হওয়া দ্বিতীয় পালসার হয়ে উঠবে।

সুপারনোভা SN IIস্পষ্টভাবে তরুণ, বৃহদায়তন তারার সাথে যুক্ত, যার খোসায় হাইড্রোজেন প্রচুর পরিমাণে উপস্থিত থাকে। এই ধরনের সুপারনোভার ফ্ল্যাশগুলি 8-10 সৌর ভরের প্রাথমিক ভর সহ নক্ষত্রের বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায় হিসাবে বিবেচিত হয়। সাধারণভাবে, এই জাতীয় নক্ষত্রগুলির বিবর্তন বেশ দ্রুত এগিয়ে যায় - কয়েক মিলিয়ন বছরে তারা তাদের হাইড্রোজেন, তারপর হিলিয়াম, যা কার্বনে পরিণত হয় এবং তারপরে কার্বন পরমাণুগুলি উচ্চতর পারমাণবিক সংখ্যা সহ পরমাণুতে রূপান্তরিত হতে শুরু করে। প্রকৃতিতে, শক্তির বৃহৎ প্রকাশ সহ উপাদানগুলির রূপান্তরগুলি লোহাতে শেষ হয়, যার নিউক্লিয়াস সবচেয়ে স্থিতিশীল এবং তাদের ফিউশনের সময় কোন শক্তি নির্গত হয় না। এইভাবে, যখন একটি নক্ষত্রের কেন্দ্র লোহা হয়ে যায়, তখন এতে শক্তির মুক্তি বন্ধ হয়ে যায়, এটি আর মহাকর্ষীয় শক্তিকে প্রতিরোধ করতে পারে না, এবং তাই দ্রুত সঙ্কুচিত বা ভেঙে পড়তে শুরু করে। পতনের সময় যে প্রক্রিয়াগুলি ঘটে তা এখনও সম্পূর্ণরূপে বোঝা থেকে দূরে। যাইহোক, এটি জানা যায় যে কোরের সমস্ত বিষয় যদি নিউট্রনে পরিণত হয়, তবে এটি আকর্ষণ শক্তিকে প্রতিহত করতে পারে - তারার মূল একটি "নিউট্রন তারকা" তে পরিণত হয় এবং পতন বন্ধ হয়ে যায়। এই ক্ষেত্রে, বিশাল শক্তি নির্গত হয়, যা নক্ষত্রের শেলে প্রবেশ করে এবং প্রসারণ ঘটায়, যা আমরা সুপারনোভা বিস্ফোরণ হিসাবে দেখি। এটি থেকে, কেউ সুপারনোভা বিস্ফোরণ এবং নিউট্রন তারা এবং ব্ল্যাক হোল গঠনের মধ্যে একটি জেনেটিক লিঙ্ক আশা করবে। যদি এর আগে নক্ষত্রের বিবর্তন "নিঃশব্দে" ঘটে থাকে, তবে এর খোলের ব্যাসার্ধ সূর্যের ব্যাসার্ধের চেয়ে কয়েকশ গুণ বেশি হওয়া উচিত এবং SN II সুপারনোভার বর্ণালী ব্যাখ্যা করার জন্য যথেষ্ট হাইড্রোজেনও রাখা উচিত।
পালসার। একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের পরে, একটি প্রসারিত শেল এবং বিভিন্ন ধরণের বিকিরণ ছাড়াও অন্যান্য বস্তুগুলি থেকে যায়, এটি 1968 সালে জানা যায় যে এক বছর আগে, রেডিও জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পালসার আবিষ্কার করেছিলেন - রেডিও উত্স, যার বিকিরণ। পৃথক ডালে ঘনীভূত হয়, একটি কঠোরভাবে সংজ্ঞায়িত সময়ের পরে পুনরাবৃত্তি হয়। বিজ্ঞানীরা ডালগুলির কঠোর পর্যায়ক্রমিকতা এবং তাদের পিরিয়ডের স্বল্পতা দ্বারা হতবাক হয়েছিলেন। পালসারের প্রতি সর্বাধিক মনোযোগ দেওয়া হয়েছিল, যার স্থানাঙ্কগুলি জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের জন্য একটি খুব আকর্ষণীয় নীহারিকাটির স্থানাঙ্কের কাছাকাছি ছিল, যা সেলের দক্ষিণ নক্ষত্রে অবস্থিত, যা একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের অবশিষ্টাংশ হিসাবে বিবেচিত হয় - এর সময়কাল ছিল মাত্র 0.089 সেকেন্ড। এবং ক্র্যাব নেবুলার কেন্দ্রে একটি পালসার আবিষ্কারের পরে (এর সময়কাল ছিল এক সেকেন্ডের 1/30), এটি স্পষ্ট হয়ে যায় যে পালসারগুলি কোনওভাবে সুপারনোভা বিস্ফোরণের সাথে যুক্ত। জানুয়ারী 1969 সালে, ক্র্যাব নেবুলার একটি পালসারকে 16 মাত্রার একটি ক্ষীণ নক্ষত্রের সাথে সনাক্ত করা হয়েছিল, একই সময়ের সাথে তার উজ্জ্বলতা পরিবর্তন করে এবং 1977 সালে, প্যারিকোস নক্ষত্রমণ্ডলের একটি পালসারকেও একটি তারা দিয়ে চিহ্নিত করা হয়েছিল।
পালসারের বিকিরণের পর্যায়ক্রমিকতা তাদের দ্রুত ঘূর্ণনের সাথে জড়িত, তবে একটি সাধারণ নক্ষত্র, এমনকি একটি সাদা বামনও পালসারের নির্দিষ্ট সময়ের বৈশিষ্ট্যের সাথে ঘোরাতে পারে না - এটি কেন্দ্রমুখী শক্তি দ্বারা অবিলম্বে বিচ্ছিন্ন হয়ে যাবে এবং শুধুমাত্র একটি নিউট্রন তারকা থাকবে। , খুব, ঘন এবং কম্প্যাক্ট, তাদের সামনে দাঁড়াতে পারে। অনেক বিকল্পের বিশ্লেষণের ফলস্বরূপ, বিজ্ঞানীরা এই সিদ্ধান্তে পৌঁছেছেন যে সুপারনোভা বিস্ফোরণগুলি নিউট্রন তারার গঠনের সাথে রয়েছে - একটি গুণগতভাবে নতুন ধরণের বস্তু, যার অস্তিত্ব বৃহৎ ভরের তারার বিবর্তনের তত্ত্ব দ্বারা ভবিষ্যদ্বাণী করা হয়েছিল। .
কালো গহ্বর. একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ এবং একটি ব্ল্যাক হোল গঠনের মধ্যে সরাসরি সংযোগের প্রথম প্রমাণ স্প্যানিশ জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পেয়েছিলেন। একটি ব্ল্যাক হোল এবং Nova Scorpii 1994 বাইনারি সিস্টেমের প্রদক্ষিণকারী একটি তারকা দ্বারা নির্গত বিকিরণ অধ্যয়নের ফলস্বরূপ, এটি পাওয়া গেছে যে এতে প্রচুর পরিমাণে অক্সিজেন, ম্যাগনেসিয়াম, সিলিকন এবং সালফার রয়েছে। একটি অনুমান আছে যে এই উপাদানগুলি এটি দ্বারা বন্দী হয়েছিল যখন কাছাকাছি একটি তারা, একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ থেকে বেঁচে গিয়ে একটি ব্ল্যাক হোলে পরিণত হয়েছিল। সুপারনোভা (বিশেষ করে টাইপ আইএ সুপারনোভা) হল মহাবিশ্বের সবচেয়ে উজ্জ্বল নাক্ষত্রিক বস্তুর মধ্যে, তাই বর্তমানে উপলব্ধ সরঞ্জামগুলির সাহায্যে এমনকি সবচেয়ে দূরবর্তী বস্তুগুলিও অন্বেষণ করা যেতে পারে। অনেক টাইপ আইএ সুপারনোভা তুলনামূলকভাবে কাছাকাছি গ্যালাক্সিতে আবিষ্কৃত হয়েছে। এই ছায়াপথগুলির দূরত্বের পর্যাপ্ত সঠিক অনুমান তাদের মধ্যে বিস্ফোরিত সুপারনোভাগুলির উজ্জ্বলতা নির্ধারণ করা সম্ভব করেছে। যদি আমরা ধরে নিই যে দূরবর্তী সুপারনোভার একই গড় দীপ্তি আছে, তাহলে পর্যবেক্ষণ অনুযায়ী মাত্রাসর্বাধিক উজ্জ্বলতায়, কেউ তাদের থেকে দূরত্বও অনুমান করতে পারে। সুপারনোভার দূরত্বের সাথে গ্যালাক্সির অপসারণের হার (রেডশিফ্ট) এর সাথে তুলনা করলে এটি মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের বৈশিষ্ট্যযুক্ত প্রধান মান নির্ধারণ করা সম্ভব করে - তথাকথিত হাবল ধ্রুবক।
এমনকি 10 বছর আগে, এটির জন্য মানগুলি প্রাপ্ত হয়েছিল যা প্রায় দুই গুণের পার্থক্য ছিল - 53 থেকে 100 কিমি/সেকেন্ড Mpc পর্যন্ত, আজ নির্ভুলতা উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি পেয়েছে, যার ফলস্বরূপ 72 km/s Mpc এর মান গৃহীত (প্রায় 10% ত্রুটি সহ)। দূরবর্তী সুপারনোভার জন্য, যার রেডশিফ্ট 1 এর কাছাকাছি, দূরত্ব এবং রেডশিফ্টের মধ্যে সম্পর্কও মহাবিশ্বের পদার্থের ঘনত্বের উপর নির্ভর করে এমন পরিমাণ নির্ধারণ করা সম্ভব করে। আইনস্টাইনের আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্ব অনুসারে, এটি বস্তুর ঘনত্ব যা স্থানের বক্রতা নির্ধারণ করে এবং ফলস্বরূপ, মহাবিশ্বের ভবিষ্যত ভাগ্য নির্ধারণ করে। যথা: এটি কি অনির্দিষ্টকালের জন্য প্রসারিত হবে বা এই প্রক্রিয়াটি কখনও বন্ধ হবে এবং সংকোচনের দ্বারা প্রতিস্থাপিত হবে। সুপারনোভার সাম্প্রতিক গবেষণায় দেখা গেছে যে সম্ভবত মহাবিশ্বে পদার্থের ঘনত্ব সম্প্রসারণ বন্ধ করার জন্য অপর্যাপ্ত, এবং এটি অব্যাহত থাকবে। এবং এই উপসংহার নিশ্চিত করার জন্য, সুপারনোভার নতুন পর্যবেক্ষণ প্রয়োজন।

একটি সুপারনোভা, বা সুপারনোভা বিস্ফোরণ হল একটি নক্ষত্রের তার জীবনের শেষ দিকে একটি প্রচণ্ড বিস্ফোরণের প্রক্রিয়া। এই ক্ষেত্রে, বিশাল শক্তি নির্গত হয়, এবং উজ্জ্বলতা কয়েক কোটি গুণ বৃদ্ধি পায়। নক্ষত্রের খোসা মহাকাশে নির্গত হয়, একটি নীহারিকা গঠন করে। এবং নিউক্লিয়াস এত সঙ্কুচিত হয় যে এটি হয়, বা হয়ে যায়।

মহাবিশ্বের রাসায়নিক বিবর্তন সুনির্দিষ্টভাবে সুপারনোভাকে ধন্যবাদ জানায়। বিস্ফোরণের সময়, ভারী উপাদানগুলি মহাকাশে নির্গত হয়, যা একটি নক্ষত্রের জীবনকালে একটি থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়ার সময় গঠিত হয়। আরও, এই অবশিষ্টাংশগুলি থেকে গ্রহের নীহারিকা গঠিত হয়, যা থেকে, গ্রহ সহ নক্ষত্রগুলি গঠিত হয়।

কিভাবে একটি বিস্ফোরণ ঘটবে?

আপনি জানেন যে, একটি নক্ষত্রের কেন্দ্রস্থলে একটি থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়ার কারণে প্রচুর শক্তি মুক্তি পায়। একটি থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া হল হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তরিত করার প্রক্রিয়া এবং শক্তির মুক্তির সাথে ভারী উপাদান। কিন্তু যখন অন্ত্রের হাইড্রোজেন শেষ হয়, তখন তারার উপরের স্তরগুলি কেন্দ্রের দিকে ধসে পড়তে শুরু করে। একটি জটিল বিন্দুতে পৌঁছানোর পরে, বিষয়টি আক্ষরিক অর্থে বিস্ফোরিত হয়, কোরটিকে আরও বেশি করে সংকুচিত করে এবং একটি শক ওয়েভের সাথে তারার উপরের স্তরগুলিকে নিয়ে যায়।

একটি বরং ছোট আয়তনের মহাকাশে, এই ক্ষেত্রে এত বেশি শক্তি উৎপন্ন হয় যে এর একটি অংশ একটি নিউট্রিনো বহন করতে বাধ্য হয়, যার কার্যত কোন ভর নেই।

Ia সুপারনোভা টাইপ করুন

এই ধরনের সুপারনোভা তারা থেকে জন্ম নেয় না, কিন্তু থেকে। একটি আকর্ষণীয় বৈশিষ্ট্য হল যে এই সমস্ত বস্তুর উজ্জ্বলতা একই। এবং বস্তুর উজ্জ্বলতা এবং প্রকার জেনে আপনি এর গতি নির্ণয় করতে পারেন। Ia সুপারনোভা টাইপ অনুসন্ধান করা খুবই গুরুত্বপূর্ণ, কারণ তাদের সাহায্যেই মহাবিশ্বের ত্বরান্বিত সম্প্রসারণ আবিষ্কৃত এবং প্রমাণিত হয়েছিল।

হয়তো আগামীকাল তারা জ্বলে উঠবে

সুপারনোভা প্রার্থীদের অন্তর্ভুক্ত একটি সম্পূর্ণ তালিকা আছে। অবশ্যই, কখন বিস্ফোরণ ঘটবে তা নির্ধারণ করা বেশ কঠিন। এখানে সবচেয়ে কাছের পরিচিতগুলি রয়েছে:

• আই.কে পেগাসাস।ডাবল নক্ষত্রটি আমাদের থেকে 150 আলোকবর্ষ দূরত্বে পেগাসাস নক্ষত্রে অবস্থিত। এর সঙ্গী হল একটি বিশাল শ্বেত বামন, যা ইতিমধ্যে থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের মাধ্যমে শক্তি উৎপাদন করা বন্ধ করে দিয়েছে। যখন প্রধান নক্ষত্রটি একটি লাল দৈত্যে পরিণত হবে এবং তার ব্যাসার্ধ বাড়াবে, তখন বামনটি এর কারণে ভর বাড়াতে শুরু করবে। যখন এর ভর 1.44 সোলারে পৌঁছায়, তখন একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ ঘটতে পারে।
• আন্তারেস. আমাদের থেকে 600 আলোকবর্ষ দূরে বৃশ্চিক নক্ষত্রের একটি লাল সুপারজায়েন্ট। Antares একটি উষ্ণ নীল তারকা দ্বারা সংসর্গী হয়.
• Betelgeuse.অ্যান্টারেস-সদৃশ বস্তুটি ওরিয়ন নক্ষত্রমন্ডলে অবস্থিত। সূর্যের দূরত্ব 495 থেকে 640 আলোকবর্ষ। এটি একটি তরুণ তারকা (প্রায় 10 মিলিয়ন বছর বয়সী), তবে এটি বিশ্বাস করা হয় যে এটি কার্বন বার্নআউটের পর্যায়ে পৌঁছেছে। ইতিমধ্যে এক বা দুই সহস্রাব্দের মধ্যে, আমরা একটি সুপারনোভার বিস্ফোরণের প্রশংসা করতে সক্ষম হব।

পৃথিবীর উপর প্রভাব

একটি সুপারনোভা, কাছাকাছি বিস্ফোরিত, অবশ্যই, আমাদের গ্রহকে প্রভাবিত করতে পারে না।উদাহরণস্বরূপ, Betelgeuse, বিস্ফোরণ, প্রায় 10 হাজার গুণ উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি করবে। বেশ কয়েক মাস ধরে, তারাটি একটি উজ্জ্বল বিন্দুর মতো দেখাবে, পূর্ণিমার উজ্জ্বলতার মতো। কিন্তু বেটেলজিউসের কোনো মেরু যদি পৃথিবীর দিকে মুখ করে থাকে, তাহলে তারা থেকে গামা রশ্মির স্রোত আসবে। অরোরা বাড়বে, ওজোন স্তর কমবে। এই খুব হতে পারে নেতিবাচক প্রভাবআমাদের গ্রহের জীবনের জন্য। এগুলো সবই তাত্ত্বিক হিসাব, ​​আসলে এই সুপারজায়ান্টের বিস্ফোরণের প্রভাব কী হবে, তা নিশ্চিত করে বলা অসম্ভব।

তারার মৃত্যু, জীবনের মতো, কখনও কখনও খুব সুন্দর হয়। এর একটি উদাহরণ হল সুপারনোভা। তাদের ঝলকানি শক্তিশালী এবং উজ্জ্বল, তারা কাছাকাছি থাকা সমস্ত আলোকে ছাড়িয়ে যায়।

আমি একটি 40 সেমি টেলিস্কোপে এটি সংযুক্ত করে নতুন ক্যামেরার ক্ষমতা পরীক্ষা করেছি। তিনি 80 মিলিয়ন আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত সর্পিল ছায়াপথ NGC 613 বেছে নিয়েছিলেন, যা দক্ষিণ গোলার্ধের একটি প্রধান নক্ষত্রপুঞ্জ ভাস্কর-এ অবস্থিত। শহরের আলোর সংস্পর্শে আসা এড়াতে বুজো 20-সেকেন্ডের শাটার গতির সাথে দেড় ঘন্টার জন্য গ্যালাক্সি শট করেছেন। প্রথম 20 মিনিটের জন্য, ফটোগুলি একই রকম ছিল।

এবং তারপরে বুজো গ্যালাক্সির একটি বাহুর শেষে একটি উজ্জ্বল বিন্দু লক্ষ্য করলেন এবং বুঝতে পারলেন যে অসাধারণ কিছু ঘটছে। তবে তিনি ঠিক কী তা নির্ধারণ করতে পারেননি এবং সাহায্যের জন্য পেশাদারদের দিকে ফিরেছেন।

ছবিগুলো পরীক্ষা করার পর, লা প্লাটাতে ইনস্টিটিউট অফ অ্যাস্ট্রোফিজিক্সের জ্যোতির্বিজ্ঞানী মেলিনা বার্স্টেন এবং তার সহকর্মীরা বুঝতে পেরেছিলেন যে

বোসো বিরল ঘটনাটি ঠিক করতে পেরেছিল - একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ।

একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময়, একটি নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা তীব্রভাবে চার থেকে আটটি মাত্রার বৃদ্ধি পায় এবং তারপরে বিস্ফোরণটি ধীরে ধীরে ম্লান হয়ে যায়। বিস্ফোরণের সাথে তারার বাইরের শেল থেকে আন্তঃনাক্ষত্রিক মহাকাশে পদার্থের একটি উল্লেখযোগ্য ভর নির্গত হয়। একটি নিয়ম হিসাবে, সুপারনোভাগুলি সত্যের পরে পর্যবেক্ষণ করা হয়, অর্থাৎ, যখন ঘটনাটি ইতিমধ্যে ঘটেছে এবং এর বিকিরণ পৃথিবীতে পৌঁছেছে। বিস্ফোরণের তরঙ্গ, যা বুজোর ক্যামেরায় রেকর্ড করা হয়েছিল, শুধুমাত্র প্রথম কয়েক ঘণ্টায় লক্ষ্য করা যায়। একটি বিস্ফোরণের ছবি তোলা কঠিন, কারণ এটি কখন ঘটবে তা পূর্বাভাস দেওয়া অসম্ভব। এখন পর্যন্ত, কেউ এটি করতে সক্ষম হয়নি। বার্স্টেনের মতে, এই ধরনের আবিষ্কারের সম্ভাবনা 10 জনের মধ্যে একটি, যদি 100 মিলিয়ন না হয়।

যাইহোক, বুজো এই প্রক্রিয়ার একেবারে শুরুতে ঠিক করতে পেরেছে।

ভিক্টর বুসো/গ্যাস্টন ফোলাটেলি

আসলে, কিছু গবেষক ইতিমধ্যেই ভাবতে শুরু করেছেন কতটা সত্য তাত্ত্বিক মডেলসুপারনোভা বিস্ফোরণ, "বার্স্টেন ব্যাখ্যা করেন, যিনি গবেষণার নেতৃত্ব দেন। -

বুজোটের পর্যবেক্ষণগুলি অত্যন্ত মূল্যবান, এমনকি লটারিও এমন কিছু করার চেয়ে জেতা সহজ।"

"এটি মহাকাশ লটারি জেতার মতো," বার্কলেতে ক্যালিফোর্নিয়া বিশ্ববিদ্যালয়ের জ্যোতির্পদার্থবিদ আলেক্সি ফিলিপেনকো নিশ্চিত করেছেন, যিনি বিস্ফোরণের পরে সুপারনোভা পর্যবেক্ষণে জড়িত ছিলেন। পর্যবেক্ষণের তথ্য চলতি বছরের ২১ ফেব্রুয়ারি জার্নালে প্রকাশিত হয় প্রকৃতি, বিজ্ঞানীরা সহ-লেখকদের মধ্যে বুজো উল্লেখ করেছেন।

"বুজোটের ডেটা ব্যতিক্রমী," ফিলিপেনকো নোট করেছেন৷ "এটি অপেশাদার এবং পেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের মধ্যে একটি অংশীদারিত্বের একটি দুর্দান্ত উদাহরণ।"

SN 2016gkg নামক সুপারনোভা আবিষ্কারের দুই মাসের মধ্যে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা কেক এবং লিক অবজারভেটরি টেলিস্কোপ দিয়ে এটি পর্যবেক্ষণ করেছেন। আবিষ্কার এবং আরও পর্যবেক্ষণের উপর ভিত্তি করে, বার্স্টেন এবং তার সহকর্মীরা নির্ধারণ করেছিলেন যে সুপারনোভা একটি বাইনারি স্টার সিস্টেমের অংশ যা তার বাইরের গ্যাসের স্তরগুলি হারিয়ে ফেলেছিল, শুধুমাত্র বেশিরভাগ হিলিয়াম কোর বজায় রেখেছিল। বর্ণালী তথ্য দেখায় যে এটি একটি টাইপ IIb সুপারনোভা - একটি বিশাল তারা যা ইতিমধ্যেই বিস্ফোরণের আগে তার বেশিরভাগ ভর হারিয়ে ফেলেছিল।

দলটি গণনা করেছে যে SN 2016gkg-এর ভর সূর্যের প্রায় 20 গুণ ছিল, কিন্তু বিস্ফোরণের সময় নক্ষত্রটি তার ভরের 3/4 হারিয়ে ফেলেছিল। এখন যেহেতু SN 2016gkg সুপারনোভা হয়ে গেছে, এটি পাঁচটি সৌর ভরে সঙ্কুচিত হয়েছে।

দীর্ঘ-প্রতীক্ষিত ভিজ্যুয়াল ডেটা জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের বিস্ফোরণের ঠিক আগে তারাটির গঠন সম্পর্কে আরও তথ্য পেতে সাহায্য করবে, সেইসাথে বিস্ফোরণ সম্পর্কেও তথ্য।

"পেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা দীর্ঘকাল ধরে এমন কিছুর জন্য অপেক্ষা করছেন," ফিলিপেনকো বলেছেন। "বিস্ফোরণের প্রথম মুহুর্তে নক্ষত্রের পর্যবেক্ষণগুলি এমন তথ্য প্রদান করে যা সরাসরি অন্য কোন উপায়ে পাওয়া যায় না।"

2017 সালের নভেম্বরে, Gazeta.Ru আরেকটি অস্বাভাবিক আবিষ্কারের কথা বলেছিল -

যা ইতিমধ্যে বেশ কয়েকটি বিস্ফোরণ থেকে বেঁচে গেছে এবং বিবর্ণ হতে অস্বীকার করেছে।

সুপারনোভা iPTF14hls সেপ্টেম্বর 2014 এ পালোমার ট্রানজিয়েন্ট ফ্যাক্টরি জ্যোতির্বিদ্যা জরিপের সময় জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আবিষ্কার করেছিলেন। কয়েক মাস পরে, মার্কিন যুক্তরাষ্ট্রের লাস কামব্রেস অবজারভেটরির জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা লক্ষ্য করেছিলেন যে তারাটি বিবর্ণ হওয়া বন্ধ করে এবং উজ্জ্বল হতে শুরু করে। আর্কাইভাল ডেটা পর্যালোচনা করার পরে, গবেষকরা দেখতে পান যে 1954 সালে একই জায়গায় একটি সুপারনোভা আবিষ্কৃত হয়েছিল। কোনোভাবে, তিনি বিস্ফোরণ থেকে বেঁচে যান এবং জ্বলতে থাকে, এবং তারপর 50 বছর পরে আবার বিস্ফোরিত হয়।

গবেষকদের মতে, বিস্ফোরণের আগে নক্ষত্রের ভর সূর্যের ভরের 50 গুণ ছিল। তারা পরামর্শ দেয় যে তারার বিস্ফোরণের মাত্রা তার অস্বাভাবিক আচরণের সাথে সম্পর্কিত হতে পারে। সুপারনোভা iPTF14hls আবিষ্কৃত একটি স্পন্দিত জোড়া-অস্থির সুপারনোভার প্রথম উদাহরণ হতে পারে।

“এই তত্ত্ব অনুসারে, এটা সম্ভব যে নক্ষত্রটি এত বিশাল এবং উত্তপ্ত ছিল যে এটি বিস্ফোরিত হওয়ার সময় এটির কেন্দ্রে অ্যান্টিম্যাটার তৈরি করেছিল। এই কারণ হতে পারে যে তারকাটি অস্থির ছিল এবং তার অস্তিত্বের বছরগুলিতে বেশ কয়েকটি অগ্নিশিখার অভিজ্ঞতা হয়েছিল, গবেষকরা পরামর্শ দেন। - এই ধরনের বিস্ফোরণ শুধুমাত্র সম্ভব হয়েছে বলে মনে করা হয় প্রাথমিক পর্যায়েমহাবিশ্বের অস্তিত্ব এবং আজকের আর ঘটতে হবে না। এটি একটি ডাইনোসরের সাথে দেখা করার মতো।"