సూపర్ నోవా: కూర్పుల మధ్య తేడాలు

పైన వివరించిన వర్గీకరణ కేవలం వర్గీకరణ కోసం మాత్రమే. అవి వాటి నుంది వచ్చే కాంతిని వివరిస్తాయి కానీ అవి ఏ విధంగా ఏర్పడతాయో వివరించవు. వివిధ రకాల సూపర్నోవాలు ఏర్పడటానికి గల కారణాలు కింద వివరించబడ్డాయి.

===వర్గం-Ia===

1. సాధారణ జంట నక్షత్రాలు 2.పెద్ద నక్షత్రం ముందు రెడ్ జైంట్ గా మారి.. 3. ..దానిలోని పదార్థాన్ని రెండవ నక్షత్రం పైకి విరజిమ్మి దాన్ని వ్యాకోచింపజేస్తుంది. 4.తేలికైన నక్షత్రం, రెడ్ జైంట్ కేంద్రం ఒక ఉమ్మడి పొరలో దగ్గరికి జరుగుతాయి. 5.ఉమ్మడి పొర నెమ్మదిగా దూరంగా జరుగుతుంది, రెండింటి మధ్యా దూరం కూడా తగ్గిపోతుంది. 6. రెడ్ జైంట్ మిగిలిన కేంద్రం కూడా సంకోచించి మరుగుజ్జు తారగా మారుతుంది. 7.రెండవ నక్షత్రం కూడా రెడ్ జైంట్ గా మారి మరుగుజ్జు తారపై పదార్థాన్ని విరజిమ్ముతుంది. 8. మరుగుజ్జు తార ద్రవ్యరాశి పెరుగుతూ ఉంటుంది, ఒక స్థాయిని దాటిన తర్వాత అది పేలిపోయి.. 9.రెండో నక్షత్రాన్ని దూరంగా విసిరేస్తుంది. ]]

ఈ సూపర్నోవాలు 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. కానీ సాధారణంగా అవి ఆ పరిమితికి చేరుకోకముందే వాటి ఉష్ణొగ్రత, సాంద్రత పెరిగి నక్షత్రకేంద్రంలో కర్బన సంలీనం 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.

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-Ib,Ic===

[[Image:Supernova 2008D.jpg|thumb|SN 2008D, వర్గం-Ib<ref>

 

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.)