সুপারনোভা

From LTRC

একটি সুপারনোভা (: সুপারনোভাই) হলো একটি তারার অত্যন্ত শক্তিশালী এবং উজ্জ্বল বিস্ফোরণ। একটি সুপারনোভা ঘটে কোনো বিশাল নক্ষত্রের জীবনের শেষ বিবর্তনীয় পর্যায়ে, অথবা যখন কোনো শ্বেত বামন নক্ষত্র অনিয়ন্ত্রিত নিউক্লীয় ফিউশন বিক্রিয়া শুরু করে। মূল বস্তুটি, যাকে প্রোজেনিটর বলা হয়, তা হয় সংকুচিত হয়ে একটি নিউট্রন তারা বা ব্ল্যাক হোলে পরিণত হয়, অথবা সম্পূর্ণ ধ্বংস হয়ে একটি ডিফিউজ নীহারিকা গঠন করে। একটি সুপারনোভার সর্বোচ্চ আলোকীয় উজ্জ্বলতা (luminosity) একটি সম্পূর্ণ গ্যালাক্সির উজ্জ্বলতার সমান হতে পারে, যা কয়েক সপ্তাহ বা মাস ধরে ধীরে ধীরে ম্লান হয়ে যায়।

ধারণা করা হয় যে, আমাদের গ্যালাক্সিতে গড়ে প্রতি ৬১ বছরে একবার সুপারনোভা ঘটে, যদিও সর্বশেষ ১৬০৪ সালে কেপলারের সুপারনোভা পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল। SN 1987A নামক সুপারনোভাটি ১৯৮৭ সালে আমাদের গ্যালাক্সির একটি উপগ্রহ গ্যালাক্সি, বৃহৎ ম্যাগেলানিক মেঘে ঘটেছিল। প্রতি বছর দূরবর্তী গ্যালাক্সিগুলোতে সাধারণত কয়েক হাজার সুপারনোভা দেখা যায়।

তাত্ত্বিক গবেষণা নির্দেশ করে যে, অধিকাংশ সুপারনোভা দুটি মৌলিক প্রক্রিয়ার একটির মাধ্যমে ঘটে: একটি শ্বেত বামন নক্ষত্রে হঠাৎ নিউক্লীয় ফিউশন পুনরায় শুরু হওয়া, অথবা একটি বিশাল নক্ষত্রের মহাকর্ষীয় পতন।

  • শ্বেত বামন নক্ষত্রে ফিউশন পুনরায় শুরু হওয়ার ক্ষেত্রে, বস্তুটির তাপমাত্রা এতটাই বৃদ্ধি পায় যে তা অনিয়ন্ত্রিত নিউক্লীয় ফিউশন শুরু করে এবং নক্ষত্রটিকে সম্পূর্ণভাবে ছিন্নভিন্ন করে ফেলে। এর সম্ভাব্য কারণ হতে পারে কোনো দ্বৈত সঙ্গীর কাছ থেকে অ্যাক্রিশন বা পদার্থ সঞ্চয়, অথবা দুটি নক্ষত্রের মিলন।
  • বিশাল নক্ষত্রের হঠাৎ অন্তস্ফোটনের ক্ষেত্রে, একটি বিশাল নক্ষত্রের কেন্দ্র বা কোর হঠাৎ সংকুচিত হয়ে পড়ে যখন এটি ফিউশনের মাধ্যমে নক্ষত্রের নিজস্ব মহাকর্ষ বলকে প্রতিহত করার মতো পর্যাপ্ত শক্তি উৎপাদন করতে অক্ষম হয়। এটি সাধারণত নক্ষত্রটি লোহা ফিউশন শুরু করার সময় ঘটে, তবে ধাতব ফিউশনের প্রাথমিক পর্যায়েও ঘটতে পারে।

সুপারনোভা কয়েক সৌর ভর পরিমাণ পদার্থ আলোর গতিবেগের কয়েক শতাংশ গতিতে নিক্ষেপ করতে পারে। এটি আশেপাশের আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে একটি প্রসারমান শক ওয়েভ বা অভিঘাত তরঙ্গ সৃষ্টি করে, যা গ্যাস ও ধূলিকণার একটি প্রসারমান খোলস তৈরি করে, যাকে সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ হিসেবে পর্যবেক্ষণ করা হয়। সুপারনোভা আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে অক্সিজেন থেকে শুরু করে রুবিডিয়াম পর্যন্ত বিভিন্ন মৌলের একটি প্রধান উৎস। সুপারনোভার প্রসারমান শক ওয়েভ নতুন নক্ষত্র তৈরির প্রক্রিয়াকে ত্বরান্বিত করতে পারে। সুপারনোভা মহাজাগতিক রশ্মির একটি প্রধান উৎস। এগুলো মহাকর্ষীয় তরঙ্গও উৎপন্ন করতে পারে।

সংঘটন

জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত পদ্ধতিতে অধ্যয়ন করা প্রথম সুপারনোভাগুলো ছিল ১৫৭২ সালের টাইকোর সুপারনোভা এবং ১৬০৪ সালের কেপলারের সুপারনোভা, যার উভয়ই আকাশগঙ্গা গ্যালাক্সিতে অবস্থিত ছিল এবং নগ্ন চোখে দৃশ্যমান ছিল। ঐতিহাসিক রেকর্ডের বিশ্লেষণ থেকে বোঝা যায় যে, টেলিস্কোপ আবিষ্কারের আগে, গত ২,০০০ বছরে ১০টিরও কম সুপারনোভা পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে।[1]6

আকাশগঙ্গায় সাম্প্রতিক সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ পর্যবেক্ষণ এবং অন্যান্য গ্যালাক্সিতে সুপারনোভা সংক্রান্ত গবেষণার সমন্বয়ে ধারণা করা হয় যে, আমাদের গ্যালাক্সিতে এই শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বিস্ফোরণগুলো প্রতি শতাব্দীতে গড়ে প্রায় ১.৬ থেকে ৪.৬ বার ঘটে।[2][3]

১৯৮৭ সালে, SN 1987A সুপারনোভাটি আকাশগঙ্গার একটি উপগ্রহ গ্যালাক্সি, বৃহৎ ম্যাগেলানিক মেঘে দেখা গিয়েছিল, যা আকাশের এমন একটি অংশে অবস্থিত যেখানে সহজেই পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব। SN 1987A-এর ওপর অনেক জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল, যার মধ্যে সূর্যের বাইরে জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত নিউট্রিনো পরিমাপের একমাত্র ঘটনাটি অন্তর্ভুক্ত। এই ঘটনাটি একটি নীল অতিদানব নক্ষত্রের বিস্ফোরণের কারণে ঘটেছিল বলে মনে করা হয়।[4]

ব্যুৎপত্তি

'সুপারনোভা' শব্দের বহুবচন হলো 'সুপারনোভাই' (IPA: /viː/) বা 'সুপারনোভাস' এবং একে প্রায়শই SN বা SNe হিসেবে সংক্ষেপিত করা হয়। এটি লাতিন শব্দ nova থেকে উদ্ভূত, যার অর্থ নতুন, যা সাময়িকভাবে দৃশ্যমান একটি নতুন উজ্জ্বল নক্ষত্রকে নির্দেশ করে। "সুপার-" উপসর্গটি যোগ করার মাধ্যমে সুপারনোভাকে সাধারণ নোভা থেকে আলাদা করা হয়, যা সুপারনোভার তুলনায় অনেক কম উজ্জ্বল। 'সুপারনোভা' শব্দটি ওয়াল্টার বাডে এবং ফ্রিটজ জুইকি প্রবর্তন করেন, যারা ১৯৩১ সালে জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানের বক্তৃতায় এটি ব্যবহার শুরু করেন।[5][6] কোনো জার্নাল নিবন্ধে এর প্রথম ব্যবহার ঘটে পরের বছর নাট লান্ডমার্কের একটি প্রকাশনায়, যিনি সম্ভবত স্বাধীনভাবে এটি তৈরি করেছিলেন।[6][7]

পর্যবেক্ষণের ইতিহাস

মূল নিবন্ধ: History of supernova observation একটি নক্ষত্রের পুরো ইতিহাসের তুলনায় সুপারনোভার দৃশ্যমান উপস্থিতি খুবই সংক্ষিপ্ত, কখনও কখনও মাত্র কয়েক মাস স্থায়ী হয়, তাই নগ্ন চোখে এটি দেখার সম্ভাবনা জীবনে একবারের মতো। একটি সাধারণ গ্যালাক্সির ১০০ বিলিয়ন নক্ষত্রের মধ্যে খুব সামান্য সংখ্যকই সুপারনোভা হওয়ার ক্ষমতা রাখে; এই ক্ষমতা কেবল উচ্চ ভরের নক্ষত্র এবং অন্তত একটি শ্বেত বামন বিশিষ্ট বিরল দ্বৈত তারা সিস্টেমের মধ্যে সীমাবদ্ধ।[8]

প্রাথমিক পর্যবেক্ষণ

কাশ্মীরের বুরজাহামা অঞ্চলে প্রাপ্ত একটি শিলালিপি, যা 4500 ± 1000 BC সালের, তাতে নোভা HB9-এর সম্ভাব্য চিত্র দেখা যায়,[9] যা প্রাগৈতিহাসিক মানুষের দ্বারা দাবি করা কিন্তু যাচাই অযোগ্য সুপারনোভার অনেক রেকর্ডের মধ্যে প্রাচীনতম।[10] প্রথম ব্যাপকভাবে রেকর্ডকৃত সুপারনোভা ছিল SN 1006, যা ১০০৬ খ্রিস্টাব্দে লুপাস নক্ষত্রমণ্ডলে দেখা গিয়েছিল।[11] এই ঘটনাটি চীন, জাপান, ইরাক, মিশর এবং ইউরোপের পর্যবেক্ষকরা বর্ণনা করেছিলেন।[12][13][14]

SN 1054 সুপারনোভা, যা ক্র্যাব নেবুলা তৈরি করেছিল, তা ১০৫৪ খ্রিস্টাব্দে চীনা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা রেকর্ড করেছিলেন।[15] SN 1572 এবং SN 1604 সুপারনোভা, যা নগ্ন চোখে দেখা সর্বশেষ আকাশগঙ্গার সুপারনোভা, ইউরোপে জ্যোতির্বিজ্ঞানের বিকাশে উল্লেখযোগ্য প্রভাব ফেলেছিল কারণ এগুলো অ্যারিস্টটলের এই ধারণার বিরুদ্ধে যুক্তি হিসেবে ব্যবহৃত হয়েছিল যে চাঁদ এবং গ্রহের বাইরের মহাবিশ্ব স্থির এবং অপরিবর্তনীয়।[16] জোহানেস কেপলার ১৬০৪ সালের ১৭ অক্টোবর এর সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতায় SN 1604 পর্যবেক্ষণ শুরু করেন এবং এক বছর পর নগ্ন চোখের দৃষ্টিসীমা থেকে অদৃশ্য না হওয়া পর্যন্ত এর উজ্জ্বলতার হিসাব করতে থাকেন।[17] এটি ছিল এক প্রজন্মের মধ্যে দেখা দ্বিতীয় সুপারনোভা, এর আগে টাইকো ব্রাহে ক্যাসিয়োপিয়াতে SN 1572 পর্যবেক্ষণ করেছিলেন।[18]

কিছু প্রমাণ রয়েছে যে আমাদের গ্যালাক্সির সবচেয়ে কম বয়সী পরিচিত সুপারনোভা, G1.9+0.3, ১৯ শতকের শেষের দিকে ঘটেছিল, যা ১৬৮০ সালের দিকে ঘটা ক্যাসিয়োপিয়া এ-এর তুলনায় অনেক সাম্প্রতিক।[19] সেই সময়ে কোনটিই নজরে আসেনি। G1.9+0.3-এর ক্ষেত্রে, গ্যালাকটিক ডিস্কের সমতল বরাবর ধূলিকণার কারণে উচ্চ এক্সটিংকশন ঘটনাটিকে ম্লান করে দিয়ে থাকতে পারে, যার ফলে এটি অলক্ষিত থেকে যায়। ক্যাসিয়োপিয়া এ-এর পরিস্থিতি কিছুটা ভিন্ন; ইনফ্রারেড লাইট ইকো বা আলোর প্রতিধ্বনি শনাক্ত করা হয়েছে যা দেখায় যে এটি বিশেষ উচ্চ এক্সটিংকশন অঞ্চলে ছিল না।[20]

ঐতিহাসিক নোভা
বছর পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে সর্বোচ্চ আপাত মান সুপারনোভা হিসেবে শনাক্তকরণের
নিশ্চয়তা[21]
১৮৫ সেন্টরাস নক্ষত্রমণ্ডল −৬ সম্ভাব্য সুপারনোভা,[11][22] তবে ধূমকেতু হতে পারে[23]
৩৮৬ ধনু নক্ষত্রমণ্ডল +১.৫[24] সুপারনোভা নাকি ধ্রুপদী নোভা তা অনিশ্চিত[25]
৩৯৩ বৃশ্চিক নক্ষত্রমণ্ডল −৩ সম্ভাব্য সুপারনোভা[25][11]
১০০৬ লুপাস নক্ষত্রমণ্ডল −৭.৫০.৪[26] নিশ্চিত[11]
১০৫৪ বৃষ নক্ষত্রমণ্ডল −৬ নিশ্চিত;[11] অবশিষ্টাংশ এবং পালসার পরিচিত
১১৮১ ক্যাসিয়োপিয়া নক্ষত্রমণ্ডল −২ সম্ভবত টাইপ Iax সুপারনোভা, Pa30 অবশিষ্টাংশের সাথে সম্পর্কিত[27][11]
১৫৭২ ক্যাসিয়োপিয়া নক্ষত্রমণ্ডল −৪ নিশ্চিত;[11] অবশিষ্টাংশ পরিচিত
১৬০৪ ওফিউকাস নক্ষত্রমণ্ডল −২ নিশ্চিত;[11] অবশিষ্টাংশ পরিচিত

টেলিস্কোপের মাধ্যমে প্রাপ্ত তথ্য

জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত টেলিস্কোপের বিকাশের সাথে সাথে, আরও ম্লান এবং দূরবর্তী সুপারনোভা পর্যবেক্ষণ ও আবিষ্কার সম্ভব হয়েছে। প্রথম এই ধরনের পর্যবেক্ষণ ছিল অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সিতে SN 1885A। এক দশক পরে, আরও দুটি সুপারনোভা, SN 1895A এবং SN 1895B, যথাক্রমে NGC 4424 এবং NGC 5253-এ আবিষ্কৃত হয়।[28][29] ১৯২০-এর দশকে মূলত নোভা-এর একটি নতুন বিভাগ হিসেবে যা বিশ্বাস করা হতো, তার ওপর প্রাথমিক কাজ করা হয়েছিল। এগুলোকে বিভিন্নভাবে "আপার-ক্লাস নোভা", "হপ্টনোভা" বা "জায়ান্ট নোভা" বলা হতো।[30] "সুপারনোভা" নামটি ১৯৩১ সালে Caltech-এ ওয়াল্টার বাডে এবং ফ্রিটজ জুইকি তাদের বক্তৃতায় প্রবর্তন করেছিলেন বলে মনে করা হয়। এটি ১৯৩৩ সালে নাট লান্ডমার্কের প্রকাশিত একটি জার্নাল নিবন্ধে "সুপার-নোভাই" হিসেবে ব্যবহৃত হয়েছিল,[31] এবং ১৯৩৪ সালে বাডে ও জুইকির একটি গবেষণাপত্রেও এটি ব্যবহৃত হয়।[32] ১৯৩৮ সালের মধ্যে, হাইফেনটি আর ব্যবহৃত হতো না এবং আধুনিক নামটি প্রচলিত হয়ে যায়।[33]

রুডলফ মিনকোভস্কি এবং ফ্রিটজ জুইকি ১৯৪১ সাল থেকে আধুনিক সুপারনোভা শ্রেণিবিন্যাস পদ্ধতি তৈরি করেন।[34] ১৯৬০-এর দশকে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আবিষ্কার করেন যে সুপারনোভার সর্বোচ্চ তীব্রতাকে স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেল বা আদর্শ মোমবাতি হিসেবে ব্যবহার করা যেতে পারে, যা জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত দূরত্বের নির্দেশক।[35] ২০০৩ সালে পর্যবেক্ষণ করা সবচেয়ে দূরবর্তী সুপারনোভাগুলোর মধ্যে কিছু প্রত্যাশার চেয়ে ম্লান ছিল। এটি এই ধারণাকে সমর্থন করে যে মহাবিশ্বের প্রসারণ ত্বরান্বিত হচ্ছে।[36] যেসব সুপারনোভা ঘটনার কোনো লিখিত রেকর্ড নেই, সেগুলো পুনর্গঠনের কৌশল তৈরি করা হয়েছে। ক্যাসিয়োপিয়া এ সুপারনোভা ঘটনার তারিখ নীহারিকা থেকে আলোর প্রতিধ্বনি (light echoes) থেকে নির্ধারণ করা হয়েছে,[37] অন্যদিকে সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ RX J0852.0-4622-এর বয়স তাপমাত্রা পরিমাপ[38] এবং 44-এর তেজস্ক্রিয় ক্ষয় থেকে নির্গত গামা রশ্মি থেকে অনুমান করা হয়েছে।[39]

[40]

রেকর্ডকৃত সবচেয়ে উজ্জ্বল সুপারনোভা হলো ASASSN-15lh, যা ৩.৮২ গিগা-আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত। এটি প্রথম ২০১৫ সালের জুন মাসে শনাক্ত করা হয়েছিল এবং এর সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতা ছিল ৫৭০ বিলিয়ন, যা অন্য যেকোনো পরিচিত সুপারনোভার বোলোমেট্রিক উজ্জ্বলতার দ্বিগুণ।[41] এই সুপারনোভার প্রকৃতি নিয়ে বিতর্ক রয়েছে এবং কৃষ্ণগহ্বর দ্বারা নক্ষত্র ধ্বংসের মতো বেশ কিছু বিকল্প ব্যাখ্যা প্রস্তাব করা হয়েছে।[42]

SN 2013fs সুপারনোভাটি ৬ অক্টোবর ২০১৩ তারিখে ইন্টারমিডিয়েট পালোমার ট্রানজিয়েন্ট ফ্যাক্টরি দ্বারা বিস্ফোরণের তিন ঘণ্টা পর রেকর্ড করা হয়েছিল। এটি বিস্ফোরণের পর দ্রুততম সময়ে ধরা পড়া সুপারনোভাগুলোর মধ্যে অন্যতম এবং এটিই প্রথম যার বর্ণালী বিস্ফোরণের ছয় ঘণ্টা পর থেকে সংগ্রহ করা সম্ভব হয়েছে। নক্ষত্রটি ১৬০ মিলিয়ন আলোকবর্ষ দূরে পেগাসাস নক্ষত্রমণ্ডলে NGC 7610 নামক একটি সর্পিল গ্যালাক্সিতে অবস্থিত।[43][44]

সুপারনোভা SN 2016gkg ২০ সেপ্টেম্বর ২০১৬ তারিখে আর্জেন্টিনার রোজারিও থেকে অপেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞানী ভিক্টর বুসো শনাক্ত করেন।[45][46] এটিই ছিল প্রথমবার যখন কোনো অপটিক্যাল সুপারনোভার প্রাথমিক "শক ব্রেকআউট" (shock breakout) পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব হয়েছিল।[45] এর উৎস নক্ষত্রটিকে তার ধ্বংসের আগের হাবল স্পেস টেলিস্কোপ-এর ছবিতে শনাক্ত করা হয়েছে। জ্যোতির্বিজ্ঞানী অ্যালেক্স ফিলিপেনকো উল্লেখ করেছেন: "নক্ষত্র বিস্ফোরিত হওয়ার শুরুর মুহূর্তগুলোর পর্যবেক্ষণ এমন তথ্য প্রদান করে যা অন্য কোনো উপায়ে সরাসরি পাওয়া সম্ভব নয়।"[45]

আবিষ্কার কর্মসূচি

যেহেতু সুপারনোভা একটি গ্যালাক্সির মধ্যে তুলনামূলকভাবে বিরল ঘটনা, যা মিল্কিওয়েতে শতাব্দীতে প্রায় তিনবার ঘটে,[3] গবেষণার জন্য সুপারনোভার একটি ভালো নমুনা পেতে অনেক গ্যালাক্সির নিয়মিত পর্যবেক্ষণ প্রয়োজন। বর্তমানে, অপেশাদার এবং পেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা প্রতি বছর প্রায় দুই হাজার সুপারনোভা খুঁজে পাচ্ছেন, যার কিছু সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতার কাছাকাছি সময়ে এবং অন্যগুলো পুরনো জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত ফটোগ্রাফ বা প্লেট থেকে পাওয়া যাচ্ছে। অন্যান্য গ্যালাক্সির সুপারনোভা কোনো অর্থবহ নির্ভুলতার সাথে পূর্বাভাস দেওয়া সম্ভব নয়। সাধারণত, যখন এগুলো আবিষ্কৃত হয়, তখন সেগুলো ইতিমধ্যেই চলমান থাকে।[47] দূরত্ব পরিমাপের জন্য সুপারনোভাকে স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেল বা আদর্শ মোমবাতি হিসেবে ব্যবহার করতে হলে, তাদের সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতা পর্যবেক্ষণ করা প্রয়োজন। তাই সর্বোচ্চ পর্যায়ে পৌঁছানোর অনেক আগেই সেগুলোকে আবিষ্কার করা গুরুত্বপূর্ণ। অপেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা, যারা পেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের তুলনায় সংখ্যায় অনেক বেশি, তারা সাধারণত অপটিক্যাল টেলিস্কোপ-এর মাধ্যমে নিকটবর্তী কিছু গ্যালাক্সি পর্যবেক্ষণ করে এবং আগের ফটোগ্রাফের সাথে তুলনা করে সুপারনোভা খুঁজে বের করার ক্ষেত্রে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করেছেন।[48]

বিংশ শতাব্দীর শেষের দিকে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সুপারনোভা অনুসন্ধানের জন্য কম্পিউটার-নিয়ন্ত্রিত টেলিস্কোপ এবং সিসিডি (CCD)-এর দিকে ক্রমশ ঝুঁকে পড়েন। যদিও এই ধরনের সিস্টেম অপেশাদারদের কাছে জনপ্রিয়, তবুও ক্যাটজম্যান অটোমেটিক ইমেজিং টেলিস্কোপ-এর মতো পেশাদার স্থাপনাও রয়েছে।[49] সুপারনোভা আর্লি ওয়ার্নিং সিস্টেম (SNEWS) প্রকল্পটি মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে সুপারনোভার আগাম সতর্কবার্তা দেওয়ার জন্য নিউট্রিনো ডিটেক্টর-এর একটি নেটওয়ার্ক ব্যবহার করে।[50][51] নিউট্রিনো হলো উপ-পারমাণবিক কণা যা সুপারনোভা দ্বারা প্রচুর পরিমাণে উৎপন্ন হয় এবং এগুলো গ্যালাকটিক ডিস্কের আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস ও ধূলিকণা দ্বারা উল্লেখযোগ্যভাবে শোষিত হয় না।[52]

সুপারনোভা অনুসন্ধান দুটি শ্রেণিতে বিভক্ত: যেগুলো তুলনামূলকভাবে নিকটবর্তী ঘটনার ওপর দৃষ্টি নিবদ্ধ করে এবং যেগুলো অনেক দূরের ঘটনা পর্যবেক্ষণ করে। মহাবিশ্বের প্রসারণ-এর কারণে, পরিচিত নির্গমন বর্ণালী (emission spectrum) বিশিষ্ট একটি দূরবর্তী বস্তুর দূরত্ব তার ডপলার শিফট (বা রেডশিফট) পরিমাপ করে অনুমান করা যায়; গড়ে, আরও দূরবর্তী বস্তুগুলো নিকটবর্তী বস্তুর চেয়ে বেশি গতিতে দূরে সরে যায়, তাই তাদের রেডশিফট বেশি হয়। সুতরাং অনুসন্ধানটি উচ্চ রেডশিফট এবং নিম্ন রেডশিফটের মধ্যে বিভক্ত, যার সীমানা z=0.1–0.3 রেডশিফট পরিসরের কাছাকাছি থাকে, যেখানে z হলো বর্ণালীর কম্পাঙ্ক পরিবর্তনের একটি মাত্রাহীন পরিমাপ।[53]

উচ্চ-রেডশিফট সুপারনোভা অনুসন্ধানে সাধারণত সুপারনোভার আলোক বক্ররেখা (light curves) পর্যবেক্ষণ করা হয়। এগুলো হাবল ডায়াগ্রাম তৈরি করতে এবং মহাজাগতিক পূর্বাভাস দিতে আদর্শ বা ক্যালিব্রেটেড মোমবাতি হিসেবে কার্যকর। সুপারনোভার পদার্থবিজ্ঞান এবং পরিবেশ অধ্যয়নের জন্য ব্যবহৃত সুপারনোভা স্পেকট্রোস্কোপি উচ্চ রেডশিফটের চেয়ে নিম্ন রেডশিফটে বেশি ব্যবহারিক।[54][55] নিম্ন রেডশিফট পর্যবেক্ষণগুলো হাবল কার্ভ-এর স্বল্প-দূরত্বের প্রান্তকেও নোঙর করে, যা দৃশ্যমান গ্যালাক্সিগুলোর জন্য দূরত্ব বনাম রেডশিফটের একটি লেখচিত্র।[56][57]

যেহেতু জরিপ কর্মসূচিগুলো দ্রুত শনাক্তকৃত সুপারনোভার সংখ্যা বৃদ্ধি করছে, তাই পর্যবেক্ষণের সংগৃহীত সংগ্রহগুলো (আলোর ক্ষয় বক্ররেখা, অ্যাস্ট্রোমেট্রি, সুপারনোভা-পূর্ব পর্যবেক্ষণ, স্পেকট্রোস্কোপি) একত্রিত করা হয়েছে। ২০১৮ সালে সংগৃহীত প্যান্থিয়ন ডেটাসেটে ১০৪৮টি সুপারনোভার বিস্তারিত বিবরণ রয়েছে।[58] ২০২১ সালে, এই ডেটাসেটটি ১৮টি ভিন্ন জরিপ থেকে নেওয়া ১৫৫০টি সুপারনোভার জন্য ১৭০১টি আলোক বক্ররেখায় প্রসারিত করা হয়েছে, যা ৩ বছরেরও কম সময়ে ৫০% বৃদ্ধি।[59]

নামকরণের রীতি

সুপারনোভা আবিষ্কারের খবর ইন্টারন্যাশনাল অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল ইউনিয়ন-এর সেন্ট্রাল ব্যুরো ফর অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল টেলিগ্রামস-এ জানানো হয়, যা সেই সুপারনোভার জন্য নির্ধারিত নামসহ একটি সার্কুলার পাঠায়।[60] নামটি 'SN' উপসর্গ দিয়ে গঠিত হয়, যার পরে আবিষ্কারের বছর এবং শেষে এক থেকে চার অক্ষরের একটি পদবি থাকে। বছরের প্রথম ২৬টি সুপারনোভাকে 'A' থেকে 'Z' পর্যন্ত বড় হাতের অক্ষর দিয়ে চিহ্নিত করা হয়। এরপর, ছোট হাতের অক্ষরের জোড়া ব্যবহার করা হয়: 'aa', 'ab' ইত্যাদি।[61] 'zz'-এর পরে 'aaa', তারপর 'aab', 'aac' ইত্যাদি আসে।

সুতরাং, উদাহরণস্বরূপ, SN 2003C হলো ২০০৩ সালে রিপোর্ট করা তৃতীয় সুপারনোভা।[61] ২০০৫ সালের সর্বশেষ রিপোর্ট করা সুপারনোভা, SN 2005nc, ছিল ৩৬৭তম (১৪ × ২৬ + ৩ = ৩৬৭)। ৩১ ডিসেম্বর ২০১৭ তারিখে এসিয়াগো সুপারনোভা ক্যাটালগ বন্ধ হওয়ার সময় এতে থাকা সর্বশেষ সুপারনোভাটির নাম ছিল SN 2017jzp।[62] SN 2021afdx হলো চার অক্ষরের পদবির একটি উদাহরণ।

ঐতিহাসিক সুপারনোভাগুলো কেবল তাদের ঘটার বছর অনুযায়ী পরিচিত: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (যাকে টাইকোর নোভা বলা হয়) এবং SN 1604 (কেপলারের নক্ষত্র)।[63] ১৮৮৫ সাল থেকে অতিরিক্ত অক্ষর ব্যবহারের রীতি চালু হয়েছে, এমনকি যদি সেই বছর মাত্র একটি সুপারনোভাই আবিষ্কৃত হয়ে থাকে (উদাহরণস্বরূপ, SN 1885A, SN 1907A ইত্যাদি); এটি সর্বশেষ ঘটেছিল SN 1947A-এর ক্ষেত্রে।[64]

১৯৮৭ সাল পর্যন্ত, দুই অক্ষরের পদবির প্রয়োজন খুব কমই হতো; ১৯৮৮ সাল থেকে প্রতি বছরই এগুলোর প্রয়োজন পড়ছে।[64] ২০০০ সাল থেকে, পেশাদার এবং অপেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা প্রতি বছর কয়েকশ সুপারনোভা খুঁজে পাচ্ছেন (২০০৭ সালে ৫৭২টি, ২০০৮ সালে ২৬১টি, ২০০৯ সালে ৩৯০টি; ২০১৩ সালে ২৩১টি)।[65][62] ২০১৬ সাল থেকে, আবিষ্কারের ক্রমবর্ধমান সংখ্যা নিয়মিতভাবে তিন অক্ষরের পদবি ব্যবহারের দিকে নিয়ে গেছে।[64]

শ্রেণিবিন্যাস

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সুপারনোভাগুলোকে তাদের আলোক বক্ররেখা এবং বিভিন্ন রাসায়নিক উপাদান-এর শোষণ রেখা (absorption lines)-এর ভিত্তিতে শ্রেণিবদ্ধ করেন যা তাদের বর্ণালীতে দেখা যায়। যদি কোনো সুপারনোভার বর্ণালীতে হাইড্রোজেন-এর রেখা থাকে (বর্ণালীর দৃশ্যমান অংশে যা বালমার সিরিজ হিসেবে পরিচিত), তবে সেটিকে 'টাইপ II' হিসেবে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়; অন্যথায় এটি 'টাইপ I'। এই দুটি টাইপের প্রতিটিতে অন্যান্য উপাদানের উপস্থিতি বা আলোক বক্ররেখার আকৃতির (সময়ের ফাংশন হিসেবে সুপারনোভার আপাত মান বা apparent magnitude-এর একটি লেখচিত্র) ওপর ভিত্তি করে উপবিভাগ রয়েছে।[66][67]

সুপারনোভা ট্যাক্সোনমি[66][67]
টাইপ I
হাইড্রোজেন নেই 		টাইপ Ia
সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতার কাছাকাছি ৬১৫.০ ন্যানোমিটার (nm) তরঙ্গদৈর্ঘ্যে একটি একক আয়নিত সিলিকন (Si II) রেখা প্রদর্শন করে 		থার্মাল রানঅ্যাওয়ে
টাইপ Ib/c
দুর্বল বা কোনো সিলিকন শোষণ বৈশিষ্ট্য নেই 		টাইপ Ib
৫৮৭.৬ nm তরঙ্গদৈর্ঘ্যে একটি অনায়িত হিলিয়াম (He I) রেখা প্রদর্শন করে 		কোর কোলাপ্স
টাইপ Ic
দুর্বল বা কোনো হিলিয়াম নেই
টাইপ II
হাইড্রোজেন প্রদর্শন করে 		টাইপ II-P/-L/n
পুরো সময় জুড়ে টাইপ II বর্ণালী 		টাইপ II-P/L
কোনো সরু রেখা নেই 		টাইপ II-P
এর আলোক বক্ররেখায় একটি "প্লেটু" (plateau) বা মালভূমিতে পৌঁছায়
টাইপ II-L
এর আলোক বক্ররেখায় একটি "রৈখিক" হ্রাস প্রদর্শন করে (মান বনাম সময়ের সাপেক্ষে রৈখিক)[68]
টাইপ IIn
কিছু সরু রেখা
টাইপ IIb
বর্ণালী পরিবর্তিত হয়ে টাইপ Ib-এর মতো হয়ে যায়

টাইপ I

টাইপ I সুপারনোভাগুলোকে তাদের বর্ণালীর ভিত্তিতে উপবিভক্ত করা হয়, যেখানে টাইপ Ia একটি শক্তিশালী আয়নিত সিলিকন শোষণ রেখা প্রদর্শন করে। এই শক্তিশালী রেখা ছাড়া টাইপ I সুপারনোভাগুলোকে টাইপ Ib এবং Ic হিসেবে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়, যেখানে টাইপ Ib শক্তিশালী নিরপেক্ষ হিলিয়াম রেখা প্রদর্শন করে এবং টাইপ Ic-তে সেগুলোর অভাব থাকে। ঐতিহাসিকভাবে, টাইপ I সুপারনোভার আলোক বক্ররেখাগুলোকে মোটামুটি একই রকম মনে করা হতো, যা কার্যকর পার্থক্য তৈরির জন্য খুব বেশি সাদৃশ্যপূর্ণ ছিল।[68] যদিও আলোক বক্ররেখার ভিন্নতা নিয়ে গবেষণা করা হয়েছে, তবুও শ্রেণিবিন্যাস আলোক বক্ররেখার আকৃতির পরিবর্তে বর্ণালীর ভিত্তিতেই করা হয়।[67]

অল্প সংখ্যক টাইপ Ia সুপারনোভা অস্বাভাবিক বৈশিষ্ট্য প্রদর্শন করে, যেমন অ-মানক উজ্জ্বলতা বা প্রশস্ত আলোক বক্ররেখা, এবং এগুলোকে সাধারণত একই রকম বৈশিষ্ট্য প্রদর্শনকারী প্রথম উদাহরণটির উল্লেখ করে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়। উদাহরণস্বরূপ, স্বল্প-উজ্জ্বল SN 2008ha-কে প্রায়ই SN 2002cx-এর মতো বা ক্লাস Ia-2002cx হিসেবে উল্লেখ করা হয়।[69]

টাইপ Ic সুপারনোভার একটি ছোট অংশ অত্যন্ত প্রশস্ত এবং মিশ্রিত নির্গমন রেখা প্রদর্শন করে, যা ইজেক্টা (ejecta)-র জন্য খুব উচ্চ প্রসারণ বেগের ইঙ্গিত দেয়। এগুলোকে টাইপ Ic-BL বা Ic-bl হিসেবে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়েছে।[70]

ক্যালসিয়াম-সমৃদ্ধ সুপারনোভা হলো খুব দ্রুত ঘটা সুপারনোভার একটি বিরল ধরন, যার বর্ণালীতে অস্বাভাবিক শক্তিশালী ক্যালসিয়াম রেখা থাকে।[71][72] মডেলগুলো পরামর্শ দেয় যে এগুলো তখন ঘটে যখন কোনো হাইড্রোজেন-সমৃদ্ধ নক্ষত্রের পরিবর্তে হিলিয়াম-সমৃদ্ধ সঙ্গী নক্ষত্র থেকে পদার্থ আহরণ করা হয়। বর্ণালীতে হিলিয়াম রেখার উপস্থিতির কারণে এগুলো টাইপ Ib সুপারনোভার মতো হতে পারে, তবে ধারণা করা হয় যে এদের উৎস নক্ষত্রগুলো সম্পূর্ণ ভিন্ন।[73]

সুপারনোভা SN 2021yfj-এর পর্যবেক্ষণ ব্যাখ্যা করার জন্য টাইপ Ien প্রস্তাব করা হয়েছে।[74] হাইড্রোজেন, হিলিয়াম এবং কার্বনের বাইরের স্তরগুলো হারিয়ে ফেলার পর, নক্ষত্রটি বিস্ফোরণের ঠিক আগে সিলিকন, সালফার এবং আর্গন-এর একটি অস্বাভাবিক, লুকানো স্তর উন্মুক্ত করে, যে উপাদানগুলো মৃত নক্ষত্রগুলোতে সচরাচর দেখা যায় না।[75] বিস্ফোরণের সময়, নক্ষত্রের কেন্দ্র থেকে আসা পদার্থ গ্যাসীয় আবরণের সাথে সংঘর্ষে লিপ্ত হয় এবং সংঘর্ষের তাপ সিলিকন ও সালফারের স্তরটিকে উজ্জ্বল করে তোলে। বিস্ফোরণটি দেখিয়েছে যে নক্ষত্রগুলো সম্পূর্ণভাবে উন্মুক্ত হয়েও খুব দূর থেকে পর্যবেক্ষণযোগ্য একটি উজ্জ্বল বিস্ফোরণ ঘটাতে পারে। এই আবিষ্কারটি অভ্যন্তরীণ কাঠামোর দীর্ঘ তাত্ত্বিক, কিন্তু পর্যবেক্ষণ করা কঠিন, বিশাল নক্ষত্রগুলোর সরাসরি প্রমাণ প্রদান করেছে।[75] এই টাইপের নামের ক্ষেত্রে, "e" অভ্যন্তরীণ কাঠামোর সিলিকন/সালফার স্তরের অবস্থান বর্ণনা করে, যেখানে "n" সরু নির্গমন রেখাকে নির্দেশ করে।[74]

টাইপ II

মূল নিবন্ধ: Type II supernova [67][76] টাইপ II-এর সুপারনোভাগুলোকেও তাদের বর্ণালীর ভিত্তিতে উপবিভক্ত করা যায়। যদিও বেশিরভাগ টাইপ II সুপারনোভা খুব প্রশস্ত নির্গমন রেখা প্রদর্শন করে যা প্রতি সেকেন্ডে হাজার হাজার কিলোমিটার প্রসারণ বেগের ইঙ্গিত দেয়, কিছু সুপারনোভা, যেমন SN 2005gl, তাদের বর্ণালীতে তুলনামূলকভাবে সরু বৈশিষ্ট্য প্রদর্শন করে। এগুলোকে টাইপ IIn বলা হয়, যেখানে "n" মানে "narrow" বা সরু।[67]

কিছু সুপারনোভা, যেমন SN 1987K[77] এবং SN 1993J, টাইপ পরিবর্তন করে বলে মনে হয়: এগুলো শুরুর দিকে হাইড্রোজেনের রেখা প্রদর্শন করে, কিন্তু কয়েক সপ্তাহ থেকে কয়েক মাস সময়ের মধ্যে হিলিয়ামের রেখা দ্বারা প্রভাবিত হয়ে পড়ে। "টাইপ IIb" শব্দটি টাইপ II এবং টাইপ Ib-এর সাথে সাধারণত যুক্ত বৈশিষ্ট্যগুলোর সংমিশ্রণ বর্ণনা করতে ব্যবহৃত হয়।[67]

স্বাভাবিক বর্ণালীযুক্ত টাইপ II সুপারনোভা, যা প্রশস্ত হাইড্রোজেন রেখা দ্বারা প্রভাবিত এবং হ্রাসের সময়কাল জুড়ে বজায় থাকে, সেগুলোকে তাদের আলোক বক্ররেখার ভিত্তিতে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়। সবচেয়ে সাধারণ টাইপটি সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতার ঠিক পরে আলোক বক্ররেখায় একটি স্বতন্ত্র "প্লেটু" বা মালভূমি প্রদর্শন করে, যেখানে দৃশ্যমান উজ্জ্বলতা কয়েক মাস ধরে মোটামুটি স্থির থাকে এবং তারপর হ্রাস পুনরায় শুরু হয়। এগুলোকে টাইপ II-P বলা হয়, যা প্লেটুকে নির্দেশ করে। টাইপ II-L সুপারনোভা কম সাধারণ, যেগুলোতে একটি স্বতন্ত্র প্লেটুর অভাব থাকে। "L" মানে "linear" বা রৈখিক, যদিও আলোক বক্ররেখাটি আসলে একটি সরল রেখা নয়।[67]

যে সুপারনোভাগুলো স্বাভাবিক শ্রেণিবিন্যাসের সাথে খাপ খায় না, সেগুলোকে অদ্ভুত বা "pec" হিসেবে মনোনীত করা হয়।[67]

টাইপ III, IV এবং V

জুইকি (Zwicky) খুব অল্প সংখ্যক উদাহরণের ওপর ভিত্তি করে অতিরিক্ত কিছু সুপারনোভার ধরন সংজ্ঞায়িত করেছিলেন, যা টাইপ I বা টাইপ II সুপারনোভার প্যারামিটারের সাথে পুরোপুরি খাপ খায়নি। NGC 4303-এ অবস্থিত SN 1961i ছিল টাইপ III সুপারনোভা শ্রেণির প্রোটোটাইপ এবং একমাত্র সদস্য; এটি তার প্রশস্ত আলোক বক্ররেখার সর্বোচ্চ সীমা এবং বর্ণালীতে ধীরে বিকশিত হওয়া প্রশস্ত হাইড্রোজেন বামার (Balmer) রেখার জন্য পরিচিত ছিল।[68] NGC 3003-এ অবস্থিত SN 1961f ছিল টাইপ IV শ্রেণির প্রোটোটাইপ এবং একমাত্র সদস্য, যার আলোক বক্ররেখা টাইপ II-P সুপারনোভার মতো ছিল, যেখানে হাইড্রোজেন শোষণ রেখা উপস্থিত থাকলেও হাইড্রোজেন নিঃসরণ রেখা ছিল দুর্বল।[68] টাইপ V শ্রেণিটি NGC 1058-এ অবস্থিত SN 1961V-এর জন্য তৈরি করা হয়েছিল, যা একটি অস্বাভাবিক অস্পষ্ট সুপারনোভা বা সুপারনোভা ইম্পোস্টার ছিল। এর উজ্জ্বলতা ধীরে বৃদ্ধি পায়, সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতা অনেক মাস স্থায়ী হয় এবং এর নিঃসরণ বর্ণালী ছিল অস্বাভাবিক। SN 1961V-এর সাথে এটা কারিনা (Eta Carinae)-এর মহাবিস্ফোরণের সাদৃশ্য লক্ষ্য করা গিয়েছিল।[78] M101 (১৯০৯) এবং M83 (১৯২৩ এবং ১৯৫৭)-এ ঘটা সুপারনোভাগুলোকেও সম্ভাব্য টাইপ IV বা টাইপ V সুপারনোভা হিসেবে প্রস্তাব করা হয়েছিল।[79]

এই ধরনগুলোকে এখন সাধারণত অদ্ভুত টাইপ II সুপারনোভা (IIpec) হিসেবে গণ্য করা হয়, যার আরও অনেক উদাহরণ আবিষ্কৃত হয়েছে। যদিও SN 1961V একটি LBV বিস্ফোরণের পরবর্তী প্রকৃত সুপারনোভা ছিল নাকি একটি ইম্পোস্টার, তা নিয়ে এখনও বিতর্ক রয়েছে।[68][80]

বর্তমান মডেলসমূহ

[81]

উপরের সারণীতে সংক্ষিপ্ত আকারে দেওয়া সুপারনোভার ধরনগুলো হলো ট্যাক্সোনমিক: টাইপ নম্বরটি সুপারনোভা থেকে প্রাপ্ত পর্যবেক্ষণের ওপর ভিত্তি করে নির্ধারিত, এর কারণের ওপর নয়। উদাহরণস্বরূপ, টাইপ Ia সুপারনোভাগুলো ডিজেনারেট শ্বেত বামন প্রোজেনিটরে (progenitor) শুরু হওয়া অনিয়ন্ত্রিত ফিউশন থেকে উৎপন্ন হয়, অন্যদিকে বর্ণালীর দিক থেকে সদৃশ টাইপ Ib/c সুপারনোভাগুলো বিশাল আকৃতির প্রোজেনিটর নক্ষত্রের কোর কলাপস (core collapse) থেকে উৎপন্ন হয়।

থার্মাল রানঅ্যাওয়ে

মূল নিবন্ধ: Type Ia supernova

একটি শ্বেত বামন নক্ষত্র তার সঙ্গী নক্ষত্র থেকে পর্যাপ্ত পদার্থ সংগ্রহ করতে পারে, যা তার কোরের তাপমাত্রা বাড়িয়ে কার্বন ফিউশন শুরু করার জন্য যথেষ্ট। এই পর্যায়ে এটি অনিয়ন্ত্রিত নিউক্লীয় ফিউশনের মধ্য দিয়ে যায়, যা নক্ষত্রটিকে সম্পূর্ণভাবে ধ্বংস করে ফেলে। এই বিস্ফোরণটি তাত্ত্বিকভাবে তিনটি উপায়ে ঘটতে পারে: সঙ্গী নক্ষত্র থেকে পদার্থের স্থিতিশীল অ্যাক্রিশন, দুটি শ্বেত বামনের সংঘর্ষ, অথবা এমন অ্যাক্রিশন যা একটি আবরণে ইগনিশন ঘটায় এবং পরবর্তীতে কোরে আগুন ধরিয়ে দেয়। টাইপ Ia সুপারনোভাগুলো ঠিক কোন প্রক্রিয়ায় উৎপন্ন হয় তা এখনও অস্পষ্ট।[82] টাইপ Ia সুপারনোভা কীভাবে উৎপন্ন হয় তা নিয়ে অনিশ্চয়তা থাকা সত্ত্বেও, এদের বৈশিষ্ট্য অত্যন্ত সুষম এবং এগুলো আন্তঃগ্যালাকটিক দূরত্ব পরিমাপের জন্য কার্যকর স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেল হিসেবে ব্যবহৃত হয়। উচ্চ রেডশিফটে বৈশিষ্ট্যের ক্রমিক পরিবর্তন বা অস্বাভাবিক উজ্জ্বলতার সুপারনোভার ভিন্ন ভিন্ন ফ্রিকোয়েন্সির জন্য এবং আলোক বক্ররেখার আকৃতি বা বর্ণালী দ্বারা চিহ্নিত উজ্জ্বলতার সামান্য পার্থক্যের জন্য কিছু ক্যালিব্রেশনের প্রয়োজন হয়।[83][84]

সাধারণ টাইপ Ia

এই ধরনের সুপারনোভা গঠনের বেশ কয়েকটি উপায় রয়েছে, তবে তাদের একটি সাধারণ অন্তর্নিহিত প্রক্রিয়া রয়েছে। যদি একটি কার্বন-অক্সিজেন শ্বেত বামন পর্যাপ্ত পদার্থ সংগ্রহ করে প্রায় ১.৪৪ সৌর ভর-এর চন্দ্রশেখর সীমায় পৌঁছায়[85] (একটি অ-ঘূর্ণায়মান নক্ষত্রের জন্য), তবে এটি আর ইলেকট্রন ডিজেনারেসি প্রেশার-এর মাধ্যমে তার ভরের অধিকাংশ ধরে রাখতে সক্ষম হবে না[86][87] এবং সংকুচিত হতে শুরু করবে। তবে বর্তমান ধারণা হলো, এই সীমা সাধারণত অর্জিত হয় না; নক্ষত্রটি সীমাটির কাছাকাছি পৌঁছানোর সাথে সাথে (প্রায় ১% এর মধ্যে)[88] কোরের ভেতরের তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব বৃদ্ধি পেয়ে কার্বন ফিউশন শুরু করে দেয়, যার ফলে সংকোচন শুরু হওয়ার আগেই বিস্ফোরণ ঘটে।[85] এর বিপরীতে, মূলত অক্সিজেন, নিয়ন এবং ম্যাগনেসিয়াম দ্বারা গঠিত কোরের ক্ষেত্রে, সংকুচিত শ্বেত বামন সাধারণত একটি নিউট্রন নক্ষত্র গঠন করে। এই ক্ষেত্রে, সংকোচনের সময় নক্ষত্রের ভরের কেবল একটি অংশ নির্গত হয়।[87]

সংকোচন প্রক্রিয়া শুরু হওয়ার কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে, শ্বেত বামনের পদার্থের একটি উল্লেখযোগ্য অংশ নিউক্লীয় ফিউশনের মধ্য দিয়ে যায়, যা সুপারনোভার মাধ্যমে নক্ষত্রটিকে বিচ্ছিন্ন করার জন্য পর্যাপ্ত শক্তি (১–২×১০^৪৪ জুল) নির্গত করে।[89][90] একটি বাইরের দিকে প্রসারিত শক ওয়েভ তৈরি হয়, যেখানে পদার্থ ৫,০০০–২০,০০০ কিমি/সেকেন্ড বেগে, অর্থাৎ আলোর গতির প্রায় ৩% বেগে ছড়িয়ে পড়ে। এছাড়াও উজ্জ্বলতার উল্লেখযোগ্য বৃদ্ধি ঘটে, যা -১৯.৩ পরম মান (সূর্যের চেয়ে ৫ বিলিয়ন গুণ উজ্জ্বল) পর্যন্ত পৌঁছায়, যার মধ্যে খুব সামান্যই পার্থক্য থাকে।[91]

এই শ্রেণির সুপারনোভা গঠনের মডেলটি হলো একটি ঘনিষ্ঠ বাইনারি নক্ষত্র সিস্টেম। দুটি নক্ষত্রের মধ্যে যেটি বেশি ভরের, সেটি প্রথমে মেইন সিকোয়েন্স থেকে বিবর্তিত হয় এবং একটি রেড জায়ান্ট গঠন করতে প্রসারিত হয়। দুটি নক্ষত্র এখন একটি সাধারণ আবরণ ভাগ করে নেয়, যার ফলে তাদের পারস্পরিক কক্ষপথ সংকুচিত হয়। এরপর জায়ান্ট নক্ষত্রটি তার আবরণের বেশিরভাগ অংশ ঝরিয়ে ফেলে এবং ভর হারাতে থাকে যতক্ষণ না এটি আর নিউক্লীয় ফিউশন চালিয়ে যেতে পারে। এই পর্যায়ে, এটি মূলত কার্বন এবং অক্সিজেন দ্বারা গঠিত একটি শ্বেত বামন নক্ষত্রে পরিণত হয়।[92] শেষ পর্যন্ত, দ্বিতীয় নক্ষত্রটিও মেইন সিকোয়েন্স থেকে বিবর্তিত হয়ে একটি রেড জায়ান্টে পরিণত হয়। জায়ান্ট নক্ষত্র থেকে পদার্থ শ্বেত বামন দ্বারা সংগৃহীত হয়, যার ফলে শ্বেত বামনটির ভর বৃদ্ধি পায়। এই বিপর্যয়কর ঘটনার সূচনার সঠিক বিবরণ এবং উৎপন্ন ভারী মৌলগুলো এখনও অস্পষ্ট।[93]

টাইপ Ia সুপারনোভা ঘটনার পর একটি বৈশিষ্ট্যসূচক আলোক বক্ররেখা তৈরি করে—যা সময়ের সাথে উজ্জ্বলতার গ্রাফ। এই উজ্জ্বলতা 56-এর 56-এর মাধ্যমে 56-এ তেজস্ক্রিয় ক্ষয় থেকে উৎপন্ন হয়।[91] আলোক বক্ররেখার সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতা সাধারণ টাইপ Ia সুপারনোভার ক্ষেত্রে অত্যন্ত সামঞ্জস্যপূর্ণ, যার সর্বোচ্চ পরম মান প্রায় -১৯.৩। এর কারণ হলো, সাধারণ টাইপ Ia সুপারনোভাগুলো একটি সামঞ্জস্যপূর্ণ ধরনের প্রোজেনিটর নক্ষত্র থেকে ধীরে ধীরে ভর সংগ্রহের মাধ্যমে উদ্ভূত হয় এবং যখন তারা একটি সামঞ্জস্যপূর্ণ সাধারণ ভরের অধিকারী হয়, তখন বিস্ফোরিত হয়, যা অত্যন্ত সদৃশ সুপারনোভা পরিস্থিতি এবং আচরণের জন্ম দেয়। এটি তাদের হোস্ট গ্যালাক্সির দূরত্ব পরিমাপের জন্য একটি সেকেন্ডারি[94] স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেল হিসেবে ব্যবহারের সুযোগ করে দেয়।[95]

টাইপ Ia সুপারনোভা গঠনের দ্বিতীয় মডেলটিতে দুটি শ্বেত বামন নক্ষত্রের মিলন জড়িত, যেখানে সম্মিলিত ভর মুহূর্তের জন্য চন্দ্রশেখর সীমা অতিক্রম করে।[96] একে কখনও কখনও ডাবল-ডিজেনেট মডেল বলা হয়, কারণ উভয় নক্ষত্রই ডিজেনারেট শ্বেত বামন। জোড়ার ভর এবং রাসায়নিক গঠনের সম্ভাব্য সংমিশ্রণের কারণে এই ধরনের ঘটনায় অনেক বৈচিত্র্য দেখা যায়[97] এবং অনেক ক্ষেত্রে কোনো সুপারনোভাই নাও ঘটতে পারে, সেক্ষেত্রে তাদের আলোক বক্ররেখা সাধারণ টাইপ Ia সুপারনোভার চেয়ে কম উজ্জ্বল হয়।[98]

অ-মানক টাইপ Ia

অস্বাভাবিক উজ্জ্বল টাইপ Ia সুপারনোভাগুলো তখন ঘটে যখন শ্বেত বামনের ভর ইতিমধ্যে চন্দ্রশেখর সীমার চেয়ে বেশি থাকে,[99] যা সম্ভবত অসামঞ্জস্যতার কারণে আরও বৃদ্ধি পায়,[100] কিন্তু নির্গত পদার্থের গতিশক্তি স্বাভাবিকের চেয়ে কম থাকে। এই সুপার-চন্দ্রশেখর-ভর পরিস্থিতিটি ঘটতে পারে, উদাহরণস্বরূপ, যখন অতিরিক্ত ভর ডিফারেনশিয়াল রোটেশন দ্বারা সমর্থিত হয়।[101]

অ-মানক টাইপ Ia সুপারনোভার জন্য কোনো আনুষ্ঠানিক উপ-শ্রেণীবিভাগ নেই। এটি প্রস্তাব করা হয়েছে যে, শ্বেত বামনের ওপর হিলিয়াম জমার ফলে যে উপ-উজ্জ্বল সুপারনোভাগুলো ঘটে, সেগুলোকে টাইপ Iax হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা উচিত।[102][103] এই ধরনের সুপারনোভা সবসময় শ্বেত বামন প্রোজেনিটরকে পুরোপুরি ধ্বংস নাও করতে পারে এবং একটি জম্বি নক্ষত্র রেখে যেতে পারে।[104]

এক বিশেষ ধরনের সুপারনোভা টাইপ Ia-এর মতো বিস্ফোরিত শ্বেত বামন থেকে উদ্ভূত হয়, কিন্তু তাদের বর্ণালীতে হাইড্রোজেন রেখা থাকে, সম্ভবত কারণ শ্বেত বামনটি হাইড্রোজেন-সমৃদ্ধ সারকামস্টেলার পদার্থের একটি আবরণ দ্বারা পরিবেষ্টিত থাকে। এই সুপারনোভাগুলোকে টাইপ Ia/IIn, টাইপ Ian, টাইপ IIa এবং টাইপ IIan হিসেবে অভিহিত করা হয়েছে[105], আধুনিক সাহিত্যে এই বস্তুগুলোর জন্য টাইপ Ia-CSM লেবেলটি বেশি ব্যবহৃত হয়[106]।

ভেলা নক্ষত্রমণ্ডল-এর IC 2391 ওপেন ক্লাস্টারের অন্তর্ভুক্ত চতুর্মুখী নক্ষত্র HD 74438-এর ক্ষেত্রে অ-মানক টাইপ Ia সুপারনোভা হওয়ার পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছে।[107][108]

কোর কলাপস

খুব বিশাল নক্ষত্রগুলো কোর কলাপসের মধ্য দিয়ে যেতে পারে যখন নিউক্লীয় ফিউশন তার নিজস্ব অভিকর্ষের বিপরীতে কোরকে ধরে রাখতে অক্ষম হয়; এই সীমা অতিক্রম করাই টাইপ Ia ব্যতীত সব ধরনের সুপারনোভার কারণ। সংকোচনটি নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলোর হিংস্র বহিষ্কারের কারণ হতে পারে, যার ফলে একটি সুপারনোভা ঘটে। তবে, যদি মহাকর্ষীয় বিভব শক্তি নির্গমন অপর্যাপ্ত হয়, তবে নক্ষত্রটি পরিবর্তে খুব কম বিকিরিত শক্তি নিয়ে একটি ব্ল্যাক হোল বা নিউট্রন নক্ষত্র-এ সংকুচিত হতে পারে।[109]

কোর কলাপস বিভিন্ন প্রক্রিয়ার কারণে ঘটতে পারে: চন্দ্রশেখর সীমা অতিক্রম করা; ইলেকট্রন ক্যাপচার; পেয়ার-ইনস্ট্যাবিলিটি; অথবা ফটোডিসইনটিগ্রেশন।[109][110][111]

  • যখন একটি বিশাল নক্ষত্র চন্দ্রশেখর ভরের চেয়ে বড় একটি লোহার কোর তৈরি করে, তখন এটি আর ইলেকট্রন ডিজেনারেসি প্রেশার দ্বারা নিজেকে ধরে রাখতে সক্ষম হয় না এবং নিউট্রন নক্ষত্র বা ব্ল্যাক হোলে সংকুচিত হয়।
  • একটি ডিজেনেট O/Ne/Mg কোরে (৮–১০ সৌর ভরের প্রোজেনিটর নক্ষত্র) ম্যাগনেসিয়াম দ্বারা ইলেকট্রন ক্যাপচার সমর্থন সরিয়ে নেয় এবং মহাকর্ষীয় সংকোচন ঘটায়, যার পরে বিস্ফোরক অক্সিজেন ফিউশন ঘটে, যার ফলাফল অত্যন্ত সদৃশ।
  • হিলিয়াম-পরবর্তী বিশাল কোরে ইলেকট্রন-পজিট্রন পেয়ার প্রোডাকশন তাপগতিবিদ্যার সমর্থন সরিয়ে নেয় এবং প্রাথমিক সংকোচন ঘটায়, যার পরে অনিয়ন্ত্রিত ফিউশন ঘটে, যা একটি পেয়ার-ইনস্ট্যাবিলিটি সুপারনোভার জন্ম দেয়।
  • একটি যথেষ্ট বড় এবং উত্তপ্ত স্টেলার কোর সরাসরি ফটোডিসইনটিগ্রেশন শুরু করার জন্য যথেষ্ট শক্তিশালী গামা-রশ্মি তৈরি করতে পারে, যা কোরের সম্পূর্ণ সংকোচন ঘটাবে।

নিচের সারণীতে বিশাল নক্ষত্রে কোর কলাপসের পরিচিত কারণ, যে ধরনের নক্ষত্রে এগুলো ঘটে, তাদের সংশ্লিষ্ট সুপারনোভার ধরন এবং উৎপন্ন অবশিষ্টাংশ তালিকাভুক্ত করা হয়েছে। মেটালিটি হলো সূর্যের তুলনায় হাইড্রোজেন বা হিলিয়াম ব্যতীত অন্যান্য মৌলের অনুপাত। প্রাথমিক ভর হলো সুপারনোভা ঘটনার আগে নক্ষত্রের ভর, যা সূর্যের ভরের গুণিতক হিসেবে দেওয়া হয়েছে, যদিও সুপারনোভার সময় ভর অনেক কম হতে পারে।[109]

ভর এবং মেটালিটি অনুযায়ী কোর কলাপস পরিস্থিতি[109]
সংকোচনের কারণ প্রোজেনিটর নক্ষত্রের আনুমানিক প্রাথমিক ভর (সৌর ভর) সুপারনোভার ধরন অবশিষ্টাংশ
ডিজেনেট O+Ne+Mg কোরে ইলেকট্রন ক্যাপচার ৯–১০ অস্পষ্ট II-P নিউট্রন নক্ষত্র
লোহার কোর কলাপস ১০–২৫ অস্পষ্ট II-P নিউট্রন নক্ষত্র
২৫–৪০ (নিম্ন বা সৌর মেটালিটি) সাধারণ II-P প্রাথমিক নিউট্রন নক্ষত্রের ওপর পদার্থের পতনের পর ব্ল্যাক হোল
২৫–৪০ (খুব উচ্চ মেটালিটি) II-L বা II-b নিউট্রন নক্ষত্র
৪০–৯০ (নিম্ন মেটালিটি) নেই ব্ল্যাক হোল
≥ ৪০ (সৌর মেটালিটির কাছাকাছি) অস্পষ্ট Ib/c, অথবা গামা-রে বার্স্ট (GRB) সহ হাইপারনোভা প্রাথমিক নিউট্রন নক্ষত্রের ওপর পদার্থের পতনের পর ব্ল্যাক হোল
≥ ৪০ (খুব উচ্চ মেটালিটি) Ib/c নিউট্রন নক্ষত্র
≥ ৯০ (নিম্ন মেটালিটি) নেই, সম্ভাব্য GRB ব্ল্যাক হোল
পেয়ার ইনস্ট্যাবিলিটিtype_II_P_anchor ১৪০–২৫০ (নিম্ন মেটালিটি) II-P, কখনও কখনও হাইপারনোভা, সম্ভাব্য GRB কোনো অবশিষ্টাংশ নেই
ফটোডিসইনটিগ্রেশন ≥ ২৫০ (নিম্ন মেটালিটি) নেই (অথবা উজ্জ্বল সুপারনোভা?), সম্ভাব্য GRB বিশাল ব্ল্যাক হোল

টাইপ IIn সুপারনোভাগুলোকে এই তালিকায় অন্তর্ভুক্ত করা হয়নি। এগুলো বিভিন্ন ধরনের প্রোজেনিটর নক্ষত্রে বিভিন্ন ধরনের কোর কলাপস বা কেন্দ্রস্থলের পতনের ফলে তৈরি হতে পারে, এমনকি টাইপ Ia শ্বেত বামন নক্ষত্রের ইগনিশন থেকেও এগুলো সৃষ্টি হতে পারে, যদিও মনে করা হয় যে এদের অধিকাংশই লুমিনাস সুপারজায়ান্ট বা হাইপারজায়ান্ট (LBV সহ) নক্ষত্রের আয়রন কোর কলাপসের ফলে ঘটে। এদের নামকরণের কারণ যে সরু বর্ণালী রেখাগুলো দেখা যায়, তা ঘটে কারণ সুপারনোভাটি তার চারপাশের ছোট ও ঘন নাক্ষত্রিক উপাদানের মেঘের মধ্যে প্রসারিত হয়।[112] মনে হয় যে, টাইপ IIn সুপারনোভা হিসেবে গণ্য হওয়া উল্লেখযোগ্য সংখ্যক ঘটনা আসলে সুপারনোভা ইম্পোস্টার, যা এটা কারিনা-র গ্রেট ইরাপশনের মতো LBV-সদৃশ নক্ষত্রের বিশাল অগ্ন্যুৎপাত। এই ঘটনাগুলোতে, নক্ষত্র থেকে পূর্বে নিক্ষিপ্ত উপাদানগুলো সরু শোষণ রেখা তৈরি করে এবং নতুন নিক্ষিপ্ত উপাদানের সাথে মিথস্ক্রিয়ার মাধ্যমে একটি শক ওয়েভ বা অভিঘাত তরঙ্গ সৃষ্টি করে।[113]

বিস্তারিত প্রক্রিয়া

[114]

যখন একটি নাক্ষত্রিক কেন্দ্রস্থল আর মহাকর্ষের বিপরীতে টিকে থাকতে পারে না, তখন এটি সেকেন্ডে ৭০,০০০ কিমি (০.২৩ c) বেগে নিজের ভেতরেই সংকুচিত হতে থাকে,[115] যার ফলে তাপমাত্রা ও ঘনত্বের দ্রুত বৃদ্ধি ঘটে। এরপর কী ঘটবে তা নির্ভর করে সংকুচিত কেন্দ্রস্থলের ভর ও কাঠামোর ওপর; কম ভরের ডিজেনারেট কেন্দ্রস্থলগুলো নিউট্রন নক্ষত্র গঠন করে, উচ্চ ভরের ডিজেনারেট কেন্দ্রস্থলগুলো মূলত পুরোপুরি সংকুচিত হয়ে ব্ল্যাক হোলে পরিণত হয় এবং নন-ডিজেনারেট কেন্দ্রস্থলগুলো অনিয়ন্ত্রিত ফিউশনের মধ্য দিয়ে যায়।[114][116]

ডিজেনারেট কেন্দ্রস্থলের প্রাথমিক সংকোচন বিটা ক্ষয়, ফটোডিসইনটিগ্রেশন এবং ইলেকট্রন ক্যাপচারের মাধ্যমে ত্বরান্বিত হয়, যা ইলেকট্রন নিউট্রিনো-র একটি বিস্ফোরণ ঘটায়। ঘনত্ব বাড়ার সাথে সাথে, নিউট্রিনো নিঃসরণ বন্ধ হয়ে যায় কারণ সেগুলো কেন্দ্রস্থলে আটকা পড়ে। অভ্যন্তরীণ কেন্দ্রস্থলটি শেষ পর্যন্ত সাধারণত ৩০ কিমি ব্যাসে পৌঁছায়[117] এবং এর ঘনত্ব একটি পারমাণবিক নিউক্লিয়াস-এর ঘনত্বের সমান হয়, তখন নিউট্রন ডিজেনারেসি প্রেশার বা অবক্ষয় চাপ সংকোচন থামানোর চেষ্টা করে। যদি কেন্দ্রস্থলের ভর প্রায় ১৫ সৌর ভরের বেশি হয়, তবে নিউট্রন ডিজেনারেসি সংকোচন থামানোর জন্য যথেষ্ট হয় না এবং কোনো সুপারনোভা ছাড়াই সরাসরি একটি ব্ল্যাক হোল তৈরি হয়।[110]

কম ভরের কেন্দ্রস্থলগুলোতে সংকোচন থেমে যায় এবং নবগঠিত নিউট্রন কেন্দ্রস্থলের প্রাথমিক তাপমাত্রা হয় প্রায় ১০০ বিলিয়ন K, যা সূর্যের কেন্দ্রস্থল-এর তাপমাত্রার ৬,০০০ গুণ।[114] এই তাপমাত্রায়, সমস্ত ফ্লেভারের নিউট্রিনো-অ্যান্টিনিউট্রিনো জোড়া তাপীয় নিঃসরণ দ্বারা দক্ষতার সাথে গঠিত হয়। এই তাপীয় নিউট্রিনোগুলো ইলেকট্রন-ক্যাপচার নিউট্রিনোর চেয়ে কয়েক গুণ বেশি থাকে।[118] প্রায় ×10^46 joules শক্তি, যা নক্ষত্রটির স্থির ভরের প্রায় ১০%, দশ সেকেন্ডের নিউট্রিনো বিস্ফোরণে রূপান্তরিত হয়, যা এই ঘটনার প্রধান আউটপুট।[117][119] হঠাৎ থেমে যাওয়া কেন্দ্রস্থলের সংকোচন পুনরায় ফিরে আসে এবং একটি শক ওয়েভ তৈরি করে যা মিলিসেকেন্ডের মধ্যে বাইরের কেন্দ্রস্থলে স্থবির হয়ে যায়[120] কারণ ভারী মৌলগুলোর বিয়োজনের ফলে শক্তি হারিয়ে যায়। 2023 এমন একটি প্রক্রিয়া প্রয়োজন যাতে কেন্দ্রস্থলের বাইরের স্তরগুলো নিউট্রিনো পালস থেকে প্রায় ×10^44 joules[119] (১ foe) শক্তি পুনরায় শোষণ করতে পারে, যা দৃশ্যমান উজ্জ্বলতা তৈরি করে, যদিও বিস্ফোরণটিকে শক্তি জোগানোর জন্য অন্যান্য তত্ত্বও রয়েছে।[117]

বাইরের খোলসের কিছু উপাদান নিউট্রন নক্ষত্রের ওপর ফিরে আসে এবং প্রায় 8-এর বেশি ভরের কেন্দ্রস্থলের ক্ষেত্রে, ব্ল্যাক হোল গঠনের জন্য পর্যাপ্ত উপাদান ফিরে আসে। এই ফিরে আসা উপাদান (fallback) উৎপন্ন গতিশক্তি এবং নিক্ষিপ্ত তেজস্ক্রিয় উপাদানের ভর কমিয়ে দেয়, কিন্তু কিছু পরিস্থিতিতে, এটি রিলেটিভিস্টিক জেট তৈরি করতে পারে যা একটি গামা-রে বার্স্ট বা অত্যন্ত উজ্জ্বল সুপারনোভার জন্ম দেয়।[121]

একটি বিশাল নন-ডিজেনারেট কেন্দ্রস্থলের সংকোচন আরও ফিউশন বা সংযোজন ঘটাবে।[116] যখন পেয়ার ইনস্ট্যাবিলিটি (ফোটনগুলো ইলেকট্রন-পজিট্রন জোড়ায় পরিণত হয়, ফলে বিকিরণ চাপ কমে যায়) দ্বারা কেন্দ্রস্থলের সংকোচন শুরু হয়, তখন অক্সিজেন ফিউশন শুরু হয় এবং সংকোচন থেমে যেতে পারে। 40–60 ভরের কেন্দ্রস্থলের ক্ষেত্রে, সংকোচন থেমে যায় এবং নক্ষত্রটি অক্ষত থাকে, কিন্তু যখন একটি বড় কেন্দ্রস্থল গঠিত হয় তখন পুনরায় সংকোচন ঘটে। প্রায় 60–130 ভরের কেন্দ্রস্থলের ক্ষেত্রে, অক্সিজেন এবং ভারী মৌলগুলোর ফিউশন এতটাই শক্তিশালী হয় যে পুরো নক্ষত্রটিই ধ্বংস হয়ে যায়, যা একটি সুপারনোভার সৃষ্টি করে। ভরের উচ্চ সীমার দিকে, সুপারনোভাটি অস্বাভাবিকভাবে উজ্জ্বল এবং অত্যন্ত দীর্ঘস্থায়ী হয়, যার কারণ হলো অনেক সৌর ভরের নিক্ষিপ্ত 56। আরও বড় কেন্দ্রস্থলের ভরের ক্ষেত্রে, কেন্দ্রস্থলের তাপমাত্রা এতটাই বেড়ে যায় যে ফটোডিসইনটিগ্রেশন সম্ভব হয় এবং কেন্দ্রস্থলটি পুরোপুরি সংকুচিত হয়ে ব্ল্যাক হোলে পরিণত হয়।[122][110]

টাইপ II

মূল নিবন্ধ: Type II supernova

প্রায় 8-এর কম প্রাথমিক ভরের নক্ষত্রগুলো কখনোই সংকুচিত হওয়ার মতো যথেষ্ট বড় কেন্দ্রস্থল তৈরি করতে পারে না এবং তারা শেষ পর্যন্ত তাদের বায়ুমণ্ডল হারিয়ে শ্বেত বামন নক্ষত্রে পরিণত হয়। অন্তত 9 (সম্ভবত 12 পর্যন্ত[123]) ভরের নক্ষত্রগুলো জটিলভাবে বিবর্তিত হয়, তাদের কেন্দ্রস্থলে ক্রমান্বয়ে উচ্চ তাপমাত্রায় ভারী মৌলগুলো পুড়তে থাকে।[117][124] নক্ষত্রটি পেঁয়াজের মতো স্তরে বিভক্ত হয়ে যায়, যেখানে সহজে সংযোজিত মৌলগুলোর দহন বড় খোলসগুলোতে ঘটে।[109][125] যদিও জনপ্রিয়ভাবে একে আয়রন কোর বা লৌহ কেন্দ্রস্থলযুক্ত পেঁয়াজ হিসেবে বর্ণনা করা হয়, তবে সবচেয়ে কম ভরের সুপারনোভা প্রোজেনিটরদের কেবল অক্সিজেন-নিয়ন(-ম্যাগনেসিয়াম) কেন্দ্রস্থল থাকে। এই সুপার-AGB নক্ষত্রগুলো সম্ভবত অধিকাংশ কোর কলাপস সুপারনোভার উৎস, যদিও এগুলো কম উজ্জ্বল হওয়ায় অধিক ভরের প্রোজেনিটরদের তুলনায় কম দেখা যায়।[123]

যদি সুপারজায়ান্ট দশায় থাকাকালীন নক্ষত্রটির হাইড্রোজেন খোলস অবশিষ্ট থাকে এবং তখন কোর কলাপস ঘটে, তবে তার ফলাফল হয় টাইপ II সুপারনোভা।[126] উজ্জ্বল নক্ষত্রগুলোর ভর হারানোর হার তাদের মেটালিটি বা ধাতবতা এবং উজ্জ্বলতা-র ওপর নির্ভর করে। সৌর ধাতবতার কাছাকাছি অত্যন্ত উজ্জ্বল নক্ষত্রগুলো কোর কলাপসে পৌঁছানোর আগেই তাদের সমস্ত হাইড্রোজেন হারিয়ে ফেলে, তাই তারা টাইপ II সুপারনোভা গঠন করে না।[126] নিম্ন ধাতবতায়, সমস্ত নক্ষত্রই হাইড্রোজেন খোলসসহ কোর কলাপসে পৌঁছাবে, কিন্তু পর্যাপ্ত বিশাল নক্ষত্রগুলো দৃশ্যমান সুপারনোভা তৈরি না করেই সরাসরি ব্ল্যাক হোলে পরিণত হবে।[109]

সূর্যের প্রায় ৯০ গুণ পর্যন্ত প্রাথমিক ভরের নক্ষত্রগুলো, অথবা উচ্চ ধাতবতায় কিছুটা কম ভরের নক্ষত্রগুলো টাইপ II-P সুপারনোভার জন্ম দেয়, যা সবচেয়ে বেশি দেখা যায়। মাঝারি থেকে উচ্চ ধাতবতায়, ওই ভরের সীমার ওপরের দিকের নক্ষত্রগুলো কোর কলাপসের সময় তাদের অধিকাংশ হাইড্রোজেন হারিয়ে ফেলে এবং এর ফলে টাইপ II-L সুপারনোভা তৈরি হয়।[127] খুব নিম্ন ধাতবতায়, প্রায় 140–250 ভরের নক্ষত্রগুলো হাইড্রোজেন বায়ুমণ্ডল এবং অক্সিজেন কেন্দ্রস্থল থাকা অবস্থায় পেয়ার ইনস্ট্যাবিলিটির মাধ্যমে কোর কলাপসে পৌঁছাবে এবং এর ফলে টাইপ II বৈশিষ্ট্যযুক্ত একটি সুপারনোভা তৈরি হবে, যাতে প্রচুর পরিমাণে নিক্ষিপ্ত 56 এবং উচ্চ উজ্জ্বলতা থাকবে।[109][128]

টাইপ Ib এবং Ic

মূল নিবন্ধ: Type Ib and Ic supernovae

[129][130]

এই সুপারনোভাগুলো টাইপ II-এর মতোই বিশাল নক্ষত্র, যা কোর কলাপসের মধ্য দিয়ে যায়। টাইপ II সুপারনোভার প্রোজেনিটরদের থেকে ভিন্ন, যে নক্ষত্রগুলো টাইপ Ib এবং টাইপ Ic সুপারনোভার জন্ম দেয়, তারা শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বায়ু বা কোনো সঙ্গীর সাথে মিথস্ক্রিয়ার কারণে তাদের বাইরের (হাইড্রোজেন) খোলস হারিয়ে ফেলে।[131] এই নক্ষত্রগুলো উলফ-রায়েট নক্ষত্র নামে পরিচিত এবং এগুলো মাঝারি থেকে উচ্চ ধাতবতায় দেখা যায়, যেখানে কন্টিনিউয়াম চালিত বায়ু উচ্চ ভর হারানোর হার তৈরি করে। টাইপ Ib/c সুপারনোভার পর্যবেক্ষণগুলো উলফ-রায়েট নক্ষত্রের পর্যবেক্ষণ বা প্রত্যাশিত ঘটনার সাথে মেলে না। এই ধরনের কোর কলাপস সুপারনোভার বিকল্প ব্যাখ্যায় বাইনারি মিথস্ক্রিয়ার মাধ্যমে হাইড্রোজেন হারানো নক্ষত্রগুলোর কথা বলা হয়েছে। বাইনারি মডেলগুলো পর্যবেক্ষণ করা সুপারনোভাগুলোর সাথে আরও ভালো মিল প্রদান করে, যদিও উপযুক্ত বাইনারি হিলিয়াম নক্ষত্র কখনোই দেখা যায়নি।[132]

টাইপ Ib সুপারনোভা টাইপ Ic-এর চেয়ে বেশি সাধারণ এবং এগুলো টাইপ WC-এর উলফ-রায়েট নক্ষত্র থেকে উৎপন্ন হয়, যাদের বায়ুমণ্ডলে এখনও হিলিয়াম থাকে। ভরের একটি সংকীর্ণ সীমার জন্য, নক্ষত্রগুলো কোর কলাপসে পৌঁছানোর আগে আরও বিবর্তিত হয়ে WO নক্ষত্রে পরিণত হয়, যেখানে খুব সামান্য হিলিয়াম অবশিষ্ট থাকে এবং এগুলোই টাইপ Ic সুপারনোভার প্রোজেনিটর।[133]

টাইপ Ic সুপারনোভার কয়েক শতাংশ গামা-রে বার্স্ট (GRB)-এর সাথে যুক্ত, যদিও এটিও বিশ্বাস করা হয় যে জ্যামিতিক পরিস্থিতির ওপর নির্ভর করে যেকোনো হাইড্রোজেন-মুক্ত টাইপ Ib বা Ic সুপারনোভা GRB তৈরি করতে পারে।[134] এই ধরনের GRB তৈরির প্রক্রিয়া হলো নক্ষত্রের সংকুচিত কেন্দ্রস্থলে গঠিত দ্রুত ঘূর্ণায়মান ম্যাগনেটার-এর চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা উৎপন্ন জেট। জেটগুলো প্রসারিত বাইরের খোলসে শক্তি স্থানান্তর করে, যা একটি সুপার-লুমিনাস সুপারনোভা তৈরি করে।[121][135][136]

আল্ট্রা-স্ট্রিপড সুপারনোভা তখন ঘটে যখন বিস্ফোরিত নক্ষত্রটি একটি ঘনিষ্ঠ বাইনারিতে ভর স্থানান্তরের মাধ্যমে ধাতব কেন্দ্রস্থল পর্যন্ত (প্রায়) পুরোপুরি উন্মুক্ত হয়ে যায়।[137][138] এর ফলে, বিস্ফোরিত নক্ষত্র থেকে খুব সামান্য উপাদান নিক্ষিপ্ত হয় (প্রায় 0.1)। সবচেয়ে চরম ক্ষেত্রে, আল্ট্রা-স্ট্রিপড সুপারনোভা চন্দ্রশেখর ভরের সীমার সামান্য উপরে থাকা নগ্ন ধাতব কেন্দ্রস্থলে ঘটতে পারে। SN 2005ek[139] সম্ভবত আল্ট্রা-স্ট্রিপড সুপারনোভার প্রথম পর্যবেক্ষণমূলক উদাহরণ, যা একটি তুলনামূলকভাবে ম্লান এবং দ্রুত ক্ষয়প্রাপ্ত আলোক বক্ররেখা তৈরি করে। আল্ট্রা-স্ট্রিপড সুপারনোভার প্রকৃতি আয়রন কোর কলাপস এবং ইলেকট্রন ক্যাপচার সুপারনোভা উভয়ই হতে পারে, যা সংকুচিত কেন্দ্রস্থলের ভরের ওপর নির্ভর করে। আল্ট্রা-স্ট্রিপড সুপারনোভাগুলো একটি বাইনারি সিস্টেমে দ্বিতীয় সুপারনোভা বিস্ফোরণের সাথে যুক্ত বলে মনে করা হয়, যা উদাহরণস্বরূপ একটি টাইট ডাবল নিউট্রন স্টার সিস্টেম তৈরি করে।[140][141]

২০২২ সালে উইজম্যান ইনস্টিটিউট অফ সায়েন্স-এর গবেষকদের নেতৃত্বে জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের একটি দল উলফ-রায়েট প্রোজেনিটর নক্ষত্রের সরাসরি প্রমাণসহ প্রথম সুপারনোভা বিস্ফোরণের খবর দেয়। SN 2019hgp ছিল একটি টাইপ Icn সুপারনোভা এবং এটিই প্রথম যাতে নিয়ন মৌল শনাক্ত করা হয়েছে।[142][143]

ইলেকট্রন-ক্যাপচার সুপারনোভা

১৯৮০ সালে, টোকিও বিশ্ববিদ্যালয়ের কেন'ইচি নোমোতো (Ken'ichi Nomoto) একটি "তৃতীয় ধরনের" সুপারনোভার পূর্বাভাস দিয়েছিলেন, যাকে ইলেকট্রন-ক্যাপচার সুপারনোভা বলা হয়। এটি এমন একটি তারার ক্ষেত্রে ঘটে যা "শ্বেত বামন গঠন এবং লোহার কোর-ধসে সুপারনোভা হওয়ার মধ্যবর্তী পরিসরে (~৮ থেকে ১০ সৌর ভর)" থাকে এবং যার একটি অবক্ষয়িত (degenerate) O+Ne+Mg কোর বিদ্যমান।[144] কোরের পারমাণবিক জ্বালানি ফুরিয়ে যাওয়ার পর এটি সংকুচিত হয়, যার ফলে মহাকর্ষ বল তারার কোরের ইলেকট্রনগুলোকে তাদের পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের ভেতরে ঠেলে দেয়,[145][146] যা একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের দিকে নিয়ে যায় এবং পেছনে একটি নিউট্রন তারা রেখে যায়।[109] ২০২১ সালের জুন মাসে, নেচার অ্যাস্ট্রোনমি (Nature Astronomy) জার্নালে প্রকাশিত একটি গবেষণাপত্রে জানানো হয় যে, ২০১৮ সালের সুপারনোভা SN 2018zd (যা পৃথিবী থেকে প্রায় ৩ কোটি ১০ লক্ষ আলোকবর্ষ দূরে NGC 2146 গ্যালাক্সিতে অবস্থিত) সম্ভবত প্রথম ইলেকট্রন-ক্যাপচার সুপারনোভার পর্যবেক্ষণ।[144][145][146] আমাদের গ্যালাক্সিতে ১০৫৪ সালের যে সুপারনোভা বিস্ফোরণটি ক্র্যাব নেবুলা তৈরি করেছিল, সেটিকে ইলেকট্রন-ক্যাপচার সুপারনোভার সেরা প্রার্থী হিসেবে বিবেচনা করা হতো এবং ২০২১ সালের গবেষণাপত্রটি এই ধারণাকে আরও জোরালো করেছে।[145][146]

ব্যর্থ সুপারনোভা

মূল নিবন্ধ: Failed supernova

কিছু বিশাল তারার কোর ধসে পড়লেও তা দৃশ্যমান সুপারনোভার সৃষ্টি নাও করতে পারে। এটি ঘটে যদি প্রাথমিক কোর ধসকে এমন কোনো প্রক্রিয়ার মাধ্যমে বিপরীতমুখী করা না যায় যা বিস্ফোরণ ঘটায়, সাধারণত কারণ কোরটি অত্যধিক বিশাল হয়। এই ঘটনাগুলো শনাক্ত করা কঠিন, তবে বড় আকারের জরিপে সম্ভাব্য কিছু প্রার্থী শনাক্ত করা হয়েছে।[147][148] NGC 6946 গ্যালাক্সির লোহিত অতিদানব (red supergiant) N6946-BH1 ২০০৯ সালের মার্চ মাসে একটি মৃদু বিস্ফোরণের সম্মুখীন হয়েছিল, এরপর এটি দৃশ্যপট থেকে হারিয়ে যায়। তারাটির অবস্থানে এখন কেবল একটি ক্ষীণ অবলোহিত (infrared) উৎস অবশিষ্ট রয়েছে।[149]

আলোক বক্ররেখা (Light curves)

[150][151][152] সুপারনোভা থেকে নির্গত পদার্থগুলো উত্তপ্ত রাখার জন্য কোনো শক্তির জোগান না থাকলে সেগুলো দ্রুত ম্লান হয়ে যেত। এই শক্তির উৎস—যা মাসের পর মাস আলোক নিঃসরণ বজায় রাখতে পারে—প্রথমে একটি ধাঁধা ছিল। কেউ কেউ কেন্দ্রীয় পালসার থেকে প্রাপ্ত ঘূর্ণন শক্তিকে (rotational energy) এর উৎস হিসেবে বিবেচনা করেছিলেন।[153] যদিও প্রতিটি ধরনের সুপারনোভার প্রাথমিক শক্তির জোগান দ্রুত পাওয়া যায়, আলোক বক্ররেখাগুলো মূলত দ্রুত প্রসারিত হওয়া নির্গত পদার্থের পরবর্তী তেজস্ক্রিয় উত্তাপ দ্বারা প্রভাবিত হয়। ১৯৬০-এর দশকের শেষের দিকে নিউক্লিওসিন্থেসিসের ভিত্তিতে নির্গত গ্যাসের তীব্র তেজস্ক্রিয় প্রকৃতি প্রথম গণনা করা হয়েছিল এবং তখন থেকেই এটি অধিকাংশ সুপারনোভার জন্য সঠিক বলে প্রমাণিত হয়েছে।[154] SN 1987A-এর আগে পর্যন্ত গামা-রশ্মি রেখার প্রত্যক্ষ পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে প্রধান তেজস্ক্রিয় নিউক্লিয়াসগুলো স্পষ্টভাবে শনাক্ত করা সম্ভব হয়নি।[155]

বর্তমানে প্রত্যক্ষ পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে জানা গেছে যে, SN 1987A-এর মতো টাইপ II সুপারনোভা ঘটার পর আলোক বক্ররেখার (সময়ের সাথে উজ্জ্বলতার গ্রাফ) একটি বড় অংশ সেই তেজস্ক্রিয় ক্ষয় দ্বারা ব্যাখ্যা করা যায়।[15] যদিও আলোক নিঃসরণ দৃশ্যমান ফোটন নিয়ে গঠিত, নির্গত গ্যাসে শোষিত তেজস্ক্রিয় শক্তিই অবশিষ্টাংশকে আলো বিকিরণ করার মতো যথেষ্ট উত্তপ্ত রাখে। 56-এর তেজস্ক্রিয় ক্ষয় তার কন্যা আইসোটোপ 56 হয়ে 56-এ পরিণত হওয়ার সময় গামা-রশ্মি ফোটন উৎপন্ন করে, যার শক্তি মূলত 847 keV এবং 1238 keV। এই ফোটনগুলো শোষিত হয় এবং মধ্যবর্তী সময় (কয়েক সপ্তাহ) থেকে শেষ সময় পর্যন্ত (কয়েক মাস) নির্গত পদার্থের উত্তাপ ও উজ্জ্বলতাকে নিয়ন্ত্রণ করে।[156] SN1987A-এর আলোক বক্ররেখার শীর্ষের শক্তি এসেছিল 56-এর 56-এ ক্ষয় থেকে (অর্ধায়ু ৬ দিন), যেখানে পরবর্তী আলোক বক্ররেখার শক্তি মূলত 56-এর 56-এ ক্ষয়ের ৭৭.৩ দিনের অর্ধায়ুর সাথে খুব ঘনিষ্ঠভাবে মিলে যায়। মহাকাশ গামা-রশ্মি টেলিস্কোপের মাধ্যমে পরবর্তী পরিমাপগুলো, যা SN 1987A-এর অবশিষ্টাংশ থেকে শোষিত না হয়ে বেরিয়ে আসা 56 এবং 57 গামা-রশ্মির ক্ষুদ্র অংশ শনাক্ত করেছিল, তা পূর্বের এই ভবিষ্যদ্বাণীকে নিশ্চিত করে যে এই দুটি তেজস্ক্রিয় নিউক্লিয়াসই ছিল শক্তির উৎস।[155]

বিভিন্ন ধরনের সুপারনোভার দৃশ্যমান আলোক বক্ররেখার শেষ পর্যায়ের ক্ষয় তেজস্ক্রিয় উত্তাপের ওপর নির্ভর করে, কিন্তু অন্তর্নিহিত প্রক্রিয়া, দৃশ্যমান বিকিরণ তৈরির পদ্ধতি, পর্যবেক্ষণের সময়কাল এবং নির্গত পদার্থের স্বচ্ছতার কারণে এদের আকার ও বিস্তৃতি ভিন্ন হয়।[157] অন্যান্য তরঙ্গদৈর্ঘ্যে আলোক বক্ররেখাগুলো উল্লেখযোগ্যভাবে ভিন্ন হতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, অতিবেগুনি তরঙ্গদৈর্ঘ্যে মাত্র কয়েক ঘণ্টা স্থায়ী একটি অত্যন্ত উজ্জ্বল শীর্ষ দেখা যায়, যা প্রাথমিক ঘটনার ফলে সৃষ্ট শক ওয়েভের নির্গমনের সাথে সম্পর্কিত, কিন্তু সেই নির্গমন দৃশ্যমান আলোতে খুব একটা ধরা পড়ে না।[158][159]

টাইপ Ia-এর আলোক বক্ররেখাগুলো সাধারণত খুব অভিন্ন, যার সর্বোচ্চ পরম উজ্জ্বলতা সামঞ্জস্যপূর্ণ এবং উজ্জ্বলতার হ্রাস তুলনামূলকভাবে খাড়া। এদের দৃশ্যমান শক্তির নিঃসরণ ঘটে নির্গত 56-এর তেজস্ক্রিয় ক্ষয় থেকে (অর্ধায়ু ৬ দিন), যা পরে তেজস্ক্রিয় 56-এ (অর্ধায়ু ৭৭ দিন) পরিণত হয়। এই রেডিওআইসোটোপগুলো আশেপাশের পদার্থকে উদ্দীপ্ত করে উজ্জ্বল করে তোলে।[91] আধুনিক সৃষ্টিতত্ত্ববিদ্যার গবেষণাগুলো টাইপ Ia সুপারনোভার দৃশ্যমান উজ্জ্বলতার শক্তির জন্য 56-এর তেজস্ক্রিয়তার ওপর নির্ভর করে, যা সৃষ্টিতত্ত্বের "স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেল" হিসেবে পরিচিত, যদিও এদের নির্ণায়ক 847 keV এবং 1238 keV গামা-রশ্মি প্রথম ২০১৪ সালে শনাক্ত করা হয়েছিল।[160] আলোক বক্ররেখার প্রাথমিক পর্যায়গুলো খাড়াভাবে হ্রাস পায় কারণ ফটোস্ফিয়ার-এর কার্যকর আকার কমে যায় এবং আটকা পড়া তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণ নিঃশেষ হয়ে যায়। আলোক বক্ররেখাটি B ব্যান্ডে হ্রাস পেতে থাকে, যদিও দৃশ্যমান বর্ণালীতে প্রায় ৪০ দিনের মাথায় একটি ছোট কাঁধের মতো অংশ দেখা যেতে পারে; এটি আসলে অবলোহিত বর্ণালীতে ঘটা একটি গৌণ সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতার ইঙ্গিত, যখন নির্দিষ্ট কিছু আয়নিত ভারী মৌল পুনর্মিলিত হয়ে অবলোহিত বিকিরণ তৈরি করে এবং নির্গত পদার্থগুলো তার জন্য স্বচ্ছ হয়ে ওঠে। দৃশ্যমান আলোক বক্ররেখাটি তেজস্ক্রিয় কোবাল্টের ক্ষয়ের হারের চেয়ে সামান্য বেশি হারে হ্রাস পেতে থাকে (যার অর্ধায়ু দীর্ঘ এবং এটি পরবর্তী বক্ররেখাকে নিয়ন্ত্রণ করে), কারণ নির্গত পদার্থগুলো আরও ছড়িয়ে পড়ে এবং উচ্চ শক্তির বিকিরণকে দৃশ্যমান বিকিরণে রূপান্তর করার ক্ষমতা হারিয়ে ফেলে। কয়েক মাস পর, আলোক বক্ররেখাটি তার হ্রাসের হার আবার পরিবর্তন করে যখন অবশিষ্ট 56 থেকে পজিট্রন নিঃসরণ প্রাধান্য পায়, যদিও আলোক বক্ররেখার এই অংশটি খুব কমই অধ্যয়ন করা হয়েছে।[161]

টাইপ Ib এবং Ic-এর আলোক বক্ররেখাগুলো টাইপ Ia-এর মতোই, তবে এদের গড় সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতা কম। দৃশ্যমান আলোক নিঃসরণ আবারও তেজস্ক্রিয় ক্ষয়ের ফলে ঘটে, কিন্তু এখানে উৎপন্ন 56-এর ভর অনেক কম। সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতা উল্লেখযোগ্যভাবে পরিবর্তিত হয় এবং মাঝে মাঝে টাইপ Ib/c সুপারনোভাগুলো স্বাভাবিকের চেয়ে কয়েক গুণ বেশি বা কম উজ্জ্বল হতে পারে। সবচেয়ে উজ্জ্বল টাইপ Ic সুপারনোভাগুলোকে হাইপারনোভা বলা হয় এবং এদের সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতা বৃদ্ধির পাশাপাশি আলোক বক্ররেখাগুলোও প্রশস্ত হয়। অতিরিক্ত শক্তির উৎস হিসেবে ঘূর্ণায়মান ব্ল্যাক হোল তৈরির ফলে সৃষ্ট আপেক্ষিক জেটকে (relativistic jets) মনে করা হয়, যা গামা-রশ্মি বিস্ফোরণও তৈরি করে।[162][163]

টাইপ II সুপারনোভার আলোক বক্ররেখাগুলো টাইপ I-এর তুলনায় অনেক ধীরগতিতে হ্রাস পায়, যা প্রতিদিন প্রায় ০.০৫ ম্যাগনিটিউড হারে হয়,[76] তবে এতে মালভূমি বা প্লাটো (plateau) পর্যায়টি অন্তর্ভুক্ত নয়। কয়েক মাস ধরে দৃশ্যমান আলোক নিঃসরণ তেজস্ক্রিয় ক্ষয়ের চেয়ে গতিশক্তির দ্বারা বেশি প্রভাবিত হয়, যার প্রধান কারণ হলো অতিদানব প্রোজেনিটর তারার বায়ুমণ্ডল থেকে নির্গত পদার্থে হাইড্রোজেনের উপস্থিতি। প্রাথমিক ধ্বংসের সময় এই হাইড্রোজেন উত্তপ্ত এবং আয়নিত হয়। অধিকাংশ টাইপ II সুপারনোভা তাদের আলোক বক্ররেখায় একটি দীর্ঘস্থায়ী প্লাটো প্রদর্শন করে যখন এই হাইড্রোজেন পুনর্মিলিত হয়, দৃশ্যমান আলো বিকিরণ করে এবং আরও স্বচ্ছ হয়ে ওঠে। এরপর তেজস্ক্রিয় ক্ষয়ের কারণে আলোক বক্ররেখা হ্রাস পেতে থাকে, যদিও টাইপ I সুপারনোভার তুলনায় এটি ধীরগতির হয়, কারণ সমস্ত হাইড্রোজেনের মাধ্যমে আলোতে রূপান্তরের দক্ষতা বেশি থাকে।[68]

টাইপ II-L-এ প্লাটো অনুপস্থিত থাকে কারণ প্রোজেনিটরের বায়ুমণ্ডলে খুব কম হাইড্রোজেন অবশিষ্ট ছিল, যা বর্ণালীতে উপস্থিত থাকার জন্য যথেষ্ট হলেও আলোক নিঃসরণে লক্ষণীয় প্লাটো তৈরি করার জন্য যথেষ্ট নয়। টাইপ IIb সুপারনোভার ক্ষেত্রে প্রোজেনিটরের হাইড্রোজেন বায়ুমণ্ডল এতটাই ক্ষয়প্রাপ্ত হয় (ধারণা করা হয় কোনো সঙ্গী তারার জোয়ারজনিত টানের কারণে) যে আলোক বক্ররেখাটি টাইপ I সুপারনোভার কাছাকাছি চলে আসে এবং কয়েক সপ্তাহ পর বর্ণালী থেকে হাইড্রোজেন অদৃশ্য হয়ে যায়।[68]

টাইপ IIn সুপারনোভাগুলো ঘন নাক্ষত্রিক পদার্থের আবরণে উৎপন্ন অতিরিক্ত সরু বর্ণালী রেখা দ্বারা চিহ্নিত হয়। এদের আলোক বক্ররেখাগুলো সাধারণত খুব প্রশস্ত এবং বিস্তৃত হয়, মাঝে মাঝে অত্যন্ত উজ্জ্বল হয় এবং এদের সুপারলুমিনাস সুপারনোভা বলা হয়। এই আলোক বক্ররেখাগুলো নির্গত পদার্থের গতিশক্তিকে ঘন পদার্থের আবরণের সাথে মিথস্ক্রিয়ার মাধ্যমে তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণে অত্যন্ত দক্ষ রূপান্তরের ফলে তৈরি হয়। এটি কেবল তখনই ঘটে যখন পদার্থটি যথেষ্ট ঘন এবং সংকুচিত হয়, যা নির্দেশ করে যে এটি সুপারনোভা ঘটার ঠিক আগেই প্রোজেনিটর তারা দ্বারা তৈরি হয়েছে।[164][165]

দূরত্ব পরিমাপের ক্যান্ডেল হিসেবে ব্যবহারের জন্য এবং মডেল পরীক্ষার জন্য বিপুল সংখ্যক সুপারনোভা তালিকাভুক্ত ও শ্রেণীবদ্ধ করা হয়েছে।[166][167] গড় বৈশিষ্ট্যগুলো দূরত্ব এবং হোস্ট গ্যালাক্সির ধরনের সাথে কিছুটা পরিবর্তিত হয়, তবে প্রতিটি সুপারনোভার ধরনের জন্য মোটামুটিভাবে নির্দিষ্ট করা যেতে পারে।

সুপারনোভার ধরন অনুযায়ী ভৌত বৈশিষ্ট্য[168][169]
ধরনa গড় সর্বোচ্চ পরম উজ্জ্বলতাb আনুমানিক শক্তি (foe)c সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতায় পৌঁছাতে দিন সর্বোচ্চ থেকে ১০% উজ্জ্বলতায় নামতে দিন
Ia −১৯ ১ প্রায় ১৯ প্রায় ৬০
Ib/c (ম্লান) প্রায় −১৫ ০.১ ১৫–২৫ অজানা
Ib প্রায় −১৭ ১ ১৫–২৫ ৪০–১০০
Ic প্রায় −১৬ ১ ১৫–২৫ ৪০–১০০
Ic (উজ্জ্বল) −২২ পর্যন্ত ৫-এর বেশি প্রায় ২৫ প্রায় ১০০
II-b প্রায় −১৭ ১ প্রায় ২০ প্রায় ১০০
II-L প্রায় −১৭ ১ প্রায় ১৩ প্রায় ১৫০
II-P (ম্লান) প্রায় −১৪ ০.১ প্রায় ১৫ অজানা
II-P প্রায় −১৬ ১ প্রায় ১৫ প্লাটো এরপর প্রায় ৫০
IInd প্রায় −১৭ ১ ১২–৩০ বা তার বেশি ৫০–১৫০
IIn (উজ্জ্বল) −২২ পর্যন্ত ৫-এর বেশি ৫০-এর বেশি ১০০-এর বেশি

নোট: dসম্ভবত একটি ভিন্নধর্মী গোষ্ঠী, অন্য যেকোনো ধরনের সুপারনোভা যা নীহারিকার মধ্যে নিহিত।

অসামঞ্জস্যতা (Asymmetry)

[170] টাইপ II সুপারনোভা নিয়ে একটি দীর্ঘস্থায়ী ধাঁধা হলো কেন অবশিষ্ট কমপ্যাক্ট বস্তুটি ভরকেন্দ্র থেকে দূরে একটি বড় বেগ লাভ করে;[171] পালসার এবং নিউট্রন তারাগুলোর উচ্চ পিকুলিয়ার বেগ (peculiar velocity) দেখা যায়, এবং ব্ল্যাক হোলগুলোর ক্ষেত্রেও সম্ভবত এমনটিই ঘটে, যদিও বিচ্ছিন্ন অবস্থায় এদের পর্যবেক্ষণ করা অনেক কঠিন। প্রাথমিক ধাক্কাটি যথেষ্ট শক্তিশালী হতে পারে, যা এক সৌর ভরের চেয়ে বেশি বস্তুকে ৫০০ কিমি/সেকেন্ড বা তার বেশি বেগে চালিত করে। এটি প্রসারণের অসামঞ্জস্যতা নির্দেশ করে, কিন্তু কমপ্যাক্ট বস্তুতে ভরবেগ স্থানান্তরের প্রক্রিয়াটি 2023 একটি ধাঁধা। এই ধাক্কার জন্য প্রস্তাবিত ব্যাখ্যাগুলোর মধ্যে রয়েছে ধসে পড়া তারার ভেতরে পরিচলন (convection), নিউট্রন তারা গঠনের সময় পদার্থের অসামঞ্জস্যপূর্ণ নির্গমন এবং অসামঞ্জস্যপূর্ণ নিউট্রিনো নিঃসরণ।[171][172]

এই অসামঞ্জস্যতার একটি সম্ভাব্য ব্যাখ্যা হলো কোরের উপরে বড় আকারের পরিচলন। পরিচলন ঘনত্বের রেডিয়াল পরিবর্তন তৈরি করতে পারে, যা নিউট্রিনো প্রবাহ থেকে শোষিত শক্তির পরিমাণে তারতম্য ঘটায়।[114] তবে এই প্রক্রিয়ার বিশ্লেষণে কেবল সামান্য ভরবেগ স্থানান্তরের পূর্বাভাস পাওয়া যায়।[173] আরেকটি সম্ভাব্য ব্যাখ্যা হলো কেন্দ্রীয় নিউট্রন তারার ওপর গ্যাসের সংযোজন একটি অ্যাক্রিশন ডিস্ক তৈরি করতে পারে যা অত্যন্ত দিকনির্দেশক জেট তৈরি করে, যা তারার বাইরে উচ্চ বেগে পদার্থকে চালিত করে এবং আড়াআড়ি শক ওয়েভ তৈরি করে যা তারাকে পুরোপুরি ভেঙে ফেলে। এই জেটগুলো সুপারনোভার ফলাফলে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করতে পারে।[174][175] (দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের ব্যাখ্যা করার জন্য একই ধরনের মডেল ব্যবহার করা হয়।) প্রভাবশালী প্রক্রিয়াটি প্রোজেনিটর তারার ভরের ওপর নির্ভর করতে পারে।[172]

টাইপ Ia সুপারনোভার ক্ষেত্রেও পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে প্রাথমিক অসামঞ্জস্যতা নিশ্চিত করা হয়েছে। এই ফলাফলের অর্থ হতে পারে যে, এই ধরনের সুপারনোভার প্রাথমিক উজ্জ্বলতা দেখার কোণের ওপর নির্ভর করে। তবে সময়ের সাথে সাথে প্রসারণ আরও সামঞ্জস্যপূর্ণ হয়ে ওঠে। প্রাথমিক অসামঞ্জস্যতাগুলো নির্গত আলোর মেরুকরণ (polarisation) পরিমাপের মাধ্যমে শনাক্ত করা যায়।[176]

শক্তির নিঃসরণ

[91][177] যদিও সুপারনোভা মূলত উজ্জ্বল ঘটনা হিসেবে পরিচিত, তবে এদের থেকে নির্গত তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণ প্রায় একটি গৌণ পার্শ্ব-প্রতিক্রিয়ার মতো। বিশেষ করে কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার ক্ষেত্রে, নির্গত তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণ এই ঘটনার সময় মুক্ত হওয়া মোট শক্তির একটি ক্ষুদ্র ভগ্নাংশ মাত্র।[178]

বিভিন্ন ধরনের সুপারনোভার শক্তি উৎপাদনের ভারসাম্যের মধ্যে একটি মৌলিক পার্থক্য রয়েছে। টাইপ Ia শ্বেত বামন নক্ষত্রের বিস্ফোরণে, বেশিরভাগ শক্তি ভারী মৌল সংশ্লেষণ এবং নিক্ষিপ্ত পদার্থের গতিশক্তি-তে ব্যয় হয়।[179] কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার ক্ষেত্রে, শক্তির বিশাল অংশ নিউট্রিনো নিঃসরণে ব্যয় হয় এবং যদিও এর কিছু অংশ দৃশ্যমান ধ্বংসলীলা ঘটায়, তবে ৯৯%-এর বেশি নিউট্রিনো কোল্যাপস বা সংকোচন শুরুর প্রথম কয়েক মিনিটের মধ্যেই নক্ষত্র থেকে বেরিয়ে যায়।[50]

সাধারণ টাইপ Ia সুপারনোভা তাদের শক্তি পায় একটি কার্বন-অক্সিজেন শ্বেত বামন নক্ষত্রের অনিয়ন্ত্রিত নিউক্লীয় ফিউশন থেকে। এর শক্তির বিশদ বিবরণ এখনও পুরোপুরি বোঝা যায়নি, তবে এর ফলাফল হলো মূল নক্ষত্রের সম্পূর্ণ ভর উচ্চ গতিশক্তিতে নিক্ষেপ করা। এই ভরের প্রায় অর্ধেক সৌর ভর হলো 56, যা সিলিকন দহন থেকে উৎপন্ন হয়। 56 হলো তেজস্ক্রিয় এবং এটি বিটা প্লাস ক্ষয় (ছয় দিনের অর্ধায়ু সহ) এবং গামা রশ্মির মাধ্যমে 56-এ পরিণত হয়। 56 নিজে ৭৭ দিনের অর্ধায়ু নিয়ে বিটা প্লাস (পজিট্রন) পথের মাধ্যমে স্থিতিশীল 56-এ ক্ষয়প্রাপ্ত হয়। এই দুটি প্রক্রিয়া টাইপ Ia সুপারনোভা থেকে নির্গত তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণের জন্য দায়ী। নিক্ষিপ্ত পদার্থের পরিবর্তনশীল স্বচ্ছতার সাথে মিলিত হয়ে, এগুলো দ্রুত হ্রাসমান আলোক বক্ররেখা তৈরি করে।[177]

কোর-কোল্যাপস সুপারনোভাগুলো গড়ে টাইপ Ia সুপারনোভার তুলনায় দৃশ্যত ম্লান হয়,[150][151][152] তবে নিচের সারণীতে যেমন দেখানো হয়েছে, এদের মোট নির্গত শক্তি অনেক বেশি।

সুপারনোভার শক্তিবিদ্যা
সুপারনোভা আনুমানিক মোট শক্তি
×10^44 joules (foe)c		 নিক্ষিপ্ত Ni
(সৌর ভর)		 নিউট্রিনো শক্তি
(foe)		 গতিশক্তি
(foe)		 তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণ
(foe)
টাইপ Ia[177][180][181] 1.5 0.4 – 0.8 0.1 1.3 – 1.4 ~0.01
কোর-কোল্যাপস[182][183] 100 (0.01) – 1 100 1 0.001 – 0.01
হাইপারনোভা 100 ~1 1–100 1–100 ~0.1
পেয়ার ইনস্ট্যাবিলিটি[122] 5–100 0.5 – 50 low? 1–100 0.01 – 0.1

কিছু কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার ক্ষেত্রে, ব্ল্যাক হোলের দিকে পদার্থের পতন আপেক্ষিক জেট (relativistic jets) তৈরি করে, যা গামা রশ্মির একটি সংক্ষিপ্ত শক্তিশালী এবং দিকনির্দেশক বিস্ফোরণ ঘটাতে পারে এবং নিক্ষিপ্ত পদার্থে প্রচুর পরিমাণে অতিরিক্ত শক্তি স্থানান্তর করতে পারে। এটি উচ্চ-উজ্জ্বলতার সুপারনোভা তৈরির একটি দৃশ্যপট এবং টাইপ Ic হাইপারনোভা ও দীর্ঘস্থায়ী গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের কারণ বলে মনে করা হয়।[184] যদি আপেক্ষিক জেটগুলো খুব সংক্ষিপ্ত হয় এবং নাক্ষত্রিক আবরণ ভেদ করতে ব্যর্থ হয়, তবে একটি স্বল্প-উজ্জ্বলতার গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ ঘটতে পারে এবং সুপারনোভাটি ম্লান হতে পারে।[185]

যখন কোনো সুপারনোভা নাক্ষত্রিক পদার্থের একটি ছোট ঘন মেঘের ভেতরে ঘটে, তখন এটি একটি শক ওয়েভ বা অভিঘাত তরঙ্গ তৈরি করে যা গতিশক্তির একটি বড় অংশকে কার্যকরভাবে তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণে রূপান্তর করতে পারে। যদিও প্রাথমিক শক্তি সম্পূর্ণ স্বাভাবিক ছিল, তবুও এর ফলে সৃষ্ট সুপারনোভা উচ্চ উজ্জ্বলতা এবং দীর্ঘস্থায়ী হয়, কারণ এটি সূচকীয় তেজস্ক্রিয় ক্ষয়ের ওপর নির্ভর করে না। এই ধরনের ঘটনা টাইপ IIn হাইপারনোভা ঘটাতে পারে।[186][187]

যদিও পেয়ার-ইনস্ট্যাবিলিটি সুপারনোভাগুলো কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা, যাদের বর্ণালী এবং আলোক বক্ররেখা টাইপ II-P-এর মতো, তবে কোর-কোল্যাপসের পরের প্রকৃতি অনেকটা টাইপ Ia-এর মতো, যেখানে কার্বন, অক্সিজেন এবং সিলিকনের অনিয়ন্ত্রিত ফিউশন ঘটে। সর্বোচ্চ ভরের ঘটনাগুলোতে মুক্ত হওয়া মোট শক্তি অন্যান্য কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার সাথে তুলনীয়, তবে নিউট্রিনো উৎপাদন খুব কম বলে মনে করা হয়, তাই নির্গত গতিশক্তি এবং তড়িৎচৌম্বকীয় শক্তি অত্যন্ত বেশি হয়। এই নক্ষত্রগুলোর কেন্দ্র কোনো শ্বেত বামনের চেয়ে অনেক বড় এবং তাদের কেন্দ্র থেকে নিক্ষিপ্ত তেজস্ক্রিয় নিকেল ও অন্যান্য ভারী মৌলের পরিমাণ কয়েক গুণ বেশি হতে পারে, যার ফলে দৃশ্যমান উজ্জ্বলতাও অনেক বেশি হয়।[188]

প্রোজেনিটর (পূর্বসূরী নক্ষত্র)

সুপারনোভার শ্রেণিবিন্যাস কোল্যাপসের সময় প্রোজেনিটর বা পূর্বসূরী নক্ষত্রের ধরনের সাথে ঘনিষ্ঠভাবে জড়িত। প্রতিটি ধরনের সুপারনোভার ঘটনা নক্ষত্রের ধাতবতার ওপর নির্ভর করে, কারণ এটি নাক্ষত্রিক বায়ুর শক্তিকে প্রভাবিত করে এবং এর ফলে নক্ষত্রটি কী হারে ভর হারাবে তা নির্ধারিত হয়।[189]

টাইপ Ia সুপারনোভা বাইনারি নক্ষত্র ব্যবস্থায় শ্বেত বামন নক্ষত্র থেকে উৎপন্ন হয় এবং সব ধরনের গ্যালাক্সিতে ঘটে।[190] কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা শুধুমাত্র সেই গ্যালাক্সিগুলোতে পাওয়া যায় যেখানে বর্তমান বা খুব সাম্প্রতিক নক্ষত্র গঠন প্রক্রিয়া চলছে, কারণ এগুলো স্বল্পস্থায়ী বিশাল নক্ষত্র থেকে উৎপন্ন হয়। এগুলো সাধারণত Sc স্পাইরাল গ্যালাক্সিতে বেশি দেখা যায়, তবে অন্যান্য স্পাইরাল গ্যালাক্সির বাহুতে এবং অনিয়মিত গ্যালাক্সিতে, বিশেষ করে স্টারবার্স্ট গ্যালাক্সিতেও পাওয়া যায়।[191][192][193]

টাইপ Ib এবং Ic সুপারনোভাগুলো এমন বিশাল নক্ষত্রের কোর-কোল্যাপস থেকে উৎপন্ন হয় বলে ধারণা করা হয়, যারা তাদের বাইরের হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের স্তর হারিয়ে ফেলেছে, হয় শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বায়ুর মাধ্যমে অথবা কোনো সঙ্গীর কাছে ভর স্থানান্তরের মাধ্যমে।[163] এগুলো সাধারণত নতুন নক্ষত্র গঠনের অঞ্চলে ঘটে এবং উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সিতে অত্যন্ত বিরল।[73] টাইপ IIn সুপারনোভার প্রোজেনিটররাও বিস্ফোরণের ঠিক আগের সময়ে প্রচুর ভর হারায়।[194] টাইপ Ic সুপারনোভাগুলো এমন অঞ্চলে ঘটতে দেখা গেছে যা তাদের হোস্ট গ্যালাক্সির গড়ের চেয়ে বেশি ধাতু-সমৃদ্ধ এবং যেখানে নক্ষত্র গঠনের হার বেশি।[195] সারণীতে কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার প্রধান ধরনগুলোর প্রোজেনিটর এবং স্থানীয় এলাকায় এদের আনুমানিক অনুপাত দেখানো হয়েছে।

প্রোজেনিটর অনুযায়ী কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার ভগ্নাংশ[132]
ধরন প্রোজেনিটর নক্ষত্র ভগ্নাংশ
Ib WC উলফ-রেয়েট বা হিলিয়াম নক্ষত্র ৯.০%
Ic WO উলফ-রেয়েট ১৭.০%
II-P সুপারজায়ান্ট ৫৫.৫%
II-L হ্রাসপ্রাপ্ত হাইড্রোজেন শেলসহ সুপারজায়ান্ট ৩.০%
IIn নিঃসৃত পদার্থের ঘন মেঘে থাকা সুপারজায়ান্ট (যেমন LBV) ২.৪%
IIb অত্যন্ত হ্রাসপ্রাপ্ত হাইড্রোজেনসহ সুপারজায়ান্ট (সঙ্গী দ্বারা অপসারিত?) ১২.১%
IIpec নীল সুপারজায়ান্ট ১.০%

কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার দিকে ধাবিত নাক্ষত্রিক বিবর্তনের মডেল এবং পর্যবেক্ষণের মধ্যে সমন্বয় সাধনে বেশ কিছু অসুবিধা রয়েছে। রেড সুপারজায়ান্টগুলো বেশিরভাগ কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার প্রোজেনিটর, এবং এগুলো পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে, তবে শুধুমাত্র তুলনামূলকভাবে কম ভর এবং উজ্জ্বলতায়, যথাক্রমে প্রায় ১৮ এবং ১০০,০০০ -এর নিচে। টাইপ II সুপারনোভার বেশিরভাগ প্রোজেনিটর শনাক্ত করা যায়নি এবং এগুলো সম্ভবত অনেক বেশি ম্লান এবং কম ভরের। এই অসামঞ্জস্যতাকে রেড সুপারজায়ান্ট সমস্যা বলা হয়।[196] এটি ২০০৯ সালে স্টিফেন স্মার্ট প্রথম বর্ণনা করেছিলেন, যিনি এই শব্দটি প্রবর্তন করেন। সুপারনোভার জন্য একটি ভলিউম-লিমিটেড অনুসন্ধান চালানোর পর, স্মার্ট এবং তার দল টাইপ II-P সুপারনোভা গঠনের জন্য নিম্ন এবং উচ্চ ভরের সীমা যথাক্রমে ৮.৫ এবং ১৬.৫ খুঁজে পান। প্রথমটি শ্বেত বামন প্রোজেনিটর গঠনের প্রত্যাশিত উচ্চ ভরের সীমার সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ, কিন্তু দ্বিতীয়টি লোকাল গ্রুপের বিশাল নক্ষত্র জনসংখ্যার সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ নয়।[197] দৃশ্যমান সুপারনোভা বিস্ফোরণ ঘটায় এমন রেড সুপারজায়ান্টের উচ্চ সীমা ১৯ হিসেবে গণনা করা হয়েছে।[196]

মনে করা হয় যে উচ্চ ভরের রেড সুপারজায়ান্টগুলো সুপারনোভা হিসেবে বিস্ফোরিত হয় না, বরং উত্তপ্ত তাপমাত্রার দিকে বিবর্তিত হয়। টাইপ IIb সুপারনোভার বেশ কয়েকটি প্রোজেনিটর নিশ্চিত করা হয়েছে, এবং এগুলো ছিল K এবং G সুপারজায়ান্ট, সাথে একটি A সুপারজায়ান্ট।[198] ইয়েলো হাইপারজায়ান্ট বা LBV-গুলোকে টাইপ IIb সুপারনোভার সম্ভাব্য প্রোজেনিটর হিসেবে প্রস্তাব করা হয়েছে এবং পর্যবেক্ষণের জন্য যথেষ্ট কাছাকাছি থাকা প্রায় সব টাইপ IIb সুপারনোভাই এমন প্রোজেনিটর দেখিয়েছে।[199][200]

নীল সুপারজায়ান্টগুলো নিশ্চিত সুপারনোভা প্রোজেনিটরদের একটি অপ্রত্যাশিতভাবে উচ্চ অনুপাত গঠন করে, আংশিকভাবে তাদের উচ্চ উজ্জ্বলতা এবং সহজ শনাক্তকরণের কারণে, যদিও একটি উলফ-রেয়েট প্রোজেনিটরও এখনও স্পষ্টভাবে শনাক্ত করা যায়নি।[198][201] মডেলগুলো দেখাতে হিমশিম খেয়েছে যে কীভাবে নীল সুপারজায়ান্টগুলো অন্য কোনো বিবর্তনীয় পর্যায়ে না গিয়ে সুপারনোভা হওয়ার জন্য যথেষ্ট ভর হারায়। একটি গবেষণায় দেখা গেছে যে স্বল্প-উজ্জ্বলতার পোস্ট-রেড সুপারজায়ান্ট লুমিনাস ব্লু ভেরিয়েবলগুলোর কোল্যাপস হওয়ার একটি সম্ভাব্য পথ রয়েছে, সম্ভবত টাইপ IIn সুপারনোভা হিসেবে।[202] টাইপ IIn সুপারনোভার বেশ কয়েকটি উত্তপ্ত উজ্জ্বল প্রোজেনিটর শনাক্ত করা হয়েছে: SN 2005gy এবং SN 2010jl উভয়ই দৃশ্যত বিশাল উজ্জ্বল নক্ষত্র ছিল, কিন্তু সেগুলো খুব দূরে অবস্থিত; এবং SN 2009ip-এর একটি অত্যন্ত উজ্জ্বল প্রোজেনিটর ছিল যা সম্ভবত একটি LBV, কিন্তু এটি একটি অদ্ভুত সুপারনোভা যার সঠিক প্রকৃতি বিতর্কিত।[198]

টাইপ Ib/c সুপারনোভার প্রোজেনিটরগুলো একেবারেই দেখা যায় না এবং তাদের সম্ভাব্য উজ্জ্বলতার সীমাবদ্ধতা প্রায়শই পরিচিত WC নক্ষত্র-এর চেয়ে কম।[198] WO নক্ষত্র অত্যন্ত বিরল এবং দৃশ্যত তুলনামূলকভাবে ম্লান, তাই এমন প্রোজেনিটরগুলো অনুপস্থিত নাকি কেবল এখনও দেখা যায়নি তা বলা কঠিন। খুব উজ্জ্বল প্রোজেনিটরগুলো নিশ্চিতভাবে শনাক্ত করা যায়নি, যদিও অসংখ্য সুপারনোভা যথেষ্ট কাছাকাছি দেখা গেছে যে এমন প্রোজেনিটরগুলো স্পষ্টভাবে চিত্রিত হওয়ার কথা ছিল।[201] জনসংখ্যা মডেলিং দেখায় যে পর্যবেক্ষিত টাইপ Ib/c সুপারনোভাগুলো একক বিশাল নক্ষত্র এবং মিথস্ক্রিয়াকারী বাইনারি সিস্টেম থেকে আসা স্ট্রিপড-এনভেলপ নক্ষত্রের মিশ্রণ দ্বারা পুনরুৎপাদন করা যেতে পারে।[132] সাধারণ টাইপ Ib এবং Ic সুপারনোভার প্রোজেনিটর শনাক্তকরণের অভাবের কারণ হতে পারে যে বেশিরভাগ বিশাল নক্ষত্র সরাসরি ব্ল্যাক হোলে পরিণত হয়, কোনো সুপারনোভা বিস্ফোরণ ছাড়াই। এই সুপারনোভাগুলোর বেশিরভাগই তখন বাইনারি সিস্টেমে কম ভরের স্বল্প-উজ্জ্বল হিলিয়াম নক্ষত্র থেকে উৎপন্ন হয়। অল্প সংখ্যক দ্রুত ঘূর্ণায়মান বিশাল নক্ষত্র থেকে আসে, যা সম্ভবত উচ্চ শক্তি সম্পন্ন টাইপ Ic-BL ঘটনার সাথে সম্পর্কিত, যা দীর্ঘস্থায়ী গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের সাথে যুক্ত।[198]

বাহ্যিক প্রভাব

সুপারনোভা ঘটনাগুলো ভারী মৌল তৈরি করে যা আশেপাশের আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে ছড়িয়ে পড়ে। সুপারনোভা থেকে প্রসারিত শক ওয়েভ নক্ষত্র গঠনকে ত্বরান্বিত করতে পারে। গ্যালাকটিক মহাজাগতিক রশ্মি সুপারনোভা বিস্ফোরণ দ্বারা উৎপন্ন হয়।[203]

ভারী মৌলের উৎস

মূল নিবন্ধ: নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিস, সুপারনোভা নিউক্লিওসিন্থেসিস

সুপারনোভা হলো আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের অক্সিজেন থেকে শুরু করে রুবিডিয়াম পর্যন্ত মৌলগুলোর একটি প্রধান উৎস,[204][205][206] যদিও বিভিন্ন ধরনের সুপারনোভা থেকে উৎপাদিত বা বর্ণালীতে দৃশ্যমান মৌলগুলোর তাত্ত্বিক প্রাচুর্য উল্লেখযোগ্যভাবে পরিবর্তিত হয়।[206] টাইপ Ia সুপারনোভা মূলত সিলিকন এবং আয়রন-পিক মৌল, যেমন নিকেল ও লোহার মতো ধাতু তৈরি করে।[207][208] কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা টাইপ Ia সুপারনোভার তুলনায় অনেক কম পরিমাণে আয়রন-পিক মৌল নির্গত করে, কিন্তু অক্সিজেন ও নিয়নের মতো হালকা আলফা মৌল এবং দস্তার চেয়ে ভারী মৌলগুলো অধিক পরিমাণে নির্গত করে। ইলেকট্রন ক্যাপচার সুপারনোভার ক্ষেত্রে পরের বিষয়টি বিশেষভাবে সত্য।[209] টাইপ II সুপারনোভা দ্বারা নির্গত পদার্থের সিংহভাগই হলো হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম।[210] ভারী মৌলগুলো নিম্নলিখিত প্রক্রিয়ায় উৎপন্ন হয়: 34 পর্যন্ত নিউক্লিয়াসের জন্য নিউক্লীয় ফিউশন; 36 এবং 56-এর মধ্যবর্তী নিউক্লিয়াসের জন্য সিলিকন দহনের সময় সিলিকন ফটোডিসইনটিগ্রেশন পুনর্বিন্যাস এবং কোয়াসি-ইকুইলিব্রিয়াম; এবং লোহার চেয়ে ভারী মৌলগুলোর জন্য সুপারনোভার পতনের সময় নিউট্রনের দ্রুত ক্যাপচার (r-প্রক্রিয়া)। r-প্রক্রিয়া অত্যন্ত অস্থির নিউক্লিয়াস তৈরি করে যা নিউট্রন সমৃদ্ধ এবং দ্রুত বিটা ক্ষয়ের মাধ্যমে আরও স্থিতিশীল রূপে পরিণত হয়। সুপারনোভাতে, লোহার বাইরের সমস্ত আইসোটোপের প্রায় অর্ধেকই r-প্রক্রিয়ার বিক্রিয়ার জন্য দায়ী,[211] যদিও নিউট্রন স্টার মার্জার বা নিউট্রন তারার মিলন অনেকগুলো মৌলের প্রধান জ্যোতির্বিজ্ঞানীয় উৎস হতে পারে।[204][212]

আধুনিক মহাবিশ্বে, পুরনো অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (AGB) নক্ষত্রগুলো অক্সাইড, কার্বন এবং s-প্রক্রিয়া মৌল থেকে উৎপন্ন ধূলিকণার প্রধান উৎস।[204][213] তবে, প্রারম্ভিক মহাবিশ্বে, AGB নক্ষত্র গঠনের আগে, সুপারনোভা সম্ভবত ধূলিকণার প্রধান উৎস ছিল।[214]

নাক্ষত্রিক বিবর্তনে ভূমিকা

মূল নিবন্ধ: Supernova remnant

অনেক সুপারনোভার অবশিষ্টাংশ একটি কমপ্যাক্ট বস্তু এবং পদার্থের একটি দ্রুত প্রসারমান শক ওয়েভ নিয়ে গঠিত। এই পদার্থের মেঘ মুক্ত প্রসারণের সময় আশেপাশের আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমকে ঝাড়ু দিয়ে পরিষ্কার করে, যা দুই শতাব্দী পর্যন্ত স্থায়ী হতে পারে। তরঙ্গটি তখন ধীরে ধীরে অ্যাডিয়াব্যাটিক প্রসারণের একটি সময়ের মধ্য দিয়ে যায় এবং প্রায় ১০,০০০ বছর ধরে ধীরে ধীরে শীতল হয়ে আশেপাশের আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের সাথে মিশে যায়।[215]

বিগ ব্যাং হাইড্রোজেন, হিলিয়াম এবং সামান্য পরিমাণে লিথিয়াম তৈরি করেছিল, যেখানে সমস্ত ভারী মৌল নক্ষত্র, সুপারনোভা এবং নিউট্রন তারার সংঘর্ষে সংশ্লেষিত হয় (অর্থাৎ পরোক্ষভাবে সুপারনোভার কারণে)। সুপারনোভাগুলো আশেপাশের আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমকে হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম ব্যতীত অন্যান্য মৌল দিয়ে সমৃদ্ধ করে, যেগুলোকে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সাধারণত "ধাতু" হিসেবে অভিহিত করেন।[216] এই নির্গত মৌলগুলো শেষ পর্যন্ত আণবিক মেঘগুলোকে সমৃদ্ধ করে, যা নক্ষত্র গঠনের স্থান।[217] সুতরাং, প্রতিটি নাক্ষত্রিক প্রজন্মের গঠন সামান্য ভিন্ন হয়, যা হাইড্রোজেন ও হিলিয়ামের প্রায় বিশুদ্ধ মিশ্রণ থেকে আরও ধাতু-সমৃদ্ধ গঠনের দিকে অগ্রসর হয়। সুপারনোভা হলো এই ভারী মৌলগুলো বিতরণের প্রধান প্রক্রিয়া, যা নক্ষত্রের নিউক্লীয় ফিউশনের সময় গঠিত হয়। নক্ষত্র গঠনকারী পদার্থের মৌলগুলোর ভিন্ন ভিন্ন প্রাচুর্য নক্ষত্রের জীবনে গুরুত্বপূর্ণ প্রভাব ফেলে,[216][218] এবং এর চারপাশে গ্রহ থাকার সম্ভাবনাকে প্রভাবিত করতে পারে: উচ্চ ধাতবতা সম্পন্ন নক্ষত্রের চারপাশে বেশি দানব গ্রহ গঠিত হয়।[219][220]

একটি প্রসারমান সুপারনোভা অবশিষ্টাংশের গতিশক্তি মহাকাশে কাছাকাছি ঘন আণবিক মেঘকে সংকুচিত করে নক্ষত্র গঠনকে ত্বরান্বিত করতে পারে।[221] অশান্ত চাপের বৃদ্ধি নক্ষত্র গঠনকে বাধাগ্রস্তও করতে পারে যদি মেঘটি অতিরিক্ত শক্তি ত্যাগ করতে অক্ষম হয়।[222]

স্বল্পস্থায়ী তেজস্ক্রিয় আইসোটোপের ডটার প্রোডাক্ট থেকে প্রাপ্ত প্রমাণগুলো দেখায় যে, ৪.৫ বিলিয়ন বছর আগে একটি নিকটবর্তী সুপারনোভা সৌরজগৎ-এর গঠন নির্ধারণে সাহায্য করেছিল এবং সম্ভবত এই সিস্টেমের গঠনকে ত্বরান্বিত করেছিল।[223]

ফাস্ট রেডিও বার্স্ট (FRB) হলো রেডিও তরঙ্গের তীব্র, ক্ষণস্থায়ী পালস যা সাধারণত মিলিসেকেন্ডের বেশি স্থায়ী হয় না। এই ঘটনাগুলোর জন্য অনেক ব্যাখ্যা প্রস্তাব করা হয়েছে; কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা দ্বারা উৎপাদিত ম্যাগনেটারগুলো এর প্রধান প্রার্থী।[224][225][226][227]

মহাজাগতিক রশ্মি

সুপারনোভা অবশিষ্টাংশগুলো গ্যালাকটিক প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মির একটি বড় অংশকে ত্বরান্বিত করে বলে মনে করা হয়, কিন্তু মহাজাগতিক রশ্মি উৎপাদনের সরাসরি প্রমাণ কেবল অল্প সংখ্যক অবশিষ্টাংশেই পাওয়া গেছে। সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ IC 443 এবং W44 থেকে পায়ন-ক্ষয়ের গামা রশ্মি শনাক্ত করা হয়েছে। এগুলো তখন উৎপন্ন হয় যখন অবশিষ্টাংশ থেকে ত্বরান্বিত প্রোটন আন্তঃনাক্ষত্রিক পদার্থের সাথে আঘাত করে।[228]

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

সুপারনোভাগুলো আমাদের গ্যালাক্সিতে শনাক্তযোগ্য মহাকর্ষীয় তরঙ্গের উৎস বলে মনে করা হয়,[229] কিন্তু মিল্কিওয়েতে সম্প্রতি কোনো সুপারনোভা ঘটেনি। এখন পর্যন্ত শনাক্ত হওয়া একমাত্র মহাকর্ষীয় তরঙ্গের ঘটনাগুলো হলো ব্ল্যাক হোল এবং নিউট্রন তারার মিলন থেকে, যা সম্ভবত সুপারনোভার অবশিষ্টাংশ।[230] নিউট্রিনো নিঃসরণের মতো, কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা দ্বারা উৎপাদিত মহাকর্ষীয় তরঙ্গগুলো পরবর্তী বিস্ফোরণ দ্বারা উৎপন্ন আলোর আগেই পৌঁছাবে বলে আশা করা হয়। ফলস্বরূপ, তারা কোর-কোল্যাপস প্রক্রিয়া সম্পর্কে এমন তথ্য প্রদান করতে পারে যা অন্য উপায়ে পাওয়া অসম্ভব। সুপারনোভা মডেল দ্বারা পূর্বাভাসিত বেশিরভাগ মহাকর্ষীয় তরঙ্গের সংকেত স্বল্পস্থায়ী, এক সেকেন্ডেরও কম স্থায়ী হয় এবং তাই শনাক্ত করা কঠিন। নিউট্রিনো সংকেতের আগমন ব্যবহার করে একটি ট্রিগার প্রদান করা যেতে পারে যা সেই সময়কাল শনাক্ত করতে পারে যেখানে মহাকর্ষীয় তরঙ্গ নিঃসরণ খোঁজা হবে, যা ব্যাকগ্রাউন্ড নয়েজ থেকে পরবর্তীটিকে আলাদা করতে সাহায্য করবে।[231]

পৃথিবীর ওপর প্রভাব

মূল নিবন্ধ: Near-Earth supernova

পৃথিবীর কাছাকাছি সুপারনোভা হলো এমন একটি সুপারনোভা যা পৃথিবীর জীবমণ্ডল-এর ওপর লক্ষণীয় প্রভাব ফেলার মতো যথেষ্ট কাছে। সুপারনোভার ধরন এবং শক্তির ওপর নির্ভর করে, এটি ৩,০০০ আলোকবর্ষ দূরেও হতে পারে। ১৯৯৬ সালে এটি তাত্ত্বিকভাবে বলা হয়েছিল যে অতীতের সুপারনোভার চিহ্নগুলো পৃথিবীর শিলা স্তর-এ ধাতব আইসোটোপের স্বাক্ষরের আকারে শনাক্তযোগ্য হতে পারে। পরবর্তীতে প্রশান্ত মহাসাগর-এর গভীর সমুদ্রের শিলায় আয়রন-৬০ সমৃদ্ধকরণের কথা জানানো হয়।[232][233][234] ২০০৯ সালে, অ্যান্টার্কটিকার বরফে নাইট্রেট আয়নের উচ্চ মাত্রা পাওয়া যায়, যা ১০০৬ এবং ১০৫৪ সালের সুপারনোভার সাথে মিলে যায়। এই সুপারনোভাগুলো থেকে গামা রশ্মি বায়ুমণ্ডলে নাইট্রোজেন অক্সাইডের মাত্রা বাড়িয়ে দিতে পারত, যা বরফে আটকা পড়েছিল।[235]

ঐতিহাসিকভাবে, নিকটবর্তী সুপারনোভাগুলো গ্রহের জীবনের জীববৈচিত্র্যকে প্রভাবিত করতে পারে। ভূতাত্ত্বিক রেকর্ডগুলো ইঙ্গিত দেয় যে নিকটবর্তী সুপারনোভা ঘটনাগুলো মহাজাগতিক রশ্মির বৃদ্ধি ঘটিয়েছে, যা ফলস্বরূপ একটি শীতল জলবায়ু তৈরি করেছে। মেরু এবং বিষুবরেখার মধ্যে তাপমাত্রার বৃহত্তর পার্থক্য শক্তিশালী বাতাস তৈরি করেছে, সমুদ্রের মিশ্রণ বাড়িয়েছে এবং পুষ্টিকে মহাদেশীয় শেলফ বরাবর অগভীর জলে পরিবহন করেছে। এটি বৃহত্তর জীববৈচিত্র্যের দিকে পরিচালিত করেছে।[236][237]

টাইপ Ia সুপারনোভাগুলো পৃথিবীর খুব কাছাকাছি ঘটলে সবচেয়ে বিপজ্জনক হতে পারে বলে মনে করা হয়। যেহেতু এই সুপারনোভাগুলো বাইনারি সিস্টেমে ম্লান, সাধারণ সাদা বামন নক্ষত্র থেকে উদ্ভূত হয়, তাই এটি সম্ভবত যে পৃথিবীকে প্রভাবিত করতে পারে এমন একটি সুপারনোভা অপ্রত্যাশিতভাবে এবং এমন একটি নক্ষত্র সিস্টেমে ঘটবে যা খুব ভালোভাবে অধ্যয়ন করা হয়নি। নিকটতম পরিচিত প্রার্থী হলো IK Pegasi (HR 8210), যা প্রায় ১৫০ আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত,[238][239] কিন্তু পর্যবেক্ষণগুলো ইঙ্গিত দেয় যে সাদা বামনটির টাইপ Ia সুপারনোভা হওয়ার জন্য প্রয়োজনীয় সংকটপূর্ণ ভর অর্জন করতে ১.৯ বিলিয়ন বছর পর্যন্ত সময় লাগতে পারে।[240]

২০০৩ সালের একটি অনুমান অনুযায়ী, পৃথিবীর ওজোন স্তরের অর্ধেক ধ্বংস করার জন্য একটি টাইপ II সুপারনোভার 8 pc-এর চেয়ে কাছে হতে হবে এবং প্রায় ৫০০ আলোকবর্ষের মধ্যে এমন কোনো প্রার্থী নেই।[241]

মিল্কিওয়ে প্রার্থী

মূল নিবন্ধ: List of supernova candidates

[242]

মিল্কিওয়ের পরবর্তী সুপারনোভাটি গ্যালাক্সির দূরবর্তী প্রান্তে ঘটলেও সম্ভবত শনাক্তযোগ্য হবে। এটি সম্ভবত একটি সাধারণ রেড সুপারজায়ান্টের পতনের ফলে উৎপন্ন হবে এবং এটি অত্যন্ত সম্ভাব্য যে এটি 2MASS-এর মতো ইনফ্রারেড জরিপে ইতিমধ্যে তালিকাভুক্ত হয়েছে। পরবর্তী কোর-কোল্যাপস সুপারনোভাটি অন্য কোনো ধরনের বিশাল নক্ষত্র যেমন ইয়েলো হাইপারজায়ান্ট, লুমিনাস ব্লু ভেরিয়েবল বা উলফ-রায়েট দ্বারা উৎপন্ন হওয়ার সম্ভাবনা কম। পরবর্তী সুপারনোভাটি সাদা বামন দ্বারা উৎপন্ন টাইপ Ia হওয়ার সম্ভাবনা কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার এক-তৃতীয়াংশ হিসেবে গণনা করা হয়েছে। আবারও, এটি যেখানেই ঘটুক না কেন পর্যবেক্ষণযোগ্য হওয়া উচিত, তবে প্রোজেনিটর বা পূর্বসূরী নক্ষত্রটি পর্যবেক্ষণ করা হওয়ার সম্ভাবনা কম। টাইপ Ia প্রোজেনিটর সিস্টেম দেখতে কেমন তা সঠিকভাবে জানা নেই এবং কয়েক পারসেকের বাইরে সেগুলোকে শনাক্ত করা কঠিন। মিল্কিওয়েতে মোট সুপারনোভার হার প্রতি শতাব্দীতে ২ থেকে ১২-এর মধ্যে অনুমান করা হয়, যদিও কয়েক শতাব্দী ধরে বাস্তবে একটিও পর্যবেক্ষণ করা হয়নি।[149]

পরিসংখ্যানগতভাবে, কোর-কোল্যাপস সুপারনোভার সবচেয়ে সাধারণ বৈচিত্র্য হলো টাইপ II-P, এবং এই ধরনের প্রোজেনিটর হলো রেড সুপারজায়ান্ট।[243] সেই সুপারজায়ান্টগুলোর মধ্যে কোনটি তাদের কোরে ভারী মৌল ফিউশনের শেষ পর্যায়ে রয়েছে এবং কোনটির আরও লক্ষ লক্ষ বছর বাকি আছে তা শনাক্ত করা কঠিন। সবচেয়ে বিশাল রেড সুপারজায়ান্টগুলো তাদের বায়ুমণ্ডল ত্যাগ করে এবং তাদের কোর পতনের আগে উলফ-রায়েট নক্ষত্রে বিবর্তিত হয়। সমস্ত উলফ-রায়েট নক্ষত্র উলফ-রায়েট পর্যায় থেকে এক মিলিয়ন বছরের মধ্যে তাদের জীবন শেষ করে, কিন্তু আবারও, কোর পতনের সবচেয়ে কাছেরগুলোকে শনাক্ত করা কঠিন। একটি শ্রেণি যা বিস্ফোরিত হওয়ার আগে কয়েক হাজার বছরের বেশি সময় পাবে না বলে আশা করা হয় তা হলো WO উলফ-রায়েট নক্ষত্র, যা তাদের কোর হিলিয়াম নিঃশেষ করে ফেলেছে বলে পরিচিত।[244] এদের মধ্যে মাত্র আটটি পরিচিত এবং তাদের মধ্যে মাত্র চারটি মিল্কিওয়েতে রয়েছে।[245]

বেশ কিছু নিকটবর্তী বা সুপরিচিত নক্ষত্রকে সম্ভাব্য কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা প্রার্থী হিসেবে চিহ্নিত করা হয়েছে: উচ্চ-ভরের নীল নক্ষত্র স্পাইকা, রিগেল এবং ডেনেব,[246] লোহিত অতিদানব বিটলজুস, অ্যান্টারেস এবং ভিভি সেফাই এ;[247][248][249] পীত হাইপারজায়ান্ট রো ক্যাসিওপিয়াই;[250] লুমিনাস ব্লু ভেরিয়েবল ইটা ক্যারিনা, যা ইতিমধ্যেই একটি সুপারনোভা ইমপোস্টার তৈরি করেছে;[251] এবং রিগর বা গামা ভেলোরাম সিস্টেমের উভয় উপাদান—একটি নীল অতিদানব এবং একটি উলফ-রেয়েট নক্ষত্র।[252][253] মিমোসা, অ্যাক্রাক্স এবং হ্যাডার বা বিটা সেন্টাউরি—দক্ষিণ গোলার্ধের ক্রাক্স এবং সেন্টাউরাস নক্ষত্রমণ্ডলীর এই তিনটি উজ্জ্বল নক্ষত্র সিস্টেমের প্রতিটিতেই এমন নীল নক্ষত্র রয়েছে যাদের ভর সুপারনোভা হিসেবে বিস্ফোরিত হওয়ার জন্য যথেষ্ট।[254][255][256] অন্যরা গামা-রে বার্স্টের সম্ভাব্য (যদিও খুব বেশি সম্ভাবনা নেই এমন) প্রোজেনিটর হিসেবে পরিচিতি পেয়েছে; উদাহরণস্বরূপ ডব্লিউআর ১০৪।[257]

টাইপ Ia সুপারনোভার প্রার্থীদের শনাক্তকরণ অনেক বেশি অনুমাননির্ভর। অ্যাক্রিশন বা পদার্থ গ্রহণকারী শ্বেত বামন নক্ষত্রবিশিষ্ট যেকোনো বাইনারি সিস্টেম সুপারনোভা তৈরি করতে পারে, যদিও এর সঠিক প্রক্রিয়া এবং সময়কাল নিয়ে এখনও বিতর্ক রয়েছে। এই সিস্টেমগুলো অনুজ্জ্বল এবং শনাক্ত করা কঠিন, তবে নোভা এবং পুনরাবৃত্ত নোভা এমন সিস্টেম যা বিস্ফোরণের মাধ্যমে নিজেদের জানান দেয়। এর একটি উদাহরণ হলো ইউ স্করপিআই।[258]

[249]

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

DuplicateReferences script detected:

  1. ↑ (2017). "Handbook of Supernovae". Springer International Publishing. ISBN 978-3-319-21845-8. doi:10.1007/978-3-319-21846-5.
  2. ↑ (2021). "On the rate of core collapse supernovae in the milky way". New Astronomy. 83. doi:10.1016/j.newast.2020.101498.
  3. ↑ 3.0 3.1 (2008). "The Youngest Galactic Supernova Remnant: G1.9+0.3". The Astrophysical Journal Letters. 680 (1) L41–L44. doi:10.1086/589570.
  4. ↑ (September 1, 1989). "Supernova 1987A". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 27 629–700. doi:10.1146/annurev.aa.27.090189.003213.
  5. ↑ Zwicky, Fritz. (1 January 1940). Types of Novae. Reviews of Modern Physics. 12 (1) 66–85. doi:10.1103/RevModPhys.12.66.
  6. ↑ 6.0 6.1 Osterbrock, D. E.. (2001-12-01). "Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?". American Astronomical Society Meeting Abstracts. 199 15.01.
  7. ↑ supernova
  8. ↑ (1978). Supernovae. 1–3. Press Syndicate of the University of Cambridge. ISBN 978-0-521-30038-4.
  9. ↑ (2011). Oldest sky-chart with Supernova record (in Kashmir). Purātattva: Journal of the Indian Archaeological Society. (41) 207–211.
  10. ↑ (2014). "Are supernovae recorded in indigenous astronomical traditions?". Journal of Astronomical History and Heritage. 17 (2) 161. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2014.02.03.
  11. ↑ 11.0 11.1 11.2 11.3 11.4 11.5 11.6 11.7 (1976). "Historical Supernovas". Scientific American. 234 (6) 100–108. doi:10.1038/scientificamerican0676-100.
  12. ↑ (1985). Supernovae. 14–16. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-30038-4.
  13. ↑ Burnham, Robert Jr.. (1978). "The Celestial handbook". 1117–1122. Dover.
  14. ↑ (2003). "The SN 1006 Remnant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum". Astrophysical Journal. 585 (1) 324–335. doi:10.1086/345985.
  15. ↑ 15.0 15.1 Fraknoi, Andrew. (2022). Astronomy 2e. 767. OpenStax. ISBN 978-1-951-69350-3.
  16. ↑ (1982). "The Historical Supernovae". 355–370. D. Reidel.
  17. ↑ (1943). "No. 675. Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova". Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. 675 1–9.
  18. ↑ (2001). The Story of Astronomy. 76. Basic Books. ISBN 978-0-7382-0586-1.
  19. ↑ (25 February 2016). "Young Remnants of type Ia Supernovae and Their Progenitors: A Study Of SNR G1.9+0.3". The Astrophysical Journal. 819 (1) 37. doi:10.3847/0004-637X/819/1/37.
  20. ↑ Krause, O.. (2008). "The Cassiopeia A Supernova was of type IIb". Science. 320 (5880) 1195–1197. doi:10.1126/science.1155788.
  21. ↑ SNRcat – High Energy Observations of Galactic Supernova Remnants. University of Manitoba.
  22. ↑ (October 2006). "The Guest Star of AD185 must have been a Supernova". 6 (5) 635–640. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17.
  23. ↑ (September 1994). "Identification of the guest star of AD 185 as a comet rather than a supernova". Nature. 371 (6496) 398–399. doi:10.1038/371398a0.
  24. ↑ Moore, Patrick. (2000). The Data Book of Astronomy. 295–296. CRC Press. ISBN 978-1-4200-3344-1.
  25. ↑ 25.0 25.1 (1 July 2020). "A search for the modern counterparts of the Far Eastern guest stars 369 CE, 386 CE and 393 CE". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 497 (2) 1419–1433. doi:10.1093/mnras/staa1970.
  26. ↑ (2003). "The SN 1006 Reminant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum". The Astrophysical Journal. 585 (1) 324–335. doi:10.1086/345985.
  27. ↑ (1 September 2021). "The Remnant and Origin of the Historical Supernova 1181 AD". The Astrophysical Journal Letters. 918 (2) L33. doi:10.3847/2041-8213/ac2253.
  28. ↑ Schaefer, Bradley E.. (July 1995). "The Peak Brightness of SN 1895B in NGC 5253 and the Hubble Constant". Astrophysical Journal Letters. 447 L13. doi:10.1086/309549.
  29. ↑ (1969). "The Structure of the Virgo Cluster as Determined from Supernovae". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 81 (482) 608. doi:10.1086/128826.
  30. ↑ Dick, Steven J.. (2019). Classifying the Cosmos: How We Can Make Sense of the Celestial Landscape. 191. Springer International Publishing. ISBN 978-3-030-10380-4.
  31. ↑ (2001). "Who Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?". Bulletin of the American Astronomical Society. 33 1330.
  32. ↑ (1934). "On Super-novae". Proceedings of the National Academy of Sciences. 20 (5) 254–259. doi:10.1073/pnas.20.5.254.
  33. ↑ (1985). Supernovae. 42. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-30038-4.
  34. ↑ da Silva, L. A. L.. (1993). "The Classification of Supernovae". Astrophysics and Space Science. 202 (2) 215–236. doi:10.1007/BF00626878.
  35. ↑ Kowal, C. T.. (1968). "Absolute magnitudes of supernovae". Astronomical Journal. 73 1021–1024. doi:10.1086/110763.
  36. ↑ (2003). "A cosmological surprise: The universe accelerates". Europhysics News. 32 (4) 121–125. doi:10.1051/epn:2001401.
  37. ↑ Fabian, A. C.. (2008). "A Blast from the Past". Science. 320 (5880) 1167–1168. doi:10.1126/science.1158538.
  38. ↑ Aschenbach, B.. (1998). "Discovery of a young nearby supernova remnant". Nature. 396 (6707) 141–142. doi:10.1038/24103.
  39. ↑ (1998). "Emission from 44 associated with a previously unknown Galactic supernova". Nature. 396 (6707) 142–144. doi:10.1038/24106.
  40. ↑ (10 June 2024). NASA's Webb Opens New Window on Supernova Science - NASA Science. science.nasa.gov.
  41. ↑ (2016). "ASASSN-15lh: A highly super-luminous supernova". Science. 351 (6270) 257–260. doi:10.1126/science.aac9613.
  42. ↑ (2016). "The superluminous transient ASASSN-15lh as a tidal disruption event from a Kerr black hole". Nature Astronomy. 1 (2) 0002. doi:10.1038/s41550-016-0002.
  43. ↑ Sample, I.. (13 February 2017). Massive supernova visible millions of light-years from Earth. The Guardian.
  44. ↑ (13 February 2017). "Confined dense circumstellar material surrounding a regular type II supernova". Nature Physics. 13 (5) 510–517. doi:10.1038/nphys4025.
  45. ↑ 45.0 45.1 45.2 Astronomy Now journalist. (23 February 2018). Amateur astronomer makes once-in-lifetime discovery. Astronomy Now.
  46. ↑ (21 February 2018). "A surge of light at the birth of a supernova". Nature. 554 (7693) 497–499. doi:10.1038/nature25151.
  47. ↑ (1969). "Early Supernova Luminosity". The Astrophysical Journal. 157 623. doi:10.1086/150102.
  48. ↑ (1996). The Origin and Evolution of the Universe. 68. Jones & Bartlett Learning. ISBN 978-0-7637-0030-0.
  49. ↑ (2001). "The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope". 246 121. Astronomical Society of the Pacific. ISBN 978-1-58381-084-2.
  50. ↑ 50.0 50.1 (2004). "SNEWS: The SuperNova Early Warning System". New Journal of Physics. 6 114. doi:10.1088/1367-2630/6/1/114.
  51. ↑ (2000). "SNEWS: The supernova early warning system". AIP Conference Proceedings. 523 355–361. doi:10.1063/1.1291879.
  52. ↑ (1999). "Supernova neutrinos and the neutrino masses". Revista Mexicana de Fisica. 45 (2) 36.
  53. ↑ (2008). "The Sloan Digital Sky Survey-Ii Supernova Survey: Technical Summary". The Astronomical Journal. 135 (1) 338–347. doi:10.1088/0004-6256/135/1/338.
  54. ↑ (1997). "Scheduled discovery of 7+ high-redshift SNe: First cosmology results and bounds on q0". 486 749. Kluwer Academic Publishers. doi:10.1007/978-94-011-5710-0_46.
  55. ↑ (2003). "Importance of supernovae at z > 1.5 to probe dark energy". Physical Review D. 67 (8). doi:10.1103/PhysRevD.67.081303.
  56. ↑ (1997). "Measurements of the Cosmological Parameters Ω and Λ from the First Seven Supernovae at z ≥ 0.35". The Astrophysical Journal. 483 (2) 565. doi:10.1086/304265.
  57. ↑ (2006). The Nearby Supernova Factory. New Astronomy Reviews. 50 (4–5) 637–640. doi:10.1016/j.newar.2006.02.035.
  58. ↑ (2018). "The Complete Light-curve Sample of Spectroscopically Confirmed SNe Ia from Pan-STARRS1 and Cosmological Constraints from the Combined Pantheon Sample". The Astrophysical Journal. 859 (2) 101. doi:10.3847/1538-4357/aab9bb.
  59. ↑ (2021). "The Pantheon+ Analysis: The Full Dataset and Light-Curve Release". Astrophysical Journal Letters. 938 (2) 113. doi:10.3847/1538-4357/ac8b7a.
  60. ↑ What Kinds of Discovered Objects to Report for IAUC Publication. cbat.eps.harvard.edu.
  61. ↑ 61.0 61.1 (1980). Type I supernovae: An observer's view. AIP Conference Proceedings. 63 33–37. doi:10.1063/1.32212.
  62. ↑ 62.0 62.1 The Padova-Asiago supernova catalogue. Osservatorio Astronomico di Padova.
  63. ↑ (2002). "Historical Supernovae and Their Remnants". 1–5, 60, 82. Clarendon Press. ISBN 0-19-850766-6.
  64. ↑ 64.0 64.1 64.2 Open Supernova Catalog.
  65. ↑ List of Supernovae. IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams.
  66. ↑ 66.0 66.1 (2001). "The Influence of Binaries on Stellar Population Studies". 264 199. Kluwer Academic Publishers. ISBN 978-0-7923-7104-5. doi:10.1007/978-94-015-9723-4_16.
  67. ↑ 67.0 67.1 67.2 67.3 67.4 67.5 67.6 67.7 (2003). "Supernovae and Gamma-Ray Bursters". 598 21–36. ISBN 978-3-540-44053-6. doi:10.1007/3-540-45863-8_3.
  68. ↑ 68.0 68.1 68.2 68.3 68.4 68.5 68.6 (1985). "A comparative study of supernova light curves". The Astronomical Journal. 90 2303. doi:10.1086/113934.
  69. ↑ (2009). "SN 2008ha: an extremely low luminosity and exceptionally low energy supernova". The Astronomical Journal. 138 (2) 376. doi:10.1088/0004-6256/138/2/376.
  70. ↑ (2014). "Multi-color Optical and Near-infrared Light Curves of 64 Stripped-envelope Core-Collapse Supernovae". The Astrophysical Journal Supplement. 213 (2) 19. doi:10.1088/0067-0049/213/2/19.
  71. ↑ (2016-05-11). "Hubble Space Telescope observations of the host galaxies and environments of calcium-rich supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 458 (2) 1768–1777. doi:10.1093/mnras/stw477.
  72. ↑ Nugent, Peter. (2017-06-02). "Supernovae: The explosion in a bubble". Nature Astronomy. 1 (6). doi:10.1038/s41550-017-0140.
  73. ↑ 73.0 73.1 (2010). "A faint type of supernova from a white dwarf with a helium-rich companion". Nature. 465 (7296) 322–325. doi:10.1038/nature09056.
  74. ↑ 74.0 74.1 (20 August 2025). "Extremely stripped supernova reveals a silicon and sulfur formation site". Nature. 644 (8077) 634–639. doi:10.1038/s41586-025-09375-3.
  75. ↑ 75.0 75.1 Strickland, Ashley. (22 August 2025). Astronomers discover rare new type of supernova. CNN.
  76. ↑ 76.0 76.1 (1979). "Photometric properties of type II supernovae". Astronomy and Astrophysics. 72 287.
  77. ↑ (1988). "Supernova 1987K: Type II in Youth, Type Ib in Old Age". The Astronomical Journal. 96 1941. doi:10.1086/114940.
  78. ↑ (1964). "NGC 1058 and its Supernova 1961". The Astrophysical Journal. 139 514. doi:10.1086/147779.
  79. ↑ Zwicky, F.. (1962). "New Observations of Importance to Cosmology". 15 347. Macmillan Press.
  80. ↑ Filippenko, Alexei V.. (September 1997). "Optical Spectra of Supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 35 (1) 309–355. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309.
  81. ↑ The Rise and Fall of a Supernova. ESO Picture of the Week.
  82. ↑ (2014). "Reconciling 56Ni production in Type Ia supernovae with double degenerate scenarios". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438 (4) 3456. doi:10.1093/mnras/stt2451.
  83. ↑ (2009). "On the Progenitors of Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae". The Astrophysical Journal. 702 (1) 686–691. doi:10.1088/0004-637X/702/1/686.
  84. ↑ (2007). "Predicted and Observed Evolution in the Mean Properties of Type Ia Supernovae with Redshift". Astrophysical Journal Letters. 667 (1) L37–L40. doi:10.1086/522030.
  85. ↑ 85.0 85.1 (2007). "A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae". Science. 315 (5813) 825–828. doi:10.1126/science.1136259.
  86. ↑ (1987). A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse. The Astrophysical Journal. 323 (1) 140–144. doi:10.1086/165813.
  87. ↑ 87.0 87.1 (1997). "White Dwarfs: Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs". 214 49. Kluwer Academic Publishers. ISBN 978-0-7923-4585-5. doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7.
  88. ↑ Wheeler, J. C.. (2000). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. 96. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-65195-0.
  89. ↑ (1993). "Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms". Astronomy and Astrophysics. 270 (1–2) 223–248.
  90. ↑ (2004). "The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics Letters. 420 (1) L1–L4. doi:10.1051/0004-6361:20040135.
  91. ↑ 91.0 91.1 91.2 91.3 (2000). "Type IA Supernova Explosion Models". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38 (1) 191–230. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191.
  92. ↑ Paczyński, B.. (1976). "Common Envelope Binaries". 75–80. D. Reidel.
  93. ↑ (November 2019). "A unified mechanism for unconfined deflagration-to-detonation transition in terrestrial chemical systems and type Ia supernovae". Science. 366 (6465). doi:10.1126/science.aau7365.
  94. ↑ (2006). "A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant". The Astrophysical Journal. 652 (2) 1133–1149. doi:10.1086/508530.
  95. ↑ Colgate, S. A.. (1979). "Supernovae as a standard candle for cosmology". The Astrophysical Journal. 232 (1) 404–408. doi:10.1086/157300.
  96. ↑ (2000). "Type IA supernova progenitors". Memorie della Societa Astronomica Italiana. 71 435.
  97. ↑ (2012). "How the merger of two white dwarfs depends on their mass ratio: Orbital stability and detonations at contact". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 422 (3) 2417. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x.
  98. ↑ (18 August 2014). "Observational Clues to the Progenitors of Type Ia Supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 52 (1) 107–170. doi:10.1146/annurev-astro-082812-141031.
  99. ↑ (2006). "The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star". Nature. 443 (7109) 308–311. doi:10.1038/nature05103.
  100. ↑ (2010). "Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf". The Astrophysical Journal. 714 (2) 1209. doi:10.1088/0004-637X/714/2/1209.
  101. ↑ (October 2018). "Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?". Astronomy & Astrophysics. 618 A124. doi:10.1051/0004-6361/201833475.
  102. ↑ (2014). "Helium double-detonation explosions for the progenitors of type Ia supernovae". Proceedings of the International Astronomical Union. 9 (S298) 442. doi:10.1017/S1743921313007072.
  103. ↑ (2013). "Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion". The Astrophysical Journal. 767 (1) 57. doi:10.1088/0004-637X/767/1/57.
  104. ↑ (2014). "A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z". Nature. 512 (7512) 54–56. doi:10.1038/nature13615.
  105. ↑ (2013). "Type Ia Supernovae strongly interaction with their circumstellar medium". The Astrophysical Journal Supplement Series. 207 (1) 3. doi:10.1088/0067-0049/207/1/3.
  106. ↑ Sharma, Yashvi; Sollerman, Jesper; Fremling, Christoffer; Kulkarni, Shrinivas R.; De, Kishalay; Irani, Ido; Schulze, Steve; Strotjohann, Nora Linn; Gal-Yam, Avishay. (2023-05-01). A Systematic Study of Ia-CSM Supernovae from the ZTF Bright Transient Survey. The Astrophysical Journal. 948 (1) 52. doi:10.3847/1538-4357/acbc16.
  107. ↑ (March 2012). "The Gaia-ESO Public Spectroscopic Survey". The Messenger. 147 (147) 25–31.
  108. ↑ (12 May 2022). "A spectroscopic quadruple as a possible progenitor of sub-Chandrasekhar type Ia supernovae". Nature Astronomy. 6 (6) 681–688. doi:10.1038/s41550-022-01664-5.
  109. ↑ 109.0 109.1 109.2 109.3 109.4 109.5 109.6 109.7 (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal. 591 (1) 288–300. doi:10.1086/375341.
  110. ↑ 110.0 110.1 110.2 (2020). "Predictions for the hydrogen-free ejecta of pulsational pair-instability supernovae". Astronomy and Astrophysics. 640 A56. doi:10.1051/0004-6361/202037710.
  111. ↑ (2010). "Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars". New Astronomy Reviews. 54 (3–6) 191. doi:10.1016/j.newar.2010.09.022.
  112. ↑ (2012). "Progenitors of Recombining Supernova Remnants". The Astrophysical Journal. 750 (1) L13. doi:10.1088/2041-8205/750/1/L13.
  113. ↑ (2009). "Sn 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor". The Astrophysical Journal. 697 (1) L49. doi:10.1088/0004-637X/697/1/L49.
  114. ↑ 114.0 114.1 114.2 114.3 (2007). "Theory of core-collapse supernovae". Physics Reports. 442 (1–6) 38–74. doi:10.1016/j.physrep.2007.02.002.
  115. ↑ (2003). "Gravitational Waves from Gravitational Collapse". Living Reviews in Relativity. 6 (1) 2. doi:10.12942/lrr-2003-2.
  116. ↑ 116.0 116.1 (1 July 2000). "Comprehensive analytic formulae for stellar evolution as a function of mass and metallicity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 315 (3) 543–569. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x.
  117. ↑ 117.0 117.1 117.2 117.3 (2005). "The Physics of Core-Collapse Supernovae". Nature Physics. 1 (3) 147–154. doi:10.1038/nphys172.
  118. ↑ (2000). "Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection". 173. Yale University Press. ISBN 978-0-300-09097-0.
  119. ↑ 119.0 119.1 (2004). "APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group".
  120. ↑ (1990). "Neutrinos from type II supernovae- The first 100 milliseconds". Astrophysical Journal. 364 222–231. doi:10.1086/169405.
  121. ↑ 121.0 121.1 (2019). "Relativistic Jets in Core-collapse Supernovae". The Astrophysical Journal. 871 (2) L25. doi:10.3847/2041-8213/aaffce.
  122. ↑ 122.0 122.1 (2011). "Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout". The Astrophysical Journal. 734 (2) 102. doi:10.1088/0004-637X/734/2/102.
  123. ↑ 123.0 123.1 (2008). "The Supernova Channel of Super-AGB Stars". The Astrophysical Journal. 675 (1) 614–625. doi:10.1086/520872.
  124. ↑ (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. 304 (5679) 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370.
  125. ↑ (2007). "Introduction to Planetary Science". 35–48. ISBN 978-1-4020-5233-0. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_4.
  126. ↑ 126.0 126.1 (2014). "The red supergiant and supernova rate problems: Implications for core-collapse supernova physics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 445 L99–L103. doi:10.1093/mnrasl/slu146.
  127. ↑ (2014). "A sample of Type II-L supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 445 (1) 554–569. doi:10.1093/mnras/stu1760.
  128. ↑ (2019). "Mind the Gap: The Location of the Lower Edge of the Pair-instability Supernova Black Hole Mass Gap". The Astrophysical Journal. 887 (1) 53. doi:10.3847/1538-4357/ab518b.
  129. ↑ (2009). "Early Spectroscopic Identification of SN 2008D". The Astrophysical Journal Letters. 692 (2) L84. doi:10.1088/0004-637X/692/2/L84.
  130. ↑ (2014). "Sn 2008D: A Wolf-Rayet Explosion Through a Thick Wind". The Astrophysical Journal. 788 (1) L14. doi:10.1088/2041-8205/788/1/L14.
  131. ↑ Pols, O.. (1997). "Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae". 130 153–158.
  132. ↑ 132.0 132.1 132.2 (2013). "The death of massive stars – II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436 (1) 774. doi:10.1093/mnras/stt1612.
  133. ↑ (2017). "Towards a better understanding of the evolution of Wolf–Rayet stars and Type Ib/Ic supernova progenitors". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 470 (4) 3970–3980. doi:10.1093/mnras/stx1496.
  134. ↑ (2004). "Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 349 (3) 1093–1100. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x.
  135. ↑ (2013). "Super-luminous Type Ic Supernovae: Catching a Magnetar by the Tail". The Astrophysical Journal. 770 (2) 28. doi:10.1088/0004-637X/770/2/128.
  136. ↑ (2013). "Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions". Nature. 502 (7471) 346–349. doi:10.1038/nature12569.
  137. ↑ (2013). "Ultra-stripped Type Ic supernovae from close binary evolution". Astrophysical Journal Letters. 778 (2) L23. doi:10.1088/2041-8205/778/2/L23.
  138. ↑ (11 June 2015). "Ultra-stripped supernovae: progenitors and fate". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 451 (2) 2123–2144. doi:10.1093/mnras/stv990.
  139. ↑ (2013). "The Fast and Furious Decay of the Peculiar Type Ic Supernova 2005ek". Astrophysical Journal. 774 (58) 44. doi:10.1088/0004-637X/774/1/58.
  140. ↑ (13 September 2017). "Formation of Double Neutron Star Systems". The Astrophysical Journal. 846 (2) 170. doi:10.3847/1538-4357/aa7e89.
  141. ↑ (12 October 2018). "A hot and fast ultra-stripped supernova that likely formed a compact neutron star binary". Science. 362 (6411) 201–206. doi:10.1126/science.aas8693.
  142. ↑ (2022). "A WC/WO star exploding within an expanding carbon–oxygen–neon nebula". Nature. 601 (7892) 201–204. doi:10.1038/s41586-021-04155-1.
  143. ↑ (12 January 2022). Astronomers discover first supernova explosion of a Wolf-Rayet star. Instituto de Astrofísica de Canarias • IAC.
  144. ↑ 144.0 144.1 (28 June 2021). "The electron-capture origin of supernova 2018zd". Nat Astron. 5 (9) 903–910. doi:10.1038/s41550-021-01384-2.
  145. ↑ 145.0 145.1 145.2 (28 June 2021). New, Third Type Of Supernova Observed. W. M. Keck Observatory.
  146. ↑ 146.0 146.1 146.2 (28 June 2021). Astronomers discover new type of supernova. RTE News.
  147. ↑ (2015). "Gone without a bang: an archival HST survey for disappearing massive stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 453 (3) 2886–2901. doi:10.1093/mnras/stv1809.
  148. ↑ (2015). "The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: first candidates". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 450 (3) 3289–3305. doi:10.1093/mnras/stv776.
  149. ↑ 149.0 149.1 (2013). "Observing the Next Galactic Supernova". The Astrophysical Journal. 778 (2) 164. doi:10.1088/0004-637X/778/2/164.
  150. ↑ 150.0 150.1 (2016). "Fundamental Astronomy". 309. Springer. ISBN 978-3-662-53044-3.
  151. ↑ 151.0 151.1 (August 2019). "New regimes in the observation of core-collapse supernovae". Nature Astronomy. 3 (8) 717–724. doi:10.1038/s41550-019-0856-2.
  152. ↑ 152.0 152.1 (2020). "Type IIn supernova light-curve properties measured from an untargeted survey sample". Astronomy and Astrophysics. 637 A73. doi:10.1051/0004-6361/201936097.
  153. ↑ (1987-11-13). "When Will a Pulsar in Supernova 1987a Be Seen?". Science. 238 (4829) 938–940. doi:10.1126/science.238.4829.938.
  154. ↑ (1968). Nucleosynthesis During Silicon Burning. Physical Review Letters. 20 (4) 161. doi:10.1103/PhysRevLett.20.161.
  155. ↑ 155.0 155.1 (1988). "Gamma-ray line emission from SN1987A". Nature. 331 (6155) 416. doi:10.1038/331416a0.
  156. ↑ (2009). "Type II Supernovae: Model Light Curves and Standard Candle Relationships". The Astrophysical Journal. 703 (2) 2205. doi:10.1088/0004-637X/703/2/2205.
  157. ↑ (2016). "A two-component model for fitting light curves of core-collapse supernovae". Astronomy & Astrophysics. 589 A53. doi:10.1051/0004-6361/201527931.
  158. ↑ (1 November 2009). "Properties of Type II Plateau Supernova SNLS-04D2dc: Multicolor Light Curves of Shock Breakout and Plateau". The Astrophysical Journal. 705 (1) L10–L14. doi:10.1088/0004-637X/705/1/L10.
  159. ↑ (22 March 2016). "Characterizing Mid-Ultraviolet to Optical Light Curves of Nearby Type IIn Supernovae". The Astrophysical Journal. 820 (1) 74. doi:10.3847/0004-637X/820/1/74.
  160. ↑ (2014). "Cobalt-56 γ-ray emission lines from the Type Ia supernova 2014J". Nature. 512 (7515) 406–8. doi:10.1038/nature13672.
  161. ↑ (2009). "Late-time supernova light curves: The effect of internal conversion and Auger electrons". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (1) 531–535. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15478.x.
  162. ↑ Tsvetkov, D. Yu.. (1987). "Light curves of type Ib supernova: SN 1984l in NGC 991". Soviet Astronomy Letters. 13 376–378.
  163. ↑ 163.0 163.1 Filippenko, A.V.. (2004). "Supernovae and Their Massive Star Progenitors". The Fate of the Most Massive Stars. 332 34.
  164. ↑ (1997). "Optical Spectra of Supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 35 309–355. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309.
  165. ↑ (2002). "The type IIn supernova 1995G: interaction with the circumstellar medium". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 333 (1) 27–38. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x.
  166. ↑ (21 September 2018). "A cosmology-independent calibration of Type Ia supernovae data". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 479 (3) 3996–4003. doi:10.1093/mnras/sty1715.
  167. ↑ (11 July 2020). "Studying Type II supernovae as cosmological standard candles using the Dark Energy Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (4) 4860–4892. doi:10.1093/mnras/staa1402.
  168. ↑ (2011). "Nearby supernova rates from the Lick Observatory Supernova Search – II. The observed luminosity functions and fractions of supernovae in a complete sample". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 412 (3) 1441. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x.
  169. ↑ (2002). "A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae". The Astronomical Journal. 123 (2) 745–752. doi:10.1086/338318.
  170. ↑ (1996). "The Pulsar Wind Nebula Around PSR B1853+01 in the Supernova Remnant W44". Astrophysical Journal Letters. 464 (2) L165–L168. doi:10.1086/310103.
  171. ↑ 171.0 171.1 Lai, Dong. (2004). "Cosmic explosions in three dimensions: Asymmetries in supernovae and gamma-ray bursts". 276. Cambridge University Press. ISBN 0-521-84286-7.
  172. ↑ 172.0 172.1 (1 February 2022). "Supernova Fallback as Origin of Neutron Star Spins and Spin-kick Alignment". The Astrophysical Journal. 926 (1) 9. doi:10.3847/1538-4357/ac403c.
  173. ↑ Fryer, C. L.. (2004). "Neutron Star Kicks from Asymmetric Collapse". Astrophysical Journal. 601 (2) L175–L178. doi:10.1086/382044.
  174. ↑ (2014). "Implications of turbulence for jets in core-collapse supernova explosions". The Astrophysical Journal. 806 (1) 28. doi:10.1088/0004-637X/806/1/28.
  175. ↑ (1999). "Jet-induced Explosions of Core Collapse Supernovae". The Astrophysical Journal. 524 (2) L107. doi:10.1086/312305.
  176. ↑ (2003). "Spectropolarimetry of SN 2001el in NGC 1448: Asphericity of a Normal Type Ia Supernova". The Astrophysical Journal. 591 (2) 1110–1128. doi:10.1086/375444.
  177. ↑ 177.0 177.1 177.2 (2001). "Can Differences in the Nickel Abundance in Chandrasekhar-Mass Models Explain the Relation between the Brightness and Decline Rate of Normal Type Ia Supernovae?". The Astrophysical Journal. 547 (2) 988. doi:10.1086/318428.
  178. ↑ (2002). "The Secrets Behind Supernovae". Science. 297 (5584) 1134–1135. doi:10.1126/science.1075935.
  179. ↑ (1997). "Type Ia Supernovae: Their Origin and Possible Applications in Cosmology". Science. 276 (5317) 1378–1382. doi:10.1126/science.276.5317.1378.
  180. ↑ (2006). "Neutrino Emission from Type Ia Supernovae". AIP Conference Proceedings. 847 406–408. doi:10.1063/1.2234440.
  181. ↑ (2010). "The Rise and Fall of Type Ia Supernova Light Curves in the SDSS-II Supernova Survey". The Astrophysical Journal. 712 (1) 350–366. doi:10.1088/0004-637X/712/1/350.
  182. ↑ (2012). "Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae". Annual Review of Nuclear and Particle Science. 62 (1) 407–451. doi:10.1146/annurev-nucl-102711-094901.
  183. ↑ (2009). "Progenitors of core-collapse supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 47 (1) 63–106. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101737.
  184. ↑ (20 January 2008). "The Proto-Neutron Star Phase of the Collapsar Model and the Route to Long-Soft Gamma-Ray Bursts and Hypernovae". The Astrophysical Journal. 673 (1) L43–L46. doi:10.1086/527519.
  185. ↑ (8 April 2016). "Choked jets and low-luminosity gamma-ray bursts as hidden neutrino sources". Physical Review D. 93 (8). doi:10.1103/PhysRevD.93.083003.
  186. ↑ (15 November 2007). "Pulsational pair instability as an explanation for the most luminous supernovae". Nature. 450 (7168) 390–392. doi:10.1038/nature06333.
  187. ↑ (21 July 2011). "Recycling of neutron stars in common envelopes and hypernova explosions: Recycling of neutron stars and hypernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 415 (1) 944–958. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18762.x.
  188. ↑ (13 November 2017). "Neutrino signal from pair-instability supernovae". Physical Review D. 96 (10). doi:10.1103/PhysRevD.96.103008.
  189. ↑ (22 March 2022). "Metallicity estimation of core-collapse Supernova H ii regions in galaxies within 30 Mpc". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 512 (1) 1541–1556. doi:10.1093/mnras/stac625.
  190. ↑ (10 May 2006). "The Galaxy Hosts and Large-Scale Environments of Short-Hard Gamma-Ray Bursts". The Astrophysical Journal. 642 (2) 989–994. doi:10.1086/501160.
  191. ↑ (March 2005). "Active and Star-forming Galaxies and Their Supernovae". The Astronomical Journal. 129 (3) 1369–1380. doi:10.1086/427712.
  192. ↑ (25 July 2014). "Comparing the Host Galaxies of Type Ia, Type II, and Type Ibc Supernovae". The Astrophysical Journal. 791 (1) 57. doi:10.1088/0004-637X/791/1/57.
  193. ↑ (5 April 2021). "Core-collapse, superluminous, and gamma-ray burst supernova host galaxy populations at low redshift: the importance of dwarf and starbursting galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 503 (3) 3931–3952. doi:10.1093/mnras/stab174.
  194. ↑ (11 April 2014). "Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 439 (3) 2917–2926. doi:10.1093/mnras/stu163.
  195. ↑ (13 March 2018). "PISCO: The PMAS/PPak Integral-field Supernova Hosts Compilation". The Astrophysical Journal. 855 (2) 107. doi:10.3847/1538-4357/aaaf20.
  196. ↑ 196.0 196.1 (2020). "'On the red supergiant problem': A rebuttal, and a consensus on the upper mass cut-off for II-P progenitors". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 496 (1) L142–L146. doi:10.1093/mnrasl/slaa102.
  197. ↑ (May 2009). "The death of massive stars – I. Observational constraints on the progenitors of Type II-P supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 395 (3) 1409–1437. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14506.x.
  198. ↑ 198.0 198.1 198.2 198.3 198.4 (2009). "Progenitors of Core-Collapse Supernovae". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 47 (1) 63–106. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101737.
  199. ↑ (2012). "Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419 (3) 2054. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x.
  200. ↑ (2012). "Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?". Astronomy & Astrophysics. 538 L8–L2. doi:10.1051/0004-6361/201118372.
  201. ↑ 201.0 201.1 (2012). "On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors". Astronomy & Astrophysics. 544 L11. doi:10.1051/0004-6361/201219790.
  202. ↑ (2013). "Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors". Astronomy & Astrophysics. 550 L7. doi:10.1051/0004-6361/201220741.
  203. ↑ Imagine the Universe!. imagine.gsfc.nasa.gov.
  204. ↑ 204.0 204.1 204.2 (2019). "Populating the periodic table: Nucleosynthesis of the elements". Science. 363 (6426) 474–478. doi:10.1126/science.aau9540.
  205. ↑ (2004). "The evolution of the Milky Way from its earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis". Astronomy & Astrophysics. 421 (2) 613–621. doi:10.1051/0004-6361:20034140.
  206. ↑ 206.0 206.1 Truran, J. W.. (1977). "Supernovae". 66 145–158. Springer. ISBN 978-94-010-1231-7. doi:10.1007/978-94-010-1229-4_14.
  207. ↑ (2018). "Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae: Progenitor's Evolution and Nucleosynthesis Yields". Space Science Reviews. 214 (4) 67. doi:10.1007/s11214-018-0499-0.
  208. ↑ (2010). "Nucleosynthesis in Two-Dimensional Delayed Detonation Models of Type Ia Supernova Explosions". The Astrophysical Journal. 712 (1) 624–638. doi:10.1088/0004-637X/712/1/624.
  209. ↑ (2011). "Electron-Capture Supernovae as the Origin of Elements Beyond Iron". The Astrophysical Journal. 726 (2) L15. doi:10.1088/2041-8205/726/2/L15.
  210. ↑ (2018). "Nucleosynthesis in 2D core-collapse supernovae of 11.2 and 17.0 M⊙ progenitors: Implications for Mo and Ru production". Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. 45 (1) 014001. doi:10.1088/1361-6471/aa8891.
  211. ↑ (1998). "Diverse Supernova Sources for the r-Process". Astrophysical Journal. 494 (1) 285–296. doi:10.1086/305198.
  212. ↑ (2019). "Collapsars as a major source of r-process elements". Nature. 569 (7755) 241–244. doi:10.1038/s41586-019-1136-0.
  213. ↑ (2001). "The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution". Icarus. 152 (1) 185. doi:10.1006/icar.2001.6617.
  214. ↑ (2019). "Astro2020 Science White Paper: Are Supernovae the Dust Producer in the Early Universe?". Bulletin of the American Astronomical Society. 51 (3) 351.
  215. ↑ (1972). "Cooling and Evolution of a Supernova Remnant". Astrophysical Journal. 178 159. doi:10.1086/151775.
  216. ↑ 216.0 216.1 Johnson, Jennifer A.. (February 2019). "Populating the periodic table: Nucleosynthesis of the elements". Science. 363 (6426) 474–478. doi:10.1126/science.aau9540.
  217. ↑ (2009). "Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2–7219". The Astrophysical Journal. 696 (2) 2138–2154. doi:10.1088/0004-637X/696/2/2138.
  218. ↑ (August 2017). "Chemical element transport in stellar evolution models". Royal Society Open Science. 4 (8). doi:10.1098/rsos.170192.
  219. ↑ (2005). "The planet-metallicity correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2) 1102–1117. doi:10.1086/428383.
  220. ↑ (2021). "Exoplanet Statistics and Theoretical Implications". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 59 291–336. doi:10.1146/annurev-astro-112420-020055.
  221. ↑ (2001). "Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2)". From Darkness to Light: Origin and Evolution of Young Stellar Clusters. 243 791.
  222. ↑ (1983). "The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds". Astronomy and Astrophysics. 128 (2) 411.
  223. ↑ (1977). "The supernova trigger for formation of the solar system". Icarus. 30 (3) 447. doi:10.1016/0019-1035(77)90101-4.
  224. ↑ Bhandan, Shivani. (1 June 2020). "The Host Galaxies and Progenitors of Fast Radio Bursts Localised with the Australian Square Kilometre Array Pathfinder". The Astrophysical Journal Letters. 895 (2) L37. doi:10.3847/2041-8213/ab672e.
  225. ↑ Zhang, Bing. (2020-11-05). "The physical mechanisms of fast radio bursts". Nature. 587 (7832) 45–53. doi:10.1038/s41586-020-2828-1.
  226. ↑ Chu, Jennifer. (2022-07-13). Astronomers detect a radio "heartbeat" billions of light-years from Earth. MIT News.
  227. ↑ (2022-03-29). "Fast radio bursts at the dawn of the 2020s". The Astronomy and Astrophysics Review. 30 (1) 2. doi:10.1007/s00159-022-00139-w.
  228. ↑ (2013). "Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants". Science. 339 (6121) 807–11. doi:10.1126/science.1231160.
  229. ↑ (2012). "Core-Collapse Supernovae, Neutrinos, and Gravitational Waves". Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 235 381–387. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036.
  230. ↑ (2018). "The Gravitational Wave Signal from Core-collapse Supernovae". The Astrophysical Journal. 861 (1) 10. doi:10.3847/1538-4357/aac5f1.
  231. ↑ (2021-03-01). "SNEWS 2.0: a next-generation supernova early warning system for multi-messenger astronomy". New Journal of Physics. 23 (3) 031201. doi:10.1088/1367-2630/abde33.
  232. ↑ (2005). "Deep-Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis". The Astrophysical Journal. 621 (2) 902–907. doi:10.1086/427797.
  233. ↑ (2004). "60 Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source". Physical Review Letters. 93 (17) 171103–171106. doi:10.1103/PhysRevLett.93.171103.
  234. ↑ (1999). "On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova". New Astronomy. 4 (6) 419–430. doi:10.1016/S1384-1076(99)00034-2.
  235. ↑ (2009). "In Brief". Scientific American. 300 (5) 28. doi:10.1038/scientificamerican0509-28a.
  236. ↑ Petersen, Carolyn Collins. (March 22, 2023). Did Supernovae Help Push Life to Become More Diverse?. Universe Today.
  237. ↑ Svensmark, Henrik. (March 16, 2023). "A persistent influence of supernovae on biodiversity over the Phanerozoic". Ecology and Evolution. 13 (3). doi:10.1002/ece3.9898.
  238. ↑ Gorelick, M.. (2007). "The Supernova Menace". Sky & Telescope. 113 (3) 26.
  239. ↑ (1999). "The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 105 (690) 841–847. doi:10.1086/133242.
  240. ↑ Beech, Martin. (December 2011). "The past, present and future supernova threat to Earth's biosphere". Astrophysics and Space Science. 336 (2) 287–302. doi:10.1007/s10509-011-0873-9.
  241. ↑ (2003). "Ozone Depletion from Nearby Supernovae". Astrophysical Journal. 585 (2) 1169–1176. doi:10.1086/346127.
  242. ↑ (2003). "The dynamics of the nebula M1-67 around the run-away Wolf-Rayet star WR 124". Astronomy and Astrophysics. 398 181–194. doi:10.1051/0004-6361:20021634.
  243. ↑ (2022-02-18). "The first days of Type II-P core collapse supernovae in the gamma-ray range". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 511 (3) 3321–3329. doi:10.1093/mnras/stac217.
  244. ↑ (2015). "Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars". Astronomy & Astrophysics. 581 A110. doi:10.1051/0004-6361/201425390.
  245. ↑ (2013). "On the nature of WO stars: A quantitative analysis of the WO3 star DR1 in IC 1613". Astronomy & Astrophysics. 559 A72. doi:10.1051/0004-6361/201322155.
  246. ↑ Firestone, R. B.. (June 2014). "Observation of 23 Supernovae That Exploded <300 pc from Earth during the past 300 kyr". The Astrophysical Journal. 789 (1) 29. doi:10.1088/0004-637X/789/1/29.
  247. ↑ (2015). "Astrophysics is Easy!". 203–223. ISBN 978-3-319-11643-3. doi:10.1007/978-3-319-11644-0_12.
  248. ↑ VV Cephei. stars.astro.illinois.edu.
  249. ↑ 249.0 249.1 (2020-08-01). "Presupernova neutrinos: directional sensitivity and prospects for progenitor identification". The Astrophysical Journal. 899 (2) 153. doi:10.3847/1538-4357/ab99a6.
  250. ↑ (2004). "Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae". Stars as Suns: Activity. 219 903.
  251. ↑ (2003). "Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind of eta Carinae". Astronomy and Astrophysics. 410 (3) L37. doi:10.1051/0004-6361:20031500.
  252. ↑ (2011). "Astronomy with Radioactivities". 812 153–231. ISBN 978-3-642-12697-0. doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4.
  253. ↑ Regor. stars.astro.illinois.edu.
  254. ↑ Acrux. stars.astro.illinois.edu.
  255. ↑ Mimosa. stars.astro.illinois.edu.
  256. ↑ Hadar. stars.astro.illinois.edu.
  257. ↑ (2008). "The Prototype Colliding-Wind Pinwheel WR 104". The Astrophysical Journal. 675 (1) 698–710. doi:10.1086/527286.
  258. ↑ (2002). "The recurrent nova U Scorpii – A type Ia supernova progenitor". 261. Astronomical Society of the Pacific.

আরও পড়ুন

বহিঃসংযোগ

expanded

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Supernova” নিবন্ধের অনুবাদ।

মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Supernova

এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=সুপারনোভা&oldid=678"