Saturday, May 12, 2007

സൂപ്പര്‍നോവയ്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?

"SN 2006gy - പുതിയ ഒരു സൂപ്പര്‍ നോവാ സ്ഫോടനം" എന്ന പോസ്റ്റില്‍ ശ്രീ. ചള്ളിയന്‍ ഒരു സംശയം ചോദിച്ചു

ചള്ളിയാന്‍ said...
ഈ SN, gy എന്നൊക്കെയുളള പേരിനു പിന്നിലെന്താ? ശ്രീ നാരായണ ഗുരു അല്ലല്ലോ? :)

അതായത് ഈ സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെയാണ് എന്ന്. അതിനുള്ള ഉത്തരം ആണ് ഈ പോസ്റ്റ്.

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?

കുറേ നാള്‍ മുന്‍പ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും മറ്റ് ഖഗോള വസ്തുക്കള്‍ക്കും പേരിടുന്നത് എങ്ങനെയാണ് എന്നതിനെ കുറിച്ച് നാലു ഭാഗങ്ങളായി ലേഖനം ജ്യോതിശാസ്ത്ര ബ്ലോഗില്‍ എഴുതിയിരുന്നു. അതിലേക്കുള്ള ലിങ്കുകള്‍ ഇതാ.

  1. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത്‌ എങ്ങനെ?- ഭാഗം ഒന്ന്
  2. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത്‌ എങ്ങനെ?- ഭാഗം രണ്ട്
  3. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ കാറ്റലോഗുകള്‍-ഭാഗം ഒന്ന്
  4. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ കാറ്റലോഗുകള്‍-ഭാഗം രണ്ട്

ഈ ലേഖനങ്ങളില്‍ പ്രധാനമായും നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്ന വിവിധ രീതികളെ കുറിച്ച് വിശദീകരിക്കനാണ് ശ്രമിച്ചത്. അതിനാല്‍ തന്നെ സൂപ്പര്‍ നോവ, ന്യൂട്രോണ്‍ താരം, തമോ ഗര്‍ത്തം, ഗാലക്സികള്‍ എന്നിങ്ങനെയുള്ള വിവിധ ഖഗോളവസ്തുക്കളുടെ പേരീടീലിന്റെ വിശദാംശങ്ങളിലേക്ക് നമ്മള്‍ പോയില്ല.

ഈ പോസ്റ്റില്‍ സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് എങ്ങനെയാണ് പേരിടുന്നത് എന്നു മനസ്സിലാക്കാം.

സൂപ്പര്‍നോവയ്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?

പേരിന്റെ ഒന്നാം ഭാഗം

ആദ്യമായി സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് എല്ലാം അതിന്റെ പേരിന്റെ മുന്നില്‍ SN എന്നു ചേര്‍ക്കും. ഇതു Super Nova എന്നുള്ളതിന്റെ ചുരുക്കം ആണ്. അല്ലാതെ Sree Narayanaguru വോ SN ട്രസ്റ്റോ ഒന്നും ഇല്ല. :)

പേരിന്റെ രണ്ടാം ഭാഗം

രണ്ടാമതായി സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് എല്ലാം പേരിന്റെ ഒപ്പം പ്രസ്തുത സൂപ്പര്‍നോവ കണ്ടെത്തിയ വര്‍ഷവും ചേര്‍ക്കും. 1987-ല്‍ കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പര്‍ നോവയ്ക്ക് SN 1987, 2006-ല്‍ കണ്ടെത്തിയതിനു SN 2006 എന്നിങ്ങനെ. ഇപ്പോള്‍ SN 2006gy എന്ന സൂപ്പര്‍നോവയുടെ പേരിലെ SN 2006 എന്ന ആദ്യഭാഗം എങ്ങനെ വന്നു എന്നു മനസ്സിലായി കാണുമല്ലോ.

പേരിന്റെ മൂന്നാം ഭാഗം

ഇനി പേരിന്റെ ബാക്കി ഭാഗം എങ്ങനെ വന്നു എന്നു നോക്കാം.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സൂപ്പര്‍നോവകളെ കുറിച്ചുള്ള നിരന്തര ഗവേഷണത്തിലാണ്. എല്ലാ വര്‍ഷവും നൂറുകണക്കിനു പുതിയ സൂപ്പര്‍ നോവകളെ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയായ ആകാശഗംഗയിലും മറ്റു സമീപ ഗാലക്സികളിലും കണ്ടെത്തുന്നു. ഇപ്പോള്‍ NGC 1260 എന്ന ഗാലക്സിയില്‍ സൂപ്പര്‍നോവയെ കണ്ടെത്തിയതു പോലെ തന്നെ. നമ്മുടെ നിരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള്‍ മെച്ചപ്പെടുന്നതു കൊണ്ട് ഓരോ വര്‍ഷവും കണ്ടെത്തുന്ന സൂപ്പര്‍ നോവകളുടെ എണ്ണവും കൂടി കൊണ്ടിക്കുകയാണ്.

പക്ഷെ നൂറുകണക്കിനു സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് പേരിടുമ്പോള്‍ പ്രശ്നം ആകും. അതിനാല്‍ സൂപ്പര്‍നോവയ്ക്ക് പേരിടാന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ നമ്മുടെ മോട്ടോര്‍ വാഹന വകുപ്പിന്റെ സഹായം തേടി. :)

ഒരു വര്‍ഷം ആദ്യമായി കാണുന്ന നക്ഷത്രത്തിനു പേരിന്റെ ഒപ്പം A എന്നു ചേര്‍ത്തു. അപ്പോള്‍ 2006-ല്‍ ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പര്‍നോവയെ SN2006A എന്നു വിളിച്ചു. രണ്ടാമതു കണ്ടെത്തിയതിനെ SN2006B എന്നു വിളിച്ചു. മൂന്നാമതു കണ്ടെത്തിയതിനെ SN2006C എന്നു വിളിച്ചു അങ്ങനെ.

പക്ഷെ അപ്പോള്‍ ഒരു പ്രശ്നം ഉണ്ട്. ഒരു വര്‍ഷം 26 സൂപ്പര്‍നോവയെ കണ്ടെത്തി അതിനു SN2006Z എന്നു പേരിട്ടു കഴിഞ്ഞാല്‍ ഇങ്ങനെ പേരിടാനുള്ള അക്ഷരങ്ങള്‍ കഴിഞ്ഞു. അപ്പോഴാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ വണ്ടികള്‍ക്ക് പേരിടുന്നതു പോലെ സൂപ്പര്‍നോവകള്‍ക്കും പേരിടാന്‍ തുടങ്ങിയത്.

SN2006Z നു ശേഷം കണ്ടെത്തുന്ന സൂപ്പര്‍ നോവയ്ക്ക് (അതയത് ആ വര്‍ഷത്തെ 27ആമത്തെ സൂപ്പനോവയെ) SN2006aa എന്നു പേര്‍ വിളിച്ചു. 28ആമത്തെ സൂപ്പര്‍നോവയെ SN2006ab എന്നു വിളിച്ചു.അങ്ങനെ ഈ സീരീസ് aa,ab, ac........az വരെ. അതു കഴിഞ്ഞാല്‍ ba,bb,bc...bz വരെ. അങ്ങനെ 182 സൂപ്പര്‍നോവകളെ കണ്ടെത്തിയാല്‍ പിന്നെ g series ആരംഭിക്കും. SN2006ga, SN2006gb.... എന്നിങ്ങനെ.

അങ്ങനെ നമ്മുടെ കഥാനായകന്‍ SN 2006gy എന്ന സൂപ്പര്‍ നോവയെ കണ്ടെത്തിയത് 2006 സെപ്റ്റംബറില്‍ ആയിരുന്നു. അപ്പോഴേക്ക്അതിനു മുന്‍പ് 206 സൂപ്പര്‍നോവയെ കണ്ടെത്തിരുന്നു. അതിനാല്‍ നമ്മുടെ കഥാനായകനു SN 2006gy എന്ന പേര്‍ കിട്ടി.

എല്ലാ കണ്ടെത്തലും ശരിയാവണം എന്നില്ല

ചിലപ്പോള്‍ ആദ്യം സൂപ്പര്‍നോവയായി നാമകരണം ചെയ്യപ്പെടുന്ന ചില ഖഗോളവസ്തുക്കള്‍ പിന്നീട് വേറെ എന്തെങ്കിലും ഖഗോളവസ്തുകളാണ് എന്നു തിരിച്ചറിയപ്പെടാറുണ്ട്. അങ്ങേനെയുള്ള അവസരത്തില്‍ അത്തരം വസ്തുക്കളെ സൂപ്പര്‍നോവകയുടെ പട്ടികയില്‍ നിന്നു ഒഴിവാക്കും. പക്ഷെ അപ്പോള്‍ നിലവിലുള്ള പട്ടിക റീ നമ്പര്‍ ചെയ്യുകയില്ല. അത് നിലവിലുള്ള സംഖ്യയില്‍ നിന്നു തന്നെ മുന്നോട്ട് എണ്ണും.

പഴയകാലത്ത് കണ്ടെത്തിയ ഒരു സൂപ്പര്‍നോവ

സൂപ്പര്‍ നോവയെ കുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍പരിയപ്പെടുത്തിയ SN 1054 എന്ന സൂപ്പര്‍ നോവ ഇതേ പോലെ ക്രിസ്തുവര്‍ഷം 1054-ല്‍ പൊട്ടിത്തെറിച്ചതാണ്. ഇതിനെ കുറിച്ച് ചൈനീസ്, അറബ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ രേഖപ്പെടുത്തിറയിട്ടുണ്ട്. അതിനാല്‍ അതിനെ SN 1054 എന്നു വിളിച്ചു.

2006ലെ സൂപ്പനോവകളുടെ പട്ടിക

2006-ല്‍ കണ്ടെത്തിയ പ്രധാനപ്പെട്ട സൂപ്പര്‍ നോവകളുടെ ഒരു പട്ടിക ഈ ലിങ്കില്‍ ഉണ്ട്.

ഉപസംഹാരം

ചുരുക്കത്തില്‍ ഒരു സൂപ്പര്‍നോവയെ നാമകരണം ചെയ്യുന്നത് പ്രസ്തുത സൂപ്പര്‍ നോവയെ ഭൂമിയില്‍ നമ്മള്‍ ഏതു വര്‍ഷം ആദ്യമായി കണ്ടു എന്നതിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. അല്ലാതെ സ്ഫോടനം എപ്പോള്‍ നടന്നു എന്നതിനെ ആധാരമാക്കി അല്ല. ഇപ്പോള്‍ സൂപ്പര്‍നോവയെ നാമകരണം ചെയ്യുന്നത് എങ്ങനെയാണെന്ന് എല്ലാവര്‍ക്കും മനസ്സിലായി എന്നു വിശ്വസിക്കട്ടെ.

Wednesday, May 02, 2007

സൂപ്പര്‍ നോവ (Supernova)


കഴിഞ്ഞ ഒന്‍‌പതു ഭാഗമായി തുടര്‍ന്നു വന്നിരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം എന്ന ഈ ലേഖന പരമ്പര ഈ ലേഖനത്തോടെ സമാപിക്കുന്നു. ഈ ലേഖനം 5 വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്ക് മുന്‍പ് എഴുതിയതാണ്. പക്ഷെ ഇപ്പോള്‍ ബ്ലോഗ് വഴിയാണ് ഇതിനു വെളിച്ചം കാണാനുള്ള ഭാഗ്യം ഉണ്ടായത്. :)

ഒരു ഭീമന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില്‍ അണുപ്രക്രിയകള്‍ മൂലം ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നതോടെ കാമ്പിന്റെ എരിയല്‍ അവസാനിക്കുന്നതായി നമ്മള്‍ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തെകുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. എന്തു കൊണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അണുസം‌യോജനം മൂലം ഇരുമ്പിനു മുകളില്‍ ഉള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല എന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജ ഉലപാദനം എന്ന പോസ്റ്റും കാണുക.

അങ്ങനെയെങ്കില്‍ ഇരുമ്പിനു മുകളില്‍ ഉള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഈ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ എങ്ങനെ ഉണ്ടായി? അതിനുള്ള ഉത്തരം ആണ് സൂപ്പര്‍നോവയെ കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള്‍ നമ്മള്‍ക്ക് തരുന്നത്.

കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീര്‍ന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പരിണാമം

കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീര്‍ന്ന ഒരു ഭീമന്‍ നക്ഷത്രത്തില്‍ ഊര്‍ജ്ജൗല്പാദനത്തിനുള്ള ഒരേ ഒരു വഴി സങ്കോചം മൂലം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന താപം ആണ്. ഇപ്രകാരം സങ്കോചം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന താപം കാമ്പിലെ താപനില 5 X 10 9 K ആയി ഉയര്‍ത്തുന്നു. ഈ താപനില ഉണ്ടാക്കുന്ന ഗാമാ കിരണങ്ങള്‍ ഇരുമ്പിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് ഗാമാ കണങ്ങളും മറ്റും‍ ഉണ്ടാക്കുന്നു.

ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് ഫോട്ടോ ഡിസിന്റഗ്രേഷന്‍ (Photodisintegration) എന്നു പറയുന്നു. അതായത് ഉയര്‍ന്ന അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഉന്നതോര്‍ജ്ജ ഫോട്ടോണുകളുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് അടിസ്ഥാനകണികകള്‍ ആയ പ്രോട്ടോണ്‍, ന്യൂട്രോണ്‍, ആല്‍ഫാ കണങ്ങള്‍ എന്നിവ ഒക്കെ പുറത്ത് വിട്ട് അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ആയി മാറുന്ന പ്രക്രിയ. ഇതു മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് അതീവ സാന്ദ്രമാവുകയും ഋണ ചാര്‍ജ്ജുള്ള ഇലക്‌ട്രോണുകള്‍ ധന ചാര്‍ജ്ജുള്ള പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേര്‍ന്ന് ന്യൂട്രല്‍ ചാര്‍ജ്ജുള്ള ന്യൂട്രോണുകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നു.

ഈ സംയോജനത്തില്‍ ന്യൂട്രോണിനോടൊപ്പം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂട്രോണിനോ എന്ന കണിക നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിലെ ഊര്‍ജ്ജവും വഹിച്ചു കൊണ്ട് പുറത്തേയ്ക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പ് തണുക്കുകയും അതിനാല്‍ സങ്കോചത്തിന്റെ വേഗത വര്‍ദ്ധിച്ച് കൂടുതല്‍ താപം ഉളവായി മുകളില്‍ വിവരിച്ച പ്രക്രിയ വളരെ വേഗത്തില്‍ നടക്കുന്നു.

ഈ പ്രക്രിയയില്‍ ന്യൂട്രോണിനോടൊപ്പം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂട്രിനോ എന്ന കണിക കാമ്പിലെ ഊര്ജ്ജം പുറത്തേക്ക് കൊണ്ട് പോകുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പ് തണുക്കുകയും സങ്കോചം വേഗത്തില്‍ നടന്ന് കൂടുതല്‍ ഇലക്‌ട്രോണുകള്‍ പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേര്‍ന്നു കൂടുതല്‍ ന്യൂട്രോണുകള്‍ ഉണ്ടാവുന്നു. അങ്ങനെ കാമ്പിലെ ന്യൂട്രോണുകളുടെ എണ്ണം പിന്നേയും വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു.

കാമ്പ് ദൃഡമാകുന്നു

ഈ പ്രക്രിയകള്‍ മൂലം ഒരു ഘട്ടത്തില്‍ കാമ്പിലെ ന്യൂട്രോണിന്റെ സാന്ദ്രത അണുകേന്ദ്രത്തിലെ സാന്ദ്രതയോട് തുല്യമാകുന്നു. ഇങ്ങനെ അണുകേന്ദ്ര സാന്ദ്രതയോട് തുല്യമാകുന്ന ഘട്ടത്തില്‍ കാമ്പ് വളരെ പെട്ടെന്ന് ഉറച്ച് ദൃഡമാകുന്നു. അതായത് കാമ്പിനെ സങ്കോചം വളരെ പെട്ടെന്ന് നിലയ്ക്കുന്നു. ഈ പെട്ടെന്നുള്ള നിലയ്ക്കല്‍ മൂലം കാമ്പിനെ പുറത്തുള്ള പാളികളിലേക്ക് അതി ശക്തമായ മര്‍ദ്ദതരംഗങ്ങള്‍ പായുന്നു.

മര്‍ദ്ദതരംഗങ്ങള്‍ പുറത്തേക്ക് പായുന്നു

ഈ സന്ധിദ്ധ ഘട്ടത്തില്‍ മുന്‍‌പു വിവരിച്ച പ്രക്രിയകള്‍ മൂലമുള്ള കാമ്പിനെ തണുക്കല്‍ മൂലം കാമ്പിന്റെ തണുക്കല്‍ മൂലം കാമ്പിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള പാളികളിലെ പദാര്‍ത്ഥം പ്രകാശത്തിന്റെ 15% വരെ വേഗത്തില്‍ കാമ്പിലേക്ക് അടുക്കും. ഇങ്ങനെ കാമ്പിലേക്ക് അടുക്കുന്ന പദാര്‍ത്ഥം, കാമ്പ് ഉറച്ച് ദൃഡമാകുന്നതു മൂലം പുറത്തേക്ക് വരുന്ന അതിശക്തമായ മര്‍ദ്ദതരംഗവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുന്നു. തല്‍ഫലമായി ഒരു നിമിഷാര്‍ത്ഥത്തിനുള്ളില്‍ കാമ്പിലേക്ക് നീങ്ങി കൊണ്ടിരുന്ന പദാര്‍ത്ഥം, ഈ അതി ശക്തമയ മര്‍ദ്ദതരംഗം മൂലവും കാമ്പില്‍ നിന്നു പുറത്തേക്ക് വരുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ അതി ശക്തമായ ഊര്‍ജ്ജ പ്രവാഹം മൂലവും നേരെ എതിര്‍ ദിശയില്‍ പുറത്തേക്ക് പായുന്നു.

നക്ഷത്രം പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു

ഇങ്ങനെ പുറത്തേക്ക് പായുന്ന തരംഗം സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ പുറം പാളികളുമായി സന്ധിക്കുന്നതു മൂലം അതിന്റെ വേഗത പിന്നേയും വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു. കുറച്ച് മണിക്കൂറുകള്‍ക്കുള്ളില്‍ ഈ മര്‍ദ്ദതരംഗം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ എത്തുകയും അതിന്റെ പുറം പാളികളെ അത്യുഗ്രമായ ഒരു സ്ഫോടനത്തില്‍ പുറത്തേക്ക് ഭിന്നിപ്പിച്ചു കളയുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനം ഉണ്ടാക്കുന്ന പ്രക്രിയയില്‍ 1046 J ഊര്‍ജ്ജം വരെ ഉണ്ടാകുന്നു. ഇപ്രകാരം ഒരു നക്ഷത്രത്തില്‍ നടക്കുന്ന അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനത്തെയാണ് സൂപ്പര്‍ നോവ എന്നു പറയുന്നത്.

സൂപ്പര്‍ കമ്പ്യൂട്ടറുകള്‍ ഉപയോഗിച്ചു നടത്തിയ പരീക്ഷണത്തില്‍ ഒരു 25 M നക്ഷത്രം അതിന്റെ 95% പദാര്‍ത്ഥം വരെ സൂപ്പര്‍ നോവ സ്ഫോടനത്തിലൂടെ ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടത്തേക്ക് തള്ളുന്നു എന്നു പഠനങ്ങള്‍ തെളിയിക്കുന്നു.

ന്യൂക്ലിയാര്‍ പ്രക്രിയകളുടെ ശ്രേണിക്ക് തിരി കൊളുത്തുന്നു

സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന അതി ഭീമമായ ഊര്‍ജ്ജം ന്യൂക്ലിയാര്‍ പ്രക്രിയകളുടെ ഒരു ശ്രേണിക്ക് തന്നെ തിരി കൊളുത്തുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പിന്റെ കത്തല്‍ കൊണ്ട് ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ സാധിക്കാത്ത ഇരുമ്പിനു മുകളില്‍ ഉള്ള എല്ലാ മൂലകങ്ങളും സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു. ഇരുമ്പിന്റെ മുകളില്‍ ഉള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുമ്പോള്‍ ഊജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു എന്ന് നമ്മള്‍ ഇതിനകം മനസ്സിലാക്കിയല്ലോ. ഈ പ്രക്രിയക്ക് വേണ്ട ഊര്‍ജ്ജം സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനത്തില്‍ ഉണ്ടാകുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തില്‍ നിന്നു ലഭ്യമാകുന്നു. താഴെ‍ ഒരു സൂപ്പര്‍ നോവാ സ്ഫോടനത്തിന്റെ സൂപ്പര്‍കമ്പ്യൂട്ടര്‍ ഉപയോഗിച്ചു ചെയ്ത സിമുലേഷന്റെ വീഡിയോ കാണാവുന്നതാണ്.

സൂപ്പര്‍ നോവാ സ്ഫോടനത്തിന്റെ സൂപ്പര്‍ കമ്പ്യൂട്ടര്‍ ഉപയോഗിച്ചു ചെയ്ത സിമുലേഷന്റെ ഒരു വീഡിയോ.
വീഡിയോയ്ക്കു കടപ്പാട്: ചന്ദ്ര എക്സ്-റേ ഒബ്‌സര്‍വേറ്ററി http://chandra.harvard.edu/about/axaf_mission.html

നമ്മളെല്ലാം സൂപ്പര്‍നോവയുടെ ബാക്കിപത്രം

അതീവ ഊര്‍ജ്ജ പൂരിതമായ സൂപ്പര്‍നോവയുടെ മര്‍ദ്ദതരംഗങ്ങള്‍ മാത്രമാണ് ഉയര്‍ന്ന മൂലകങ്ങളായ Zinc, Copper, Tin, Gold, Mercury, Lead തുടങ്ങിയവ സൃഷ്ടിക്കുന്നതിനുള്ള ഏക മാര്‍ഗ്ഗം.ഈ മൂലകങ്ങള്‍ എല്ലാം ഇന്നു ഭൂമിയില്‍ കാണപ്പെടുന്നുണ്ട്. അതിനര്‍ഥം നമ്മുടെ സൗരയൂഥവും, ഭൂമിയും എന്തിനധികം നമ്മുടെ ഓരോരുത്തരുടേയും ശരീരം വരേയും മുന്‍പ് ജീവിച്ച് സൂപ്പര്‍നോവ ആയി മൃതിയടഞ്ഞ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങള്‍ ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്നു എന്നാണ്.

സൂപ്പര്‍ നോവ സ്ഫോടനം നമ്മുടെ കാലഘട്ടത്തില്‍ തന്നെ ദര്‍ശിക്കാനുള്ള ഒരു അപൂര്‍വ്വ ഭാഗ്യം നമുക്ക് ഉണ്ടായി. 1987 -ല്‍ സ്രാവ് (Dorado)എന്ന നക്ഷത്ര രാശിയിലെ Sanduleak -69 202 എന്ന നക്ഷത്രം സൂപ്പര്‍ നോവയായി മാറി. ഈ നക്ഷത്രം 169,000 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയാണ്. ഇതു 167,000 B.C-ത്തില്‍ സൂപ്പര്‍നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിച്ചു. ഈ സൂപ്പര്‍ നോവയില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശം 169,000 വര്‍ഷങ്ങള്‍ സഞ്ചരിച്ച് അവസാനം 1987 ഫെബ്രുവരി 23-നു ഭൂമിയില്‍ എത്തി. പ്രസ്തുത നക്ഷത്രം സൂപ്പര്‍നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നതിനു മുന്‍പും പിന്‍പും ഉള്ള ചിത്രങ്ങള്‍ താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.

SN 1987A എന്ന സൂപ്പര്‍ നോവയുടെ സ്ഫോടനത്തിന്റെ മുന്‍പും പിന്‍പും ഉള്ള ചിത്രം.
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://www.aao.gov.au/images/captions/aat050.html

ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തെ കുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ പരിചയപ്പെടുത്തിയ ക്രാബ് നെബുലയ്ക്ക് കാരണമായ നക്ഷത്രവും ഇതേ പോലെ സൂപ്പര്‍ നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിച്ചതാണ്. അതിന്റെ ഒരു സിമുലേഷനും താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.

ചൈനീസ് അറബ് ജ്യോതിശസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ സൂപ്പര്‍നോവയെ കണ്ടതായി രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഈ നക്ഷത്രം നമ്മില്‍ നിന്നു 6300 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയായിരുന്നു. അതിനാല്‍ തന്നെ ഈ സ്ഫോടനം അതീവ തീവ്രതയോടെ 1054 - ല്‍ അന്നത്തെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞമാര്‍ക്ക് നിരീക്ഷിക്കാന്‍ പറ്റി.ഈ സൂപ്പര്‍ നോവയുടെ പ്രകാശ തീവ്രത കാരണം 23 ദിവസം പകല്‍ വെളിച്ചത്തില്‍ പോലും അത് ദൃശ്യമായിരുന്നത്രേ. 653 ദിവസത്തോളം രാത്രിയിലും കാണാന്‍ കഴിഞ്ഞിരുന്നു എന്നാണ് ആ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞ്മാര്‍ രേഖപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്.

SN 1054 എന്ന സൂപ്പര്‍ നോവാ സ്ഫോടനത്തിന്റെ കമ്പ്യൂട്ടര്‍ സിമുലേഷന്‍

ഒരു സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനത്തിനു ശേഷം ബാക്കിയാകുന്ന കാമ്പ് പരിണമിച്ചാണ് ന്യൂട്രോണ്‍ താരങ്ങളും തമോഗര്‍ത്തങ്ങളും എല്ലാം ഉണ്ടാകുന്നത്. അതിനെ കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റിലൂടെ പരിചയപ്പെടുത്തിയിരുന്നല്ലോ.

ഇതോടെ ഈ ലേഖന പരമ്പര സമാപിച്ചു.