सुपरनोवा। सुपरनोवा अवलोकन

> सुपरनोवा

पता लगाना, सुपरनोवा क्या है: एक तारे के विस्फोट और विस्फोट का वर्णन जहां सुपरनोवा पैदा होते हैं, विकास और विकास, बाइनरी सितारों की भूमिका, फोटो और शोध।

सुपरनोवा- यह, वास्तव में, एक तारकीय विस्फोट है और सबसे शक्तिशाली है जिसे बाहरी अंतरिक्ष में देखा जा सकता है।

सुपरनोवा कहाँ दिखाई देते हैं?

बहुत बार, सुपरनोवा को अन्य आकाशगंगाओं में देखा जा सकता है। लेकिन हमारे मिल्की वे में, यह देखने के लिए एक दुर्लभ दृश्य है, क्योंकि धूल और गैस के धुंध हमारे दृश्य को अस्पष्ट करते हैं। आखिरी बार देखा गया सुपरनोवा 1604 में जोहान्स केप्लर ने देखा था। चंद्रा टेलीस्कोप केवल एक तारे के अवशेषों को खोजने में सक्षम था जो एक सदी से भी अधिक समय पहले विस्फोट हुआ था (सुपरनोवा विस्फोट के परिणाम)।

सुपरनोवा की ओर क्या जाता है?

तारे के केंद्र में परिवर्तन होने पर सुपरनोवा का जन्म होता है। दो मुख्य प्रकार हैं।

पहला बाइनरी सिस्टम में है। दोहरे तारे एक सामान्य केंद्र से जुड़ी वस्तुएं हैं। उनमें से एक दूसरे से पदार्थ चुरा लेता है और बहुत भारी हो जाता है। लेकिन यह आंतरिक प्रक्रियाओं को संतुलित नहीं कर पाता और सुपरनोवा में विस्फोट हो जाता है।

दूसरा मृत्यु के समय होता है। ईंधन खत्म होने लगता है। नतीजतन, द्रव्यमान का हिस्सा कोर में बहना शुरू हो जाता है, और यह इतना भारी हो जाता है कि यह अपने गुरुत्वाकर्षण का सामना नहीं कर सकता। एक विस्तार प्रक्रिया होती है और तारा फट जाता है। सूर्य एक अकेला तारा है, लेकिन यह इससे बच नहीं सकता क्योंकि इसमें द्रव्यमान की कमी है।

सुपरनोवा में शोधकर्ताओं की दिलचस्पी क्यों है?

यह प्रक्रिया अपने आप में एक छोटी अवधि को कवर करती है, लेकिन ब्रह्मांड के बारे में बहुत कुछ बता सकती है। उदाहरण के लिए, उदाहरणों में से एक ने ब्रह्मांड की संपत्ति के विस्तार की पुष्टि की और गति बढ़ रही है।

यह भी पता चला कि ये वस्तुएं अंतरिक्ष में तत्वों के वितरण के क्षण को प्रभावित करती हैं। जब तारा फटता है, तो वह तत्वों और अंतरिक्ष के मलबे को बाहर निकालता है। उनमें से कई हमारे ग्रह पर भी समाप्त हो जाते हैं। एक वीडियो देखें जो सुपरनोवा और उनके विस्फोटों की विशेषताओं को प्रकट करता है।

सुपरनोवा का अवलोकन

पहले सुपर की खोज पर एस्ट्रोफिजिसिस्ट सर्गेई ब्लिनिकोव नया सितारा, फ्लेयर अवशेष और आधुनिक टेलीस्कोप

उन्हें सुपरनोवा कैसे खोजें?

सुपरनोवा की खोज की प्रक्रिया के लिए शोधकर्ता कई तरह के उपकरणों का इस्तेमाल करते हैं। विस्फोट के बाद दृश्यमान प्रकाश देखने के लिए कुछ की आवश्यकता होती है। और अन्य एक्स-रे और गामा किरणों को ट्रैक करते हैं। तस्वीरें हबल और चंद्रा दूरबीनों का उपयोग करके ली गई हैं।

जून 2012 में, एक टेलीस्कोप ने इलेक्ट्रोमैग्नेटिक स्पेक्ट्रम के उच्च-ऊर्जा क्षेत्र में प्रकाश को केंद्रित करते हुए काम करना शुरू किया। इसके बारे में NuSTAR मिशन के बारे में, जो नष्ट हुए तारों, ब्लैक होल और सुपरनोवा अवशेषों की खोज करता है। वैज्ञानिक इस बारे में अधिक जानने की योजना बना रहे हैं कि वे कैसे फटते हैं और बनते हैं।

आकाशीय पिंडों की दूरियों का मापन

सेफिड्स, सुपरनोवा विस्फोट और ब्रह्मांड की विस्तार दर पर खगोलविद व्लादिमीर सर्डिन:

आप सुपरनोवा के अध्ययन में कैसे मदद कर सकते हैं?

आपको योगदान देने के लिए वैज्ञानिक बनने की ज़रूरत नहीं है। 2008 में, एक साधारण किशोर को एक सुपरनोवा मिला। 2011 में, एक 10 वर्षीय कनाडाई लड़की ने अपने कंप्यूटर पर रात के आसमान की तस्वीर देखते हुए इसे दोहराया था। बहुत बार, शौकीनों की तस्वीरों में कई दिलचस्प वस्तुएँ होती हैं। थोड़े से अभ्यास से, आप अगला सुपरनोवा पा सकते हैं! और अधिक सटीक होने के लिए, आपके पास सुपरनोवा के विस्फोट को पकड़ने का हर मौका है।

शौकीनों और पेशेवरों के बीच कितने इंप्रेशन जुड़े हुए हैं - इन शब्दों के साथ अंतरिक्ष खोजकर्ता। "नया" शब्द का एक सकारात्मक अर्थ है, और "सुपर" का एक सुपर सकारात्मक अर्थ है, लेकिन, दुर्भाग्य से, बहुत ही सार को धोखा देता है। सुपरनोवा को सुपर-ओल्ड स्टार कहलाने की अधिक संभावना है, क्योंकि वे व्यावहारिक रूप से हैं अंतिम चरणस्टार का विकास। तो बोलने के लिए, तारकीय जीवन का एक उज्ज्वल सनकी एपोथोसिस। फ्लैश कभी-कभी पूरी आकाशगंगा को ढक लेता है जिसमें मरने वाला तारा स्थित होता है, और इसके पूर्ण विलुप्त होने के साथ समाप्त होता है।
वैज्ञानिकों ने 2 प्रकार के सुपरनोवा की पहचान की है। एक को प्यार से व्हाइट ड्वार्फ विस्फोट (प्रकार I) का उपनाम दिया गया है जो हमारे सूर्य से सघन है, फिर भी त्रिज्या में बहुत छोटा है। कई सितारों के विकास में एक छोटा, भारी सफेद बौना अंतिम सामान्य चरण है। ऑप्टिकल स्पेक्ट्रम में व्यावहारिक रूप से कोई हाइड्रोजन नहीं है। और अगर एक सफेद बौना किसी अन्य तारे के साथ एक द्विआधारी प्रणाली के सहजीवन में मौजूद है, तो यह अपने पदार्थ को तब तक खींचता है जब तक कि यह इसके पुनर्वितरण से अधिक न हो जाए। 20वीं शताब्दी के 30 के दशक में एस. चंद्रशेखर ने कहा था कि प्रत्येक बौने के घनत्व और द्रव्यमान की एक स्पष्ट सीमा होती है, जिससे अधिक होने पर पतन होता है। अनिश्चित काल के लिए सिकुड़ना असंभव है, और देर-सवेर एक विस्फोट होना ही चाहिए! दूसरे प्रकार का सुपरनोवा गठन थर्मोन्यूक्लियर संलयन की प्रक्रिया के कारण होता है, जो बनता है हैवी मेटल्स, अपने आप में सिकुड़ जाता है, जिससे तारे के केंद्र में तापमान बढ़ना शुरू हो जाता है। तारे का कोर अधिक से अधिक सिकुड़ता है और इसमें न्यूट्रॉनाइजेशन प्रक्रियाएं होने लगती हैं ("प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों के ग्रेटर", जिसके दौरान दोनों न्यूट्रॉन में बदल जाते हैं), जिससे तारे के केंद्र की ऊर्जा और शीतलन की हानि होती है। यह सब एक विरल वातावरण को भड़काता है, और खोल कोर तक जाता है। विस्फोट! एक तारे के असंख्य छोटे-छोटे टुकड़े पूरे अंतरिक्ष में बिखर जाते हैं, और एक दूर की आकाशगंगा से एक चमकदार चमक, जहां लाखों साल पहले एक तारे में विस्फोट हुआ था (किसी तारे की दृश्यता के वर्षों में शून्य की संख्या, पृथ्वी से उसकी दूरी पर निर्भर करती है) , आज पृथ्वी ग्रह के वैज्ञानिकों को दिखाई दे रहा है। अतीत की त्रासदी की खबर, एक और छोटा जीवन, दुखद सौंदर्य, जिसे कभी-कभी हम सदियों तक देख सकते हैं।

इसलिए, उदाहरण के लिए, क्रैब नेबुला, जिसे आधुनिक वेधशालाओं के टेलीस्कोप की आंखों से देखा जा सकता है, एक सुपरनोवा विस्फोट का परिणाम है जिसे चीनी खगोलविदों ने 1054 में देखा था। यह महसूस करना बहुत दिलचस्प है कि आज आप जो देख रहे हैं वह लगभग 1000 वर्षों से एक ऐसे व्यक्ति द्वारा सराहा गया है जो लंबे समय से पृथ्वी पर मौजूद नहीं है। यह ब्रह्मांड का संपूर्ण रहस्य है, इसका धीमा, घसीटता हुआ अस्तित्व, जो हमारे जीवन को आग की चिंगारी की तरह बनाता है, यह प्रहार करता है और कुछ भयावहता की ओर ले जाता है। विद्वानों ने उनमें से कुछ की सबसे अधिक पहचान की है ज्ञात विस्फोटसुपरनोवा, जिसका पदनाम एक स्पष्ट सहमत योजना के अनुसार किया जाता है। लैटिन सुपरनोवा को अक्षर एसएन के लिए संक्षिप्त किया गया था, जिसके बाद अवलोकन का वर्ष था, और अंत में वर्ष में सीरियल नंबर लिखा गया था। इस प्रकार, ज्ञात सुपरनोवा के निम्नलिखित नाम देखे जा सकते हैं:
क्रैब नेबुला - जैसा कि पहले उल्लेख किया गया है, यह एक सुपरनोवा विस्फोट का परिणाम है, जो आज 6,000 प्रकाश वर्ष के व्यास के साथ पृथ्वी से 6,500 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। इस नेबुला का विस्तार जारी है विभिन्न पक्षहालांकि विस्फोट 1,000 साल पहले ही हुआ था। और इसके केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा-पल्सर मिलता है, जो अपनी धुरी पर घूमता है। यह दिलचस्प है कि उच्च चमक पर इस नेबुला में निरंतर ऊर्जा प्रवाह होता है, जो इसे एक्स-रे खगोल विज्ञान के अंशांकन में संदर्भ बिंदु के रूप में उपयोग करना संभव बनाता है। एक अन्य खोज सुपरनोवा SN1572 थी, जैसा कि नाम से पता चलता है, इसका प्रकोप वैज्ञानिकों ने 1572 में नवंबर में देखा था। सभी संकेतों से, यह तारा एक सफेद बौना था। 1604 में, एक पूरे वर्ष के लिए, चीनी, कोरियाई और फिर यूरोपीय ज्योतिषी सुपरनोवा SN1604 के विस्फोट-चमक का निरीक्षण कर सकते थे, जो नक्षत्र Ophiuchus में स्थित है। जोहान्स केपलर ने अपना मुख्य कार्य "नक्षत्र ओफ़िचस में एक नए तारे पर" अपने अध्ययन के लिए समर्पित किया, जिसके संबंध में सुपरनोवा का नाम वैज्ञानिक - सुपरनोवा केपलर के नाम पर रखा गया। निकटतम सुपरनोवा 1987 में चमक थी - SN1987A, हमारे सूर्य से 50 पारसेक बड़े मैगेलैनिक बादल में स्थित, एक बौनी आकाशगंगा - मिल्की वे का एक उपग्रह। इस विस्फोट ने तारकीय विकास के पहले से स्थापित सिद्धांत के कुछ पदों को पलट दिया। ऐसा माना जाता था कि केवल लाल दिग्गज ही भड़क सकते हैं, और फिर, इतने अनुचित रूप से, नीला ले लिया और विस्फोट हो गया! ब्लू सुपरजायंट (17 सौर द्रव्यमान से अधिक) सैंडुलेक। ग्रह के बहुत सुंदर अवशेष दो असामान्य कनेक्टिंग रिंग बनाते हैं, जिनका वैज्ञानिक आज अध्ययन कर रहे हैं। अगला सुपरनोवा 1993, SN1993J में वैज्ञानिकों से टकराया, जो विस्फोट से पहले एक लाल महादानव था। लेकिन आश्चर्य की बात यह है कि विस्फोट के बाद जो अवशेष बाहर जाने वाले थे, इसके विपरीत, वे चमक हासिल करने लगे। क्यों?

कुछ साल बाद, एक ग्रह की खोज की गई - एक उपग्रह जो एक सुपरनोवा पड़ोसी के विस्फोट से प्रभावित नहीं था और विस्फोट से कुछ समय पहले फटे हुए एक साथी तारे के खोल की चमक के लिए स्थितियाँ पैदा कीं (पड़ोसी पड़ोसी हैं, लेकिन आप गुरुत्वाकर्षण के साथ बहस नहीं कर सकता ...), वैज्ञानिकों ने देखा। इस तारे के लाल दानव और सुपरनोवा बनने की भी भविष्यवाणी की गई है। 2006 (SN206gy) में अगले सुपरनोवा के विस्फोट को इन घटनाओं के अवलोकन के पूरे इतिहास में सबसे चमकदार चमक के रूप में पहचाना जाता है। इसने वैज्ञानिकों को सुपरनोवा विस्फोटों (जैसे क्वार्क तारे, दो विशाल ग्रहों की टक्कर, और अन्य) के नए सिद्धांतों को सामने रखने की अनुमति दी और इस विस्फोट को हाइपरनोवा विस्फोट कहा! और आखिरी दिलचस्प सुपरनोवा G1.9+0.3। पहली बार, आकाशगंगा के एक रेडियो स्रोत के रूप में इसके संकेतों को VLA रेडियो टेलीस्कोप द्वारा पकड़ा गया था। और आज चंद्र वेधशाला इसके अध्ययन में लगी हुई है। विस्फोटित तारे के अवशेषों के विस्तार की दर अद्भुत है, यह 15,000 किमी प्रति घंटा है! जो प्रकाश की गति का 5% है !
इन सबसे दिलचस्प सुपरनोवा विस्फोटों और उनके अवशेषों के अलावा, निश्चित रूप से, अंतरिक्ष में अन्य "रोज़ाना" घटनाएं भी हैं। लेकिन तथ्य यह है कि आज जो कुछ भी हमें घेरे हुए है वह सुपरनोवा विस्फोटों का परिणाम है। वास्तव में, सिद्धांत रूप में, अपने अस्तित्व की शुरुआत में, ब्रह्मांड में हीलियम और हाइड्रोजन की हल्की गैसें शामिल थीं, जो सितारों के जलने की प्रक्रिया में आज मौजूद सभी ग्रहों के लिए अन्य "भवन" तत्वों में बदल गईं। दूसरे शब्दों में, सितारों ने एक नए जीवन के जन्म के लिए अपनी जान दे दी!

सुपरनोवा

सुपरनोवा, एक तारे का विस्फोट, जिसमें लगभग पूरा तारा नष्ट हो जाता है। एक सप्ताह के भीतर, एक सुपरनोवा आकाशगंगा के अन्य सभी तारों को पार कर सकता है। एक सुपरनोवा की चमक सूर्य की चमक से 23 परिमाण (1000 मिलियन गुना) अधिक है, और विस्फोट के दौरान जारी ऊर्जा अपने पूरे समय के दौरान तारे द्वारा उत्सर्जित सभी ऊर्जा के बराबर होती है। पिछली ज़िंदगी. कुछ वर्षों के बाद, सुपरनोवा का आयतन इतना बढ़ जाता है कि यह दुर्लभ और पारभासी हो जाता है। सैकड़ों या हजारों वर्षों के लिए, निकाले गए पदार्थ के अवशेष के रूप में दिखाई दे रहे हैं सुपरनोवा अवशेष।एक सुपरनोवा एक नए तारे की तुलना में लगभग 1000 गुना अधिक चमकीला होता है। प्रत्येक 30 वर्षों में, हमारी जैसी आकाशगंगा में लगभग एक सुपरनोवा होता है, लेकिन इनमें से अधिकांश तारे धूल से ढके रहते हैं। सुपरनोवा दो मुख्य प्रकार के होते हैं, जो उनके प्रकाश वक्र और स्पेक्ट्रा द्वारा प्रतिष्ठित होते हैं।

सुपरनोवा - अप्रत्याशित रूप से चमकते सितारे, कभी-कभी सूर्य की चमक से 10,000 मिलियन गुना अधिक चमक प्राप्त करते हैं। यह कई चरणों में होता है।शुरुआत (ए) में, एक विशाल तारा बहुत तेज़ी से उस अवस्था में विकसित होता है जब एक ही समय में तारे के अंदर विभिन्न परमाणु प्रक्रियाएँ शुरू होती हैं। केंद्र में लोहा बन सकता है, जिसका अर्थ है परमाणु ऊर्जा उत्पादन का अंत। तारा तब गुरुत्वाकर्षण पतन (बी) से गुजरना शुरू कर देता है। हालाँकि, यह तारे के केंद्र को इस हद तक गर्म कर देता है कि रासायनिक तत्वक्षय, और नई प्रतिक्रियाएं विस्फोटक बल (सी) के साथ आगे बढ़ती हैं। बाहर फेंको के सबसेअंतरिक्ष में तारे का पदार्थ, जबकि तारे के केंद्र के अवशेष तब तक ढहते हैं जब तक कि तारा पूरी तरह से अंधेरा न हो जाए, संभवतः एक बहुत घना न्यूट्रॉन तारा (डी) बन जाता है। ऐसा ही एक दाना 1054 में देखा गया था। वृष राशि (ई) में। इस तारे का अवशेष गैस का एक बादल है जिसे क्रैब नेबुला (F) कहा जाता है।

वैज्ञानिक और तकनीकी विश्वकोश शब्दकोश.

देखें कि "सुपरनोव स्टार" अन्य शब्दकोशों में क्या है:

"सुपरनोवा" यहाँ पुनर्प्रेषित होता है; अन्य अर्थ भी देखें। केपलर के सुपरनोवा अवशेष सुपरनोवा ... विकिपीडिया

विस्फोट जिसने एक तारे की मृत्यु को चिह्नित किया। कभी-कभी एक सुपरनोवा विस्फोट उस आकाशगंगा से भी अधिक चमकीला होता है जिसमें वह हुआ था। सुपरनोवा को दो मुख्य प्रकारों में बांटा गया है। टाइप I को ऑप्टिकल स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन की कमी की विशेषता है; तो उन्हें लगता है कि... कोलियर एनसाइक्लोपीडिया

सुपरनोवा- खगोल। एक नए तारे के फटने की शक्ति से कई हजार गुना अधिक विकिरण शक्ति वाला एक अचानक चमकने वाला तारा ... कई भावों का शब्दकोश

सुपरनोवा एसएन 1572 सुपरनोवा एसएन 1572 के अवशेष, स्प्टिसर, चंद्रा और कैलार अल्टो ऑब्जर्वेटरी वेधशाला डेटा (युग?) सुपरनोवा प्रकार द्वारा ली गई एक्स-रे और अवरक्त छवि संरचना ... विकिपीडिया

Wolf Rayet के सितारे का कलात्मक चित्रण Wolf Rayet के सितारे सितारों का एक वर्ग है जिसकी विशेषता बहुत है गर्मीऔर चमक; स्पेक्ट्रम में व्यापक हाइड्रोजन उत्सर्जन बैंड की उपस्थिति में वुल्फ रेयेट सितारे अन्य गर्म सितारों से भिन्न हैं ... विकिपीडिया

सुपरनोवा: एक सुपरनोवा एक तारा है जो एक भयावह विस्फोटक प्रक्रिया में अपने विकास को समाप्त करता है; सुपरनोवा रूसी पॉप पंक बैंड। सुपरनोवा (फिल्म) एक अमेरिकी निर्देशक द्वारा 2000 की शानदार हॉरर फिल्म ... विकिपीडिया

इस शब्द के अन्य अर्थ हैं, स्टार (अर्थ) देखें। प्लीएड्स स्टार खगोल - कायजिसमें वे गए, गए या जाएंगे ... विकिपीडिया

Wolf Rayet के तारे का कलात्मक चित्रण Wolf Rayet के सितारे सितारों का एक वर्ग है जो बहुत उच्च तापमान और चमक की विशेषता है; वुल्फ रेयेट के सितारे ... विकिपीडिया की उपस्थिति में अन्य गर्म सितारों से भिन्न हैं

सुपरनोवा पर SN 2007 SN 2007 पर स्विफ्ट स्पेस टेलीस्कोप द्वारा फोटो खिंचवाया गया। अवलोकन संबंधी डेटा (युग J2000,0) सुपरनोवा प्रकार Ia ... विकिपीडिया

पुस्तकें

• द फिंगर ऑफ डेस्टिनी (अनदेखे ग्रहों के संपूर्ण अवलोकन सहित), हैमेकर-ज़ोंडाग के. बुक प्रसिद्ध ज्योतिषीकरेन हैमेकर-ज़ोंडाग कुंडली के रहस्यमय और अक्सर अप्रत्याशित छिपे हुए कारकों में बीस साल के शोध का फल है: फिंगर ऑफ डेस्टिनी कॉन्फ़िगरेशन, ...

केप्लर के सुपरनोवा अवशेष

एक सुपरनोवा या एक सुपरनोवा विस्फोट एक घटना है जिसके दौरान इसकी चमक परिमाण के 4-8 आदेशों (एक दर्जन परिमाणों द्वारा) तेजी से बदलती है, जिसके बाद फ्लैश की अपेक्षाकृत धीमी क्षीणन होती है। यह एक प्रलयकारी प्रक्रिया का परिणाम है, जिसके साथ बड़ी ऊर्जा निकलती है और कुछ सितारों के विकास के अंत में उत्पन्न होती है।

केंद्र में न्यूट्रॉन स्टार 1E 161348-5055 के साथ सुपरनोवा अवशेष RCW 103

एक नियम के रूप में, सुपरनोवा इस तथ्य के बाद देखे जाते हैं, अर्थात, जब घटना पहले ही घटित हो चुकी होती है और उनका विकिरण पहुँच चुका होता है। इसलिए उनका स्वभाव बहुत दिनों तक स्पष्ट नहीं हो पाया था। लेकिन अब ऐसे कई परिदृश्य हैं जो इस तरह के प्रकोप का कारण बनते हैं, हालांकि मुख्य प्रावधान पहले से ही काफी स्पष्ट हैं।

विस्फोट तारे के पदार्थ के एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान के अंतरतारकीय स्थान में निष्कासन के साथ होता है, और विस्फोटित तारे के पदार्थ के शेष भाग से, एक नियम के रूप में, एक कॉम्पैक्ट वस्तु बनती है - एक न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल. साथ में वे एक सुपरनोवा अवशेष बनाते हैं।

अवशेषों और संभावित पूर्वज सितारों के अध्ययन के साथ संयुक्त रूप से पहले प्राप्त स्पेक्ट्रा और प्रकाश घटता का एक व्यापक अध्ययन, अधिक विस्तृत मॉडल बनाने और विस्फोट के समय तक पहले से मौजूद स्थितियों का अध्ययन करना संभव बनाता है।

अन्य बातों के अलावा, भड़कने के दौरान निकलने वाली सामग्री में बड़े पैमाने पर थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन के उत्पाद होते हैं, जो तारे के पूरे जीवन में होता है। यह सामान्य रूप से सुपरनोवा के लिए धन्यवाद है और प्रत्येक विशेष रूप से रासायनिक रूप से विकसित होता है।

नाम दर्शाता है ऐतिहासिक प्रक्रियासितारों का अध्ययन जिनकी चमक समय के साथ महत्वपूर्ण रूप से बदलती है, तथाकथित नए सितारे। इसी तरह, सुपरनोवा के बीच, एक उपवर्ग अब प्रतिष्ठित है - हाइपरनोवा।

नाम एसएन लेबल से बना है, जिसके बाद खोज का वर्ष, एक या दो-अक्षर के पदनाम के साथ समाप्त होता है। पहले 26 सुपरनोवा चालू वर्षनाम के अंत में A से Z तक बड़े अक्षरों में एकल-अक्षर पदनाम प्राप्त करते हैं। अन्य सुपरनोवा लोअरकेस अक्षरों से दो-अक्षर पदनाम प्राप्त करते हैं: aa, ab, और इसी तरह। अपुष्ट सुपरनोवा को PSN (संभावित सुपरनोवा) अक्षरों द्वारा आकाशीय निर्देशांकों के प्रारूप में दर्शाया जाता है: Jhhmmssss+ddmmsss।

टाइप I लाइट कर्व्स उच्च डिग्रीसमान हैं: 2-3 दिनों में तेज वृद्धि होती है, फिर इसे 25-40 दिनों में एक महत्वपूर्ण गिरावट (3 परिमाण द्वारा) से बदल दिया जाता है, इसके बाद तारकीय परिमाण के पैमाने में धीमी गति से कमजोर, लगभग रैखिक होता है।

लेकिन टाइप II लाइट कर्व काफी विविध हैं। कुछ के लिए, घटता टाइप I के समान था, केवल रैखिक चरण की शुरुआत तक चमक में धीमी और अधिक लंबी गिरावट के साथ। अन्य, चरम पर पहुंचकर, उस पर 100 दिनों तक रहे, और फिर चमक तेजी से गिर गई और एक रैखिक "पूंछ" तक पहुंच गई। अधिकतम का पूर्ण परिमाण एक विस्तृत श्रृंखला में भिन्न होता है।

उपरोक्त वर्गीकरण में पहले से ही सुपरनोवा स्पेक्ट्रा की कुछ मुख्य विशेषताएं शामिल हैं। विभिन्न प्रकार के, आइए ध्यान दें कि क्या शामिल नहीं है। सबसे पहले और बहुत महत्वपूर्ण विशेषता, जो लंबे समय तक प्राप्त स्पेक्ट्रा की व्याख्या में हस्तक्षेप करता है - मुख्य लाइनें बहुत विस्तृत हैं।

टाइप II और Ib \ c सुपरनोवा के स्पेक्ट्रा की विशेषता है:
अधिकतम चमक और संकीर्ण अशिफ्टेड उत्सर्जन घटकों के पास संकीर्ण अवशोषण सुविधाओं की उपस्थिति।
रेखाएँ , , , पराबैंगनी विकिरण में देखी गई।

विस्फोटों की आवृत्ति आकाशगंगा में तारों की संख्या पर निर्भर करती है या, जो सामान्य आकाशगंगाओं के लिए समान है, चमक पर निर्भर करती है।

इस मामले में, सुपरनोवा Ib/c और II सर्पिल भुजाओं की ओर बढ़ते हैं।

क्रैब नेबुला (एक्स-रे में छवि), आंतरिक शॉक वेव स्पष्ट रूप से दिखाई देती है, स्वतंत्र रूप से फैलने वाली हवा, साथ ही जेट

युवा अवशेष की विहित योजना इस प्रकार है:

संभावित कॉम्पैक्ट अवशेष; आमतौर पर एक पल्सर, लेकिन संभवतः एक ब्लैक होल
इंटरस्टेलर मैटर में फैलने वाली बाहरी शॉक वेव।
सुपरनोवा इजेक्टा के पदार्थ में फैलने वाली वापसी तरंग।
द्वितीयक, इंटरस्टेलर माध्यम के थक्कों में और घने सुपरनोवा इजेका में प्रचार करना।

साथ में वे निम्नलिखित चित्र बनाते हैं: बाहरी शॉक वेव के सामने, गैस को TS ≥ 107 K के तापमान पर गर्म किया जाता है और एक्स-रे रेंज में 0.1-20 keV की फोटॉन ऊर्जा के साथ उत्सर्जित होता है, इसी तरह, पीछे की गैस वापसी तरंग के सामने एक्स-रे विकिरण का दूसरा क्षेत्र बनता है। अत्यधिक आयनीकृत Fe, Si, S, आदि की रेखाएँ दोनों परतों से विकिरण की तापीय प्रकृति को दर्शाती हैं।

युवा अवशेष का ऑप्टिकल विकिरण द्वितीयक तरंग के अग्र भाग के पीछे गुच्छों में गैस बनाता है। चूँकि उनमें प्रसार की गति अधिक होती है, जिसका अर्थ है कि गैस तेजी से ठंडी होती है और विकिरण एक्स-रे रेंज से ऑप्टिकल तक जाता है। ऑप्टिकल विकिरण के प्रभाव की उत्पत्ति की पुष्टि लाइनों की सापेक्ष तीव्रता से होती है।

कैसिओपिया ए में तंतु यह स्पष्ट करते हैं कि पदार्थ के गुच्छों की उत्पत्ति दुगनी हो सकती है। तथाकथित तेज़ फाइबर 5000-9000 किमी/एस की गति से बिखरते हैं और केवल ओ, एस, सी लाइनों में विकीर्ण होते हैं - अर्थात, ये सुपरनोवा विस्फोट के क्षण में बनने वाले गुच्छे हैं। दूसरी ओर, स्थिर संघनन की गति 100-400 किमी/सेकेंड होती है, और उनमें H, N, O की सामान्य सांद्रता देखी जाती है। साथ में, यह इंगित करता है कि इस पदार्थ को सुपरनोवा विस्फोट से बहुत पहले बाहर निकाल दिया गया था और बाद में एक बाहरी शॉक वेव द्वारा गर्म किया गया।

एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र में सापेक्षिक कणों से सिंक्रोट्रॉन रेडियो उत्सर्जन पूरे अवशेष के लिए मुख्य अवलोकन हस्ताक्षर है। इसके स्थानीयकरण का क्षेत्र बाहरी और वापसी तरंगों के ललाट क्षेत्र हैं। एक्स-रे रेंज में सिंक्रोट्रॉन विकिरण भी देखा जाता है।

सुपरनोवा Ia की प्रकृति अन्य ज्वालाओं की प्रकृति से भिन्न है। अण्डाकार आकाशगंगाओं में टाइप Ib/c और टाइप II फ्लेयर्स की अनुपस्थिति से इसका स्पष्ट प्रमाण मिलता है। से सामान्य जानकारीउत्तरार्द्ध के बारे में, यह ज्ञात है कि थोड़ी गैस और नीले तारे हैं, और तारे का निर्माण 1010 साल पहले समाप्त हो गया था। इसका मतलब यह है कि सभी विशाल सितारों ने पहले ही अपना विकास पूरा कर लिया है, और ऐसे सितारे हैं जिनका द्रव्यमान सौर द्रव्यमान से कम है, और नहीं। तारकीय विकास के सिद्धांत से यह ज्ञात है कि इस प्रकार के सितारों को उड़ा देना असंभव है, और इसलिए 1-2M⊙ द्रव्यमान वाले सितारों के लिए एक जीवन विस्तार तंत्र की आवश्यकता होती है।

Ia \ Iax के स्पेक्ट्रा में हाइड्रोजन लाइनों की अनुपस्थिति इंगित करती है कि यह मूल तारे के वातावरण में बहुत छोटा है। उत्सर्जित पदार्थ का द्रव्यमान काफी बड़ा है - 1M⊙, मुख्य रूप से कार्बन, ऑक्सीजन और अन्य भारी तत्व होते हैं। और शिफ्ट की गई Si II रेखाएँ इंगित करती हैं कि इजेक्शन के दौरान परमाणु प्रतिक्रियाएँ सक्रिय रूप से हो रही हैं। यह सब आश्वस्त करता है कि एक सफेद बौना, सबसे अधिक संभावना कार्बन-ऑक्सीजन, अग्रदूत तारे के रूप में कार्य करता है।

टाइप Ib\c और II सुपरनोवा की सर्पिल भुजाओं की ओर गुरुत्वाकर्षण इंगित करता है कि पूर्वज तारा 8-10M⊙ के द्रव्यमान के साथ अल्पकालिक O-सितारे हैं।

प्रमुख परिदृश्य

आवश्यक मात्रा में ऊर्जा जारी करने का एक तरीका है तेज बढ़तथर्मोन्यूक्लियर दहन, यानी थर्मोन्यूक्लियर विस्फोट में शामिल पदार्थ का द्रव्यमान। हालाँकि, एकल सितारों की भौतिकी इसकी अनुमति नहीं देती है। मुख्य अनुक्रम पर स्थित तारों में होने वाली प्रक्रियाएँ संतुलन में होती हैं। इसलिए, सभी मॉडल तारकीय विकास के अंतिम चरण - सफेद बौनों पर विचार करते हैं। हालाँकि, उत्तरार्द्ध स्वयं एक स्थिर तारा है, चंद्रशेखर सीमा के निकट आने पर ही सब कुछ बदल सकता है। इससे स्पष्ट निष्कर्ष निकलता है कि एक थर्मोन्यूक्लियर विस्फोट केवल तारकीय प्रणालियों में संभव है, तथाकथित बाइनरी सितारों में सबसे अधिक संभावना है।

इस योजना में, राज्य को प्रभावित करने वाले दो चर हैं, रासायनिक संरचनाऔर विस्फोट में शामिल पदार्थ का कुल द्रव्यमान।

दूसरा साथी एक साधारण तारा है जिससे पदार्थ पहले वाले तक प्रवाहित होता है।
दूसरा साथी वही सफेद बौना है। इस परिदृश्य को दोहरा अध: पतन कहा जाता है।

विस्फोट तब होता है जब चंद्रशेखर की सीमा पार हो जाती है।
उसके सामने एक विस्फोट होता है।

सभी सुपरनोवा Ia परिदृश्यों के लिए सामान्य यह है कि विस्फोट करने वाला बौना सबसे अधिक कार्बन-ऑक्सीजन है।

प्रतिक्रियाशील पदार्थ का द्रव्यमान विस्फोट की ऊर्जा को निर्धारित करता है और तदनुसार, इसकी अधिकतम चमक। यदि हम मान लें कि सफेद बौने का पूरा द्रव्यमान प्रतिक्रिया में प्रवेश करता है, तो विस्फोट की ऊर्जा 2.2 1051 एर्ग होगी।

प्रकाश वक्र का आगे का व्यवहार मुख्य रूप से क्षय श्रृंखला द्वारा निर्धारित होता है।

56Ni आइसोटोप अस्थिर है और इसका आधा जीवन 6.1 दिनों का है। इसके अलावा, ई-कैप्चर मुख्य रूप से 1.72 MeV की ऊर्जा के साथ उत्तेजित अवस्था में 56Co नाभिक के निर्माण की ओर जाता है। यह स्तर अस्थिर है और जमीनी अवस्था में एक इलेक्ट्रॉन का संक्रमण 0.163 MeV से 1.56 MeV तक ऊर्जा के साथ γ-क्वांटा के एक झरना के उत्सर्जन के साथ होता है। ये क्वांटा कॉम्पटन प्रकीर्णन का अनुभव करते हैं और उनकी ऊर्जा तेजी से घटकर ~ 100 keV हो जाती है। ऐसे क्वांटा पहले से ही फोटोइलेक्ट्रिक प्रभाव द्वारा प्रभावी रूप से अवशोषित होते हैं, और परिणामस्वरूप, वे पदार्थ को गर्म करते हैं। जैसे-जैसे तारे का विस्तार होता है, तारे में पदार्थ का घनत्व कम होता जाता है, फोटॉन टकरावों की संख्या कम होती जाती है, और तारे की सतह पर पदार्थ विकिरण के लिए पारदर्शी हो जाता है। जैसा कि सैद्धांतिक गणना दिखाती है, यह स्थिति तारे के अधिकतम चमक तक पहुँचने के लगभग 20-30 दिनों के बाद होती है।

शुरुआत के 60 दिनों के बाद, पदार्थ γ-विकिरण के लिए पारदर्शी हो जाता है। प्रकाश वक्र पर एक घातीय क्षय शुरू होता है। इस समय तक, 56Ni पहले से ही क्षय हो चुका है और ऊर्जा रिलीज 56Co से 56Fe (T1/2 = 77 दिन) के β-क्षय के कारण 4.2 MeV तक की उत्तेजना ऊर्जा के साथ है।

गुरुत्वाकर्षण पतन के तंत्र का मॉडल

आवश्यक ऊर्जा की रिहाई के लिए दूसरा परिदृश्य तारे के कोर का पतन है। इसका द्रव्यमान इसके अवशेष के द्रव्यमान के बराबर होना चाहिए - एक न्यूट्रॉन तारा।

एक वाहक की आवश्यकता होती है, जो एक ओर, जारी ऊर्जा को ले जाना चाहिए, और दूसरी ओर, पदार्थ के साथ बातचीत नहीं करनी चाहिए। न्यूट्रिनो ऐसे वाहक की भूमिका के लिए उपयुक्त है।

उनके गठन के लिए कई प्रक्रियाएं जिम्मेदार हैं। किसी तारे की अस्थिरता और संपीड़न की शुरुआत के लिए पहला और सबसे महत्वपूर्ण है न्यूट्रॉनाइजेशन की प्रक्रिया।

इन प्रतिक्रियाओं से न्यूट्रिनो 10% दूर ले जाते हैं। शीतलन में मुख्य भूमिका URCA प्रक्रियाओं (न्यूट्रिनो कूलिंग) द्वारा निभाई जाती है।

प्रोटॉन और न्यूट्रॉन के बजाय, परमाणु नाभिक भी कार्य कर सकते हैं, एक अस्थिर आइसोटोप के गठन के साथ जो बीटा क्षय से गुजरता है।

इन प्रक्रियाओं की तीव्रता संपीड़न के साथ बढ़ती है, जिससे इसमें तेजी आती है। इस प्रक्रिया को पतित इलेक्ट्रॉनों द्वारा न्यूट्रिनो के बिखरने से रोक दिया जाता है, जिसके दौरान वे थर्मोलाइज्ड होते हैं और पदार्थ के अंदर बंद हो जाते हैं।

ध्यान दें कि न्यूट्रॉनाइजेशन प्रक्रियाएं केवल 1011/सेमी3 के घनत्व पर होती हैं, जो केवल एक स्टार के कोर में प्राप्य होती हैं। इसका मतलब यह है कि इसमें केवल हाइड्रोडायनामिक संतुलन का उल्लंघन होता है। बाहरी परतें स्थानीय हाइड्रोडायनामिक संतुलन में हैं, और केंद्रीय कोर के अनुबंध के बाद ही पतन शुरू होता है और एक ठोस सतह बनाता है। इस सतह से पलटाव म्यान इजेक्शन प्रदान करता है।

सुपरनोवा अवशेष के विकास के तीन चरण हैं:

मुक्त प्रसार।
एडियाबेटिक विस्तार (सेडोव चरण)। इस स्तर पर एक सुपरनोवा विस्फोट को निरंतर ताप क्षमता वाले माध्यम में एक मजबूत बिंदु विस्फोट के रूप में दर्शाया जाता है। ऑटोमॉडल सेडोव समाधान, पर सत्यापित परमाणु विस्फोटपृथ्वी के वातावरण में।
तीव्र रोशनी का चरण। यह तब शुरू होता है जब सामने के पीछे का तापमान विकिरण हानि वक्र पर अधिकतम तक पहुँच जाता है।

खोल का विस्तार उस समय रुक जाता है जब शेष गैस का दबाव इंटरस्टेलर माध्यम में गैस के दबाव के बराबर हो जाता है। उसके बाद, अवशेष बेतरतीब ढंग से चलने वाले बादलों से टकराते हुए बिखरना शुरू हो जाता है।

ऊपर वर्णित सुपरनोवा Ia सिद्धांतों में अनिश्चितताओं के अलावा, विस्फोट का तंत्र ही बहुत विवाद का कारण बनता है। सबसे अधिक बार, मॉडल को निम्नलिखित समूहों में विभाजित किया जा सकता है:

तत्काल विस्फोट
विलंबित विस्फोट
स्पंदन विलंबित विस्फोट
अशांत तेजी से दहन

कम से कम प्रारंभिक स्थितियों के प्रत्येक संयोजन के लिए, सूचीबद्ध तंत्र एक भिन्नता या किसी अन्य में पाए जा सकते हैं। लेकिन प्रस्तावित मॉडलों की सीमा यहीं तक सीमित नहीं है। एक उदाहरण मॉडल है जब दो विस्फोट एक साथ होते हैं। स्वाभाविक रूप से, यह केवल उन परिदृश्यों में संभव है जहां दोनों घटक विकसित हुए हों।

सुपरनोवा विस्फोट इंटरस्टेलर माध्यम की पुनःपूर्ति का मुख्य स्रोत हैं, जिसमें परमाणु संख्या वाले तत्व (या, जैसा कि वे कहते हैं, भारी) हैं। हालाँकि, जिन प्रक्रियाओं ने उन्हें जन्म दिया, वे तत्वों के विभिन्न समूहों और यहाँ तक कि समस्थानिकों के लिए भी भिन्न हैं।

He और Fe से ऊपर के लगभग सभी तत्व शास्त्रीय थर्मोन्यूक्लियर संलयन का परिणाम हैं, जो उदाहरण के लिए, सितारों के अंदरूनी हिस्सों में या पी-प्रक्रिया के दौरान सुपरनोवा विस्फोटों के दौरान होता है। यहाँ यह उल्लेखनीय है कि प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस के दौरान एक अत्यंत छोटा हिस्सा प्राप्त किया गया था।
209Bi से अधिक भारी सभी तत्व r-प्रक्रिया का परिणाम हैं
दूसरों की उत्पत्ति चर्चा का विषय है; एस-, आर-, ν-, और आरपी-प्रक्रियाओं को संभावित तंत्र के रूप में प्रस्तावित किया गया है।

प्री-सुपरनोवा में न्यूक्लियोसिंथेसिस की संरचना और प्रक्रियाएं और 25M☉ स्टार के विस्फोट के बाद अगले पल में, स्केल करने के लिए नहीं।

आर-प्रक्रिया (n, γ) प्रतिक्रियाओं के दौरान न्यूट्रॉन के अनुक्रमिक कैप्चर द्वारा लाइटर से भारी नाभिक के गठन की प्रक्रिया है और तब तक जारी रहती है जब तक न्यूट्रॉन कैप्चर की दर β-क्षय की दर से अधिक होती है। आइसोटोप।

ν-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस की प्रक्रिया है, परमाणु नाभिक के साथ न्यूट्रिनो की बातचीत के माध्यम से। यह 7Li, 11B, 19F, 138La और 180Ta समस्थानिकों की उपस्थिति के लिए जिम्मेदार हो सकता है।

केकड़ा नेबुला सुपरनोवा एसएन 1054 के अवशेष के रूप में

निश्चित सितारों में हिप्पार्कस की रुचि एक सुपरनोवा (प्लिनी के अनुसार) के अवलोकन से प्रेरित हो सकती है। अधिकांश शीघ्र प्रवेश, जिसे सुपरनोवा एसएन 185 की टिप्पणियों के रिकॉर्ड के रूप में पहचाना जाता है, 185 ईस्वी में चीनी खगोलविदों द्वारा बनाया गया था। सबसे चमकीला ज्ञात सुपरनोवा, एसएन 1006, चीनी और अरब खगोलविदों द्वारा विस्तार से वर्णित किया गया है। सुपरनोवा एसएन 1054, जिसने क्रैब नेबुला को जन्म दिया, अच्छी तरह से देखा गया। सुपरनोवा एसएन 1572 और एसएन 1604 नग्न आंखों से दिखाई दे रहे थे और थे बडा महत्वयूरोप में खगोल विज्ञान के विकास में, जैसा कि अरिस्टोटेलियन विचार के खिलाफ एक तर्क के रूप में इस्तेमाल किया गया था कि दुनिया चंद्रमा से परे थी और सौर परिवारअपरिवर्तित। जोहान्स केप्लर ने 17 अक्टूबर, 1604 को एसएन 1604 का अवलोकन करना शुरू किया। यह चमकदार अवस्था में रिकॉर्ड किया जाने वाला दूसरा सुपरनोवा था (टाइको ब्राहे के एसएन 1572 के बाद तारामंडल कैसिओपिया में)।

दूरबीनों के विकास के साथ, 1885 में एंड्रोमेडा नेबुला में सुपरनोवा एस एंड्रोमेडा के अवलोकन से शुरू होकर, अन्य आकाशगंगाओं में सुपरनोवा का निरीक्षण करना संभव हो गया। बीसवीं सदी के दौरान, विकसित किए गए थे सफल मॉडलप्रत्येक प्रकार के सुपरनोवा के लिए और तारा निर्माण की प्रक्रिया में उनकी भूमिका की समझ में वृद्धि हुई है। 1941 में, अमेरिकी खगोलविदों रुडोल्फ मिंकोव्स्की और फ्रिट्ज ज़्विकी ने सुपरनोवा के लिए एक आधुनिक वर्गीकरण योजना विकसित की।

1960 के दशक में, खगोलविदों ने पता लगाया कि सुपरनोवा विस्फोटों की अधिकतम चमक को एक मानक मोमबत्ती के रूप में इस्तेमाल किया जा सकता है, इसलिए खगोलीय दूरी. अब सुपरनोवा देते हैं महत्वपूर्ण सूचनाब्रह्माण्ड संबंधी दूरियों के बारे में। सबसे दूर का सुपरनोवा अपेक्षा से कमजोर निकला, जो आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार दर्शाता है कि ब्रह्मांड का विस्तार तेज हो रहा है।

सुपरनोवा विस्फोटों के इतिहास के पुनर्निर्माण के लिए तरीके विकसित किए गए हैं जिनके अवलोकनों का कोई लिखित रिकॉर्ड नहीं है। सुपरनोवा कैसिओपिया ए की उपस्थिति की तिथि नेबुला से प्रकाश प्रतिध्वनि से निर्धारित की गई थी, जबकि सुपरनोवा अवशेष RX J0852.0-4622 की आयु तापमान के माप और टाइटेनियम -44 के क्षय से γ-उत्सर्जन से अनुमानित है। 2009 में में अंटार्कटिक बर्फसुपरनोवा विस्फोट के समय के अनुरूप नाइट्रेट पाए गए।

22 जनवरी, 2014 को तारामंडल में स्थित आकाशगंगा M82 में बिग डिप्पर, सुपरनोवा SN 2014J में विस्फोट हुआ। गैलेक्सी M82 हमारी आकाशगंगा से 12 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है और इसका स्पष्ट तारकीय परिमाण 9 के नीचे है। यह सुपरनोवा 1987 (SN 1987A) के बाद से पृथ्वी के सबसे करीब है।

हम पहले ही देख चुके हैं कि, सूर्य और अन्य स्थिर तारों के विपरीत, भौतिक परिवर्तनशील तारे आकार, प्रकाशमंडल तापमान और चमक में परिवर्तन करते हैं। के बीच विभिन्न प्रकारविशेष रुचि के गैर-स्थिर सितारे नए और सुपरनोवा तारे हैं। वास्तव में, ये नए दिखाई देने वाले तारे नहीं हैं, बल्कि पहले से मौजूद हैं, जिन्होंने चमक में तेज वृद्धि के साथ ध्यान आकर्षित किया।

नए तारों के विस्फोट के दौरान, कई दिनों से लेकर कई महीनों की अवधि में चमक हजारों और लाखों गुना बढ़ जाती है। सितारों को नए के रूप में फिर से चमकने के लिए जाना जाता है। आधुनिक आंकड़ों के अनुसार, नए तारे आमतौर पर बाइनरी सिस्टम का हिस्सा होते हैं, और तारों में से एक का विस्फोट बाइनरी सिस्टम बनाने वाले सितारों के बीच पदार्थ के आदान-प्रदान के परिणामस्वरूप होता है। उदाहरण के लिए, "श्वेत बौना - साधारण तारा (कम चमक वाला)" प्रणाली में, विस्फोट जो एक नए तारे की घटना का कारण बनता है, जब गैस गिरती है साधारण ताराएक सफेद बौने को।

इससे भी अधिक भव्य सुपरनोवा के विस्फोट हैं, जिनकी चमक अचानक लगभग 19 मीटर बढ़ जाती है! अधिकतम चमक पर, तारे की विकिरण सतह कई हजार किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से पर्यवेक्षक तक पहुँचती है। सुपरनोवा विस्फोटों के पैटर्न से पता चलता है कि सुपरनोवा सितारों में विस्फोट कर रहे हैं।

सुपरनोवा विस्फोट कई दिनों के दौरान भारी ऊर्जा छोड़ते हैं - लगभग 10 41 जे। इस तरह के विशाल विस्फोट सितारों के विकास के अंतिम चरण में होते हैं, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से कई गुना अधिक होता है।

अधिकतम चमक पर, एक सुपरनोवा हमारे सूर्य जैसे एक अरब सितारों की तुलना में अधिक चमकदार हो सकता है। सबसे अधिक शक्तिशाली विस्फोटकुछ सुपरनोवा 5000 - 7000 किमी / सेकंड की गति से पदार्थ को बाहर निकाल सकते हैं, जिसका द्रव्यमान कई सौर द्रव्यमान तक पहुँचता है। सुपरनोवा द्वारा बहाए गए गोले के अवशेष दिखाई दे रहे हैं कब कागैस के विस्तार की तरह।

न केवल सुपरनोवा के गोले के अवशेष पाए गए, बल्कि यह भी कि एक बार विस्फोटित तारे के मध्य भाग का क्या बचा था। ऐसे "तारकीय अवशेष" रेडियो उत्सर्जन के अद्भुत स्रोत बन गए, जिन्हें पल्सर नाम दिया गया। पहला पल्सर 1967 में खोजा गया था।

कुछ पल्सर में रेडियो उत्सर्जन दालों की आश्चर्यजनक रूप से स्थिर पुनरावृत्ति दर होती है: दालों को ठीक उसी समय अंतराल पर दोहराया जाता है, जिसे 10 -9 s से अधिक सटीकता के साथ मापा जाता है! ओपन पल्सर हमसे सैकड़ों पारसेक से अधिक दूरी पर स्थित हैं। यह माना जाता है कि पल्सर लगभग 10 किमी की त्रिज्या और सूर्य के द्रव्यमान के करीब द्रव्यमान वाले सुपरडेंस सितारों को तेजी से घुमा रहे हैं। ऐसे तारों में सघनता से भरे न्यूट्रॉन होते हैं और इन्हें न्यूट्रॉन तारे कहा जाता है। इसके अस्तित्व के समय का केवल एक हिस्सा न्यूट्रॉन तारेपल्सर के रूप में दिखाई देते हैं।

सुपरनोवा विस्फोट हैं दुर्लभ घटनाएं. पिछली सहस्राब्दी में, हमारे स्टार सिस्टम में केवल कुछ सुपरनोवा विस्फोट देखे गए हैं। इनमें से, निम्नलिखित तीन सबसे मज़बूती से स्थापित किए गए हैं: 1054 का प्रकोप वृष राशि में, 1572 में कैसिओपिया के नक्षत्र में, 1604 में ओफ़ियुचस के नक्षत्र में हुआ। इनमें से पहले सुपरनोवा को चीनी और जापानी खगोलविदों द्वारा "अतिथि सितारा" के रूप में वर्णित किया गया था, दूसरा टायको ब्राहे द्वारा और तीसरा जोहान्स केप्लर द्वारा देखा गया था। 1054 और 1572 के सुपरनोवा की चमक शुक्र की चमक से अधिक थी, और ये तारे दिन के दौरान दिखाई दे रहे थे। टेलीस्कोप (1609) के आविष्कार के बाद से, हमारे स्टार सिस्टम में एक भी सुपरनोवा नहीं देखा गया है (यह संभव है कि कुछ प्रकोपों ​​पर किसी का ध्यान न गया हो)। जब अन्य तारा प्रणालियों का पता लगाना संभव हो गया, तो वे अक्सर नए और सुपरनोवा सितारों की खोज करने लगे।

23 फरवरी, 1987 को, बड़े मैगेलैनिक बादल (नक्षत्र डोरैडो) में एक सुपरनोवा विस्फोट हुआ - सबसे अधिक बड़ा उपग्रहहमारी आकाशगंगा। 1604 के बाद पहली बार किसी सुपरनोवा को नंगी आंखों से भी देखा जा सकता है। प्रकोप से पहले, सुपरनोवा के स्थान पर 12वें परिमाण का एक तारा था। मार्च की शुरुआत में तारा अपनी अधिकतम चमक 4 मीटर तक पहुंच गया, और फिर धीरे-धीरे फीका पड़ने लगा। सबसे बड़े भू-आधारित वेधशालाओं की दूरबीनों की मदद से सुपरनोवा का अवलोकन करने वाले वैज्ञानिक, मीर कक्षीय स्टेशन के क्वांट मॉड्यूल पर एस्ट्रोन कक्षीय वेधशाला और एक्स-रे दूरबीनों ने पहली बार प्रकोप की पूरी प्रक्रिया का पता लगाने में कामयाबी हासिल की। दृश्यमान ऑप्टिकल रेंज, पराबैंगनी, एक्स-रे और रेडियो रेंज सहित स्पेक्ट्रम की विभिन्न श्रेणियों में अवलोकन किए गए। न्यूट्रिनो के पंजीकरण के बारे में वैज्ञानिक प्रेस में सनसनीखेज रिपोर्टें सामने आईं और संभवत: एक विस्फोटित तारे से गुरुत्वाकर्षण विकिरण। विस्फोट से पहले के चरण में तारे की संरचना के मॉडल को परिष्कृत किया गया और नए परिणामों के साथ समृद्ध किया गया।