సూపర్ నోవా: కూర్పుల మధ్య తేడాలు

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.

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=