|
[[Image:Keplers supernova.jpg|300px|thumb|వివిధ తరంగ దైర్ఘ్యాల ఎక్స్-రే, పరారుణ, సాధారణ కాంతి కలిసిన కెప్లర్ సూపర్నోవా శేష చిత్రం - [[SN 1604]].]]
సూపర్ నోవాసూపర్నోవా సాధారణ నోవా కన్నా అతిశక్తిమంతమైన పేలుడు. సూపర్నోవా ఒక్కసారిగా విడుదల చేసే శక్తి వల్ల ఒక్కసారిగా మొత్తమ్ గెలాక్సీ కంటే ఎక్కువ వెలిగిపోతుంది. తర్వాత కొన్ని వారాల నుండి కొన్ని నెలలలోపు మొత్తంగా ఆరిపోతుంది. ఈ సమయంలో అది సూర్యుడు తన జీవితకాలం మొత్తంలో విడుదల చేసే శక్తి కన్నా ఎక్కువ శక్తి విడుదల చేస్తుంది. ఈ పేలుడు వల్ల నక్షత్రంలోని పదార్థం అంతా 30,000కి.మీ/సె వేగంతో(కాంతి వేగంలో పదో వంతు) అన్నివైపులకి విసిరివేయబడి, అంతరిక్షంలో ఒక అలజడి తరంగాన్ని (shock wave) సృష్టిస్తుంది.
సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు చాలా రకాలు.
చాలా పెద్ద నక్షత్రాలు వాటిలోని ఇంధనం ఐపోయిన తర్వాత కేంద్రకసంలీనం ద్వారా శక్తిని విడుదల చేయడం ఆపివేసిన తర్వాత, గురుత్వ సంకోచం కారణంగా న్యూట్రాన్ నక్షత్రంగానో, కాలబిలంగానో మారి, వాటిలోని గురుత్వ స్థితిజ శక్తి నక్షత్రం పై పొరలను వేడెక్కించి పేల్ఛివేయడం వల్ల సూపర్ నోవాలుగా మారతాయి.
కొన్ని మరుగుజ్జు నక్షత్రాలు వాటి సహనక్షత్రం నుండి పదార్థాన్ని గ్రహించి కర్బన సంలీనానికి సరిపడినంత కేంద్రక ఉష్ణోగ్రతని పెంచుకొని, అదుపులేని కర్బన సంలీనం వల్ల పేలిపోయి సూపర్ నోవాలుగా మారతాయి.
సూర్యుడిలాంటి చిన్న నక్షత్రాలు మరుగుజ్జు నక్షత్రాలుగా మారతాయి కానీ సూపర్ నోవాలుగాసూపర్నోవాలుగా మారవు.
పాలపుంతలో 1604 నుండి సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను గమనించకపోయినప్పటికీ, సూపర్ నోవా శకలాల విశ్లేషణని బట్టి సగటున ప్రతి 50సం.లకు ఒక సూపర్ నోవాసూపర్నోవా సంభవిస్తుందని అంచనా. అంతరిక్షంలో భార మూలకాల సృష్టిలో సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు ప్రముఖ పాత్ర పోషిస్తాయి. అవి సృష్టించే అలజడి తరంగం కొత్త నక్షత్రాల పుట్టుకకి కారణం అవుతుంది.
==వీక్షణ చరిత్ర==
[[Image:Crab Nebula.jpg|thumb|1054 సూపర్నోవా వల్ల ఏర్పడ్డ [క్రాబ్] [నెబ్యులా].]]
మొట్టమొదట రికార్డు చేయబడ్డ సూపర్ నోవాసూపర్నోవా చైనీస్ ఖగోళవేత్తలచే క్రీ.శ.185లో గుర్తించబడిన SN185. అత్యంత ప్రకాశవంతమైన సూపర్ నోవాసూపర్నోవా, ఇస్లామిక్ ఖగోళ వేత్తలచే గుర్తించబడిన SN1006. ఎక్కువ మందిచే గమనించబడ్డ సూపర్ నోవాసూపర్నోవా క్రాబ్ నెబ్యులాని సృష్టించిన SN1054. సాధారణ కంటితో గమనించిన చివరి సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు SN1572, SN1604 ఖగోళ శాస్త్రంపై చాలా ప్రభావాన్ని చూపాయి; చంద్రుడు, గ్రహాల తర్వాతి విశ్వం మార్పులేనిదనే అరిస్టాటిల్ సిద్ధాంతాన్ని ప్రశ్నించడానికి బలమైన కారణం అయ్యాయి.జొహన్నెస్ కెప్లర్ అక్టోబర్ 17, 1604 నుండి SN1604ను గమనించడం ప్రారంభిచాడు. ఆ తరంలో రెండవ సూపర్ నోవాసూపర్నోవా SN1572ను టైకోబ్రాహీ గమనించాడు.
టెలిస్కోప్ ఆవిష్కరణ తర్వాత ఇతర గెలాక్సీలలోని సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను గమనించడం సాధ్యపడింది. 1885లో ఆండ్రోమెడా గెలాక్సీలోని ఎస్.ఆండ్రోమెడే సూపర్ నోవానిసూపర్నోవాని గమనించారు.
సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు అంతరిక్ష దూరాలకు సంబంధించిన ముఖ్యమైన సమాఛారాన్నిసమాచారాన్ని అందిస్తాయి. ఇరవయ్యవ శతాబ్ధంలో రకరకాల సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను అర్థం చేస్కున్న కొద్దీ నక్షత్రాల సృష్టిలో సూపర్ నోవాలసూపర్నోవాల పాత్రను శాస్త్రవేత్తలు వివరించగలిగారు. అమెరికన్ ఖగోళవేత్తలు రుడోల్ఫ్ మిన్కౌన్స్కీ, ఫ్రిట్ఝ్ జ్విక్కీ 1941లో సూపర్ నోవాసూపర్నోవా వర్గీకరణను మొదలు పెట్టారు.
సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను అంతరిక్ష దూరాలను కొలిచే అంతరిక్ష క్యాండిల్స్ గా వాడవచ్చని 1960లో కనుగొన్నారు. ఇటీవల చాలాదూరంగా ఉన్న సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు ఊహించినదాని కన్నా తక్కువ కాంతివంతంగా ఉండటం గమనించారు. ప్రస్తుతం విశ్వం వ్యాకోచిస్తుందనే సిద్ధాంతాన్ని ఇది బలపరుస్తుంది.
కాసియోపియా-ఏ అనే సూపర్ నోవాసూపర్నోవా పేలుడు తేదీని కాంతి ప్రతిధ్వని ఆధారంగా నిర్ధారించారు. సూపర్ నోవాసూపర్నోవా శకలాలో ఒకటైన RXJ852.0-4622 వయస్సుని గామా కిరణ ఉద్గారాల ఆధారంగా,టైటానియమ్-44 క్షీణత ఆధారంగా నిర్ధారించారు.
అంటార్కిటికాలో 2009లో మంచులో కనుగొన్న నైట్రేట్ నిక్షిప్తాలు కూడా గత సూపర్ నోవాలసూపర్నోవాల కాలానికి సరిగ్గా సరిపోయాయి.
సూపర్ నోవాసూపర్నోవా పేలుళ్ళని కంప్యూటర్లలో పునఃసృష్టించడానికి కొత్త పద్ధతులు తయారు చేస్తున్నారు.
==ఆవిష్కరణ==
సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను కూడా సాధారణ నొవాలలోనోవాలలో ఒక రకంగా భావించి, వాల్టర్ బాడే, ఫ్రిట్జ్ జ్విక్కీ మౌంట్ విల్సన్ వేధశాల నుండి గమనించారు. "సూపర్ నోవాసూపర్నోవా" అనే పేరుని మెదటగా 1931లో కాల్టెక్ వద్ద ఇచ్చిన ఉపన్యాసాలలో బాడే, జ్విక్కీ ఉపయోగించారు. సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు అంతరిక్షంలో కొంత అరుదైన సంఘటనలు కాబట్టి వాటి గురించి సరైన సమాచారం కొరకు అనేక గెలాక్సీలను పద్ధతిగా గమనించటం అవసరం.
ఇతర గెలాక్సీలలోనిసూపర్గెలాక్సీలలోని నోవాలనుసూపర్నోవాలను ఖచ్చితంగా గుర్తించటం కష్టం. మామూలుగా గమనించేటప్పటికే అవి మొదలైపోయి ఉంటాయి. సూపర్ నోవాలసూపర్నోవాల ముఖ్య ఉపయోగం స్టండర్డ్స్టాండర్డ్ క్యాండిల్స్ లాగా. కాబట్టి వాటి అత్యంత ప్రకాశాన్ని గుర్తించడం అవసరం. కాబట్టి వాటిని ఆ స్థితిని చేరకముందే గుర్తించాలి.
దగ్గర ఉన్న గెలక్సీలను సాధారణ టెలిస్కోప్ తో గమనించి పాత చిత్రాలతో పోల్చిచూడటం ద్వారా సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను గుర్తించడంలో శాస్త్రవేత్తలతోపాటు అమెచ్యూర్ ఖగోళవేత్తలు కూడా ముఖ్యపాత్ర పోషించారు.
ఇరవయ్యవ శతాబ్ధం చివరలో కంప్యూటర్ చేత నియంత్రించబడే టెలిస్కోపుల ద్వారా సూపర్ నోవాలసూపర్నోవాల వేట కొనసాగించారు. ఇటువంటివి అమెచ్యూర్ ఖగోళవేత్తలచే ఎక్కువగా ఉపయోగింపబడినప్పటికీ, నిపుణులకోసం కట్జ్ మాన్ ఆటొమాటిక్ ఇమేజింగ్ టెలిస్కోప్ వంటివి కూడా ఉన్నాయి.
ఈ మధ్య న్యూట్రినో డిటెక్టర్ నెట్వర్క్ ను ఉపయోగించి పాలపుంతలో సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను ముందుగానే గుర్తించే ప్రాజెక్ట్ మొదలైంది.సూపర్ నోవాసూపర్నోవా పేలుడులో న్యూట్రినో కణాలు పెద్ద సంఖ్యలో వెలువడతాయి. వాటిని అంతరిక్షంలఓని వాయువులు, దుమ్ము పెద్దగా పీల్ఛుకోవు. వాటి ఆధారంగా సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను గుర్తిస్తారు.
సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను వెతకటం రెండు రకాలు: దగ్గరగా జరిగే పేలుళ్ళను గుర్తించడం, దూరంగా జరిగే పేలుళ్ళని గుర్తించడం. విశ్వవ్యాకోచం వల్ల సగటున దూరంగా ఉండే వస్తువులు, దగ్గరగా ఉండే వస్తువుల కన్నా వేగంగా వెళ్ళిపోతున్నాయి కాబట్టి దూరంగా ఉండే సూపర్ నోవాలసూపర్నోవాల నుండి వచ్చే కాంతి తరంగాలలో రెడ్ షిఫ్ట్/డాప్లర్ షిఫ్ట్ ఎక్కువ. సూపర్నోవాల నుండి వచ్చే కాంతి తరంగాలను గమనించడమ్ ద్వారా ఎక్కువ దూరంగా ఉండే సూపర్నోవాలను గుర్తిస్తారు. ఇవి స్టాండర్డ్ క్యాండిల్స్ లాగా ఉపయోగపడతాయి. వీటిని హబుల్ డయాగ్రమ్స్ తయారు చెయ్యడానికి, విశ్వంలో భవిష్యత్తులో వచ్చే మార్పులని గుర్తించడానికి ఉపయోగిస్తారు.
సూపర్ నోవాల నుండి వచ్చే కాంతి తరంగాలను గమనించడమ్ ద్వారా ఎక్కువ దూరంగా ఉండే సూపర్ నోవాలను గుర్తిస్తారు. ఇవి స్టాండర్డ్ క్యాండిల్స్ లాగా ఉపయోగపడతాయి. వీటిని హబుల్ డయాగ్రమ్స్ తయారు చెయ్యడానికి, విశ్వంలో భవిష్యత్తులో వచ్చే మార్పులని గుర్తించడానికి ఉపయోగిస్తారు.
తక్కువ దూరంలో ఉన్న సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను, వాటి భౌతిక, వాతవరణవాతావరణ పరిస్థితులను వర్ణపట అధ్యయనం ద్వారా గుర్తిస్తారు.
==నామకరణం==
[[Image:SN1994D.jpg|thumb|[[NGC 4526]] గెలాక్సీలోని వర్గం-1a సూపర్నోవా SN 1994D(ఎడమ వైపు కింద ఉన్న మెరిసే చుక్క).]]
సూపర్ నోవాసూపర్నోవా ఆవిష్కరణలు ఇంటర్నేషనల్ ఆస్ట్రానామికల్ యూనియన్ వారి సెంట్రల్ బ్యూరో ఆఫ్ ఆస్ట్రానామికల్ టెలిగ్రామ్స్ కి పంపబడతాయి. అది ఆ సూపర్ నోవాకిసూపర్నోవాకి ఇచ్చిన పేరుతో సర్క్యులర్ విడుదల చేస్తుంది. ప్రతి సూపర్ నోవాకిసూపర్నోవాకి SN తర్వాత అది కనిపెట్టిన సంవత్సరం, తర్వాత ఒకటి లేదా రెండు ఇంగ్లీష్ అక్షరాలు ఉంటాయి. ఒక సంత్సరంలో కనిపెట్టిన మొదటి 26 సూపర్ నోవాలకుసూపర్నోవాలకు A నుండి Z వరకు ఇవ్వబడతాయి. తర్వాత వాటికి ఇంగ్లీష్ చిన్న అక్షరాలు aa, ab, .. ఇవ్వబడతాయి. ఉదాహరణకి SN2003Cని 2003లో కనిపెట్టిన మూడవ సూపర్ నోవాగాసూపర్నోవాగా చెప్పవచ్చు. 2005లో కనుగొన్న చిట్టచివరి సూపర్ నోవాసూపర్నోవా SN2005nc, అంటే ఆ సంవత్సరంలోని 257వ సూపర్ నోవా. 2000సం. నుండి ప్రతి సంవత్సరం కొన్ని వందల సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను కనుగొంటున్నారు. చారిత్రకంగా పాత సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను కేవలం వాటి సంవత్సరం ఆధారంగా పేర్కొంటున్నారు. SN185, SN1006, SN1054, SN1572(టైకో నోవా), SN1604(కెప్లర్ నోవా). 1885 నుండి సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను అదనపు అక్షరంతో పేర్కొంటునారు, ఆ సంవత్సరంలో ఒకేఒక్క సూపర్ నోవానుసూపర్నోవాను కనుగొన్నా సరే. ఉదా: SN1885A, SN1907A. ఇది చివరి సారిగా SN1987A తో జరిగింది. 1987 వరకు రెండు అక్షరాల పేర్లు చాలా అరుదుగా అవసరం ఉండేవి. కానీ తర్వాత నుండి ప్రతీ సంవత్సరం వాడబడుతున్నాయి.
==వర్గీకరణ==
వర్ణపటం లోని వివ్ధ మూలకాల శోషణ రేఖల ఆధారంగా సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను వర్గీకరించారు.వర్ణపటంలో హైడ్రోజన్ శోషణ రేఖలు లేకపోతే అది మొదటి రకం సూపర్ నోవాసూపర్నోవా, ఉంటే అది రెండవరకం సూపర్ నోవాసూపర్నోవా. ఇతర మూలకాల శొషణశోషణ రేఖల ఆధారంగా, కాంతి వక్రాల ఆధారంగా అవి ఉపవర్గాలుగా విభజించబడ్డాయి.
{| class="wikitable"
|+Supernovaసూపర్నోవా taxonomyవర్గీకరణ<ref name="వర్గీకరణ">
{{Cite web
| last=Montes | first=M.
|colspan="2" style="background: #EEEEEE; text-align: center"|వర్గం I
|-
|[[వర్గంIa సూపర్ నోవాసూపర్నోవా|వర్గం Ia]]
|హైడ్రోజన్ శోషణ రేఖలు ఉండవు, అయనీకరణం చెందిన సిలికాన్ (Si II) రేఖ 615నా.మీ. వద్ద. దాదాపు పూర్తి కాంతివంతంగా ఉంటుంది.
|-
|[[వర్గంIb మరియు Ic సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు|వర్గం Ib]]
|అయనీకరణం చెందని హీలియం (He I) రేఖ 587.6నా.మీ. వద్ద
|-
|[[వర్గంIb మరియు Ic సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు|వర్గం Ic]]
|బలహీనమైన లే దా అసలు లేని హీలియం రేఖ 615నా.మీ వద్ద
|-
|colspan="2" style="background: #EEEEEE; text-align: center"|వర్గం II
|-
|[[వర్గంII సూపర్ నోవాసూపర్నోవా|వర్గం IIP]]
|కాంతి వక్రం అత్యున్నత స్థాయి నుండి ఒకేసారి పడిపోతుంది.
|-
|[[వర్గంII సూపర్ నోవాసూపర్నోవా|వర్గం IIL]]
|కాంతి వక్రం కాలంతో పాటు రేఖీయంగా పడిపోతుంది. <ref name="comparative_study">
{{Cite journal
}}</ref>
|}
రెండవ రకం సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు వాటి వర్ణపటాల ఆధారంగా ఇతర రకాలుగా వర్గీకరించబడ్డాయి. రెండవ రకం సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు చాలావరకు వెడల్పైన ఉద్గార రేఖలు కలిగి ఉన్నాయి. ఇవి సెకనుకి కొన్ని వేల కిలోమీటర్ల వేగంతో జరిగే వ్యాకోచాన్ని సూచిస్తాయి. కొన్ని వీటితో పొలిస్తే తక్కువ వెడల్పున్న ఉద్గార రేఖలను కలిగి ఉన్నాయి. వీటిని వర్గం-2n గా పేర్కొంటారు. సాధారణ వర్గీకరణంలో ఇమడని సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను అసాధారణ సూపర్ నోవాలుగా పేర్కొంటారు. వీటిని pec (peculiar)తో సూచిస్తారు.
కొన్ని సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు వాటి వర్గాలను మార్చుకుంటాయి. ఉదా. SN1987K, SN1993J. మొదట అవి హైడ్రోజన్ రెఖలను చూపించినా, కొన్ని వారాలు లేదా నెలల తర్వాత హీలియం రేఖలు ఎక్కువ కనిపించాయి. ఇటువంటి భిన్న లక్షణలను ప్రదర్షించే సూపర్ నోవాలనుసూపర్నోవాలను టైప్-IIb సూపర్ నోవాలు అంటారు. (టైప్-II మరియు 1b).
==వివిధ సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు ఏర్పడే విధానం==
పైన వివరించిన వర్గీకరణ కేవలం వర్గీకరణ కోసం మాత్రమే. అవి వాటి నుంది వచ్చే కాంతిని వివరిస్తాయి కానీ అవి ఏ విధంగా ఏర్పడతాయో వివరించవు. వివిధ రకాల సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు ఏర్పడటానికి గల కారణాలు కింద వివరించబడ్డాయి.
===వర్గం-1aIa===
ఈ సూపర్ నోవాలుసూపర్నోవాలు అనేక రకాలుగా ఏర్పడవచ్చు. కాని వాటన్నింటికి మూలాధార ప్రక్రియ మాత్రం ఒక్కటే ఉంటుంది. ఒక కార్బన్-ఆక్సీజన్ మరుగుజ్జు నక్షత్రం చంద్రశేఖర్ పరిమితిని చేరుకోదగ్గ ద్రవ్యరాశిని (సూర్యుని ద్రవ్యరాశికి 1.38 రెట్లు) గ్రహించగలిగితే అది అంత ద్రవ్యరాశిని (ప్లాస్మా) ఎలక్ట్రాన్ వికర్షణ పీడనం ద్వారా నిలుపుకోలేక కుచించుకుపోతుంది. కనీకానీ సాధారణంగా అవి ఆ పరిమితికి చేరుకోకముందే వాటి ఉష్ణొగ్రత, సాంద్రత పెరిగి నక్షత్రకేంద్రంలో కర్బన సంలీనసంలీనం మొదలవుతుంది. కొద్ది క్షణలలోనే చెప్పుకోదగ్గ పరిమాణంలో పదార్థం సంలీనానికిలోనై నక్షత్రం పూర్తిగా పేలిపోయి సూపర్నోవాగా మారటానికి కావల్సినంత శక్తి విడుదల అవుతుంది. నక్షత్రంలోని పదార్థం ఒక అలజడి తరంగంగా, సెకనుకి 5000-20,000కి.మీ. (కాంతివేగంలో సుమారు 3%) వేగంతో బయటకి విసిరివేయబడుతుంది. అప్పుడు దానినుండి సూర్యునికి 5 బిలియన్ రెట్ల కాంతి వెలువడుతుంది. ఆ కాంతి నిజపరిమాణం 19.3 ఉంటుంది.
సాధారణంగా ఇది దగ్గరగా ఉండే జంట నక్షత్రాలలో జరుగుతుంది. జంట నక్షత్రాలలో పెద్దది ముందుగా నక్షత్ర పరిణామ క్రమంలో మారుతూ రెడ్ జైంట్ గా మారుతుంది. రెడ్ జైంట్ గా మారిన నక్షత్రం పై పొరలు విస్తరిస్తూ ఉంతాయి. కొంత కలానికి రెడురెండు నక్షత్రలకి ఒకే ఉమ్మడి పొర ఉంటుంది. దానివల్ల వాటి అక్ష పరిభ్రమణ వ్యాసార్థం తగ్గిపోతుంది.
రెడ్ జైంట్ దాని పై పొరలను పూర్తిగా కోల్పోయి కొంతకాలానికి కెంద్రకకేంద్రక సంలీనానికి ఇంధనం మిగలదు. అప్పుడు అది కార్బన్, ఆక్సీజన్ ఎక్కువగా ఉన్న మరుగుజ్జు నక్షత్రంగా మారుతుంది. తర్వాత రెండవ నక్షత్రం కూడా పరిణామ క్రమంలో రెడ్ జైంట్ గా మారుతుంది. అప్పుడు రెండవ రెడ్ జైంట్ నుండి మరుగుజ్జు నక్షత్రం పద్దర్థాన్ని గ్రహించి దాని ద్రవ్యరాశిని పెంచుకుని, సూపర్నోవాగా మారుతుంది.
రెండు మరుగుజ్జు నక్షత్రాలు కలిసిపోవటం వల్ల వాటి ఉమ్మడి ద్రవ్యరాశి కొన్ని క్షణాల పాటు చంద్రశేఖర్ పరిమితిని దాటడంవల్ల కూడా వర్గం-1a సూపర్నోవాగా మారుతుంది.
సూపర్నోవా పేలుడు తర్వాత కాలంతో పాటు మారే నక్షత్ర ప్రకాశం సాధారణ కాంతి వక్రాన్ని పోలి ఉంటుంది. ఈ ప్రకాశం నికెల్-56 రేడియో ధార్మిక క్షీణత వల్ల కోబాల్ట్-56గా, దాని నుండి ఐరన్-56 గా మారినప్పుడు వెలువడుతుంది.
===వర్గం-1bIb,1cIc===
ఇవి టైప్-2 సూపర్నోవాలలాగా, చాలా పెద్ద నక్షత్రాలలో కేంద్రక సంలీనానికి కావలసిన ఇంధనం అయిపోయినప్పుదు ఏర్పడతాయి. కానీ టైప్-1b,1c సూపర్నోవాలలో నక్షత్రాలలోని బయటి హైడ్రోజన్ పొరను అంతరిక్ష గాలుల వల్ల కోల్పోతాయి. టైప్-1b సూపర్నోవాలు వొల్ఫ్-రేయెట్ నక్షత్రాలు పేలిపోవటం వల్ల ఏర్పడతాయని భావిస్తున్నారు.కొన్ని వర్గం-1c సూపర్నోవాలు గామా కిరణ స్ఫోటాలను వెలువరిస్తాయనేందుకు ఆధారాలున్నాయి, కానీ పైని హైడ్రోజన్ పొరని కోల్పోయిన ఏ వర్గం-1b,1c సూపర్నోవా అయినా దాని పేలుడుని బట్టి గామా కిరణ స్ఫోటాలను వెలువరించే అవకాశం ఉందని భావిస్తున్నారు.
===వర్గం-II===
సూర్యునికి కనీసం తొమ్మిది రెట్ల ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలు సంక్లిష్ట పరిణామక్రమాన్ని కలిగి ఉంటాయి.నక్షత్ర కేంద్రంలో హైడ్రోజన్ సంలీనం వల్ల హీలియం ఏర్పడుతుంది, దాని వల్ల ఉత్పత్తయ్యే ఉష్ణ శక్తి బయటి వైపు పని చేసే ఒత్తిడిని సృష్టించడం వల్ల కేంద్రం సమతా స్థితి కాపాడబడుతుంది. నక్షత్ర కేంద్రంలో హైడ్రోజన్ పూర్తిగా అయిపోయినప్పుడు బయటికి పని చేసే ఒత్తిడి ఏర్పడదు. అప్పుడు నక్షత్రం సంకోచించడం ప్రారంభిస్తుంది. దానివల్ల ఉష్ణోగ్రత కూడా పెరిగి అది హీలియం సంలీనానికి దారి తీసి, హీలియం-కార్బన్ చక్రం ప్రారంభమౌతుంది.దీనివల్ల ఉత్పత్తయ్యే శక్తి బయటి వైపు పని చేసే ఒత్తిడిని సృష్టించి కేంద్ర సంకోచాన్ని ఆపుతుంది. దీనివల్ల కేంద్రం కొంత వ్యాకోచించి చల్లబడుతుంది. అప్పుడు నక్షత్ర కేంద్రంలో హీలియం సంలీనం, బయట హైడ్రోజన్ సంలీనం జరుగుతుంటాయి.(మెగ్నీషియం, సల్ఫర్, కాల్షియం వంటి మూలకాలు కూడా ఏర్పడతాయి, కొన్ని సార్లు ఇవి తర్వాతి చర్యల్లో మండిపోతాయి.)
ఈ చక్రం చాలా సార్లు జరుగుతుంది.కేంద్రం సంకోచించిన ప్రతీ సారీ ఇంకా బరువైన మూలకాల కేంద్రక సంలీనం ఇంకా సంక్లిష్టమైన మూలకాలు ఏర్పడతాయి, కేంద్రక ఉష్ణోగ్రత, ఒత్తిడి ఇంకా పెరుగుతుంది. ప్రతీ పొర దాని కింది పొర సృష్టించే వేడి, బయటి వైపు పని చేసే ఒత్తిడి వల్ల సంకోచించకుండా ఆగుతుంది. ప్రతీ పొర దాని బయటి పొరల కంటే ఎక్కువ వేడిగా ఉంటుంది, ఎక్కువ తొందరగా మండిపోతుంది - చివరిదైన సిలికాన్ సంలీనం కొన్ని రోజులలో పూర్తి అవుతుంది. అప్పుడు నక్షత్రం పొరలు పొరలుగా ఉంటుంది, పైని పొరలలో సులభంగా సంలీనం చెందే వాయువులు ఉంటాయి.
తర్వాతి దశలలో ఎక్కువ బంధన శక్తి ఉన్న మూలకాలు సంలీనంలో పాల్గొంటాయి. కాబట్టి సంలీనం వల్ల విడుదలయ్యే శక్తి క్రమంగా తగ్గుతుంది. కేంద్ర శక్తులు ఎక్కువగా ఉన్నప్పుడు ఫోటో డిసింటిగ్రేషన్, ఎలక్ట్రాన్ గ్రాహ్యం వల్ల కేంద్రం మరింత శక్తిని కోల్పోతుంది. దాని వల్ల కేంద్ర సమతా స్థితిని కాపాడటానికి కేంద్రక సంలీనం మరింత వేగంగా జరగాల్సిన అవసరం ఏర్పడుతుంది.
దీని వల్ల చివరగా నికెల్-56 ఏర్పడుతుంది. తర్వాత కేంద్రక సంలీనం జరగదు. (కానీ నికెల్ రేడియో ధార్మిక విచ్ఛిన్నం వల్ల ఇనుము-56 ఏర్పడుతుంది.). దీనివల్ల కేంద్రంలో సంలీనానికి పనికి రాని నికెల్, ఇనుము మిశ్రమం ఏర్పడుతుంది. దీనివల్ల కేంద్ర సమతా స్థితిని కాపాడే బయటి వైపు పని చేసే ఒత్తిడి ఏర్పడదు. నక్షత్ర కేంద్రం మీద పడే నక్షత్రం మొత్తం ద్రవ్యరాశి కలుగజేసే ఒత్తిడి కేవలం ఎలక్ట్రాన్ వికర్షణ శక్తి వల్ల మాత్రమే నిలబడుతుంది. నక్షత్రం సరిపోయినంత పెద్దదైతే నక్షత్ర కేంద్రం చంద్రశేఖర్ పరిమితిని (సూర్యుని ద్రవ్యరాశికి 1.38 రెట్లు) దాటినప్పుడు ఇది పూర్తిగా విఫలం అవుతుంది. నక్షత్ర కేంద్రంలో పరమాణు కేంద్రకాలను విడివిడిగా ఉంచుతున్న శక్తులు పూర్తిగా విఫలం అయ్యి నక్షత్రం పూర్తిగా సంకోచిస్తుంది., అప్పుడు దాన్ని ఆపడానికి కేంద్రంలో సంలీనం చెందగల ఇంధనం ఉండదు.
===కేంద్ర సంకోచం===
నక్షత్రంలోని కణాల వేగం 70000కి.మీ/సె (0.23 X కాంతి వేగం) కి చేరినప్పుడు సాంద్రత, ఉష్ణోగ్రత వేగంగా పెరుగుతాయి. కేంద్రంలో శక్తిని కోల్పోయే శక్తులు వాటి సమతా స్థితిని కోల్పోతాయి. ఫోటో డిసింటిగ్రేషన్ వల్ల, గామా కిరణాలు ఇనుముని హీలియంగా మార్చడం వల్ల స్వేచ్ఛా న్యూట్రాన్లు , శక్తి గ్రాహ్యం;ఎలక్ట్రాన్లు, ప్రోటాన్లు ఎలక్ట్రాన్ గ్రాహ్యం వల్ల కలిసిపోయి, న్యూట్రాన్లని, న్యూట్రినోలని ఏర్పరుస్తాయి. ఇవన్నీ నక్షత్ర కేంద్రం నుండి తప్పించుకుపోతాయి.
సాధారణంగా అప్పుడే ఏర్పడిన వర్గం-II సూపర్నోవాలలో న్యూట్రాన్లతో నిండిన నక్షత్ర కేంద్రంలో ఉష్ణోగ్రత 100బిలియన్ కెల్విన్ (1GK) వరకు ఉంటుంది. ఇది సూర్యుని కేంద్ర ఉష్ణోగ్రతకు 6000 రెట్లు. న్యూట్రినోల విడుదల వల్ల నక్షత్రం మరింత శక్తిని కోల్పోయి ఒక స్థిరమైన న్యూట్రాన్ తార ఏర్పడుతుంది.
==References==
{{Reflist|colwidth=30em|refs=
| 