सुपरनोवा,विस्फोट जिसने एक तारे की मृत्यु को चिह्नित किया। कभी-कभी एक सुपरनोवा विस्फोट उस आकाशगंगा की तुलना में अधिक चमकीला होता है जिसमें यह हुआ था।

सुपरनोवा दो मुख्य प्रकारों में विभाजित हैं। टाइप I में हाइड्रोजन की कमी की विशेषता होती है ऑप्टिकल स्पेक्ट्रम; इसलिए, यह माना जाता है कि यह एक सफेद बौने तारे का विस्फोट है, जो सूर्य के द्रव्यमान के करीब है, लेकिन आकार में छोटा और सघन है। सफेद बौने की संरचना में लगभग कोई हाइड्रोजन नहीं होता है, क्योंकि यह एक सामान्य तारे के विकास का अंतिम उत्पाद है। 1930 के दशक में, एस चंद्रशेखर ने दिखाया कि एक सफेद बौने का द्रव्यमान एक निश्चित सीमा से अधिक नहीं हो सकता है। यदि यह एक सामान्य तारे के साथ बाइनरी सिस्टम में है, तो इसका पदार्थ सफेद बौने की सतह पर प्रवाहित हो सकता है। जब इसका द्रव्यमान चंद्रशेखर की सीमा से अधिक हो जाता है, व्हाइट द्वार्फढह जाता है (सिकुड़ जाता है), गर्म हो जाता है और फट जाता है। यह सभी देखेंसितारे।

23 फरवरी, 1987 को हमारी पड़ोसी आकाशगंगा, लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में एक प्रकार II सुपरनोवा का विस्फोट हुआ। उसे इयान शेल्टन का नाम दिया गया, जिसने पहले एक दूरबीन के साथ एक सुपरनोवा विस्फोट देखा, और फिर नग्न आंखों से। (इस तरह की आखिरी खोज केप्लर की है, जिसने टेलिस्कोप के आविष्कार से कुछ समय पहले 1604 में हमारी गैलेक्सी में सुपरनोवा विस्फोट देखा था।) ओहियो (यूएसए) ने न्यूट्रिनो फ्लक्स दर्ज किया प्राथमिक कणबहुत में पैदा हुआ उच्च तापमानतारे के कोर के पतन के दौरान और आसानी से इसके खोल में प्रवेश कर जाता है। यद्यपि लगभग 150 हजार साल पहले एक तारे द्वारा न्यूट्रिनो धारा को एक ऑप्टिकल फ्लैश के साथ उत्सर्जित किया गया था, यह लगभग एक साथ फोटॉन के साथ पृथ्वी पर पहुंच गया, इस प्रकार यह साबित करता है कि न्यूट्रिनो का कोई द्रव्यमान नहीं है और प्रकाश की गति से चलते हैं। इन अवलोकनों ने इस धारणा की भी पुष्टि की कि तारकीय कोर के द्रव्यमान का लगभग 10% न्यूट्रिनो के रूप में उत्सर्जित होता है, जब कोर स्वयं न्यूट्रॉन स्टार में गिर जाता है। बहुत बड़े तारों में, सुपरनोवा विस्फोट के दौरान, नाभिक सम तक संकुचित हो जाते हैं उच्च घनत्वऔर, शायद, ब्लैक होल में बदल जाते हैं, लेकिन तारे की बाहरी परतें अभी भी बहाई जा रही हैं। सेमी. भीब्लैक होल।

हमारी आकाशगंगा में, क्रैब नेबुला एक सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष है, जिसे चीनी वैज्ञानिकों ने 1054 में देखा था। प्रसिद्ध खगोलशास्त्री टी. ब्राहे ने भी 1572 में एक सुपरनोवा का अवलोकन किया था जो हमारी आकाशगंगा में फूटा था। हालांकि शेल्टन का सुपरनोवा केप्लर के बाद से खोजा गया पहला सुपरनोवा था, अन्य में सैकड़ों सुपरनोवा, पिछले 100 वर्षों में अधिक दूर की आकाशगंगाओं को दूरबीनों के साथ देखा गया है।

सुपरनोवा विस्फोट के अवशेषों में, आप कार्बन, ऑक्सीजन, लोहा और बहुत कुछ पा सकते हैं भारी तत्व. इसलिए, ये विस्फोट खेलते हैं महत्वपूर्ण भूमिकान्यूक्लियोसिंथेसिस में रासायनिक तत्वों के निर्माण की प्रक्रिया। यह संभव है कि 5 अरब साल पहले जन्म सौर प्रणालीसुपरनोवा विस्फोट से पहले भी, जिसके परिणामस्वरूप कई तत्व उत्पन्न हुए जो सूर्य और ग्रहों का हिस्सा बन गए। न्यूक्लियोसिंथेसिस।

सुपरनोवा

सुपरनोवा, एक तारे का विस्फोट, जिसमें लगभग पूरा तारा नष्ट हो जाता है। एक सप्ताह के भीतर, एक सुपरनोवा आकाशगंगा के अन्य सभी तारों को मात दे सकता है। चमक खत्म नया तारा 23 परिमाण (1000 मिलियन गुना) सूर्य की चमक से अधिक है, और विस्फोट के दौरान जारी ऊर्जा तारे द्वारा अपने पूरे पिछले जीवन के दौरान उत्सर्जित सभी ऊर्जा के बराबर है। कुछ वर्षों के बाद, सुपरनोवा मात्रा में इतना बढ़ जाता है कि यह दुर्लभ और पारभासी हो जाता है। सैकड़ों या हजारों वर्षों से, निकाले गए पदार्थ के अवशेष इस रूप में दिखाई देते हैं सुपरनोवा अवशेष।एक सुपरनोवा न्यू स्टार की तुलना में लगभग 1000 गुना अधिक चमकीला होता है। हर 30 साल में, हमारी जैसी आकाशगंगा में लगभग एक सुपरनोवा होता है, लेकिन इनमें से अधिकांश तारे धूल से ढके रहते हैं। सुपरनोवा दो मुख्य प्रकार के होते हैं, जो उनके प्रकाश वक्र और स्पेक्ट्रा द्वारा प्रतिष्ठित होते हैं।

सुपरनोवा - अप्रत्याशित रूप से चमकते सितारे, कभी-कभी सूर्य की चमक से 10,000 मिलियन गुना अधिक चमक प्राप्त करते हैं। यह कई चरणों में होता है।शुरुआत (ए) में, एक विशाल तारा बहुत तेज़ी से उस चरण में विकसित होता है जब एक ही समय में तारे के अंदर विभिन्न परमाणु प्रक्रियाएँ आगे बढ़ने लगती हैं। केंद्र में लोहा बन सकता है, जिसका अर्थ है उत्पादन का अंत परमाणु ऊर्जा. तारा तब गुरुत्वाकर्षण पतन (बी) से गुजरना शुरू कर देता है। हालाँकि, यह तारे के केंद्र को इस हद तक गर्म कर देता है कि रासायनिक तत्वक्षय, और नई प्रतिक्रियाएं विस्फोटक बल (सी) के साथ आगे बढ़ती हैं। बाहर फेंको के सबसेअंतरिक्ष में तारे का पदार्थ, जबकि तारे के केंद्र के अवशेष तब तक ढहते हैं जब तक कि तारा पूरी तरह से अंधेरा नहीं हो जाता, संभवतः एक बहुत घना न्यूट्रॉन तारा (D) बन जाता है। ऐसा ही एक दाना 1054 में दिखाई देता था। नक्षत्र वृषभ (ई) में। इस तारे का अवशेष क्रैब नेबुला (F) नामक गैस का एक बादल है।

वैज्ञानिक और तकनीकी विश्वकोश शब्दकोश.

देखें कि "सुपरनोव स्टार" अन्य शब्दकोशों में क्या है:

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विस्फोट जिसने एक तारे की मृत्यु को चिह्नित किया। कभी-कभी एक सुपरनोवा विस्फोट उस आकाशगंगा की तुलना में अधिक चमकीला होता है जिसमें यह हुआ था। सुपरनोवा दो मुख्य प्रकारों में विभाजित हैं। टाइप I को ऑप्टिकल स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन की कमी की विशेषता है; तो उन्हें लगता है कि... कोलियर इनसाइक्लोपीडिया

सुपरनोवा- खगोल। एक नए तारे के फटने की शक्ति से कई हज़ार गुना अधिक विकिरण शक्ति वाला अचानक चमकने वाला तारा ... कई भावों का शब्दकोश

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सुपरनोवा - मरने का विस्फोट बहुत होता है बड़े सितारेऊर्जा की एक विशाल रिहाई के साथ, सूर्य की ऊर्जा से एक खरब गुना अधिक। एक सुपरनोवा पूरी आकाशगंगा को रोशन कर सकता है, और तारे द्वारा भेजा गया प्रकाश ब्रह्मांड के किनारों तक पहुंच जाएगा। यदि इनमें से एक तारा पृथ्वी से 10 प्रकाश वर्ष की दूरी पर फट जाता है, तो पृथ्वी पूरी तरह से ऊर्जा और विकिरण से जल जाएगी। उत्सर्जन

सुपरनोवा

सुपरनोवा न केवल नष्ट करते हैं, वे अंतरिक्ष में आवश्यक तत्वों की भरपाई भी करते हैं: लोहा, सोना, चांदी और अन्य। ब्रह्मांड के बारे में हम जो कुछ भी जानते हैं वह एक सुपरनोवा के अवशेषों से बनाया गया था जो एक बार फट गया था। सुपरनोवा ब्रह्मांड में सबसे सुंदर और दिलचस्प वस्तुओं में से एक है। ब्रह्मांड में सबसे बड़े विस्फोट ब्रह्मांड में विशेष, अजीब अवशेषों को पीछे छोड़ते हैं:

न्यूट्रॉन तारे

न्यूट्रॉन बहुत ही खतरनाक और अजीबोगरीब पिंड हैं। कब विशाल सिताराएक सुपरनोवा में बदल जाता है, इसका मूल एक सांसारिक महानगर के आकार तक सिकुड़ जाता है। नाभिक के अंदर का दबाव इतना अधिक होता है कि अंदर के परमाणु भी पिघलने लगते हैं। जब परमाणु इतने संकुचित हो जाते हैं कि उनके बीच कोई जगह नहीं बची है, तो भारी ऊर्जा जमा हो जाती है और एक शक्तिशाली विस्फोट होता है। विस्फोट के बाद, एक अविश्वसनीय रूप से घना न्यूट्रॉन तारा बना रहता है। न्यूट्रॉन स्टार के एक चम्मच का वजन 90 मिलियन टन होगा।

एक पल्सर एक सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष है। एक पिंड जो न्यूट्रॉन तारे के द्रव्यमान और घनत्व के समान होता है। के साथ घूमना अच्छी गति, पल्सर उत्तरी से अंतरिक्ष में विकिरण विस्फोट छोड़ते हैं और दक्षिणी ध्रुव. रोटेशन की गति प्रति सेकंड 1000 क्रांतियों तक पहुंच सकती है।

जब हमारे सूर्य से 30 गुना आकार का कोई तारा फटता है, तो वह एक तारे का निर्माण करता है जिसे मैग्नेटर कहा जाता है। मैग्नेटर्स शक्तिशाली बनाते हैं चुंबकीय क्षेत्रवे न्यूट्रॉन सितारों और पल्सर से भी अजनबी हैं। मैग्नीटार का चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वी से कई हजार गुना अधिक है।

ब्लैक होल्स

हाइपरनोवा की मृत्यु के बाद, एक सुपरस्टार से भी बड़े सितारे, सबसे रहस्यमय और खतरनाक जगहब्रह्मांड एक ब्लैक होल है। ऐसे तारे की मृत्यु के बाद, ब्लैक होल अपने अवशेषों को अवशोषित करना शुरू कर देता है। ब्लैक होल में अवशोषित करने के लिए बहुत अधिक सामग्री होती है और यह तारे के अवशेषों को वापस अंतरिक्ष में फेंक देता है, जिससे गामा विकिरण के 2 बीम बनते हैं।

जहां तक ​​हमारा संबंध है, निश्चित रूप से सूर्य के पास इतना द्रव्यमान नहीं है कि वह ब्लैक होल, पल्सर, मैग्नेटर या यहां तक ​​कि एक तंत्रिका तारा बन सके। ब्रह्मांडीय मानकों के अनुसार, हमारे सितारे अपने जीवन के इस तरह के समापन के लिए बहुत छोटे हैं। वैज्ञानिकों का कहना है कि ईंधन की कमी के बाद हमारे तारे का आकार कई गुना बढ़ जाएगा, जिससे यह ग्रहों को अपने में समाहित कर सकेगा। स्थलीय समूह: बुध, शुक्र, पृथ्वी और संभवतः मंगल।

में से एक महत्वपूर्ण उपलब्धियां XX सदी इस तथ्य की समझ थी कि हाइड्रोजन और हीलियम से भारी लगभग सभी तत्व बनते हैं आंतरिक भागब्रह्मांड में सबसे शक्तिशाली घटनाओं में से एक सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप तारे और तारे के बीच के माध्यम में प्रवेश करते हैं।

चित्र: शानदार तारे और गैस की तरंगें सुपरनोवा 1987A नामक एक विशाल तारे के आत्म-विनाश के लिए एक लुभावनी पृष्ठभूमि प्रदान करती हैं। इसका विस्फोट खगोलविदों द्वारा देखा गया था दक्षिणी गोलार्द्ध 23 फरवरी 1987. हबल की यह छवि गैस के फैले हुए बादलों में पदार्थ के आंतरिक और बाहरी रिंगों से घिरे एक सुपरनोवा अवशेष को दिखाती है। यह तीन-रंग की छवि सितंबर 1994, फरवरी 1996 और जुलाई 1997 में ली गई सुपरनोवा और उसके पड़ोसी क्षेत्र की कई तस्वीरों का एक संयोजन है। असंख्य उज्ज्वल नीले सितारेएक सुपरनोवा के पास ये बड़े पैमाने पर तारे हैं, जिनमें से प्रत्येक लगभग 12 मिलियन वर्ष पुराना है और सूर्य से 6 गुना भारी है। वे सभी उसी पीढ़ी के सितारों से संबंधित हैं, जिसमें विस्फोट हुआ था। चमकीले गैस बादलों की उपस्थिति इस क्षेत्र के युवाओं का एक और संकेत है, जो अभी भी नए सितारों के जन्म के लिए उपजाऊ जमीन है।

प्रारंभ में, वे सभी तारे जिनकी चमक अचानक 1,000 गुना से अधिक बढ़ गई थी, नोवा कहलाते थे। चमकते हुए, ऐसे तारे अचानक आकाश में दिखाई दिए, नक्षत्र के सामान्य विन्यास को तोड़ते हुए, और उनकी चमक को अधिकतम, कई हजार गुना बढ़ा दिया, फिर उनकी चमक तेजी से गिरने लगी, और कुछ वर्षों के बाद वे उतने ही कमजोर हो गए जितने कि वे थे प्रकोप से पहले। फ्लेरेस की पुनरावृत्ति, जिनमें से प्रत्येक के दौरान एक सितारा उच्च गतिअपने द्रव्यमान के एक हजारवें हिस्से तक बेदखल करना, नए सितारों की विशेषता है। और फिर भी, इस तरह के एक फ्लैश की घटना की सभी भव्यता के लिए, यह या तो तारे की संरचना में आमूल-चूल परिवर्तन या इसके विनाश से जुड़ा नहीं है।

पांच हजार वर्षों के लिए, सितारों के 200 से अधिक उज्ज्वल विस्फोटों के बारे में जानकारी संरक्षित की गई है, अगर हम खुद को उन लोगों तक सीमित रखते हैं जो तीसरे परिमाण की चमक से अधिक नहीं थे। लेकिन जब नीहारिकाओं की अलौकिक प्रकृति स्थापित हुई, तो यह स्पष्ट हो गया कि उनमें चमकने वाले नए तारे अपनी विशेषताओं में साधारण नोवा से बेहतर थे, क्योंकि उनकी चमक अक्सर निकली रहती थी समान चमकपूरे आकाशगंगा में जिसमें वे भड़क उठे। इस तरह की घटनाओं की असामान्य प्रकृति ने खगोलविदों को इस विचार के लिए प्रेरित किया कि ऐसी घटनाएं सामान्य नए सितारों से पूरी तरह से अलग हैं, और इसलिए, 1 9 34 में, अमेरिकी खगोलविदों फ्रिट्ज ज़्विकी और वाल्टर बाडे के सुझाव पर, वे सितारे जिनकी चमक की चमक तक पहुंच जाती है अपनी अधिकतम चमक पर सामान्य आकाशगंगाओं को एक अलग, चमक में सबसे चमकदार और सुपरनोवा के दुर्लभ वर्ग में अलग किया गया था।

सामान्य नए सितारों के विस्फोट के विपरीत, सुपरनोवा का विस्फोट में होता है अत्याधुनिकहमारी गैलेक्सी एक अत्यंत दुर्लभ घटना है, जो हर 100 वर्षों में एक बार से अधिक नहीं होती है। सबसे हड़ताली प्रकोप 1006 और 1054 में थे; उनके बारे में जानकारी चीनी और जापानी ग्रंथों में निहित है। 1572 में, उत्कृष्ट खगोलशास्त्री टाइको ब्राहे ने कैसिओपिया के नक्षत्र में ऐसे तारे के प्रकोप को देखा, जबकि जोहान्स केपलर 1604 में ओफ़िचस के तारामंडल में सुपरनोवा का अनुसरण करने वाले अंतिम व्यक्ति थे। खगोल विज्ञान में "दूरबीन" युग की चार शताब्दियों के लिए, हमारी आकाशगंगा में ऐसी कोई चमक नहीं देखी गई थी। इसमें सौर मंडल की स्थिति ऐसी है कि सुपरनोवा के अवलोकन हमें इसके लगभग आधे आयतन में वैकल्पिक रूप से उपलब्ध हैं, और इसके बाकी हिस्सों में प्रकोपों ​​​​की चमक इंटरस्टेलर अवशोषण द्वारा मौन है। में और। क्रासोव्स्की और आई.एस. शक्लोव्स्की ने गणना की कि हमारी आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोट औसतन हर 100 साल में एक बार होते हैं। अन्य आकाशगंगाओं में, ये प्रक्रियाएं लगभग समान आवृत्ति के साथ होती हैं; इसलिए, ऑप्टिकल विस्फोट चरण में सुपरनोवा के बारे में मुख्य जानकारी अन्य आकाशगंगाओं में उनके अवलोकन से प्राप्त की गई थी।

इस तरह की शक्तिशाली घटनाओं के अध्ययन के महत्व को महसूस करते हुए, खगोलविदों डब्ल्यू बाडे और एफ। ज़्विकी, जिन्होंने संयुक्त राज्य अमेरिका में पालोमर वेधशाला में काम किया, ने 1936 में सुपरनोवा के लिए एक व्यवस्थित व्यवस्थित खोज शुरू की। उनके पास एक श्मिट टेलीस्कोप था, जिससे कई दसियों वर्ग डिग्री के क्षेत्रों की तस्वीरें लेना संभव हो गया और यहां तक ​​​​कि फीके तारों और आकाशगंगाओं की भी बहुत स्पष्ट छवियां दी गईं। तीन वर्षों के दौरान, उन्होंने विभिन्न आकाशगंगाओं में 12 सुपरनोवा विस्फोटों की खोज की, जिनका तब फोटोमेट्री और स्पेक्ट्रोस्कोपी का उपयोग करके अध्ययन किया गया था। जैसे-जैसे अवलोकन प्रौद्योगिकी में सुधार हुआ, नए खोजे गए सुपरनोवा की संख्या में लगातार वृद्धि हुई, और स्वचालित खोज के बाद के परिचय से खोजों की संख्या में हिमस्खलन जैसी वृद्धि हुई (प्रति वर्ष 100 से अधिक सुपरनोवा कुल 1,500)। पर पिछले साल कापर बड़ी दूरदर्शीबहुत दूर और कमजोर सुपरनोवा की खोज भी शुरू की गई थी, क्योंकि उनका शोध पूरे ब्रह्मांड की संरचना और भाग्य के बारे में कई सवालों के जवाब दे सकता है। ऐसी दूरबीनों से एक रात के प्रेक्षणों में 10 से अधिक दूर के सुपरनोवा खोजे जा सकते हैं।

एक तारे के विस्फोट के परिणामस्वरूप, जिसे सुपरनोवा घटना के रूप में देखा जाता है, इसके चारों ओर एक नीहारिका का निर्माण होता है, जो एक जबरदस्त गति (लगभग 10,000 किमी / सेकंड) से फैलती है। उच्च विस्तार दर मुख्य विशेषता, जो सुपरनोवा अवशेषों को अन्य नीहारिकाओं से अलग करता है। सुपरनोवा के अवशेषों में, सब कुछ विशाल शक्ति के विस्फोट की बात करता है, जिसने तारे की बाहरी परतों को बिखेर दिया और निकाले गए खोल के अलग-अलग टुकड़ों को भारी गति प्रदान की।

केकड़ा निहारिका

कोई नहीं अंतरिक्ष वस्तुखगोलविदों को इतना नहीं दिया बहुमूल्य जानकारी, अपेक्षाकृत छोटे क्रैब नेबुला के रूप में, वृषभ राशि में मनाया जाता है और इसमें गैसीय विसरित पदार्थ होता है, जो उच्च गति से फैलता है। यह नीहारिका, जो 1054 में देखे गए एक सुपरनोवा का अवशेष है, पहली गांगेय वस्तु थी जिसके साथ एक रेडियो स्रोत की पहचान की गई थी। यह पता चला कि रेडियो उत्सर्जन की प्रकृति का थर्मल विकिरण से कोई लेना-देना नहीं है: इसकी तीव्रता तरंग दैर्ध्य के साथ व्यवस्थित रूप से बढ़ जाती है। जल्द ही इस घटना की प्रकृति की व्याख्या करना संभव हो गया। सुपरनोवा अवशेष में एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होना चाहिए जो धारण करता है ब्रह्मांडीय किरणों(इलेक्ट्रॉन, पॉज़िट्रॉन, परमाणु नाभिक) प्रकाश की गति के करीब गति के साथ। एक चुंबकीय क्षेत्र में वे विकिरण करते हैं विद्युत चुम्बकीय ऊर्जायात्रा की दिशा में संकीर्ण बीम। से गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन का पता लगाना केकड़ा निहारिकाइसी आधार पर खगोलविदों को सुपरनोवा अवशेषों की खोज करने के लिए प्रेरित किया।

कैसिओपिया नक्षत्र में स्थित नेबुला रेडियो उत्सर्जन का एक विशेष रूप से शक्तिशाली स्रोत निकला; मीटर तरंग दैर्ध्य पर, इससे रेडियो उत्सर्जन प्रवाह क्रैब नेबुला से प्रवाह की तुलना में 10 गुना अधिक है, हालांकि यह बाद वाले की तुलना में बहुत दूर है। ऑप्टिकल बीम में यह तेजी से फैलने वाला नेबुला बहुत कमजोर होता है। माना जाता है कि कैसिओपिया नेबुला एक सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष है जो लगभग 300 साल पहले हुआ था।

सिग्नस नक्षत्र में फिलामेंटस नेबुला की एक प्रणाली ने पुराने सुपरनोवा अवशेषों की रेडियो उत्सर्जन विशेषता भी दिखाई। रेडियो खगोल विज्ञान ने कई अन्य गैर-थर्मल रेडियो स्रोतों को खोजने में मदद की है जो सुपरनोवा अवशेष निकले। अलग अलग उम्र. इस प्रकार, यह निष्कर्ष निकाला गया कि सुपरनोवा के अवशेष, यहां तक ​​कि हजारों साल पहले, अपने शक्तिशाली गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन के साथ अन्य नीहारिकाओं के बीच खड़े थे।

जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, क्रैब नेबुला पहली वस्तु थी जिसमें एक्स-रे. 1964 में, यह पता लगाना संभव था कि इससे निकलने वाले एक्स-रे विकिरण का स्रोत बढ़ा हुआ है, हालांकि इसके कोणीय आयाम क्रैब नेबुला के कोणीय आयामों से 5 गुना छोटे हैं। जिससे यह निष्कर्ष निकला कि एक्स-रे किसी तारे द्वारा नहीं, जो एक बार सुपरनोवा के रूप में प्रस्फुटित हुआ था, बल्कि स्वयं निहारिका द्वारा उत्सर्जित होता है।

सुपरनोवा प्रभाव

23 फरवरी, 1987 को, हमारी पड़ोसी आकाशगंगा, लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में एक सुपरनोवा का विस्फोट हुआ, जो खगोलविदों के लिए अत्यंत महत्वपूर्ण हो गया क्योंकि यह पहला ऐसा था कि वे आधुनिक खगोलीय उपकरणों से लैस होकर विस्तार से अध्ययन कर सकते थे। और इस स्टार ने भविष्यवाणियों की एक पूरी श्रृंखला की पुष्टि की। साथ ही ऑप्टिकल फ्लैश के साथ, जापान और ओहियो (यूएसए) में स्थापित विशेष डिटेक्टरों ने न्यूट्रिनो की एक धारा दर्ज की - प्राथमिक कण जो तारे के कोर के पतन के दौरान बहुत उच्च तापमान पर पैदा होते हैं और आसानी से इसके खोल में प्रवेश करते हैं। इन अवलोकनों ने पहले की धारणा की पुष्टि की कि ढहते तारकीय कोर के द्रव्यमान का लगभग 10% उस समय न्यूट्रिनो के रूप में उत्सर्जित होता है, जब कोर खुद एक न्यूट्रॉन तारे में गिर जाता है। बहुत बड़े तारों में, सुपरनोवा विस्फोट के दौरान, कोर और भी अधिक घनत्व तक संकुचित हो जाते हैं और, शायद, ब्लैक होल में बदल जाते हैं, लेकिन तारे की बाहरी परतें अभी भी फेंकी जाती हैं। हाल के वर्षों में, संकेत सामने आए हैं कि कुछ ब्रह्मांडीय गामा-किरणें विस्फोट सुपरनोवा से संबंधित हैं। यह संभव है कि ब्रह्मांडीय गामा-किरणों के फटने की प्रकृति विस्फोटों की प्रकृति से संबंधित हो।

सुपरनोवा विस्फोटों का आसपास के तारे के बीच के माध्यम पर एक मजबूत और विविध प्रभाव पड़ता है। सुपरनोवा शेल, जिसे जबरदस्त गति से फेंका जाता है, अपने आस-पास की गैस को ऊपर उठाता है और संपीड़ित करता है, जो गैस के बादलों से नए सितारों के निर्माण को गति दे सकता है। डॉ. जॉन ह्यूजेस (रटगर्स विश्वविद्यालय) के नेतृत्व में खगोलविदों की एक टीम ने चंद्र कक्षीय एक्स-रे वेधशाला (नासा) के अवलोकनों का उपयोग करते हुए, बनाया महत्वपूर्ण खोजसुपरनोवा विस्फोटों में सिलिकॉन, लोहा और अन्य तत्व कैसे बनते हैं, इस पर प्रकाश डालते हुए। सुपरनोवा अवशेष कैसिओपिया ए (कैस ए) की एक्स-रे छवि आपको विस्फोट के दौरान निकाले गए सिलिकॉन, सल्फर और लोहे के गुच्छों को देखने की अनुमति देती है आंतरिक क्षेत्रसितारे।

चंद्र वेधशाला द्वारा प्राप्त कैस ए सुपरनोवा अवशेष की छवियों की उच्च गुणवत्ता, स्पष्टता और सूचना सामग्री ने खगोलविदों को न केवल निर्धारित करने की अनुमति दी रासायनिक संरचनाइस अवशेष के कई नोड्स, लेकिन यह भी पता लगाने के लिए कि ये नोड्स कहां बने थे। उदाहरण के लिए, सबसे कॉम्पैक्ट और चमकीले नोड्स मुख्य रूप से बहुत कम लोहे के साथ सिलिकॉन और सल्फर से बने होते हैं। यह इंगित करता है कि वे तारे के अंदर गहरे बने थे, जहां एक सुपरनोवा विस्फोट में समाप्त होने वाले पतन के दौरान तापमान तीन अरब डिग्री तक पहुंच गया था। अन्य नोड्स में, खगोलविदों ने एक निश्चित मात्रा में सिलिकॉन और सल्फर की अशुद्धियों के साथ लोहे की बहुत अधिक सामग्री पाई। यह पदार्थ उन हिस्सों में और भी गहरा बना था जहां विस्फोट के दौरान तापमान चार से पांच अरब डिग्री के उच्च मूल्यों तक पहुंच गया था। चमकदार सिलिकॉन-समृद्ध और कमजोर लौह-समृद्ध नोड्स दोनों के सुपरनोवा अवशेष कैस ए में व्यवस्था की तुलना से पता चला है कि "लौह" विशेषताएं सबसे अधिक से उत्पन्न होती हैं गहरी परतेंतारे अवशेष के बाहरी किनारों पर स्थित हैं। इसका मतलब है कि विस्फोट ने "लोहे" नोड्स को अन्य सभी की तुलना में दूर फेंक दिया। और अब भी, वे विस्फोट के केंद्र से दूर जा रहे हैं और अधिक गति. चंद्रा द्वारा प्राप्त आंकड़ों के अध्ययन से सिद्धांतकारों द्वारा प्रस्तावित कई तंत्रों में से एक पर ध्यान देना संभव हो जाएगा जो सुपरनोवा विस्फोट की प्रकृति, प्रक्रिया की गतिशीलता और नए तत्वों की उत्पत्ति की व्याख्या करता है।

एसएन I सुपरनोवा में बहुत समान स्पेक्ट्रा (बिना हाइड्रोजन लाइनों के) और हल्के वक्र आकार होते हैं, जबकि एसएन II स्पेक्ट्रा में उज्ज्वल हाइड्रोजन रेखाएं होती हैं और स्पेक्ट्रा और प्रकाश वक्र दोनों की विविधता से अलग होती हैं। इस रूप में, सुपरनोवा का वर्गीकरण 1980 के दशक के मध्य तक मौजूद था। और शुरुआत के साथ विस्तृत आवेदनसीसीडी रिसीवरों के साथ, अवलोकन सामग्री की मात्रा और गुणवत्ता में काफी वृद्धि हुई है, जिससे पहले दुर्गम फीकी वस्तुओं के लिए स्पेक्ट्रोग्राम प्राप्त करना संभव हो गया है, बहुत अधिक सटीकता के साथ लाइनों की तीव्रता और चौड़ाई निर्धारित करने के लिए, और स्पेक्ट्रा में कमजोर लाइनों को रिकॉर्ड करने के लिए। नतीजतन, सुपरनोवा का स्पष्ट रूप से स्थापित द्विआधारी वर्गीकरण तेजी से बदलना शुरू हुआ और अधिक जटिल हो गया।

सुपरनोवा को आकाशगंगाओं के प्रकारों से भी पहचाना जाता है जिसमें वे भड़कते हैं। सर्पिल आकाशगंगाओं में, दोनों प्रकार के सुपरनोवा भड़कते हैं, लेकिन अण्डाकार आकाशगंगाओं में, जहाँ लगभग कोई नहीं होता है। तारे के बीच का माध्यमऔर तारा बनने की प्रक्रिया समाप्त हो गई है, केवल एसएन I प्रकार के सुपरनोवा देखे जाते हैं, जाहिर है, विस्फोट से पहले ये बहुत पुराने तारे हैं, जिनका द्रव्यमान सूर्य के करीब है। और चूंकि इस प्रकार के सुपरनोवा के स्पेक्ट्रा और प्रकाश वक्र बहुत समान हैं, इसका मतलब है कि एक ही तारे सर्पिल आकाशगंगाओं में विस्फोट करते हैं। प्राकृतिक अंत विकासवादी पथसूर्य के करीब द्रव्यमान वाले तारे, एक साथ बनने के साथ एक सफेद बौने में परिवर्तन ग्रह नीहारिका. सफेद बौने की संरचना में लगभग कोई हाइड्रोजन नहीं होता है, क्योंकि यह एक सामान्य तारे के विकास का अंतिम उत्पाद है।

हमारी आकाशगंगा में प्रतिवर्ष कई ग्रहीय निहारिकाएं बनती हैं, इसलिए इस द्रव्यमान के अधिकांश तारे चुपचाप अपना पूरा करते हैं जीवन का रास्ता, और हर सौ साल में केवल एक बार एसएन I टाइप सुपरनोवा फटता है। क्या कारण एक बहुत ही विशेष अंत निर्धारित करते हैं, उसी तरह के अन्य सितारों के भाग्य के समान नहीं? प्रसिद्ध भारतीय खगोल भौतिकीविद् एस. चंद्रशेखर ने दिखाया कि इस घटना में कि एक सफेद बौने का द्रव्यमान लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान से कम है, वह शांति से अपना जीवन "जीवित" करेगा। लेकिन अगर यह काफी करीब बाइनरी सिस्टम में है, तो इसका शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण साथी तारे से पदार्थ को "खींचने" में सक्षम है, जिससे द्रव्यमान में क्रमिक वृद्धि होती है, और जब यह गुजरता है स्वीकार्य सीमाचल रहा शक्तिशाली विस्फोटतारे की मृत्यु के लिए अग्रणी।

सुपरनोवा एसएन II स्पष्ट रूप से युवा लोगों के साथ जुड़ा हुआ है, बड़े सितारे, जिसके कोशों में हाइड्रोजन बड़ी मात्रा में मौजूद होता है। इस प्रकार के सुपरनोवा के विस्फोटों को 810 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले सितारों के विकास में अंतिम चरण माना जाता है। सामान्य तौर पर, ऐसे सितारों का विकास कुछ मिलियन वर्षों में बहुत तेज़ी से आगे बढ़ता है, वे अपने हाइड्रोजन को जलाते हैं, फिर हीलियम, जो कार्बन में बदल जाता है, और फिर कार्बन परमाणु उच्च परमाणु संख्या वाले परमाणुओं में बदलने लगते हैं।

प्रकृति में, ऊर्जा की एक बड़ी रिहाई वाले तत्वों के परिवर्तन लोहे में समाप्त होते हैं, जिनमें से नाभिक सबसे स्थिर होते हैं, और उनके संलयन के दौरान कोई ऊर्जा नहीं निकलती है। इस प्रकार, जब किसी तारे का क्रोड लोहे का हो जाता है, तो उसमें ऊर्जा की रिहाई रुक जाती है, प्रतिरोध करने के लिए गुरुत्वाकर्षण बलयह अब नहीं रह सकता है, और इसलिए तेजी से सिकुड़ने या ढहने लगता है।

पतन के दौरान होने वाली प्रक्रियाएं अभी भी दूर हैं पूरी समझ. हालांकि, यह ज्ञात है कि यदि कोर का सारा पदार्थ न्यूट्रॉन में बदल जाता है, तो यह आकर्षण की ताकतों का विरोध कर सकता है, तारे का कोर "न्यूट्रॉन स्टार" में बदल जाता है, और पतन रुक जाता है। साथ ही, यह हाइलाइट करता है महान ऊर्जा, जो तारे के खोल में प्रवेश करता है और विस्तार का कारण बनता है, जिसे हम सुपरनोवा विस्फोट के रूप में देखते हैं।

यह अपेक्षित था आनुवंशिक संबंधसुपरनोवा विस्फोट और गठन के बीच न्यूट्रॉन तारेऔर ब्लैक होल। यदि इससे पहले तारे का विकास "चुपचाप" हुआ था, तो उसके खोल में सूर्य की त्रिज्या से सैकड़ों गुना अधिक त्रिज्या होनी चाहिए, और एसएन II सुपरनोवा के स्पेक्ट्रम की व्याख्या करने के लिए पर्याप्त हाइड्रोजन भी बनाए रखना चाहिए।

सुपरनोवा और पल्सर

तथ्य यह है कि एक सुपरनोवा विस्फोट के बाद, विस्तारित शेल के अलावा और विभिन्न प्रकार केविकिरण अवशेष और अन्य वस्तुएं, यह 1968 में इस तथ्य के कारण ज्ञात हुआ कि एक साल पहले, रेडियो खगोलविदों ने पल्सर रेडियो स्रोतों की खोज की, जिनमें से विकिरण अलग-अलग दालों में केंद्रित है, सख्ती से दोहराते हुए निश्चित अंतरालसमय। दालों की सख्त आवधिकता और उनकी अवधि की कमी से वैज्ञानिक चकित थे। पल्सर द्वारा सबसे अधिक ध्यान आकर्षित किया गया था, जिसके निर्देशांक खगोलविदों के लिए एक बहुत ही दिलचस्प नीहारिका के निर्देशांक के करीब थे, में स्थित दक्षिणी नक्षत्रपाल, जिसे सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष माना जाता है, इसकी अवधि केवल 0.089 सेकंड थी। और क्रैब नेबुला के केंद्र में एक पल्सर की खोज के बाद (इसकी अवधि एक सेकंड का 1/30 थी), यह स्पष्ट हो गया कि पल्सर किसी तरह सुपरनोवा विस्फोट से जुड़े हुए हैं। जनवरी 1969 में, क्रैब नेबुला के एक पल्सर की पहचान 16वें-परिमाण के एक बेहोश तारे के साथ की गई थी, जो इसी अवधि के साथ अपनी चमक को बदलता है, और 1977 में, सेल के नक्षत्र में एक पल्सर को भी एक तारे के साथ पहचाना गया था।

पल्सर के उत्सर्जन की आवधिकता उनके तेजी से घूमने से जुड़ी होती है, लेकिन कोई नहीं साधारण सितारा, यहां तक ​​कि एक सफेद बौना, पल्सर की अवधि की विशेषता के साथ घूम नहीं सकता था, इसे तुरंत अलग कर दिया जाएगा केन्द्रापसारक बल, और केवल एक न्यूट्रॉन तारा, बहुत घना और कॉम्पैक्ट, उनका विरोध कर सकता था। कई विकल्पों का विश्लेषण करने के परिणामस्वरूप, वैज्ञानिक इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि सुपरनोवा विस्फोट न्यूट्रॉन सितारों के निर्माण के साथ होते हैं, एक गुणात्मक रूप से नए प्रकार की वस्तुएं, जिनके अस्तित्व की भविष्यवाणी बड़े द्रव्यमान सितारों के विकास के सिद्धांत द्वारा की गई थी।

सुपरनोवा और ब्लैक होल

सुपरनोवा विस्फोट और ब्लैक होल के गठन के बीच सीधा संबंध का पहला प्रमाण स्पेनिश खगोलविदों द्वारा प्राप्त किया गया था। नोवा स्कॉर्पी 1994 बाइनरी सिस्टम में एक ब्लैक होल की परिक्रमा करने वाले एक तारे द्वारा उत्सर्जित विकिरण के अध्ययन के परिणामस्वरूप, यह पाया गया कि इसमें शामिल है एक बड़ी संख्या कीऑक्सीजन, मैग्नीशियम, सिलिकॉन और सल्फर। एक धारणा है कि इन तत्वों को इसके द्वारा कब्जा कर लिया गया था जब एक सुपरनोवा विस्फोट से बचने के बाद पास का एक तारा ब्लैक होल में बदल गया था।

सुपरनोवा (विशेष रूप से टाइप Ia सुपरनोवा) ब्रह्मांड में सबसे चमकीली तारकीय वस्तुओं में से हैं, इसलिए वर्तमान में उपलब्ध उपकरणों के साथ सबसे दूर के लोगों को भी खोजा जा सकता है। कई प्रकार के Ia सुपरनोवा अपेक्षाकृत निकटवर्ती आकाशगंगाओं में खोजे गए हैं। इन आकाशगंगाओं की दूरियों के पर्याप्त सटीक अनुमानों ने उनमें फूटने वाले सुपरनोवा की चमक को निर्धारित करना संभव बना दिया। यदि हम मान लें कि दूर के सुपरनोवा में समान औसत चमक है, तो प्रेक्षित के अनुसार आकारअधिकतम चमक पर, कोई उनसे दूरी का अनुमान भी लगा सकता है। सुपरनोवा की दूरी की तुलना आकाशगंगा के निष्कासन दर (रेडशिफ्ट) से की जाती है जिसमें यह विस्फोट हुआ, जिससे ब्रह्मांड के विस्तार की विशेषता वाली मुख्य मात्रा को निर्धारित करना संभव हो गया, तथाकथित हबल स्थिरांक।

10 साल पहले भी, इसके लिए मान प्राप्त किए गए थे जो 55 से 100 किमी / सेकंड एमपीसी से लगभग दो गुना भिन्न थे, आज सटीकता में काफी वृद्धि हुई है, जिसके परिणामस्वरूप 72 किमी / एस एमपीसी का मान स्वीकार किया जाता है। (लगभग 10% की त्रुटि के साथ)। दूर के सुपरनोवा के लिए, जिसकी रेडशिफ्ट 1 के करीब है, दूरी और रेडशिफ्ट के बीच संबंध भी ब्रह्मांड में पदार्थ के घनत्व पर निर्भर मात्राओं को निर्धारित करना संभव बनाता है। के अनुसार सामान्य सिद्धांतआइंस्टीन की सापेक्षता, यह पदार्थ का घनत्व है जो अंतरिक्ष की वक्रता को निर्धारित करता है, और, परिणामस्वरूप, आगे भाग्यब्रह्मांड। अर्थात्: क्या यह अनिश्चित काल तक विस्तारित होगा या क्या यह प्रक्रिया कभी रुकेगी और संकुचन द्वारा प्रतिस्थापित की जाएगी। नवीनतम शोधसुपरनोवा ने दिखाया है कि सबसे अधिक संभावना है कि ब्रह्मांड में पदार्थ का घनत्व विस्तार को रोकने के लिए अपर्याप्त है, और यह जारी रहेगा। और इस निष्कर्ष की पुष्टि करने के लिए, सुपरनोवा के नए अवलोकनों की आवश्यकता है।

विस्फोट के ठीक बाद भाग्य पर बहुत कुछ निर्भर करता है। यह वह है जो यह निर्धारित करती है कि क्या सुपरनोवा के जन्म की प्रक्रियाओं का अध्ययन करना संभव होगा, या क्या किसी को विस्फोट के मद्देनजर उनके बारे में अनुमान लगाना होगा - से प्रचार करना पूर्व सिताराग्रह नीहारिका. मनुष्य द्वारा निर्मित दूरबीनों की संख्या इतनी बड़ी नहीं है कि वह पूरे आकाश को लगातार देख सके, विशेषकर स्पेक्ट्रम के सभी क्षेत्रों में। विद्युत चुम्बकीय विकिरण. अक्सर, शौकिया खगोलविद वैज्ञानिकों की सहायता के लिए आते हैं, जहां भी वे चाहते हैं, अपने दूरबीनों को निर्देशित करते हैं, न कि दिलचस्प और महत्वपूर्ण वस्तुओं पर अध्ययन के लिए। लेकिन सुपरनोवा विस्फोट कहीं भी हो सकता है!

शौकिया खगोलविदों की मदद का एक उदाहरण सर्पिल आकाशगंगा M51 में एक सुपरनोवा है। पिनव्हील गैलेक्सी के रूप में जाना जाता है, यह ब्रह्मांड को देखने के प्रेमियों के बीच बहुत लोकप्रिय है। आकाशगंगा हमसे 25 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है और अपने विमान से सीधे हमारी ओर मुड़ी हुई है, जिसके कारण इसे देखना बहुत सुविधाजनक है। आकाशगंगा में एक उपग्रह है जो M51 की एक भुजा के संपर्क में है। आकाशगंगा में विस्फोट करने वाले एक तारे से प्रकाश मार्च 2011 में पृथ्वी पर पहुंचा और शौकिया खगोलविदों द्वारा रिकॉर्ड किया गया। सुपरनोवा ने जल्द ही आधिकारिक पदनाम 2011dh प्राप्त कर लिया और पेशेवर और शौकिया खगोलविदों दोनों का ध्यान केंद्रित हो गया। "M51 हमारे लिए निकटतम आकाशगंगाओं में से एक है, यह अत्यंत सुंदर है और इसलिए व्यापक रूप से जानी जाती है," कैलटेक कर्मचारी शीलर वैन डाइक कहते हैं।

सुपरनोवा 2011dh के बारे में विस्तार से विचार किया गया कि यह एक दुर्लभ प्रकार के IIb वर्ग के विस्फोटों से संबंधित है। इस तरह के विस्फोट तब होते हैं जब एक विशाल तारे से हाइड्रोजन ईंधन के लगभग सभी बाहरी आवरण छीन लिए जाते हैं, जो कि इसके द्विआधारी साथी द्वारा खींचे जाने की संभावना है। उसके बाद, ईंधन की कमी के कारण रुक जाता है थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन, तारे का विकिरण गुरुत्वाकर्षण का विरोध नहीं कर सकता है, जो तारे को संकुचित करता है, और यह केंद्र की ओर गिरता है। यह सुपरनोवा विस्फोटों के दो तरीकों में से एक है, और ऐसे परिदृश्य में (गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में एक तारा अपने आप गिर रहा है), केवल हर दसवां तारा एक प्रकार IIb विस्फोट को जन्म देता है।

के बारे में कई अच्छी तरह से स्थापित परिकल्पनाएं हैं सामान्य योजनाएक प्रकार IIb सुपरनोवा का जन्म, लेकिन घटनाओं की सटीक श्रृंखला का पुनर्निर्माण करना बहुत मुश्किल है। चूँकि किसी तारे को अतिशीघ्र सुपरनोवा जाने के लिए नहीं कहा जा सकता है, इसलिए इसके सावधानीपूर्वक अवलोकन के लिए तैयारी करना असंभव है। बेशक, एक तारे की स्थिति का अध्ययन यह सुझाव दे सकता है कि यह जल्द ही एक सुपरनोवा बन जाएगा, लेकिन यह लाखों वर्षों में ब्रह्मांड के समय के पैमाने पर है, जबकि अवलोकन के लिए विस्फोट के समय को कई वर्षों की सटीकता के साथ जानना आवश्यक है। केवल कभी-कभी खगोलविद भाग्यशाली होते हैं और विस्फोट से पहले तारे की विस्तृत तस्वीरें रखते हैं। M51 आकाशगंगा के मामले में, यह स्थिति होती है - आकाशगंगा की लोकप्रियता के कारण, इसकी कई छवियां हैं जिनमें 2011dh अभी तक विस्फोट नहीं हुआ है। "सुपरनोवा की खोज के कुछ दिनों के भीतर, हमने अभिलेखागार की ओर रुख किया परिक्रमा दूरबीनहबल। जैसा कि यह निकला, इस दूरबीन की मदद से, M51 आकाशगंगा का एक विस्तृत मोज़ेक पहले बनाया गया था अलग लंबाईलहरें, "वैन डाइक कहते हैं। 2005 में, जब हबल टेलीस्कोप ने 2011dh क्षेत्र की तस्वीर खींची थी, तो उसके स्थान पर केवल एक अगोचर पीला विशालकाय तारा था।

सुपरनोवा 2011dh की टिप्पणियों से पता चला है कि यह एक विशाल तारे के विस्फोट के मानक विचार के साथ अच्छी तरह से फिट नहीं है। इसके विपरीत, यह एक छोटे तारे के विस्फोट के परिणाम के रूप में अधिक उपयुक्त है, उदाहरण के लिए, हबल छवियों से पीला सुपरजायंट साथी, जिसने अपना लगभग पूरा वातावरण खो दिया है। पास के एक विशालकाय के गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, तारे से केवल उसका मूल रह गया, जो फट गया। वैन डाइक कहते हैं, "हमने तय किया कि सुपरनोवा का अग्रदूत लगभग पूरी तरह से छीन लिया गया तारा था, नीला और इसलिए हबल के लिए अदृश्य था।" - पीले विशालकाय ने अपने छोटे नीले साथी को अपने विकिरण के साथ तब तक छुपाया जब तक कि उसमें विस्फोट न हो जाए। यही हमारा निष्कर्ष है।"

2011dh स्टार का अध्ययन करने वाले शोधकर्ताओं की एक और टीम विपरीत निष्कर्ष पर पहुंची, जो शास्त्रीय सिद्धांत से मेल खाती है। बेलफास्ट में क्वीन्स यूनिवर्सिटी के एक कर्मचारी जस्टिन माउंड के अनुसार, यह पीला विशालकाय सुपरनोवा का अग्रदूत था। हालांकि, इस साल मार्च में, एक सुपरनोवा ने दोनों टीमों के लिए एक रहस्य का खुलासा किया। समस्या को सबसे पहले वैन डाइक ने देखा, जिन्होंने इकट्ठा करने का फैसला किया अतिरिक्त जानकारीहबल टेलीस्कोप का उपयोग करते हुए लगभग 2011dh। हालाँकि, डिवाइस को बड़ा नहीं मिला पीला सितारा. "हम बस एक सुपरनोवा के विकास को फिर से देखना चाहते थे," वैन डाइक कहते हैं। "हमने कभी सोचा भी नहीं था कि पीला तारा कहीं जाएगा।" एक और टीम इसी निष्कर्ष पर पहुंची जमीनी दूरदर्शी: विशाल गायब हो गया है।

पीले विशालकाय का गायब होना इसे सच्चे सुपरनोवा अग्रदूत के रूप में इंगित करता है। वैन डाइक की पोस्ट इस विवाद को सुलझाती है: "दूसरी टीम पूरी तरह से सही थी, हम गलत थे।" हालाँकि, सुपरनोवा 2011dh का अध्ययन यहीं समाप्त नहीं होता है। जैसे-जैसे 2011dh की चमक कम होती जाएगी, M51 अपनी पूर्व-विस्फोट स्थिति में वापस आ जाएगा (यद्यपि एक चमकीले तारे के बिना)। इस वर्ष के अंत तक, सुपरनोवा की चमक पीले सुपरजायंट के साथी को दिखाने के लिए पर्याप्त रूप से गिरनी चाहिए - यदि ऐसा था, जैसा कि सुझाव दिया गया था शास्त्रीय सिद्धांत IIb सुपरनोवा प्रकार का जन्म। 2011dh के विकास का अध्ययन करने के लिए खगोलविदों के कई समूहों ने पहले ही हबल अवलोकन समय आरक्षित कर लिया है। वैन डाइक कहते हैं, "हमें सुपरनोवा के लिए एक द्विआधारी साथी खोजने की जरूरत है।" "अगर यह खोज लिया जाता है, तो इस तरह के विस्फोटों की उत्पत्ति के बारे में एक आश्वस्त समझ होगी।"