സൂപ്പർനോവ Iഎ

സ്പെക്ട്രത്തിൽ ഹൈഡ്രജൻ രേഖകളുടെ അഭാവമുള്ള,6150നാനോമീറ്ററിൽ അയണീകൃത സിലിക്കണിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യമുള്ള സൂപ്പർനോവകളാണ് Type Ia സൂപ്പർനോവ.വെള്ളക്കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പൊട്ടിത്തെറിയാണിത്.ദ്രവ്യമാനം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമപ്രക്രിയയുടെ അവസാന ഘട്ടമാണ് വെള്ളക്കുള്ളന്മാർ.എങ്കിലും കാർബൺ-ഓക്സിജൻ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടെ താപനില വേണ്ടത്ര ഉയർന്നാൽ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രക്രിയ പുനരാരംഭിക്കും.

പ്രമാണം:Main tycho remnant full.jpg

Multiwavelength X-ray / infrared image of SN 1572 or Tycho's Nova, the remnant of a Type Ia supernova

ഒരു ദ്വന്ദ്വനക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിന്റെ ഭാഗമാവാനിടയാകുന്ന വെള്ളക്കുള്ളൻ അതിന്റെ പങ്കാളിയിൽ നിന്നും ദ്രവ്യം വലിച്ചെടുത്ത് കാർബൺ ഫ്യൂഷനാവശ്യമായ താപനിലയിലെത്തുന്നു.ഫ്യൂഷൻ തുടങ്ങി നിമിഷങ്ങൾക്കകം വെള്ളക്കുള്ളനിലെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗം runaway reaction നടന്ന് ഒരു സൂപ്പർനോവ വിസ്ഫോടനത്തിനാവശ്യമായ ഊർജ്ജം (1–2×10⁴⁴ J) പുറന്തള്ളുന്നു.

ഇത്തരത്തിലുണ്ടാകുന്ന സുപ്പർനോവകളുടെ peak luminosity സമാനമായിരിക്കും.വിസ്ഫോടനത്തിനു മുൻപ് വെള്ളക്കുള്ളന്മാരിൽ അടിഞ്ഞുകൂടുന്ന പിണ്ഡം സമമായതിനാലാണിത്. ദൃശ്യകാന്തിമാനത്തിലുള്ള ഈ സ്ഥിരത മൂലം Type Ia സൂപ്പർനോവകൾ അവ ഉൾക്കൊള്ളുന്ന ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം അളക്കാനുള്ള സ്റ്റാൻഡേർഡ് കാൻഡിൽസ് ആയി ഉപയോഗിക്കുന്നു.

പൊതുസമ്മത മാതൃക

Spectrum of SN1998aq, a Type Ia supernova, one day after maximum light in the B band^[1]

Type Ia സൂപ്പർനോവ മിൻകോവ്സ്കി-സ്വിക്കി സൂപ്പർനോവ വർഗ്ഗീകരണത്തിലെ ഒരു ഉപവിഭാഗമാണ്.അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ റുഡോൾഫ് മിൻകോവ്സ്കിയും ഫ്രിറ്റ്സ് സ്വിക്കിയും ആണ് ഈ വർഗ്ഗീകരണരീതിയുടെ ഉപജ്ഞാതാക്കൾ.ഈ സൂപ്പർനോവകൾ രൂപപ്പെടുന്നത് വിവിധതരത്തിലാകാം,എങ്കിലും അവയുടെ അടിസ്ഥാന രൂപീകരണപ്രക്രിയ ഒന്നുതന്നെയാണ്. സാവധാനം ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ഒരു കാർബൺ ഓക്സിജൻ വെള്ളക്കുള്ളൻ തന്റെ പങ്കാളിയിൽ നിന്ന് ദ്രവ്യം വലിച്ചെടുത്ത് ചന്ദ്രശേഖർ സീമയായ 1.38 സൂര്യപിണ്ഡത്തിലധികം ഭാരമാർജ്ജിക്കുമ്പോൾ അവയുടെ സന്തുലനാവസ്ഥ നഷ്ടപ്പെടുന്നു.

സൂപ്പർനോവ Ia യെ നിരീക്ഷിക്കുന്ന സമകാലീന ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ അഭിപ്രായത്തിൽ ഇവ ചന്ദ്രശേഖർ സീമയിലെത്തുന്നില.മറിച്ച് ആർജ്ജിത പിണ്ഡത്തിന്റെ ഫലമായുണ്ടാകുന്ന ഉയർന്ന മർദ്ദവും സാന്ദ്രതയും വെള്ളക്കുള്ളന്റെ കാമ്പിന്റെ താപനില ഉയർത്തുന്നു.ചന്ദ്രശേഖർസീമയിലെത്തനാവശ്യമായ പിണ്ഡത്തിന്റെ 1% ആർജ്ജിക്കുമ്പോൾത്തന്നെ ഏകദേശം 1000 വർഷം നീണ്ടുനിൽക്കാവുന്ന താപസംവഹന ചക്രം ആരംഭിക്കുന്നു.ഈ പ്രക്രിയയുടെ ഒരു ഘട്ടത്തിൽ കാർബൺ ഫ്യൂഷന്റെ ഫലമായി deflagration തുടങ്ങുന്നു.അതിനുശേഷം ഓക്സിജൻ ഫ്യൂഷൻ ആരഭിക്കുന്നുവെങ്കിലും ഓക്സിജന്റെ സമ്പൂർണജ്വലനം നടക്കുന്നില്ല.

Light curve

പ്രകാശമാനവും(relative to the Sun, L₀) സമയവും തമ്മിലുള്ള ഈ ഗ്രാഫ് Type Ia സൂപ്പർനോവയുടെ light curve ആണ് . The peak is primarily due to the decay of Nickel (Ni), while the later stage is powered by Cobalt (Co).

വിസ്ഫോടനശേഷമുള്ള Type Ia സൂപ്പർനോവയ്ക്ക് സവിശേഷമായ light curve-പ്രകാശമാനവും സമയവും തമ്മിലുള്ള ആരേഖം- ഉണ്ട്.പ്രമാവധി പ്രകാശമാനത്തിനു സമീപമെത്തുമ്പോൾ സ്പെക്ട്രത്തിൽ ഇടത്തരം പിണ്ഡസംഖ്യയുള്ള-ഓക്സിജൻ മുതൽ കാൽസ്യം വരെ- മൂലകങ്ങളുടെ രേഖകൾ കാണം.ഇവയാണ് നക്ഷത്രത്തിലെ പുറംപാളിയിലെ പ്രധാനമൂലകങ്ങൾ.വിസ്ഫോടനം നടന്ന് മാസങ്ങൾ കഴിഞ്ഞ്,പുറംപാളികൾ വികസിച്ച് ഇല്ലാതായശേഷം,സ്പെക്ട്രത്തിൽ കാമ്പിലുള്ള ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യം കാണാം. നിക്കൽ-56ന്റെ കൊബാൾട്ട്-56ലൂടെ ഇരുമ്പ്-56 ലേക്കുള്ള ആണവവികിരണം(Radio active decay) ഉയർന്ന ഊർജ്ജമുള്ള വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങൾ ഉണ്ടാക്കുന്നു.