ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਸੁਪਰਲੁਮਿਨਸ ਸੁਪਰ ਨੋਵਾ ਆਉਟਪੁੱਟ

ਸੁਪਰਲੁਮਿਨਸ ਸੁਪਰ ਨੋਵਾ ਆਉਟਪੁੱਟ


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ਮੈਂ ਇਸ ਬਾਰੇ ਪੜ੍ਹ ਰਿਹਾ ਸੀ ਕਿ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਕਿੰਨਾ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਸੀ ਅਤੇ ਪਤਾ ਲਗਿਆ ਕਿ ਇਥੇ ਹੋਰ ਵੀ ਵੱਡੇ ਸੁਪਰੋਵਾ ਹਨ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਹਾਈਪਰ ਨੋਵਾ ਵੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇੱਕ ਵੱਡਾ ਧਮਾਕਾ 2016 ਵਿੱਚ ਲੱਭਿਆ ਗਿਆ ਸੀ ਮੇਰਾ ਵਿਸ਼ਵਾਸ ਹੈ (ਜਾਂ ਇਹ 2017 ਸੀ). ਮੈਂ ਮਨੁੱਖੀ ਪੈਮਾਨੇ ਤੇ ਇਹ ਜਾਨਣਾ ਚਾਹਾਂਗਾ ਕਿ ਉਹ ਕਿੰਨੀ ਸ਼ਕਤੀ ਹੈ. ਮੰਨ ਲਓ ਕਿ ਇੱਕ ਖੋਜਕਰਤਾ ਨੇ ਇੱਕ ਇੰਜਨ ਤਕਨਾਲੋਜੀ ਤਿਆਰ ਕੀਤੀ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਪੁਲਾੜ ਸ਼ਟਲ ਨੂੰ ਪੇਸ਼ ਕਰਨ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡੇ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰ ਨੋਵਾ ਦਾ ਉਤਪਾਦਨ ਹੈ. ਪੁਲਾੜ ਜਹਾਜ਼ ਨੂੰ ਕਿੰਨੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਅੱਗੇ ਜਾਣ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਾਇਆ ਜਾਵੇਗਾ? ਇਹ ਆਉਟਪੁਟ ਸਪੇਸ ਜਹਾਜ਼ ਨੂੰ ਅੱਗੇ ਪੇਸ਼ ਕਰਨ ਲਈ ਹਵਾ ਨੂੰ ਧੱਕਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਕਿੰਨੀ ਗਤੀ ਤੇ ਪਹੁੰਚੇਗੀ. ਮੇਰਾ ਹਿੱਸਾ ਰੌਸ਼ਨੀ ਨਾਲੋਂ ਤੇਜ਼ ਕਹਿਣਾ ਚਾਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਮੈਂ ਕਲਪਨਾ ਕਰਦਾ ਹਾਂ ਕਿ ਸਮੁੰਦਰੀ ਜਹਾਜ਼ ਇੰਨੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਯਾਤਰਾ ਕਰੇਗਾ ਇਹ ਖਿੰਡ ਜਾਵੇਗਾ, ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੀ ਗਤੀ ਤੋਂ ਵੱਧ ਨਹੀਂ ਸਕਦਾ.


ਇਹ ਸਾਨੂੰ ਮੂਰਖ ਸੰਖਿਆਵਾਂ ਦੇ ਖੇਤਰ ਵਿਚ ਪਾਉਂਦਾ ਹੈ.

ਇੱਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਸਿਤਾਰੇ ਨੂੰ ਚੀਰਣ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ energyਰਜਾ ਹੈ. ਸਾਰੀ rigਰਜਾ ਨੂੰ ਇਕ ਛੋਟੇ ਜਿਹੇ ਸਖ਼ਤ ਸਰੀਰ ਵਿਚ ਪਾਉਣਾ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਖਤਮ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ.

ਇੱਕ ਹਾਈਪਰਨੋਵਾ ਤਕਰੀਬਨ $ 10 ^ {46} $ ਜੂਲੇਸ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਸਾਨੂੰ ਰੀਲੇਟੈਵਿਸਟਿਕ ਗਤੀਆਤਮਕ forਰਜਾ $ E = mc ^ 2 ( gamma-1) ਲਈ ਫਾਰਮੂਲੇ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੋਏਗੀ - ਜਿਥੇ $ am ਗਾਮਾ for ਵੇਗ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਸ਼ਟਲ ਦਾ ਪੁੰਜ ਲਗਭਗ $ 2 ਵਾਰ 10 ^ 6 $ ਕਿਲੋਗ੍ਰਾਮ ਹੈ, ਅਤੇ $ c ^ 2 = 9 ਗੁਣਾ 10 ^ {16} is

ਤਾਂ $ 10 ^ {46} = (2 ਵਾਰ 10 ^ 6) ਵਾਰ (9 ਵਾਰ 10 ^ {16}) ( ਗਾਮਾ - 1) $. ਪੁਨਰ ਪ੍ਰਬੰਧਨ, $ ਗਾਮਾ = 5.5 ਵਾਰ 10 ^ {22} $.

ਰਿਲੇਟੀਵਿਟੀ ਵਿਚ $ am ਗਾਮਾ = 1 / ਸਕਾਰਟ {1-ਵੀ ^ 2 / ਸੀ ^ 2} $ ਇਸ ਲਈ ਵੀ energyਰਜਾ ਦੀ ਇਹ ਵੱਡੀ ਮਾਤਰਾ ਸ਼ਟਲ ਨੂੰ ਰੌਸ਼ਨੀ ਨਾਲੋਂ ਤੇਜ਼ ਨਹੀਂ ਕਰੇਗੀ. ਇਹ ਇਸ 'ਤੇ ਜਾਣ ਲਈ ਬਣਾ ਦੇਵੇਗਾ

99.99999999999999999999999999999999999999999998%

ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੀ ਗਤੀ ਦੀ.


ਇਹ ਟਿੱਪਣੀ ਇੱਕ ਰਾਕੇਟ ਦੀ ਗਤੀ ਬਾਰੇ ਕੋਈ ਜਵਾਬ ਨਹੀਂ ਦੇਵੇਗੀ, ਕਿਉਂਕਿ ਮੈਨੂੰ ਇਸ ਵਿੱਚ ਸ਼ਾਮਲ ਹੋਰ ਕਾਰਕ ਨਹੀਂ ਪਤਾ ਹਨ. ਪਰ ਇਹ ਟਿੱਪਣੀ ਤੁਹਾਨੂੰ energyਰਜਾ ਦੇ ਸਕੇਲ ਦੇਵੇਗੀ, ਜਿਸ ਤੇ ਤੁਸੀਂ ਬਾਅਦ ਵਿਚ ਇਕ ਰਾਕੇਟ ਦੀ ਗਤੀ ਲਈ ਕੰਮ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹੋ. ਮੈਂ ਇਸ ਟਿੱਪਣੀ ਨੂੰ "ਟਿੱਪਣੀ" ਵਿੱਚ ਨਹੀਂ ਪਾ ਸਕਦਾ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਬਹੁਤ ਲੰਮਾ ਹੋਵੇਗਾ.

ਹਾਈਪਰਨੋਵਾ (ਏ. ਕੇ. ਏ. ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਆਈ ਸੀ ਬ੍ਰੌਡ ਲਾਈਨ (ਐਸ ਐਨ ਆਈ ਆਈ-ਬੀ ਐਲ) ਅਤੇ ਸੁਪਰਲੁਮਿousਨਸ ਸੁਪਰਨੋਵਾ (ਐਸਐਲਐਸ ਐਨ) ਕੋਰ-.ਹਿ ਜਾਣ ਵਾਲੇ ਸੁਪਰਨੋਵਾ (ਸੀਸੀਐਸਐਨ) ਹਨ.

ਆਮ ਸੀਸੀਐਸਨੇ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਨਿ neutਟ੍ਰੀਨੋ ਨਾਲ ਚੱਲਣ ਵਾਲੇ ਵਿਸਫੋਟਾਂ ਵਿੱਚ ਦੇਰੀ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਜਿੱਥੇ ਕੁੱਲ ਵਿਸਫੋਟ energyਰਜਾ $ 10 ^ {53} g ਹੈ. ਆਮ SNe (ਅਰਥਾਤ, SNe Ic-BL ਜਾਂ SLSNe ਨਹੀਂ) ਲਈ, ਕੁੱਲ ਵਿਸਫੋਟ energyਰਜਾ ਦਾ ਸਿਰਫ ਸਿਮ 1 $% ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਵਿੱਚ ਬਦਲ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਅਰਥਾਤ, $ ਸਿਮ 10 ^ {51} $ ਏਰਗ.

SNe Ic-BL ਅਤੇ SLSNe ਰੇਡੀਏਟ $ gtrsim 10 ^ {51} - 10 ^ {52} g erg, ਆਮ SNe ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ. ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਆਮ ਸੀਸੀਐਸਐਨ ਦੁਆਰਾ ਅਨੁਮਾਨਿਤ $ ਸਿਮ 10 ^ {51} $ ਈਰਗ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ getਰਜਾਵਾਨ ਹਨ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਵਿਸਫੋਟ ਵਿਧੀ ਜਾਂ energyਰਜਾ ਦੇ ਸਰੋਤ ਬਹਿਸ ਦੇ ਅਧੀਨ ਹਨ. ਵਰਤਮਾਨ ਵਿੱਚ, ਇੱਕ ਸਪਿਨਿੰਗ ਡਾ magnਨ ਮੈਗਨੇਟਰ ਤੋਂ ਸ਼ਕਤੀ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਪਸੰਦ ਕੀਤਾ ਉਮੀਦਵਾਰ ਹੈ. ਮੈਗਨੇਟਰ ਸਪਿਨ-ਡਾਉਨ peak ਸਿਮ 10 ^ {52} $ ਏਰਗ ਦੀ ਸਪਲਾਈ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਪੀਕ ਲੈਸਸੀਮ 10 ^ {45} $ ਏਰਗ / ਐੱਸ ਦੇ ਨਾਲ.

ਬਿਜਲੀ ਦੀ ਮਿਆਦ, ਅਰਥਾਤ, ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਬਾਰੇ ਗੱਲ ਕਰਦਿਆਂ, ਆਮ ਐਸ ਐਨ ਕੋਲ ਚੋਟਾ UV / ਆਪਟੀਕਲ / ਐਨਆਈਆਰ ਆਉਟਪੁੱਟ $ ਘੱਟਸਿਮ 10 ^ {43} $ ਏਰਗ / ਐੱਸ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਐਸ ਐਨ ਆਈ ਸੀ-ਬੀ ਐਲ ਇਕੋ ਪੈਮਾਨੇ ਬਾਰੇ ਹਨ, ਪਰ ਉਹ ਵਧੇਰੇ getਰਜਾਵਾਨ ਹਨ ਕਿਉਂਕਿ ਸਪੈਕਟਰਲ ਸਬੂਤ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਚਲਦੇ ਨਿਕਾਸ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ. SLSNe N gtrsim 10 ^ {44} $ erg / s ਹਨ.

ਇਹ ਦੱਸਣ ਲਈ ਕਿ ਇਹ ਐਸ ਐਨ ਕਿੰਨੇ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਹਨ, ਅਸੀਂ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਤੁਲਣਾ ਸੂਰਜੀ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਸਿਮ 10 ^ {33} $ ਏਰਗ / ਐੱਸ ਨਾਲ ਕਰਦੇ ਹਾਂ.

ਧਿਆਨ ਦਿਓ ਕਿ ਇਥੇ ਹੋਰ ਵੀ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਧਮਾਕੇ ਹੋਏ ਹਨ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਜੋੜਾ-ਅਸਥਿਰਤਾ ਸੁਪਰੋਵਾਏ (ਪੀਆਈਐਸਐਨ). PISNe e ਸਿਮ 10 ^ {53} g erg ਦੀ ਸਪਲਾਈ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਪਰ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਵਿਸ਼ਾਲ ਕੱ eਣ ਦੇ ਕਾਰਨ, ਚੋਟੀ ਦੀ ਚਮਕਦਾਰਤਾ ਐਸਐਲਐਸ ਐਨ ਨਾਲ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਹੋਣ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਪਰ ਬਹੁਤ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ. ਕੁਝ ਹੌਲੀ-ਵਿਕਸਤ ਐਸ ਐਲ ਐਸ ਐਨ ਪੀ ਆਈ ਐਨ ਲਈ ਉਮੀਦਵਾਰ ਹਨ.

ਉਮੀਦ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਤੁਹਾਡੇ ਲਈ ਰਾਕੇਟ ਦੀ ਗਤੀ ਦੀ ਗਣਨਾ ਕਰਨ ਵਿਚ ਮਦਦਗਾਰ ਹੈ.


ਇੱਕ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨੇ ਵੇਖਿਆ 10 ਤੋਂ ਵੱਧ ਬਿਲੀਅਨ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਦੂਰ!

ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਹੁਣ ਤੱਕ ਵੇਖੇ ਗਏ ਸਭ ਤੋਂ ਦੂਰ ਦੁਰਾਡੇ ਫੁੱਟਣ ਵਾਲੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚੋਂ ਇੱਕ ਨੂੰ ਲੱਭ ਲਿਆ ਹੈ - ਵਿਸ਼ਾਲ ਘਟਨਾ ਤੋਂ ਮਿਲੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਨੇ ਇੱਕ ਹੈਰਾਨ ਕਰ ਦਿੱਤਾ 10 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਸਾਡੇ ਤਕ ਪਹੁੰਚਣ ਲਈ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਪਾਰ ਜਾਣ ਲਈ! ਅਤੇ ਇਸ ਦੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਭਰਾਵਾਂ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਇਹ ਸਾਡੀ ਇਹ ਸਮਝਣ ਵਿਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰੇਗਾ ਕਿ ਇਹ ਤਾਰੇ ਕਿਉਂ ਫਟਦੇ ਹਨ, ਕਿਸ ਕਿਸਮ ਦੇ ਵਾਤਾਵਰਣ ਵਿਚ ਉਹ ਵੱਡੇ ਹੋਏ ਸਨ, ਅਤੇ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਆਪਣੇ ਆਪ ਨੂੰ ਯੁਗਾਂ ਤੋਂ ਕਿਵੇਂ ਬਦਲਿਆ ਹੈ.

ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨੂੰ ਡੀਈਸੀ 16 ਸੀ 2 ਐਨ ਐਮ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਡਾਰਕ Energyਰਜਾ ਸਰਵੇਖਣ ਲਈ ਲਈਆਂ ਗਈਆਂ ਤਸਵੀਰਾਂ ਵਿਚ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਸੀ, ਇਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਪ੍ਰਾਜੈਕਟ ਜੋ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀ ਬਣਤਰ ਨੂੰ ਬਿਹਤਰ understandੰਗ ਨਾਲ ਸਮਝਣ ਲਈ ਲੱਖਾਂ ਦੂਰ ਦੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦਾ ਨਕਸ਼ਾ 5,000 ਵਰਗ ਡਿਗਰੀ (ਲਗਭਗ 1/8) . ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਅਜਿਹੀਆਂ ਡੂੰਘੀਆਂ ਤਸਵੀਰਾਂ ਲੈਂਦਾ ਹੈ, ਇਹ ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ…

ਹੋਰ ਮਾੜੀ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਇਸ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨੂੰ ਸਭ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਅਗਸਤ २०१ taken ਵਿਚ ਲਏ ਗਏ ਚਿੱਤਰਾਂ ਵਿਚ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਸੀ. ਇਕ ਵਾਰ ਪਤਾ ਲੱਗਿਆ ਤਾਂ, ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਪੁਰਾਣੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਵਿਚ ਇਹ ਵੇਖਣ ਲਈ ਵੇਖਿਆ ਕਿ ਉਹ ਇਸ ਨੂੰ ਲੱਭ ਸਕਦੇ ਹਨ ਜਾਂ ਨਹੀਂ, ਅਤੇ ਇਹ ਸ਼ਾਇਦ ਮਾਰਚ ਦੇ ਸ਼ੁਰੂ ਵਿਚ ਲਏ ਗਏ ਨਿਰੀਖਣ ਵਿਚ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਸੀ, ਪਰ ਨਿਸ਼ਚਤ ਰੂਪ ਵਿਚ ਫਰਵਰੀ ਵਿਚ ਨਹੀਂ. ਇਹ ਸਤੰਬਰ, 2016 ਦੇ ਸਿਖਰ ਤੇ ਚਮਕ ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਗਈ ਅਤੇ ਉਦੋਂ ਤੋਂ ਅਲੋਪ ਹੋ ਰਹੀ ਹੈ.

ਸ਼ਾਨਦਾਰ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ DEC16C2nm, ਇਸਦੇ ਉੱਚੇ ਚਮਕ ਦੇ ਨੇੜੇ ਡਾਰਕ Energyਰਜਾ ਸਰਵੇਖਣ ਚਿੱਤਰਾਂ ਵਿੱਚ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ਮੈਟ ਸਮਿੱਥ ਅਤੇ ਡੀਈਐਸ ਸਹਿਯੋਗ

ਪਰ ਇਸ ਦੀ ਚਮਕ ਇਕ ਮੁੱਖ ਮੁੱਦਾ ਹੈ - ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਕਿੰਨਾ ਚਮਕਦਾਰ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਇਸ ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਕਿਸ ਕਿਸਮ ਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ ਸਾਡੇ ਤੋਂ ਕਿੰਨਾ ਦੂਰ ਹੈ. ਦੂਰੀ ਤੋਂ ਬਿਨਾਂ, ਇਸ ਵਿਚ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਨੂੰ ਲਾਗੂ ਕਰਨ ਦੇ ਯੋਗ ਹੋਣਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੈ.

ਦੂਰੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਵਧੀਆ ਤਰੀਕਾ ਹੈ ਇਸ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਨੂੰ ਮਾਪਣਾ - ਰੋਸ਼ਨੀ ਨੂੰ ਵੱਖਰੇ ਰੰਗਾਂ ਵਿੱਚ ਤੋੜੋ ਅਤੇ ਉਹਨਾਂ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰੋ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦਾ ਵਿਸਥਾਰ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਅਸੀਂ ਵੇਖਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਵਧੇਰੇ ਦੂਰ ਦੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ ਸਾਡੇ ਤੋਂ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਦੂਰ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ, ਅਤੇ ਇਹ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਤਰੰਗ ਲੰਬਾਈ ਨੂੰ ਬਦਲਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਇਹ ਲੰਬੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਜਦੋਂ ਅਸੀਂ ਕਹਿੰਦੇ ਹਾਂ ਰੌਸ਼ਨੀ ਹੁੰਦੀ ਹੈ ਤਾਂ ਸਾਡਾ ਇਹੋ ਮਤਲਬ ਹੁੰਦਾ ਹੈ redshided.

DES16C2nm ਦਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਅਕਤੂਬਰ 2016 ਵਿੱਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਮੈਗੇਲਨ ਦੂਰਬੀਨ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਲਿਆ ਗਿਆ ਸੀ, ਅਤੇ ਕੁਝ ਸਬੂਤ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਕੀਤੇ ਸਨ ਕਿ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਇੱਕ ਉੱਚ ਰੇਡਸ਼ਿਪ ਤੇ ਸੀ, ਭਾਵ ਇਹ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਸੀ. ਹਵਾਈ ਅਤੇ ਹਬਲ ਸਪੇਸ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਵਿਚ ਰਾਖਸ਼ ਕੇਕ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਦਾ ਇਸਤੇਮਾਲ ਕਰਦਿਆਂ ਲਿਆ ਗਿਆ ਹੋਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਇਸ ਦੀ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕਰਦਾ ਹੈ: ਤਰੰਗ-ਦਿਸ਼ਾ ਨੂੰ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਦੀ ਸ਼ਬਦਾਵਲੀ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਤਕਰੀਬਨ ਤਿੰਨ ਦੇ ਇਕ ਹਿੱਸੇ ਦੁਆਰਾ ਤਬਦੀਲ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਸੀ, ਅਸੀਂ ਕਹਿੰਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਇਸ ਵਿਚ 1.9982 ਦੀ ਲਾਲ ਝਾਂਸੀ (ਪੱਤਰ z ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਈ ਗਈ) ਹੈ. ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਗਣਿਤ ਕਰਦੇ ਹੋ, ਇਸਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਰੌਸ਼ਨੀ ਸਾਡੇ ਤੱਕ ਪਹੁੰਚਣ ਲਈ 10 ਅਰਬ ਸਾਲਾਂ ਤੋਂ ਵੱਧ ਦੀ ਯਾਤਰਾ ਕੀਤੀ *.

ਹੁਣ ਜਦੋਂ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਦੀ ਦੂਰੀ ਸੀ, ਉਹ ਵਾਪਸ ਜਾ ਸਕਦੇ ਸਨ ਅਤੇ ਇਹ ਵੇਖ ਸਕਦੇ ਸਨ ਕਿ ਇਹ ਕਿੰਨੀ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ, ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਪਤਾ ਲਗਿਆ ਕਿ ਇਸ ਬਾਰੇ ਸੀ. 100 ਵਾਰ ਇੱਕ ਆਮ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਜਿੰਨਾ ਚਮਕਦਾਰ! ਇਸਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਇਕ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਫਟਣ ਵਾਲੇ ਤਾਰੇ ਦੀ ਇੱਕ ਬਹੁਤ ਹੀ ਘੱਟ ਸ਼੍ਰੇਣੀ ਵਿੱਚ ਹੈ ਜਿਸ ਨੂੰ ਇੱਕ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲਮੀਨੀਅਸ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਾਂ ਐਸਐਲਐਸਐਨ.

ਇਹ ਉਹ ਸਿਤਾਰੇ ਹਨ ਜੋ ਜ਼ਿੰਦਗੀ ਨੂੰ ਬਹੁਤ ਵਿਸ਼ਾਲ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਆਪਣੇ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਬਾਲਣ ਦੁਆਰਾ ਬਹੁਤ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਜਲਦੇ ਹਨ. ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਇੱਕ ਮਿਲੀਅਨ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ ਜਾਂ ਤਾਂ ਉਹ ਬਾਲਣ ਖਤਮ ਹੋ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਜਦੋਂ ਅਜਿਹਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਤਾਂ ਕੋਰ collapਹਿ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ aਰਜਾ ਦੀ ਇੱਕ ਵੱਡੀ ਮਾਤਰਾ ਨੂੰ ਜਾਰੀ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਵਰਗੇ ਸਧਾਰਣ ਅਲਪਨੋਵਾ ਵਿਚ, ਧਮਾਕਾ ਇੰਨਾ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਹੈ ਕਿ ਤਾਰੇ ਦੀਆਂ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਨੂੰ ਧਮਾਕੇ ਹੋਏ ਹਨ, ਅਤੇ ofਰਜਾ ਦੀ ਰਿਹਾਈ ਇੰਨੀ ਵਿਸ਼ਾਲ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਸੂਰਜ ਦੇ ਸਾਰੇ ਜੀਵਨ ਕਾਲ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਹੈ!

ਪਰ ਇਹ ਅਲੌਕਿਕ ਚਮਕਦਾਰ ਹੋਰ ਵੀ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਹਨ. ਇਹ ਸਪਸ਼ਟ ਨਹੀਂ ਹੈ ਕਿ ਕਿਉਂ. ਇਕ ਵਿਚਾਰ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਜਦੋਂ ਕੋਰ collapਹਿ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਤਾਂ ਇਹ ਇਕ ਬਹੁਤ ਗਰਮ ਅਤੇ ਸੰਘਣੀ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰਾ ਬਣਦਾ ਹੈ. ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ ਅਚਾਨਕ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਹਨ (ਖਰਬ ਧਰਤੀ ਦੇ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਜ਼ਿਆਦਾ ਤਾਕਤਵਰ), ਅਤੇ ਇਸ ਦਰਿੰਦੇ ਨੂੰ ਪੂੰਜੀ ਦੇ ਡਿੱਗਣ ਨਾਲ ਇਸ ਉੱਤੇ ਪਏ ਸਮਗਰੀ ਦੁਆਰਾ ਖੁਆਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਪਰਸਪਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨਾਲ ਧਮਾਕੇ ਨੂੰ ਵਿਸ਼ਾਲ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਇੱਕ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਦੀਆਂ ਵਿਸ਼ਾਲ giesਰਜਾ ਪੈਦਾ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਇਕ ਹੋਰ ਵਿਚਾਰ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਇਕ ਜੋੜਾ-ਅਸਥਿਰਤਾ ਵਿਸਫੋਟ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਜਾਂ ਇਹ ਕਿ ਬਾਹਰ ਕੱ materialੀ ਗਈ ਪਦਾਰਥ ਆਪਣੀ ਮੇਜ਼ਬਾਨ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚ ਗੈਸ ਵਿਚ ਸੁੱਟ ਦਿੰਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਨੂੰ ਚਮਕਦਾ ਹੈ.

ਗੱਲ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਪਾਵਰ ਹਾsਸ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹਨ, ਇਸ ਲਈ ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਨਹੀਂ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਇਹ ਜਾਣਨਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੈ ਕਿ ਕੀ ਹੈ. ਹਰ ਉਹ ਜਿਸਨੂੰ ਅਸੀਂ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਲੱਭਦੇ ਹਾਂ ਮਦਦ ਕਰਦਾ ਹੈ.

ਪਰ ਦਿਲਚਸਪ ਗੱਲ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਦੀ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨਾਲ ਕਾਫ਼ੀ ਮਿਲਦੀ ਜੁਲਦੀ ਹੈ ਜੋ ਅਸੀਂ ਵੇਖੀ ਹੈ ਜੋ ਸਾਡੇ ਬਹੁਤ ਨੇੜੇ ਹਨ. ਯਾਦ ਰੱਖੋ, ਇਹ ਵਿਸਫੋਟ ਉਸ ਸਮੇਂ ਹੋਇਆ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਬਹੁਤ ਛੋਟਾ ਸੀ, ਜਿਸ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਦੀਆਂ ਸਥਿਤੀਆਂ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਮਿਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਸ ਕਿਸਮ ਦੇ ਤਾਰੇ ਵੀ ਇਕੋ ਜਿਹੇ ਸਨ. ਅਰਬਾਂ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀਆਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਕਿਹੋ ਜਿਹੀਆਂ ਸਨ, ਇਸ ਲਈ ਹੁਣੇ ਹੀ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਇਹ ਬਿਹਤਰ understandੰਗ ਨਾਲ ਸਮਝਣ ਵਿਚ ਮਦਦ ਮਿਲਦੀ ਹੈ ਕਿ ਅਜਿਹਾ ਕੁਝ ਹੋਰ ਕਰਨਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੈ. ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਜੋ ਕਿ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਹਨ ਬੇਹੋਸ਼.

ਜਿਸ ਦੀ ਗੱਲ ਕਰੀਏ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਹੁਣ ਸਿਰਫ 13.8 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਪੁਰਾਣਾ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਇਸਦਾ ਅਰਥ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ 4 ਜਾਂ ਇਸ ਤੋਂ ਅਰਬ ਅਰਬ ਸਾਲ ਤੋਂ ਘੱਟ ਉਮਰ ਦਾ ਸੀ ਤਾਂ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਚਲਾ ਗਿਆ. ਮੌਜੂਦਾ ਅਤੇ ਭਵਿੱਖ ਦੇ ਨਿਗਰਾਨਾਂ ਦੀਆਂ ਯੋਗਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਵੇਖਣਾ (ਡਬਲਯੂਐਫਆਈਆਰਐਸਟੀ ਵੀ ਸ਼ਾਮਲ ਹੈ, ਇੱਕ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ 'ਤੇ ਹੈਰਾਨੀਜਨਕ ਮਿਸ਼ਨ ਜਿਸ ਨੂੰ ਟਰੰਪ ਦਾ ਨਾਸਾ ਦਾ ਬਜਟ ਰੱਦ ਕਰਦਾ ਹੈ), ਜੋ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਇਸ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਨੂੰ ਲੱਭਦੇ ਹਨ ਕਿ ਉਹ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ 12 ਅਰਬ ਤੋਂ ਵੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਫੜ ਕੇ ਇਹ ਵੇਖਣ ਦੇ ਯੋਗ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ. -ਹੁਣ ਦੂਰ. ਇਹ ਉਸ ਸਮੇਂ ਵਾਪਸ ਆ ਰਿਹਾ ਹੈ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਚੀਜ਼ਾਂ ਬਿਲਕੁਲ ਵੱਖਰੀਆਂ ਸਨ, ਇਸ ਲਈ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੇ ਵਿਸਫੋਟਾਂ ਲਈ ਸਾਡੀਆਂ ਦੂਰਬੀਨ ਅੱਖਾਂ ਨੂੰ ਖੁੱਲ੍ਹਾ ਰੱਖਣਾ ਸਾਡੇ ਲਈ ਸਮੇਂ ਦੇ ਯੋਗ ਹੈ.

ਇਕ ਚੀਜ ਜੋ ਮੈਂ ਨੋਟ ਕਰਨਾ ਚਾਹੁੰਦਾ ਹਾਂ: ਮੈਂ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਨਿ newsਜ਼ ਸਾਈਟਾਂ ਨੂੰ ਦੇਖ ਰਿਹਾ ਹਾਂ ਜੋ ਇਹ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਹੁਣ ਤੱਕ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਦੂਰ ਦਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਪਰ ਇਹ ਸੱਚ ਨਹੀਂ ਹੈ. ਇਹ ਸਭ ਤੋਂ ਦੂਰ ਦੀ ਗੱਲ ਹੈ ਜਿਸਦੇ ਲਈ ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਸਿੱਧੀ ਸਪੈਕਟਰੋਸਕੋਪਿਕ ਪੁਸ਼ਟੀ ਹੈ. ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਦੋ ਹੋਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਲੱਭੇ ਗਏ ਹਨ ਜੋ ਕਿ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਸਨ (10.5 ਅਤੇ 12 ਅਰਬ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ), ਪਰ ਇਹ ਦੂਰੀਆਂ ਇਸ ਤੱਥ ਦੇ ਲੰਮੇ ਸਮੇਂ ਬਾਅਦ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਮੇਜ਼ਬਾਨ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਰੈਡਸ਼ਿਸ਼ਟ ਨੂੰ ਮਾਪ ਕੇ ਲੱਭੀਆਂ ਗਈਆਂ. ਇਹ ਫ਼ਰਕ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਲਈ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਦੀ ਯੋਗਤਾ ਲਈ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਹੈ ਜਦੋਂ ਕਿ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਅਜੇ ਵੀ ਇੱਕ ਚੱਲ ਰਹੀ ਘਟਨਾ ਸਾਨੂੰ ਨਾ ਸਿਰਫ ਦੂਰੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਬਲਕਿ ਫੈਲ ਰਹੇ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇ ਮਲਬੇ ਦੀ ਰਸਾਇਣ ਨੂੰ ਸਮਝਣ ਦੀ ਵੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦੀ ਹੈ (ਉਦਾਹਰਣ ਵਜੋਂ, ਡੀਈਸੀ 16 ਸੀ 2 ਐਨ ਐਮ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਨਹੀਂ ਸੀ, ਜਿਹੜਾ ਸੰਕੇਤ ਦਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਕਾਬਲੂਜ਼ੀ ਜਾਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਵਿਸ਼ਾਲ ਤਾਰੇ ਨੇ ਆਪਣੀਆਂ ਬਹੁਤੀਆਂ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਨੂੰ ਉਡਾ ਦਿੱਤਾ, ਅਤੇ ਇਹ ਸਾਨੂੰ ਇਸ ਬਾਰੇ ਬਹੁਤ ਕੁਝ ਦੱਸਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਧਮਾਕੇ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਦੇ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ ਕੀ ਕਰ ਰਿਹਾ ਸੀ).

ਇਸ ਲਈ ਇੱਕ ਧਿਆਨ ਰੱਖੋ ਜਦੋਂ ਇਸ ਬਾਰੇ ਸਭ ਤੋਂ ਜ਼ਿਆਦਾ ਦੂਰੀਆਂ ਜਾਂ ਸਭ ਤੋਂ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਬਾਰੇ ਖ਼ਬਰਾਂ ਪੜ੍ਹਦੇ ਹੋ. ਹਾਲਾਂਕਿ ਅਸਲ ਮਾਮਲੇ ਵਧੇਰੇ ਸੂਖਮ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਮੇਰੇ ਖਿਆਲ ਵਿਚ ਇਹ ਸਮਝਣਾ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਹੈ ਕਿ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਕੀ ਹੋ ਰਿਹਾ ਹੈ.

ਕਿਉਕਿ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਕੀ ਹੋ ਰਿਹਾ ਹੈ ਹੈਰਾਨੀਜਨਕ. ਇਸ ਤੋਂ ਦੂਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਲੱਭਣਾ ਉਹ ਚੀਜ਼ ਹੈ ਜੋ ਅਸੀਂ ਹਾਲ ਹੀ ਵਿੱਚ ਕਰ ਸਕੇ ਹਾਂ, ਅਤੇ ਇਹ ਇੱਕ ਨਵੀਂ ਦੁਨੀਆ ਖੋਲ੍ਹ ਰਹੀ ਹੈ - ਇੱਕ ਨਵਾਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ - ਸਮਝਣ ਦੀ. ਅਸੀਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਪਹਿਲਾਂ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਵੱਧ ਵੇਖ ਰਹੇ ਹਾਂ, ਅਤੇ ਅਸੀਂ ਹਮੇਸ਼ਾਂ ਅੱਗੇ ਜਾ ਰਹੇ ਹਾਂ. ਮਨੁੱਖਤਾ ਹਮੇਸ਼ਾਂ ਇਸ ਬਾਰੇ ਉਤਸੁਕ ਰਹੀ ਹੈ ਕਿ ਅਸੀਂ ਇੱਥੇ ਕਿਵੇਂ ਆਏ, ਅਤੇ ਕਿਉਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਇਸ ਤਰਾਂ ਹਨ. ਇਹ ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਸਭ ਤੋਂ ਬੁਨਿਆਦੀ ਦਾਰਸ਼ਨਿਕ ਪ੍ਰਸ਼ਨ ਹਨ.

ਅਤੇ ਅਸੀਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਜਵਾਬ ਦੇਣ ਦੇ ਨੇੜੇ ਜਾ ਰਹੇ ਹਾਂ. ਵਿਗਿਆਨ! ਮੈਨੂੰ ਇਹ ਚੀਜ਼ਾਂ ਪਸੰਦ ਹਨ.

* ਕੁਝ ਲੋਕ ਕਹਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਇਸਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਸੁਪਰਨੋਵਾ 10 ਅਰਬ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਦੂਰ ਹੈ. ਇਹ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਅਰਥਾਂ ਵਿੱਚ ਚਿਪਕੇ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਇਸਦਾ ਅਰਥ ਰੌਸ਼ਨੀ ਹੈ ਯਾਤਰਾ ਕੀਤੀ 10 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲਾਂ ਲਈ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦਾ ਵਿਸਥਾਰ ਹੋ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਸਾਡੇ ਨਜ਼ਦੀਕ ਸੀ ਜਦੋਂ ਇਹ ਚਲੀ ਗਈ, ਅਤੇ ਇਸ ਦੌਰਾਨ ਦੂਰ ਦੀ ਯਾਤਰਾ ਕੀਤੀ. ਜਦੋਂ ਅਸੀਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਮਾਪਦੰਡਾਂ ਬਾਰੇ ਗੱਲ ਕਰ ਰਹੇ ਹੁੰਦੇ ਹਾਂ ਤਾਂ ਅਸੀਂ "ਦੂਰੀ" ਵਜੋਂ ਜੋ ਸੋਚਦੇ ਹਾਂ ਉਹ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.


"ਸਭ ਤੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਏਵਰ" ਜਾਂ ਸ਼ਰੇਡੇਡ ਸਟਾਰ?

ਦੁਆਰਾ: ਮੋਨਿਕਾ ਯੰਗ 13 ਦਸੰਬਰ, 2016 1

ਆਪਣੇ ਇਨਬਾਕਸ ਵਿਚ ਭੇਜੇ ਗਏ ਲੇਖਾਂ ਨੂੰ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰੋ

ਇਕ ਸਾਲ ਤੋਂ ਵੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸਮੇਂ ਪਹਿਲਾਂ ਲੱਭੀ ਗਈ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੀ ਇਕ ਅਵਿਸ਼ਵਾਸ਼ ਭੜਕਣ ਵਿਚ ਅਜੇ ਵੀ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀ ਇਸ ਦੇ ਕਾਰਨ ਬਾਰੇ ਹੈਰਾਨ ਹਨ. ਉੱਤਰ (ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਜਾਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ-ਕੱਟਿਆ ਹੋਇਆ ਤਾਰਾ) ਹਾਲ ਦੀਆਂ ਸੁਰਖੀਆਂ ਦੇ ਵਿਪਰੀਤ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ.

ਕਲਾਕਾਰ ਸੁਪਰੋਨਾਵਾ ਧਮਾਕੇ ਦੀ ਪੇਸ਼ਕਾਰੀ.
ਨਾਸਾ / ਸੀਐਕਸਸੀ / ਐਮਵਿਸ / ਐਮ ਐਂਡ ਜੀ ਟੀ

“ਸਭ ਤੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ” ਵਜੋਂ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ 2015 ਵਿਚ ਲੱਭੀ ਗਈ ASASSN-15lh ਕਿਹਾ ਗਿਆ ਸੀ, ਇਕ ਅਤਿਅੰਤ ਕਿਸਮ ਦੇ ਤਾਰੇ ਦੀ ਮੌਤ ਜਾਪਦਾ ਸੀ, ਜੋ ਕਿ ਕਿਸੇ ਹੋਰ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ ਸੁਪਰੋਨਾ ਦੀ ਚਮਕ ਨਾਲੋਂ ਦੁਗਣਾ ਫੁੱਟਦਾ ਸੀ.

ਹਾਲਾਂਕਿ, ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇ ਨਜ਼ਰੀਏ ਦੀਆਂ ਕਮੀਆਂ ਸਨ, ਅਤੇ ਇੱਕ ਤਾਜ਼ਾ ਪ੍ਰੈਸ ਬਿਆਨ ਵਿੱਚ ਸਿਰਲੇਖ, "'ਸਭ ਤੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ' ਇੱਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨਹੀਂ, ਬਲਕਿ ਇੱਕ ਸਪਿਨ ਕੱਟਿਆ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਇਲਾਵਾ, ਇੱਕ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੇ ਹੱਕ ਵਿੱਚ ਟੇਬਲ ਸੰਕੇਤ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਵੱਖਰੀ ਵਿਆਖਿਆ.

ਪਰ ਸ਼ਾਇਦ ਇਹ ਨਿਸ਼ਚਤ ਸਿਰਲੇਖ ਤੁਹਾਨੂੰ ਕੁਰਾਹੇ ਪੈ ਜਾਵੇ, ਜਾਣੋ ਕਿ ਬਹਿਸ ਸੁਲਝਾਈ ਤੋਂ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਹੈ. “ਵਿਵਹਾਰ ਜੋ ਅਸੀਂ ASASSN-15lh ਵਿੱਚ ਵੇਖਿਆ. . . “ਕਿਸੇ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਜਾਂ ਸਮੁੰਦਰੀ ਜਹਾਜ਼ ਵਿਚ ਕੋਈ ਰੁਕਾਵਟ ਦੀ ਘਟਨਾ ਲਈ ਬੇਮਿਸਾਲ ਸੀ,” ਪੀਟਰ ਬ੍ਰਾ .ਨ (ਟੈਕਸਾਸ ਏ ਐਂਡ ਐਮਪੀ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ) ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਦਾ ਸੁਤੰਤਰ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਕੀਤਾ ਹੈ। ਫਿਰ ਵੀ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਫਟਣਾ ਜਾਂ ਤਾਂ ਵਿਆਖਿਆ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਫਿੱਟ ਨਹੀਂ ਬੈਠਦਾ, ਨਵਾਂ ਅਧਿਐਨ ਸਿਧਾਂਤਕ ਖੇਡ ਦੇ ਖੇਤਰ ਨੂੰ ਖੋਲ੍ਹਦਾ ਹੈ.

ASASSN-15lh ਕੀ ਹੈ?

ਏਐਸਐਸਐਸਐਨ -15 ਐਲਐਚ ਨਾਮਜ਼ਦ ਇੱਕ ਬਹੁਤ ਹੀ ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ, ਮਈ 2015 ਦੇ ਅਖੀਰ ਵਿੱਚ 17 ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਲਈ ਭੜਕਿਆ. ਇਹ ਹੁਣ ਵੱਡੇ ਪੱਧਰ ਤੇ ਅਲੋਪ ਹੋ ਗਿਆ ਹੈ.
ਸਕਾਈ ਐਂਡ ਐਮਪ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਡਾਇਗਰਾਮ ਸਰੋਤ: ਸਟੈਲੇਰੀਅਮ

ਸੁਬੋ ਡੋਂਗ (ਪੇਕਿੰਗ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ, ਚੀਨ) ਨੇ 14 ਜੂਨ, 2015 ਨੂੰ ਏਐਸਐਸਐਸਐਨ -15 ਐਲਐਚ ਦੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੀ ਭੜਾਸ ਕੱ peakੀ. ਇਸ ਦੇ ਸਿਖਰ 'ਤੇ, ਇਸ ਦੀ ਚਮਕ 17 ਦੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀਕੋਣ ਤੱਕ ਵੱਧ ਗਈ ਸੀ. ਇਹ ਚਮਕਦਾਰ ਨਹੀਂ ਆਵਾਜ਼ ਦੇ ਸਕਦੀ ਹੈ (ਇਹ backਸਤ ਵਿਹੜੇ ਦੀ ਪਹੁੰਚ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਹੈ) ਦੂਰਬੀਨ), ਪਰੰਤੂ ਕਿ ਇਸਦੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਲਈ ਇਥੇ ਜਾਣ ਲਈ 3.8 ਬਿਲੀਅਨ ਵਰ੍ਹੇ ਦੀ ਯਾਤਰਾ ਕਰਨੀ ਪਈ, ਇਹ 572 ਬਿਲੀਅਨ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਹੈ.

ਸ਼ੁਰੂ ਵਿਚ, ਆਬਜੈਕਟ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਨੇ ਇਕ ਅਜੀਬ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਕੀਤੀ ਜੋ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀ ਨਹੀਂ ਸਮਝਾ ਸਕੇ. ਪਰੰਤੂ ਉਹਨਾਂ ਨੇ ਇਸ ਨੂੰ ਦੂਸਰੇ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਿਚ ਪਹਿਲਾਂ ਵੇਖਿਆ ਸੀ, ਇੰਨੇ ਚਮਕਦਾਰ ਫਟ ਗਏ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਫਟਦੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਆਮ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਨੂੰ ਨਕਾਰਿਆ.

ਇਨ੍ਹਾਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਨ ਲਈ ਕਈਂ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਪੱਸ਼ਟੀਕਰਨ ਨੂੰ ਚਾਰੇ ਪਾਸੇ ਸੁੱਟਿਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਚੁੰਬਕ (ਬਹੁਤ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰਾਂ ਵਾਲੇ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰੇ) ਜਾਂ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਵਿਸ਼ਾਲ ਸਿਤਾਰੇ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ. ਇਹ ਕਹਿਣ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਕਰੋ, ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਨਹੀਂ ਸਮਝੇ ਜਾਂਦੇ, ਪਰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚ ਖਾਸ ਗੁਣ ਹਨ ਅਤੇ ਇਹ ਨਵੀਂ ਚੀਜ਼ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀ ਦਿਖਾਈ ਦਿੱਤੀ. ਅਲੌਕਿਕ ਨਜ਼ਾਰੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਡੋਂਗ ਅਤੇ ਸਹਿਕਰਮੀਆਂ ਨੇ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਸੀ ਕਿ ਇਹ ਚੀਜ਼ ਇਸ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਮੈਗਨੀਸ਼ੀਅਮ ਲਾਈਨਾਂ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਤ ਕਰੇਗੀ, ਅਤੇ ਦੱਖਣੀ ਅਫਰੀਕਾ ਵਿੱਚ ਸਾਲਟ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਦੇ ਮਾਪ ਅਨੁਸਾਰ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਗਈ ਰੇਖਾਵਾਂ ਦਿਖਾਈਆਂ ਗਈਆਂ.

ਫਿਰ ਏਐੱਸਐੱਸਐੱਨਐੱਸ -15 ਐਲਐਚ ਨੇ ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਇਕ ਹੋਰ ਪਾਸ਼ ਲਈ ਸੁੱਟ ਦਿੱਤਾ - ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇਹ ਅਸਪਸ਼ਟਤਾ ਵਿਚ ਭਿੱਜਣ ਦੀ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਵਿਚ ਸੀ, ਅਚਾਨਕ ਇਹ ਚਮਕਦਾਰ ਹੋ ਗਿਆ. ਅਜੇ ਵੀ ਅਣਜਾਣ ਕਾਰਨਾਂ ਕਰਕੇ, ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਕਈ ਵਾਰ ਅਜਿਹਾ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਇਸ ਲਈ ਇਹ ਪੁਨਰ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਅਜੇ ਵੀ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਕਥਾ ਵਿੱਚ ਫਿੱਟ ਹੈ.

ਇਹ ਪਲਾਟ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ ਏਐਸਐਸਐਸਐਨ -15 ਐਲਐਚ ਦੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਫਿੱਕੀ ਕਿਵੇਂ - ਅਤੇ ਪੁਨਰ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਿਤ ਹੋਈ. ਹਰੇ ਚੱਕਰ ਅਤੇ ਚੌਕ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦਿਖਾਉਂਦੇ ਹਨ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਸਯਾਨ, ਲਾਲ ਅਤੇ ਪੀਲੇ ਚੱਕਰ ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਰੋਸ਼ਨੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ. ਦਿਵਸ 0 ਤੇ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਸਿਖਰਾਂ ਅਤੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ-ਨਾਲ ਫੇਡ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੋ ਸਿਖਰਾਂ ਦਿਖਾਉਂਦੀ ਹੈ, ਹਾਲਾਂਕਿ. ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੀ ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਰੌਸ਼ਨੀ ਅਤੇ ਪਲੇਟੌਸ ਦੇ ਫੇਡਣ ਤੋਂ ਥੋੜ੍ਹੀ ਦੇਰ ਲਈ ਲਗਭਗ 90 ਦਿਨਾਂ ਬਾਅਦ ਦੁਬਾਰਾ ਵਧਣਾ ਸ਼ੁਰੂ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.
ਗੋਡੋਯ-ਰਿਵੇਰਾ ਐਟ ਅਲ. 2016

ਇਸ ਦੌਰਾਨ, ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਲੋਕਾਂ ਦੁਆਰਾ ਇੱਕ ਹੋਰ ਵਿਚਾਰ ਵਿਚਾਰਿਆ ਗਿਆ ਸੀ ਅਤੇ ਖਾਰਜ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ: ਇੱਕ ਜ਼ਹਿਰੀਲਾ ਵਿਘਨ. ਜੇ ਕੋਈ ਸਿਤਾਰਾ ਇੱਕ ਬਹੁਤ ਵੱਡਾ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਕੋਲੋਂ ਲੰਘ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਗੁਰੂਤਾ ਖੇਤਰ ਇਸ ਤਾਰੇ ਨੂੰ ਟੁਕੜਿਆਂ ਨਾਲ ਟੁੱਟਣਗੇ. ਤਾਰ ਵਾਲਾ ਤਾਪਮਾਨ ਗਰਮ ਰਹਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿੱਚ ਘੁੰਮਦੇ ਹਨ, ਖਪਤ ਹੋਣ ਤੋਂ ਥੋੜ੍ਹੀ ਦੇਰ ਪਹਿਲਾਂ ਚਮਕਦੇ ਹਨ.

ASASSN-15lh ਇੱਕ ਵੱਡੀ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਦੇ ਬਿਲਕੁਲ ਨੇੜੇ ਹੋਂਦ ਵਿੱਚ ਆਇਆ. ਤਾਂ ਕੀ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਕੇਂਦਰੀ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨੇ ਤਾਰੇ ਨੂੰ ਤੋੜ ਦਿੱਤਾ ਸੀ? ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਨੇ ਇਸ ਨੂੰ ਅਸੰਭਵ ਮੰਨਿਆ - ਅੰਡਾਕਾਰ ਗਲੈਕਸੀ ਇੰਨੀ ਵੱਡੀ ਸੀ ਕਿ ਇਸ ਦੀ ਅਤਿ ਆਧੁਨਿਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸ਼ਾਇਦ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਨਾਲੋਂ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 100 ਮਿਲੀਅਨ ਗੁਣਾ ਸੀ: ਬਿਨਾ ਕਿਸੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੇ ਬਿਲਕੁਲ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਨਿਗਲਣ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਵੱਡਾ.

ਭੁੱਖੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲ

ਇਸ ਕਲਾਕਾਰ ਦੀ ਛਾਪ ਇਕ ਅਕਾਸ਼ਗੰਗਾ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਵਿਚ, ਇਕ ਸੂਰਜ ਵਰਗਾ ਤਾਰਾ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ ਜੋ ਇਕ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਕੱਤਦੇ ਸੁਪਰਮਸੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹੈ, ਜਿਸ ਵਿਚ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਲਗਭਗ 100 ਮਿਲੀਅਨ ਗੁਣਾ ਹੈ.
ਈਐਸਓ / ਈਐਸਏ / ਹਬਲ / ਐਮ ਕੋਰਨਮੇਸਰ

ਜੀਓਰਗੋਸ ਲੇਲੌਦਾਸ (ਵੇਜਮਾਨ ਇੰਸਟੀਚਿ ofਟ ਆਫ ਸਾਇੰਸ, ਇਜ਼ਰਾਈਲ, ਅਤੇ ਕੋਪੇਨਹੇਗਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ, ਡੈਨਮਾਰਕ) ਅਤੇ ਸਹਿਕਰਮੀਆਂ ਦੁਆਰਾ ਇੱਕ ਨਵਾਂ ਅਧਿਐਨ, ਜੋ 12 ਦਸੰਬਰ ਨੂੰ ਪ੍ਰਗਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਕੁਦਰਤ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ, ਹੱਬਲ ਸਪੇਸ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਤੋਂ ਨਵੇਂ ਡਾਟੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਪਹਿਲਾਂ ਦੀਆਂ ਨਿਗਰਾਨੀਵਾਂ ਨੂੰ ਸੋਧਦਾ ਹੈ - ਅਤੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ ਨੂੰ ਵਾਪਸ ਖੇਡ ਵਿੱਚ ਲਿਆਉਂਦਾ ਹੈ.

ਇੱਕ ਮੁੱਖ ਨਤੀਜਾ ASASSN-15lh ਦੇ ਟਿਕਾਣੇ ਤੇ ਇੱਕ ਅਪਡੇਟ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਕਿ ਖੋਜ ਦੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਨੇ ਇਸ ਨੂੰ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਦੇ ਨੇੜੇ ਰੱਖਿਆ ਸੀ, ਇਹ ਅਧਿਐਨ ਚਾਰ ਦੇ ਇਕ ਕਾਰਕ ਦੁਆਰਾ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਨੂੰ ਸੁਧਾਰਦਾ ਹੈ, ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੇ ਸਰੋਤ ਨੂੰ ਕੇਂਦਰ ਦੇ 1000 ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਦੇ ਅੰਦਰ ਰੱਖਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਕੇਂਦਰ ਵਿਚ ਹੀ.

ਹੱਬਲ ਦੀ ਸਪੈਕਟ੍ਰੋਸਕੋਪੀ ਨੇ ਉਹ ਆਇਨਾਂ ਵੀ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਕੀਤੀਆਂ ਜੋ ਸਿਰਫ ਬਹੁਤ ਹੀ ਗਰਮ ਵਾਤਾਵਰਣ ਵਿੱਚ ਮੌਜੂਦ ਹਨ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਚੌਗੁਣੀ ionized ਨਾਈਟ੍ਰੋਜਨ ਅਤੇ ਕੁਇੰਟੂਪਲੀ ionized ਆਕਸੀਜਨ. ਇਹ ਆਇਨ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਹੋਏ ਹਨ ਜੋ ਸਰਗਰਮੀ ਨਾਲ ਗੈਸ ਨੂੰ ਘੁੰਮਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਹੋਰ ਸਮੁੰਦਰੀ ਜ਼ਹਾਜ਼ ਦੀਆਂ ਰੁਕਾਵਟਾਂ ਦੀਆਂ ਘਟਨਾਵਾਂ ਵਿੱਚ ਪਹਿਲਾਂ ਵੇਖੇ ਗਏ ਹਨ.

ਟੀਮ ਇਹ ਵੀ ਸੋਚਦੀ ਹੈ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਗਬਬਲਿੰਗ ਦਾ ਇੱਕ ਹੋਰ ਕਥਾ ਮਿਲਿਆ ਹੈ: ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਲਾਈਨ ਜੋ ਲਗਭਗ 2500 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਪ੍ਰਤੀ ਸੈਕਿੰਡ (6 ਮਿਲੀਅਨ ਮੀਲ ਪ੍ਰਤੀ ਘੰਟਾ, ਜਾਂ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੀ ਗਤੀ ਦਾ 1%) ਦੀ ਗਤੀ 'ਤੇ ਗੈਸ ਘੁੰਮਦੀ ਹੈ. ਹੁਣ ਤੱਕ ਅਜਿਹੀ ਵਿਆਪਕ ਲਾਈਨ ਦੀ ਘਾਟ ਉਸ ਹਿੱਸੇ ਦਾ ਹਿੱਸਾ ਸੀ ਜੋ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਤੌਰ 'ਤੇ ਸਮੁੰਦਰੀ ਜਹਾਜ਼ ਦੇ ਵਿਗਾੜ ਦੀਆਂ ਘਟਨਾਵਾਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਦੀਆਂ ਸੰਭਾਵਨਾਵਾਂ ਨੂੰ ਮੱਧਮ ਕਰ ਦਿੰਦਾ ਸੀ.

ਕੁੱਲ ਮਿਲਾ ਕੇ, ASASSN-15lh ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਗੈਸ ਦੀ ਗਤੀ ਅਤੇ ਗਰਮੀ ਦੇ ਨਾਲ ਨਾਲ ਇਸਦੀ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਵਿਚ ਜਾਂ ਇਸਦੇ ਕੇਂਦਰ ਵਿਚ, ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ ਲਈ ਇਕ ਵਿਸ਼ਵਾਸਯੋਗ ਦਲੀਲ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ. ਸਮੁੰਦਰੀ ਜ਼ਹਾਜ਼ ਦੇ ਵਿਘਨ ਦੀ ਘਟਨਾ ਦਾ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਹੇਠਾਂ ਦਰਸਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ:

ਸਭ ਤੋਂ ਮਹੱਤਵਪੂਰਨ, ਟੀਮ ਦੀ ਦਲੀਲ ਹੈ ਕਿ ਹਾਲਾਂਕਿ ਗਲੈਕਸੀ ਦਾ ਅਲੌਕਿਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸ਼ਾਇਦ 100 ਮਿਲੀਅਨ ਸੂਰਜੀ ਜਨਤਾ ਤੋਂ ਵੱਡਾ ਹੈ, ਇਹ ਸ਼ਾਇਦ ਘੁੰਮਦਾ ਵੀ ਹੈ. ਕੱਤਣ ਵਾਲੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿਚ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਪੂਰਾ ਕਰਨਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਇਹ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਆਸਾਨੀ ਨਾਲ ਤਾਰੇ ਨੂੰ ਤੋੜ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜੇ ਇਹ ਕਾਫ਼ੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਕਤਾਈ ਜਾ ਰਹੀ ਹੈ. ਨੇੜਲੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਤਾਜ਼ਾ ਅਧਿਐਨ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਸਾਡੇ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਗੁਆਂ. ਵਿਚ ਸਪਿਨਿੰਗ ਅਲੌਕਿਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਆਮ ਹਨ.

ਵਧੀਆ ਬਿੰਦੂ

ਫਿਰ ਵੀ, ਨਵਾਂ ਡੇਟਾ ਅਤੇ ਦਲੀਲ ਨਿਸ਼ਚਤ ਤੋਂ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਹਨ, ਡੋਂਗ ਦਾ ਤਰਕ ਹੈ. ਅਤੇ ਇੱਥੋਂ ਤੱਕ ਕਿ ਲੈਦੂਦਾਸ ਦੀ ਟੀਮ ਅਤੇ ਬ੍ਰਾ .ਨ ਵੀ ਸਹਿਮਤ ਹਨ ਕਿ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦ੍ਰਿਸ਼ ਤੋਂ ਇਨਕਾਰ ਨਹੀਂ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ.

ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਲਈ, ASASSN-15lh ਦਾ ਸਥਾਨ ਆਪਣੇ ਆਪ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਚੁੰਬਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨੂੰ ਰੱਦ ਨਹੀਂ ਕਰਦਾ - ਦਰਅਸਲ, ਇੱਕ ਚੁੰਬਕ ਹਾਲ ਹੀ ਵਿੱਚ ਸਾਡੇ ਆਪਣੇ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਦੇ ਤਿੰਨ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ ਲੱਭਿਆ ਗਿਆ ਸੀ.

ਅਤੇ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਜੋ ਕਿ ਲੈਲਦਾਸ ਦੀ ਟੀਮ ਨੇ ਪਾਇਆ - ਉਹ ਜਿਹੜਾ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਵਰਟੈਕਸ ਦੇ ਨੇੜੇ ਗੈਸ ਘੁੰਮਦਾ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦਾ ਹੈ - ਸ਼ਾਇਦ ਇੰਨਾ ਤੇਜ਼ ਨਹੀਂ ਹੋ ਸਕਦਾ. ਇਕ ਹੋਰ ਤਾਜ਼ਾ ਪੇਪਰ ਵਿਚ, ਰਾਫ਼ੇਲਾ ਮਾਰਗੁਟੀ (ਹਾਰਵਰਡ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ) ਅਤੇ ਉਸਦੇ ਸਹਿਯੋਗੀ ਲੋਕਾਂ ਨੇ ਇਕ ਉੱਚ-ਰੈਜ਼ੋਲਿ spectਸ਼ਨ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ 6.5-ਮੀਟਰ ਮੈਗੇਲਨ ਕਲੇ ਦੂਰਬੀਨ ਸਪੇਸ ਦੂਰਬੀਨ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕੀਤੀ, ਜਿਸ ਤੋਂ ਪਤਾ ਲੱਗਦਾ ਹੈ ਕਿ ਚੌੜੀ ਲਾਈਨ ਇਸ ਦੀ ਬਜਾਏ ਕੁਝ ਤੰਗ ਰੇਖਾਵਾਂ ਦਾ ਮੇਲ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਹੌਲੀ ਚਲਦੀ ਗੈਸ.

ਲੈਦੂਦਾਸ ਦੀ ਟੀਮ ਲਿਖਦੀ ਹੈ, “ਸਾਡੀਆਂ ਸਾਵਧਾਨੀਆਂ ਇੱਕ ਸੁਪਰਲੌਨੋਮਸ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨਾਲੋਂ ਸਮੁੰਦਰੀ ਜਹਾਜ਼ ਦੇ ਵਿਘਨ ਦੀ ਘਟਨਾ ਦੇ ਨਾਲ ਵਧੇਰੇ ਇਕਸਾਰ ਹਨ. . . ”, ਪਰ ਬ੍ਰਾ andਨ ਅਤੇ ਡੋਂਗ ਦੋਵੇਂ ਉਸ ਬਿਆਨ ਨਾਲ ਸਹਿਮਤ ਨਹੀਂ ਹਨ। ਡੋਂਗ ਦਾ ਤਰਕ ਹੈ ਕਿ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦ੍ਰਿਸ਼ ਉਪਲਬਧ ਨਿਗਰਾਨੀ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਜਿੱਤਦਾ ਹੈ.

ਇਸ ਦੌਰਾਨ, ਬ੍ਰਾ .ਨ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ, “ਜੇ ਮੈਨੂੰ ਕੋਈ ਪੱਖ ਲੈਣਾ ਸੀ, ਤਾਂ ਮੈਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਵੱਲ ਝੁਕਿਆ ਹੋਇਆ ਸੀ. ਪਰ ਮੈਂ ਹੋਰ ਸਿਧਾਂਤਕ ਮਾਡਲਾਂ ਨੂੰ ਇਸਦਾ ਸਮਰਥਨ ਕਰਨਾ ਚਾਹੁੰਦਾ ਹਾਂ. . . . ਉਮੀਦ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਪੇਪਰ ਇਸ ਨੂੰ ਸ਼ੁਰੂ ਕਰੇਗਾ। ”

ਜੇ ਇੱਥੇ ਇਕ ਚੀਜ ਹੈ ਜਿਸ ਤੇ ਹਰ ਕੋਈ ਸਹਿਮਤ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਅਜੇ ਕੋਈ ਪੱਕਾ ਜਵਾਬ ਨਹੀਂ ਹੈ. ਨਾ ਤਾਂ ਕਿਸੇ ਵੀ ਸਥਿਤੀ ਨੂੰ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਖਾਰਜ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ ਅਤੇ ਨਾ ਹੀ ਸਹੀ ਸਾਬਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ. ਅਤੇ ਜੋ ਵੀ ASASSN-15lh ਹੈ - ਭਾਵੇਂ ਇਹ ਇੱਕ ਸੁਪਰੋਵਾ ਹੈ ਜਾਂ ਭੁੱਖਾ ਬਲੈਕ ਹੋਲ - ਇਹ ਉਸ ਵਰਗਾ ਹੈ ਜੋ ਅਸੀਂ ਪਹਿਲਾਂ ਕਦੇ ਨਹੀਂ ਵੇਖਿਆ.


ਏ ਐਸ ਜੇ ਸੀ ਸਕੋਪਸ ਵਿਸ਼ੇ ਖੇਤਰ

  • ਏ.ਪੀ.ਏ.
  • ਲੇਖਕ
  • BIBTEX
  • ਹਾਰਵਰਡ
  • ਸਟੈਂਡਰਡ
  • RIS
  • ਵੈਨਕੂਵਰ

ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ: ASASSN-15lh: ਇੱਕ ਬਹੁਤ ਹੀ ਸੁਪਰ-ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ. / ਡੋਂਗ, ਸੂਬੋ ਸ਼ੈਪੀ, ਬੀ ਜੇ ਜੇ ਪ੍ਰੀਟੋ, ਜੇ ਐਲ ਝਾ, ਐਸ ਡਬਲਯੂ ਸਟੈਨਕ, ਕੇ. ਜ਼ੈਡ ਹੋਲੋਈਅਨ, ਟੀ ਡਬਲਯੂ ਐੱਸ. ਕੋਚਾਨੇਕ, ਸੀਐਸ ਥੌਮਸਨ, ਟੀਏ ਮੋਰਰੇਲ, ਐਨ. ਥੌਮਸਨ, ਆਈ ਬੀ ਬਾਸੂ, ਯੂ ਬੀਕੋਮ, ਜੇਐਫ ਬਰਸੀਅਰ, ਡੀ. ਬ੍ਰੀਮਕਾੱਬੇ, ਜੇ. ਬ੍ਰਾ ,ਨ, ਜੇਐਸ ਬੁਫਾਨੋ, ਐਫ ਚੇਨ, ਪਿੰਗ ਕੌਨਸਿਲ, ਈ. ਡੈਨੀਲੇਟ, ਏਬੀ ਫਾਲਕੋ, ਈ. ਗਰੂਪ , ਡੀ ਕੀਯੋਟਾ, ਸ. ਮਸੀ, ਜੀ ਨਿਕੋਲਸ, ਬੀ. ਓਲੀਵਰੇਸ, ਐੱਫ.ਈ. ਪਿਗਨਾਟਾ, ਜੀ. ਪੋਜਮੰਸਕੀ, ਜੀ. ਸਿਮੋਨਿਅਨ, ਜੀ ਵੀ ਸ਼ਜ਼ਾਈਜੀਏਲ, ਡੀ ਐਮ ਵੂਨੀਅਕ, ਪੀ.ਆਰ.

ਇਨ: ਸਾਇੰਸ, ਵਾਲੀਅਮ. 351, ਨੰਬਰ 6270, 15.01.2016, ਪੀ. 257-260.

ਖੋਜ ਆਉਟਪੁੱਟ: ਜਰਨਲ ribution ਆਰਟੀਕਲ ›ਪੀਅਰ-ਰਿਵਿ review ਲਈ ਯੋਗਦਾਨ

ਟੀ 2 - ਏਐਸਐਸਐਸਐਨ -15 ਐਲਐਚ: ਇੱਕ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸੁਪਰ-ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ

ਐਨ 1 - ਫੰਡਿੰਗ ਜਾਣਕਾਰੀ: ਅਸੀਂ ਬੀ ਝਾਂਗ, ਐਲ. ਹੋ, ਏ. ਗਾਲ-ਯਾਮ, ਅਤੇ ਬੀ. ਕਾਟਜ਼ ਨੂੰ ਟਿੱਪਣੀਆਂ ਲਈ ਸਵੀਕਾਰ ਕਰਦੇ ਹਾਂ ਐਨ ਐਸ ਐਫ ਏਐਸਟੀ -1515927, ਓਐਸਯੂ ਸੀਸੀਏਪੀਪੀ, ਮਾਉਂਟ. ਕਿ Cਬਾ ਐਸਟ੍ਰੋਨੋਮਿਕਲ ਫਾਉਂਡੇਸ਼ਨ, ਟੇਪ, SAO, CAS ਗ੍ਰਾਂਟ XDB09000000 (SD) ਨਾਸਾ ਹੱਬਲ ਫੈਲੋਸ਼ਿਪ (ਬੀਜੇਐਸ) ਫੋਂਡਕਿਟ ਗ੍ਰਾਂਟ 1151445, MAS ਪ੍ਰੋਜੈਕਟ IC120009 (JLP) NSF ਕੈਰੀਅਰ ਅਵਾਰਡ AST-0847157 (SWJ) ਯੂਐਸ ਡਿਪਾਰਟਮੈਂਟ ਆਫ DOਰਜਾ (ਡੀਓਈ) ਡੀ- F02 97ER25308 (TW-SH) NSF PHY-1404311 (JFB) D. ਵਿਕਟਰ ਦਾਨ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਉਪਕਰਣਾਂ ਲਈ (ਬੀ.ਐੱਨ.) ਫੋਂਡਕਿਟ ਪੋਸਟਡੋਕਟਰਲ ਫੈਲੋਸ਼ਿਪ 3140326 (ਐਫਓਈ), ਅਤੇ ਲੋਸ ਅਲਾਮੌਸ ਨੈਸ਼ਨਲ ਲੈਬਾਰਟਰੀ ਲੈਬਾਰਟਰੀ ਡਾਇਰੈਕਟਡ ਰਿਸਰਚ ਐਂਡ ਡਿਵੈਲਪਮੈਂਟ ਪ੍ਰੋਗਰਾਮ (ਪੀਆਰਡਬਲਯੂ). ਬੀ.ਜੇ.ਐੱਸ. ਇਕ ਹੱਬਲ ਅਤੇ ਕਾਰਨੇਗੀ-ਪ੍ਰਿੰਸਟਨ ਫੈਲੋ ਹੈ. ਇਸ ਪੇਪਰ ਵਿੱਚ ਵਰਤੇ ਜਾਣ ਵਾਲੇ ਸਾਰੇ ਡੇਟਾ ਨੂੰ ਜਨਤਕ ਬਣਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਫੋਟੋਮੇਟ੍ਰਿਕ ਡੇਟਾ (ਟੇਬਲ S1 ਤੋਂ S6) ਅਤੇ ਪਬਲਿਕ ਰਿਪੋਜ਼ਟਰੀ WISeREP (26) (http://wardsrep.weizmann.ac.il) ਵਿਖੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰੋਸਕੋਪਿਕ ਡੇਟਾ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ.

ਐਨ 2 - ਅਸੀਂ ਏਐਸਐਸਐਸਐਨ -15 ਐਲਐਚ (ਐਸਐਨ 2015 ਐਲ) ਦੀ ਖੋਜ ਦੀ ਰਿਪੋਰਟ ਕਰਦੇ ਹਾਂ, ਜਿਸ ਦੀ ਅਸੀਂ ਅਜੇ ਤੱਕ ਪਾਈ ਗਈ ਸਭ ਤੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਜੋਂ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਦੇ ਹਾਂ. ਰੈਡਸ਼ਿਪਟ z = 0.2326 'ਤੇ, ਏਐਸਐਸਐਸਐਨ -15 ਐਲਐਚ ਦੀ ਪੂਰਨ ਪੱਧਰ' ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਗਿਆ, ਏਬੀ = -23.5 ± 0.1 ਅਤੇ ਬੋਲੋਮੀਟ੍ਰਿਕ ਲਿਮੋਨੋਸਿਟੀ Lbol = (2.2 ± 0.2) 45 1045 ਐਰਜ ਐਸ -1, ਜੋ ਕਿ ਪਹਿਲਾਂ ਜਿੰਨੇ ਜਾਣੇ ਗਏ ਨਾਲੋਂ ਦੁਗਣਾ ਹੈ. ਸੁਪਰਨੋਵਾ. ਇਸ ਵਿਚ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ-ਮਾੜੀ ਸੁਪਰ-ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ (ਐਸਐਲਐਸ ਐਨ-ਆਈ) ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਦੇ sourcesਰਜਾ ਦੇ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਪੂਰਵਜਾਮਾ ਇਸ ਸਮੇਂ ਬਹੁਤ ਮਾੜੀ ਸਮਝ ਰਹੇ ਹਨ. ਬਹੁਤੇ ਪਹਿਲਾਂ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ SLSNe-I ਦੇ ਉਲਟ ਜੋ ਕਿ ਤਾਰਾ-ਬਣਨ ਵਾਲੀਆਂ ਬੁੱਧ ਦੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆ ਵਿੱਚ ਰਹਿੰਦੇ ਹਨ, ASASSN-15lh ਇੱਕ ਚਮਕਦਾਰ ਗਲੈਕਸੀ (ਐਮ ਕੇ 25 -25.5) ਦੁਆਰਾ ਮੇਜ਼ਬਾਨੀ ਕੀਤੀ ਗਈ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਜਿਸਦਾ ਤਾਰਾ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੈ. ਪਹਿਲੀ ਖੋਜ ਦੇ ਬਾਅਦ ਤੋਂ 4 ਮਹੀਨਿਆਂ ਵਿੱਚ, ASASSN-15lh ਰੇਡੀਏਟ ਹੋਇਆ (1.1 ± 0.2) 2 1052 ਐਰਜ, ਇਸਦੇ ਇੰਜਣ ਲਈ ਮੈਗਨੇਟਰ ਮਾਡਲ ਨੂੰ ਚੁਣੌਤੀ ਦਿੰਦਾ ਹੈ.

ਏਬੀ - ਅਸੀਂ ਏਐਸਐਸਐਸਐਨ -15 ਐਲਐਚ (ਐਸਐਨ 2015 ਐਲ) ਦੀ ਖੋਜ ਦੀ ਰਿਪੋਰਟ ਕਰਦੇ ਹਾਂ, ਜਿਸ ਦੀ ਅਸੀਂ ਅਜੇ ਤੱਕ ਪਾਈ ਗਈ ਸਭ ਤੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਜੋਂ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਦੇ ਹਾਂ. ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ ਜ਼ੈਡ = 0.2326 ਤੇ, ਏਐਸਐਸਐਸਐਨ -15 ਐਲਐਚ ਦੀ ਪੂਰਨਤਾ ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਗਈ, ਮੂ, ਏਬੀ = -23.5 ol 0.1 ਅਤੇ ਬੋਲੋਮੀਟ੍ਰਿਕ ਚਮਕਦਾਰ Lbol = (2.2 ± 0.2) 45 1045 ਐਰਜ ਐਸ -1, ਜੋ ਕਿ ਪਹਿਲਾਂ ਦੇ ਜਾਣੇ ਨਾਲੋਂ ਦੁਗਣੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਮਾਨ ਹੈ. ਸੁਪਰਨੋਵਾ. ਇਸ ਵਿਚ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ-ਮਾੜੀ ਸੁਪਰ-ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ (ਐਸਐਲਐਸ ਐਨ-ਆਈ) ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਦੇ sourcesਰਜਾ ਦੇ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਪੂਰਵਜਾਮਾ ਇਸ ਸਮੇਂ ਬਹੁਤ ਮਾੜੀ ਸਮਝ ਰਹੇ ਹਨ. ਬਹੁਤੇ ਪਹਿਲਾਂ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ SLSNe-I ਦੇ ਉਲਟ ਜੋ ਕਿ ਤਾਰਾ-ਬਣਨ ਵਾਲੀਆਂ ਬੁੱਧ ਦੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆ ਵਿੱਚ ਰਹਿੰਦੇ ਹਨ, ASASSN-15lh ਇੱਕ ਚਮਕਦਾਰ ਗਲੈਕਸੀ (ਐਮ ਕੇ 25 -25.5) ਦੁਆਰਾ ਮੇਜ਼ਬਾਨੀ ਕੀਤੀ ਗਈ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਜਿਸਦਾ ਤਾਰਾ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੈ. ਪਹਿਲੀ ਖੋਜ ਦੇ ਬਾਅਦ ਤੋਂ 4 ਮਹੀਨਿਆਂ ਵਿੱਚ, ASASSN-15lh ਰੇਡੀਏਟ ਹੋਇਆ (1.1 ± 0.2) 2 1052 ਐਰਜ, ਇਸਦੇ ਇੰਜਣ ਲਈ ਮੈਗਨੇਟਰ ਮਾਡਲ ਨੂੰ ਚੁਣੌਤੀ ਦਿੰਦਾ ਹੈ.


ਸਮੱਗਰੀ

21 ਵੀ ਸਦੀ ਵਿੱਚ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਦੀਆਂ ਖੋਜਾਂ ਨੇ ਦਿਖਾਇਆ ਕਿ ਉਹ ਨਾ ਸਿਰਫ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਅਲੌਕਿਕਾਂ ਨਾਲੋਂ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਦੇ ਕ੍ਰਮ ਦੁਆਰਾ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ ਸਨ, ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਬਚੇ ਰਵਾਇਤੀ ਨਿਘਾਰ ਦੁਆਰਾ ਸੰਚਾਲਿਤ ਕੀਤੇ ਜਾਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਵੀ ਨਹੀਂ ਸੀ ਜੋ ਰਵਾਇਤੀ ਅਲੌਕਿਕ ਸ਼ਕਤੀਆਂ ਦੀ ਦੇਖੀ ਗਈ giesਰਜਾ ਲਈ ਜ਼ਿੰਮੇਵਾਰ ਹੈ. [ ਤਸਦੀਕ ਦੀ ਲੋੜ ਹੈ ]

ਐਸ ਐਲ ਐਸ ਐਨ ਇਵੈਂਟਾਂ ਨੂੰ ਰਵਾਇਤੀ ਕਿਸਮ ਆਈ ਏ, ਟਾਈਪ ਆਈਬ / ਆਈਸੀ ਅਤੇ ਟਾਈਪ II ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਤੋਂ ਵੱਖ ਕਰਨ ਲਈ ਇੱਕ ਵੱਖਰੀ ਸ਼੍ਰੇਣੀਬੱਧਤਾ ਸਕੀਮ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹਨ, [gen] ਹਾਈਡਰੋਜਨ ਨਾਲ ਭਰੇ ਅਤੇ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ-ਮਾੜੀ ਘਟਨਾਵਾਂ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਲ ਦਸਤਖਤ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਮੋਟੇ ਤੌਰ ਤੇ ਫਰਕ. [ ਤਸਦੀਕ ਦੀ ਲੋੜ ਹੈ ]

ਹਾਈਡਰੋਜਨ ਨਾਲ ਭਰੇ SLSNe ਨੂੰ ਟਾਈਪ ਐਸਐਲਐਸਐਨ -2 ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਸ਼੍ਰੇਣੀਬੱਧ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਵੇਖੀ ਗਈ ਇੱਕ ਮੋਟਾ ਫੈਲਣ ਵਾਲੇ ਹਾਈਡਰੋਜਨ ਲਿਫ਼ਾਫ਼ੇ ਦੇ ਬਦਲਦੇ ਧੁੰਦਲੇਪਨ ਵਿੱਚੋਂ ਲੰਘਦੀ ਹੈ. ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ-ਮਾੜੀਆਂ ਘਟਨਾਵਾਂ ਨੂੰ ਐਸ ਐਲ ਐਸ ਐਨ -1 ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਸ਼੍ਰੇਣੀਬੱਧ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਇਸਦੇ ਅਣਜਾਣ ਵਿਧੀ ਦੁਆਰਾ ਸੰਚਾਲਿਤ ਸਮੱਗਰੀ ਦੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਫੈਲਣ ਵਾਲੇ ਲਿਫਾਫੇ ਵਿਚੋਂ ਪੈਦਾ ਹੋਣ ਵਾਲੇ ਇਸਦੇ ਵਿਖਾਈ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਦੇ ਨਾਲ. ਐਸ ਐੱਲ ਐਸ ਐਨ ਦਾ ਤੀਜਾ ਘੱਟ ਆਮ ਸਮੂਹ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ-ਗਰੀਬ ਅਤੇ ਅਸਧਾਰਨ ਤੌਰ ਤੇ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ, ਪਰ 56 ਨੀ ਤੋਂ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵਿਟੀ ਦੁਆਰਾ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਸੰਚਾਲਿਤ ਹੈ. [8] [ ਤਸਦੀਕ ਦੀ ਲੋੜ ਹੈ ]

ਖੋਜਾਂ ਦੀ ਵਧਦੀ ਗਿਣਤੀ ਤੋਂ ਪਤਾ ਚਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਕੁਝ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਇਨ੍ਹਾਂ ਤਿੰਨ ਕਲਾਸਾਂ ਵਿੱਚ ਸਾਫ਼-ਸਾਫ਼ ਨਹੀਂ ਬੈਠਦੀਆਂ, ਇਸ ਲਈ ਅੱਗੇ ਦੀਆਂ ਸਬ-ਕਲਾਸਾਂ ਜਾਂ ਵਿਲੱਖਣ ਘਟਨਾਵਾਂ ਦਾ ਵਰਣਨ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ. ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਜਾਂ ਸਾਰੇ ਐਸਐਲਐਸਐਨ-ਆਈ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਜਾਂ ਹੀਲੀਅਮ ਤੋਂ ਬਿਨਾਂ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਦਿਖਾਉਂਦੇ ਹਨ ਪਰੰਤੂ ਲਾਈਟਕ੍ਰਫਾਂ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਰਵਾਇਤੀ ਕਿਸਮ ਦੇ ਆਈਸੀ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨਾਲ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਹੁਣ ਐਸਐਲਐਸਐਨ-ਆਈਸੀ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਸ਼੍ਰੇਣੀਬੱਧ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. []] PS1-10afx ਇੱਕ ਅਸਾਧਾਰਣ ਤੌਰ ਤੇ ਲਾਲ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਮੁਕਤ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਹੈ ਜੋ ਇੱਕ ਬਹੁਤ ਨੇੜੇ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਰਿਕਾਰਡ ਚੋਟੀ ਦੀ ਚਮਕ ਅਤੇ ਅਸਾਧਾਰਣ ਤੌਰ ਤੇ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਗਿਰਾਵਟ ਦੇ ਨਾਲ ਇੱਕ ਬਹੁਤ ਤੇਜ਼ ਵਾਧਾ ਹੈ. [10] PS1-11ap ਇੱਕ ਕਿਸਮ ਦੇ IC SLSN ਦੇ ਸਮਾਨ ਹੈ ਪਰ ਇੱਕ ਅਸਧਾਰਨ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਵਾਧਾ ਅਤੇ ਗਿਰਾਵਟ ਹੈ. [9]

ਘਟਨਾਵਾਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਨ ਲਈ ਕਈ ਕਿਸਮਾਂ ਦੇ ਪ੍ਰਸਤਾਵਿਤ ਕੀਤੇ ਗਏ ਹਨ ਜੋ ਕਿ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਦਾ ਕ੍ਰਮ ਹਨ ਜਾਂ ਸਟੈਂਡਰਡ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ. ਕੋਲੇਪਸਰ ਅਤੇ ਸੀਐਸਐਮ (ਕੰਸਟੇਲਰ ਮਟੀਰੀਅਲ) ਮਾਡਲਾਂ ਨੂੰ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਸਵੀਕਾਰਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਘਟਨਾਵਾਂ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਵੇਖੀਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ. ਹੋਰ ਮਾਡਲ ਅਜੇ ਵੀ ਸਿਰਫ ਅਸਥਾਈ ਤੌਰ ਤੇ ਸਵੀਕਾਰੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਜਾਂ ਪੂਰੀ ਸਿਧਾਂਤਕ ਤੌਰ ਤੇ ਰਹਿੰਦੇ ਹਨ.

ਕੋਪਲਸਰ ਮਾਡਲ ਸੋਧ

ਕੋਲਪਸਰ ਮਾਡਲ ਇਕ ਕਿਸਮ ਦਾ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਹੈ ਜੋ ਇਕ ਗੰਭੀਰਤਾ ਨਾਲ sedਹਿ objectੇਰੀ ਹੋਈ ਇਕਾਈ ਜਾਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦਾ ਉਤਪਾਦਨ ਕਰਦਾ ਹੈ. "Psਹਿ-starੇਰੀ ਹੋਏ ਤਾਰੇ" ਲਈ ਛੋਟਾ ਸ਼ਬਦ "ਕੋਲਸਰ" ਪਹਿਲਾਂ ਪੁਰਾਣੀ ਤਵੀਤ ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ collapseਹਿ ਦੇ ਅੰਤ ਵਾਲੇ ਉਤਪਾਦ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਵਰਤਿਆ ਜਾਂਦਾ ਸੀ, ਇੱਕ ਤਾਰਕ-ਪੁੰਜ ਬਲੈਕ ਹੋਲ. ਇਹ ਸ਼ਬਦ ਹੁਣ ਕਦੀ-ਕਦੀ ਇੱਕ ਤੇਜ਼ ਚੱਕਰ ਕੱਟ ਰਹੇ ਤਾਰੇ ਦੇ forਹਿਣ ਲਈ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ ਮਾਡਲ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਕੋਰ ਦੇ ਨਾਲ ਤਾਰੇ ਵਿਚ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਨਾਲੋਂ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਪੰਦਰਾਂ ਗੁਣਾ ਘੱਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ) — ਹਾਲਾਂਕਿ ਰਸਾਇਣਕ ਬਣਤਰ ਅਤੇ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਦਰ ਵੀ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਹਨ — ਧਮਾਕੇ ਦੀ energyਰਜਾ ਤਾਰੇ ਦੀਆਂ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਨੂੰ ਬਾਹਰ ਕੱ toਣ ਲਈ ਲੋੜੀਦੀ ਨਹੀਂ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ ਕਿਸੇ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੇ ਸੁਪਰੋਨਾਵਾ ਫਟਣ ਦੇ ਬਗੈਰ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿਚ ਡਿਗ ਜਾਵੇਗੀ.

ਇਸ ਪੱਧਰ ਤੋਂ ਥੋੜ੍ਹਾ ਹੇਠਾਂ ਕੋਰ ਮਾਸ ਦੇ ਨਾਲ ਇੱਕ ਸਿਤਾਰਾ - 5-15 ਐਮ ਦੀ ਸੀਮਾ ਵਿੱਚ ਉਹ ਇਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਿਸਫੋਟ ਵਿਚ ਲੰਘੇਗਾ, ਪਰ ਕੱjੇ ਗਏ ਪੁੰਜ ਦਾ ਬਹੁਤ ਸਾਰਾ ਹਿੱਸਾ ਮੂਲ ਬਕੀਏ 'ਤੇ ਵਾਪਸ ਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਅਜੇ ਵੀ ਇਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿਚ ਡਿਗਦਾ ਹੈ. ਜੇ ਅਜਿਹਾ ਤਾਰਾ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਘੁੰਮ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਹ ਇੱਕ ਬੇਹੋਸ਼ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਪੈਦਾ ਕਰੇਗਾ, ਪਰ ਜੇ ਇਹ ਤਾਰਾ ਕਾਫ਼ੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿੱਚ ਆਉਣ ਵਾਲਾ ਫਾਲਬੈਕ ਸੰਬੰਧਤ ਜੈੱਟ ਪੈਦਾ ਕਰੇਗਾ. Jਰਜਾ ਜੋ ਇਹ ਜੈੱਟਾਂ ਨੇ ਬਾਹਰ ਕੱ shellੇ ਸ਼ੈੱਲ ਵਿਚ ਤਬਦੀਲ ਕੀਤੀ ਹੈ ਉਹ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੇ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਨ ਨੂੰ ਇਕ ਸਟੈਂਡਰਡ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨਾਲੋਂ ਕਾਫ਼ੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਚਮਕਦਾਰ ਬਣਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਜੈੱਟ ਉੱਚ energyਰਜਾ ਦੇ ਕਣਾਂ ਅਤੇ ਗਾਮਾ ਕਿਰਨਾਂ ਨੂੰ ਸਿੱਧੇ ਬਾਹਰ ਵੱਲ ਵੀ ਸ਼ਤੀਰਤ ਕਰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਇਸ ਨਾਲ ਐਕਸ-ਰੇ ਜਾਂ ਗਾਮਾ-ਰੇ ਫੁੱਟਦੇ ਹਨ ਜੋ ਜੈੱਟ ਕਈ ਸੈਕਿੰਡ ਜਾਂ ਇਸ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸਮੇਂ ਲਈ ਰਹਿ ਸਕਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਲੰਬੇ ਅਰਸੇ ਦੇ ਗਾਮਾ-ਰੇ ਫਟਣ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਪਰ ਉਹ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਦੇ ਦਿਖਾਈ ਨਹੀਂ ਦਿੰਦੇ. ਛੋਟੀ ਮਿਆਦ ਦੇ ਗਾਮਾ-ਰੇ ਫਟ.

5-15 ਐਮ ਨਾਲ ਸਿਤਾਰੇ ਕੋਰ ਦਾ ਲਗਭਗ ਕੁਲ ਪੁੰਜ 25-90 ਐਮ ਹੁੰਦਾ ਹੈ , ਇਹ ਮੰਨਦੇ ਹੋਏ ਕਿ ਤਾਰੇ ਦਾ ਵੱਡਾ ਨੁਕਸਾਨ ਨਹੀਂ ਹੋਇਆ ਹੈ. ਅਜਿਹੇ ਸਿਤਾਰੇ ਕੋਲ ਅਜੇ ਵੀ ਇਕ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਲਿਫਾਫਾ ਹੋਵੇਗਾ ਅਤੇ ਇਕ ਟਾਈਪ II ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿਚ ਫਟ ਜਾਵੇਗਾ. ਬੇਹੋਸ਼ੀ ਦੀ ਕਿਸਮ II ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਪਰ ਕਿਸੇ ਕਿਸਮ II ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਲਈ ਕੋਈ ਨਿਸ਼ਚਤ ਉਮੀਦਵਾਰ ਨਹੀਂ ਹਨ (ਕਿਸਮ IIn ਨੂੰ ਛੱਡ ਕੇ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਜੈੱਟ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨਹੀਂ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ). ਸਿਰਫ ਸਭ ਤੋਂ ਘੱਟ ਧਾਤੂਆਂ ਦੀ ਆਬਾਦੀ III ਦੇ ਤਾਰੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਜੀਵਨ ਦੇ ਇਸ ਪੜਾਅ 'ਤੇ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਨੁਕਸਾਨ ਦੇ ਨਾਲ ਪਹੁੰਚਣਗੇ. ਹੋਰ ਸਿਤਾਰਿਆਂ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ ਸਾਡੇ ਲਈ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਵਾਲੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ, ਕੋਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਉੱਚ ਚਮਕਦਾਰਤਾ ਦੁਆਰਾ ਉਡਾ ਦਿੱਤੀਆਂ ਜਾਣਗੀਆਂ ਅਤੇ ਵੁਲਫ-ਰਯੇਟ ਤਾਰੇ ਬਣ ਜਾਣਗੇ. ਕੁਝ ਸਿਧਾਂਤ ਪ੍ਰਸਤਾਵ ਕਰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਇਹ ਜਾਂ ਤਾਂ ਟਾਈਪ ਇਬ ਜਾਂ ਟਾਈਪ ਆਈਸੀ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਪੈਦਾ ਕਰੇਗੀ, ਪਰੰਤੂ ਹੁਣ ਤੱਕ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਕੋਈ ਵੀ ਘਟਨਾ ਕੁਦਰਤ ਵਿੱਚ ਨਹੀਂ ਵੇਖੀ ਗਈ. ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਦੇਖਿਆ SLSNe ਸੰਭਾਵਤ ਕਿਸਮ Ic ਹਨ. ਗਾਮਾ-ਰੇ ਫਟ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਲੋਕ ਲਗਭਗ ਹਮੇਸ਼ਾਂ ਟਾਈਪ ਆਈਸੀ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਜੋ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਫਾਲਬੈਕ ਦੁਆਰਾ ਉਤਪਾਦਨ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਹੋਣ ਲਈ ਬਹੁਤ ਵਧੀਆ ਉਮੀਦਵਾਰ ਹਨ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਸਾਰੇ ਟਾਈਪ ਆਈਸੀ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਗਮਾ-ਰੇ ਫੱਟਿਆਂ ਦੇ ਨਾਲ ਸੰਬੰਧਿਤ ਨਹੀਂ ਹਨ ਪਰ ਘਟਨਾਵਾਂ ਸਿਰਫ ਤਾਂ ਹੀ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣਗੀਆਂ ਜੇ ਇਕ ਜਹਾਜ਼ ਸਾਡੇ ਵੱਲ ਹੁੰਦਾ.

ਹਾਲ ਹੀ ਦੇ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ, ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਗਾਮਾ-ਰੇ ਫਟਿਆਂ ਦੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਨਿਰੀਖਣ ਅੰਕੜਿਆਂ ਨੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਪ੍ਰੋਗਰਾਮਾਂ ਬਾਰੇ ਸਾਡੀ ਸਮਝ ਵਿੱਚ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਵਾਧਾ ਕੀਤਾ ਹੈ ਅਤੇ ਸਪੱਸ਼ਟ ਕੀਤਾ ਹੈ ਕਿ ਕੌਲਸਰ ਮਾੱਡਲ ਵਿਸਫੋਟਾਂ ਦਾ ਉਤਪਾਦਨ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਸਿਰਫ ਵਧੇਰੇ ਜਾਂ ਘੱਟ ਆਮ ਅਲੌਕਿਕ ਵਿਸਥਾਰ ਵਿੱਚ ਵੱਖਰੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਲਗਭਗ ਆਮ ਤੋਂ ranਰਜਾ ਦੀਆਂ ਸ਼੍ਰੇਣੀਆਂ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ. ਤਕਰੀਬਨ 100 ਗੁਣਾ ਵੱਡਾ.

ਕੋਲੇਸਪਰ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਦੀ ਇੱਕ ਚੰਗੀ ਉਦਾਹਰਣ ਐਸ ਐਨ 1998 ਬੀ ਡਬਲਯੂ, [11] ਹੈ ਜੋ ਕਿ ਗਾਮਾ-ਰੇ ਫੱਟੇ ਜੀਆਰਬੀ 980425 ਨਾਲ ਜੁੜੀ ਹੋਈ ਸੀ. ਰੇਡੀਓ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਇਸ ਦੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਦੇ ਕਾਰਨ ਇਸਨੂੰ ਟਾਈਪ ਆਈਸੀ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਜੋਂ ਸ਼੍ਰੇਣੀਬੱਧ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਰੀਲੇਟੀਵਿਸਟਿਕ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਮਾਮਲਾ.

ਸਰਕਮਸਟੇਲਰ ਪਦਾਰਥ ਦਾ ਮਾਡਲ ਸੋਧ

ਲਗਭਗ ਸਾਰੇ ਦੇਖੇ ਗਏ SLSNe ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਟਾਈਪ Ic ਜਾਂ ਟਾਈਪ IIn ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇ ਸਮਾਨ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਸੀ. ਆਈਸੀ ਐਸ ਐਲ ਐਸ ਟਾਈਪ ਕਿਸਮ ਨੂੰ ਜੈੱਟਾਂ ਦੁਆਰਾ ਫਾਲਬੈਕ ਤੋਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਤੱਕ ਉਤਪਾਦਨ ਕਰਨ ਬਾਰੇ ਸੋਚਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਆਈਆਈਐਨ ਐਸਐਲਐਸ ਟਾਈਪ ਦੇ ਵੱਖਰੇ ਵੱਖਰੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਕਰਵ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਗਾਮਾ-ਰੇ ਫਟਣ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੇ. ਟਾਈਪ ਆਈਨ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਸਾਰੇ ਸੰਘਣੀ ਨੇਬੂਲਾ ਵਿੱਚ ਸੰਯੋਜਿਤ ਕੀਤੇ ਗਏ ਹਨ ਜੋ ਸ਼ਾਇਦ ਸੰਭਾਵਤ ਤਾਰਾ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਕੱ .ੇ ਗਏ ਹਨ, ਅਤੇ ਇਹ ਘੇਰੇਦਾਰ ਪਦਾਰਥ (ਸੀਐਸਐਮ) ਵਾਧੂ ਚਮਕ ਦਾ ਕਾਰਨ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. [12] ਜਦੋਂ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਸਧਾਰਣ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਿਸਫੋਟ ਵਿੱਚ ਬਾਹਰ ਕੱ materialੀ ਗਈ ਸਮੱਗਰੀ ਸੰਘਣੀ ਨੈਬੂਲਰ ਪਦਾਰਥ ਜਾਂ ਤਾਰੇ ਦੇ ਨਜ਼ਦੀਕ ਧੂੜ ਨਾਲ ਮਿਲਦੀ ਹੈ, ਤਾਂ ਸਦਮਾਵਟ ਗਤੀਸ਼ੀਲ energyਰਜਾ ਨੂੰ ਕੁਸ਼ਲਤਾ ਨਾਲ ਦਿਸਣ ਵਾਲੇ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਵਿੱਚ ਬਦਲਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਪ੍ਰਭਾਵ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਿਸਤ੍ਰਿਤ ਅਵਧੀ ਅਤੇ ਬਹੁਤ ਚਮਕਦਾਰ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨੂੰ ਬਹੁਤ ਵਧਾਉਂਦਾ ਹੈ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਵਿਸਫੋਟਕ energyਰਜਾ ਆਮ ਅਲੌਕਿਕ ਵਰਗੀ ਹੀ ਸੀ.

ਹਾਲਾਂਕਿ ਕੋਈ ਵੀ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਕਿਸਮ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਟਾਈਪ IIn ਐਸਐਲਐਸਨੀ ਪੈਦਾ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਪਰ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਦੇ ਸੀਐਸਐਮ ਅਕਾਰ ਅਤੇ ਘਣਤਾ ਦੀਆਂ ਸਿਧਾਂਤਕ ਰੁਕਾਵਟਾਂ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਲਗਭਗ ਹਮੇਸ਼ਾਂ ਕੇਂਦਰੀ ਪੂਰਵ ਤਾਰਾ ਤੋਂ ਆਪਣੇ ਆਪ ਨੂੰ ਦੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਘਟਨਾ ਤੋਂ ਤੁਰੰਤ ਪਹਿਲਾਂ ਤਿਆਰ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਅਜਿਹੇ ਸਿਤਾਰੇ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਹਾਈਪਰਗੈਂਜੈਂਟਸ ਜਾਂ ਐਲ ਬੀ ਵੀ ਦੇ ਉਮੀਦਵਾਰ ਹਨ ਜੋ ਐਡਿੰਗਟਨ ਦੀ ਅਸਥਿਰਤਾ ਦੇ ਕਾਰਨ, ਵੱਡੇ ਪੱਧਰ 'ਤੇ ਘਾਟੇ ਤੋਂ ਗੁਜ਼ਰਦੇ ਹਨ, ਉਦਾਹਰਣ ਵਜੋਂ, ਐਸ ਐਨ 2005 ਜੀ ਐਲ. [13]

ਜੋੜਾ-ਅਸਥਿਰਤਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਸੋਧ

ਐਸ ਐਲ ਐਸ ਐਨ ਦੀ ਇਕ ਹੋਰ ਕਿਸਮ ਦੀ ਜੋੜੀ-ਅਸਥਿਰਤਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਵਿਚੋਂ ਐਸ ਐਨ 2006gy [14] ਸੰਭਵ ਤੌਰ 'ਤੇ ਪਹਿਲੀ ਨਿਰੀਖਣ ਕੀਤੀ ਗਈ ਉਦਾਹਰਣ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਘਟਨਾ ਧਰਤੀ ਤੋਂ ਤਕਰੀਬਨ 238 ਮਿਲੀਅਨ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ (73 ਮੈਗਾਪਰੇਸਕ) ਇੱਕ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿੱਚ ਵੇਖੀ ਗਈ.

ਜੋੜੀ-ਅਸਥਿਰਤਾ ਦੇ collapseਹਿਣ ਦਾ ਸਿਧਾਂਤਕ ਅਧਾਰ ਕਈ ਦਹਾਕਿਆਂ ਤੋਂ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ [15] ਅਤੇ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਉੱਚ ਪੁੰਜ ਤੱਤ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਸ਼ਾਲੀ ਸਰੋਤ ਵਜੋਂ ਸੁਝਾਅ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਸੀ ਕਿਉਂਕਿ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਅਬਾਦੀ III ਦੇ ਤਾਰੇ ਫਟਦੇ ਹਨ. ਇੱਕ ਜੋੜੀ-ਅਸਥਿਰਤਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਿੱਚ, ਜੋੜਾ ਉਤਪਾਦਨ ਪ੍ਰਭਾਵ ਸਿਤਾਰੇ ਦੇ ਕੋਰ ਵਿੱਚ ਅਚਾਨਕ ਦਬਾਅ ਦੀ ਗਿਰਾਵਟ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਅੰਸ਼ਕ collapseਹਿ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. Vਹਿ fromੇਰੀ ਤੋਂ ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਸੰਭਾਵੀ energyਰਜਾ ਕੋਰ ਦੇ ਭੱਜੇ ਮਿਸ਼ਰਨ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣਦੀ ਹੈ ਜੋ ਤਾਰੇ ਨੂੰ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਵਿਘਨ ਪਾਉਂਦੀ ਹੈ, ਕੋਈ ਬਕੀਆ ਨਹੀਂ ਛੱਡਦਾ.

ਮਾਡਲਾਂ ਦਰਸਾਉਂਦੀਆਂ ਹਨ ਕਿ ਇਹ ਵਰਤਾਰਾ ਸਿਰਫ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚ ਹੀ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਧਾਤੂਤਾ ਅਤੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸੂਰਜ ਦੇ ਲਗਭਗ 130 ਤੋਂ 260 ਗੁਣਾ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਸਥਾਨਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਬਹੁਤ ਹੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਘੱਟ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਦੇ ਵਿਸਫੋਟਾਂ ਨੂੰ ਇੱਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਨਾਲੋਂ ਸੈਂਕੜੇ ਗੁਣਾ ਵਧੇਰੇ ਉਤਪਾਦਨ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਮੌਜੂਦਾ ਮਾੱਡਲ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕਰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਉਹ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਆਮ ਕੋਰ collapseਹਿਣ ਵਾਲੇ ਸੁਪਰੋਨਾ ਦੇ ਲਗਭਗ ਲਗਭਗ 50 ਗੁਣਾ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ ਚਮਕਦਾਰ ਉਤਪਾਦ ਪੈਦਾ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਇਹ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਲਈ ਚਮਕਦਾਰ ਹੈ. [16]

ਚੁੰਬਕੀ energyਰਜਾ ਰੀਲਿਜ਼ ਸੋਧ

ਇੱਕ ਚੁੰਬਕੀ ਦੀ ਰਚਨਾ ਅਤੇ ਬਾਅਦ ਵਿੱਚ ਸਪਿਨ ਦੇ ਨਮੂਨੇ ਨਿਯਮਿਤ ਸੁਪਰਨੋਵਾ [17] [18] ਪ੍ਰੋਗਰਾਮਾਂ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਜਿਆਦਾ ਚਮਕਦਾਰ ਪੈਦਾ ਕਰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਕੁਝ ਐਸਐਲਐਸ ਐਨ ਦੀਆਂ ਵੇਖੀਆਂ ਗਈਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ [19] [20] ਨਾਲ ਮਿਲਦੇ ਹਨ. ਅਜਿਹੀਆਂ ਸਥਿਤੀਆਂ ਵਿੱਚ ਜਦੋਂ ਜੋੜਾ-ਅਸਥਿਰਤਾ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਇੱਕ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਨ ਲਈ ਵਧੀਆ fitੁਕਵਾਂ ਨਹੀਂ ਹੋ ਸਕਦਾ, [21] ਇੱਕ ਮੈਗਨੇਟਰ ਵਿਆਖਿਆ ਵਧੇਰੇ ਤਰਸਯੋਗ ਹੈ.

ਹੋਰ ਮਾੱਡਲ ਸੋਧ

ਅਜੇ ਵੀ ਬਾਈਨਰੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ, ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਜਾਂ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੁਆਰਾ ਅਸਾਧਾਰਣ ਪ੍ਰਬੰਧਾਂ ਵਿਚ ਜਾਂ ਅਭਿਆਸਾਂ ਵਿਚ ਸ਼ਾਮਲ ਹੋਣ ਤੋਂ ਪੈਦਾ ਹੋਏ ਐਸਐਲਐਸਐਨ ਧਮਾਕਿਆਂ ਲਈ ਮਾਡਲ ਹਨ, ਅਤੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚੋਂ ਕੁਝ ਗਮਾ-ਰੇ ਫਟਿਆਂ ਦਾ ਲੇਖਾ ਜੋਖਾ ਕਰਦੇ ਹਨ.


ਕਿਸੇ ਸੁਪਰਬਾਈਟ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇ ਪਿੱਛੇ ਦਾ ਰਹੱਸ ਅਜੇ ਹੱਲ ਹੋ ਗਿਆ ਹੈ

ਧਮਾਕਾ ਸੰਭਾਵਿਤ ਤੌਰ 'ਤੇ ਇਕ ਸਾਥੀ ਸਿਤਾਰੇ ਦੁਆਰਾ ਵਹਾਏ ਗਏ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਸੰਘਣੇ ਸ਼ੈੱਲ ਦੇ ਅੰਦਰ ਹੋਇਆ ਹੈ.

ਹੁਣ ਤੱਕ ਪਏ ਇੱਕ ਸਭ ਤੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਸਟਾਰਲਰ ਧਮਾਕੇ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਇਕ ਨਵੇਂ ਅਧਿਐਨ ਤੋਂ ਪਤਾ ਚਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸੂਰਜ ਦੇ ਸਾਥੀ ਤਾਰੇ ਵਿਚੋਂ ਨਿਕਲਣ ਵਾਲੇ ਸੰਘਣੇ ਸ਼ੈੱਲ ਦੇ ਅੰਦਰ ਇਕ ਮਰੇ ਹੋਏ ਤਾਰੇ ਦੇ ਫਟਣ ਨਾਲ ਆਇਆ ਹੈ.

ਸੁਪਰਨੋਵਾਸ ਉਹ ਵਿਸਫੋਟ ਹਨ ਜੋ ਉਦੋਂ ਵਾਪਰ ਸਕਦੇ ਹਨ ਜਦੋਂ ਤਾਰੇ ਮਰ ਜਾਂਦੇ ਹਨ, ਜਾਂ ਤਾਂ ਤਾਰੇ ਆਪਣੇ ਸਾਰੇ ਬਾਲਣ ਨੂੰ ਸਾੜ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਜਾਂ ਅਚਾਨਕ ਨਵੇਂ ਬਾਲਣ ਦੀ ਆਮਦ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਅਭਿਆਸ ਸੰਖੇਪ ਵਿੱਚ ਇਨ੍ਹਾਂ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਵਿੱਚ ਬਾਕੀ ਸਾਰੇ ਸੂਰਜਾਂ ਨੂੰ ਬਾਹਰ ਕੱ. ਸਕਦੇ ਹਨ, ਜੋ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਸਾਰੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਅੱਧ ਤੱਕ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ.

ਹਾਲ ਹੀ ਵਿੱਚ, ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਵਿਸਫੋਟਕ ਤਾਰੇ ਦੀ ਇੱਕ ਦੁਰਲੱਭ ਕਲਾਸ ਦੀ ਖੋਜ ਕੀਤੀ ਜੋ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾਸ ਵਜੋਂ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਧਮਾਕੇ ਨਿਯਮਤ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਤੋਂ 100 ਗੁਣਾ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ ਹਨ ਪਰ ਸਾਰੇ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੇ 0.1% ਤੋਂ ਘੱਟ ਹਨ.

ਇਸ ਬਾਰੇ ਬਹੁਤ ਕੁਝ ਅਣਜਾਣ ਹੈ ਕਿ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਉਹ ਕਿਹੜੀਆਂ ਸ਼ਕਤੀਆਂ ਛੱਡਦੇ ਹਨ ਜੋ ਸੁਪਰਨੋਵਾਸ ਨੂੰ ਸ਼ਕਤੀ ਦੇਣ ਲਈ ਕਿਸੇ ਵੀ ਮਿਆਰੀ ਵਿਧੀ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਵਧੇਰੇ thanਰਜਾ ਛੱਡਦੀਆਂ ਹਨ. ਇਸ ਅਸਧਾਰਨ ਵਿਸਫੋਟਾਂ ਨੂੰ ਕਿਹੜੀ ਚੀਜ਼ ਚਲਾਉਂਦੀ ਹੈ ਬਾਰੇ ਹੋਰ ਜਾਣਨ ਲਈ, ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਧਿਆਨ ਕੇਂਦਰਤ ਕੀਤਾ ਐਸ ਐਨ 2006gy, ਪਹਿਲੇ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ ਅਲੌਕਿਕ ਅਲੌਕਿਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾਸ ਵਿਚੋਂ ਇਕ. SN 2006gy occurred in a galaxy 240 million light-years away and was the brightest and most energetic supernova ever recorded when it was discovered, in 2006.

A little more than a year after SN 2006gy was spotted, researchers detected an unusual spectrum of light from the supernova. Now, scientists have deduced that this light came from an envelope of iron around the supernova, revealing clues as to what might have caused the explosion.

The researchers developed computer models of what kind of light would be generated by envelopes of iron with various masses, temperatures, clumping patterns and other properties. They found that the wavelengths and energies of light seen from SN 2006gy likely came from a huge amount of iron — "over a third of the sun's mass" — expanding at about 3,355 mph (5,400 km/h), study lead author Anders Jerkstrand, an astrophysicist at the Max Planck Institute for Astrophysics in Garching, Germany, told Space.com.

Initial analysis of SN 2006gy suggested that the supernova happened after a giant star ran out of fuel, with the star's core then collapsing under its own weight into an extraordinarily dense nugget in a fraction of a second and rebounding with a giant blast outward. However, such a "core-collapse" supernova likely would not have generated an iron envelope with the kind of mass and expansion rate that the new study calculated.

Instead, a scenario consistent with the new findings suggests that SN 2006gy was a so-called Type Ia supernova, which occurs when one star pours enough fuel onto a dead star known as a white dwarf to trigger an extraordinary nuclear explosion. (White dwarfs are the superdense, Earth-size cores of stars that exhausted all their fuel and shed their outer layers without catastrophic explosions.)

Specifically, the scenario called for a white dwarf in a close binary orbit with a hydrogen-rich companion star. "Such systems are in fact well known and common — the so-called cataclysmic variables, of which we know of several hundred," Jerkstrand said.

When such a companion star gets old, it swells, trapping the white dwarf in its expanding shell. The resulting friction "causes the white dwarf to spiral towards the center, and at the same time, the envelope material is ejected," Jerkstrand said.

Normally in such binary systems, the white dwarf may spend millions or billions of years spiraling toward the center of its companion before exploding as a Type Ia supernova, Jerkstrand said. However, with SN 2006gy, the researchers suspected that the white dwarf may have exploded "within only about a century since the initiation of the inspiral phase," he said.

This supernova then slammed into the dense shell of material ejected from the white dwarf's companion star, which was still relatively nearby. Striking this envelope would have been "like hitting a brick wall, and most of the motion energy of the supernova was transformed into light in this collision," explaining why SN 2006gy was so bright, Jerkstrand said.

A few other superluminous supernovas share similar properties with SN 2006gy. That similarity suggests that these supernovas also share the same underlying mechanics, the researchers said.

Future research can investigate how binary systems that might give rise to such superluminous supernovas may form. Researchers could also look into what exactly might trigger a Type Ia supernova from white dwarfs in such systems only a century or so after they spiral toward the centers of their companions.

"Did the supernova occur as the inspiraling white dwarf encountered another compact object

at the center of the companion, or did it accrete matter until it became too massive and exploded?" Jerkstrand said.

The scientists detailed their findings in the Jan. 24 issue of the journal Science.


World's first 3-D simulations of superluminous supernovae

The nebula phase of the magnetar-powered super-luminous supernova from our 3D simulation. At the moment, the supernova ejecta has expanded to a size similar to the solar system. Large scale mixing appears at the outer and inner region of ejecta. The resulting light curves and spectra are sensitive to the mixing that depends on stellar structure and the physical properties of magnetar. Credit: Ken Chen

For most of the 20th century, astronomers have scoured the skies for supernovae—the explosive deaths of massive stars—and their remnants in search of clues about the progenitor, the mechanisms that caused it to explode, and the heavy elements created in the process. In fact, these events create most of the cosmic elements that go on to form new stars, galaxies, and life.

Because no one can actually see a supernova up close, researchers rely on supercomputer simulations to give them insights into the physics that ignites and drives the event. Now for the first time ever, an international team of astrophysicists simulated the three-dimensional (3-D) physics of superluminous supernovae—which are about a hundred times more luminous than typical supernovae. They achieved this milestone using Lawrence Berkeley National Laboratory's (Berkeley Lab's) CASTRO code and supercomputers at the National Energy Research Scientific Computing Center (NERSC). A paper describing their work was published in ਐਸਟ੍ਰੋਫਿਜ਼ੀਕਲ ਜਰਨਲ.

Astronomers have found that these superluminous events occur when a magnetar—the rapidly spinning corpse of a massive star whose magnetic field is trillions of times stronger than Earth's—is in the center of a young supernova. Radiation released by the magnetar is what amplifies the supernova's luminosity. But to understand how this happens, researchers need multidimensional simulations.

"To do 3-D simulations of magnetar-powered superluminous supernovae, you need a lot of supercomputing power and the right code, one that captures the relevant microphysics," said Ken Chen, lead author of the paper and an astrophysicist at the Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA), Taiwan.

The turbulent core of a magnetar bubble inside the superluminous supernovae. Color coding shows densities. The magnetar is located at the center of this image and two bipolar outflows are emitted from it. The physical size of the outflow is about 10,000 km. Credit: Ken Chen

He adds that the numerical simulation required to capture the fluid instabilities of these superluminous events in 3-D is very complex and requires a lot of computing power, which is why no one has done it before.

Fluid instabilities occur all around us. For instance, if you have a glass of water and put some dye on top, the surface tension of the water will become unstable and the heavier dye will sink to the bottom. Because two fluids are moving past each other, the physics of this instability cannot be captured in one dimension. You need a second or third dimension, perpendicular to height to see all of the instability. At the cosmic scale, fluid instabilities that lead to turbulence and mixing play a critical role in the formation of cosmic objects like galaxies, stars, and supernovae.

"You need to capture physics over a range of scales, from very large to really tiny, in extremely high-resolution to accurately model astrophysical objects like superluminous supernovae. This poses a technical challenge for astrophysicists. We were able to overcome this issue with a new numerical scheme and several million supercomputing hours at NERSC," said Chen.

For this work, the researchers modeled a supernova remnant approximately 15-billion kilometers wide with a dense 10-kilometer wide magnetar inside. In this system, the simulations show that hydrodynamic instabilities form on two scales in the remnant material. One instability is in the hot bubble energized by the magnetar and the other occurs when the young supernova's forward shock plows up against ambient gas.

Turbulent core of magnetar bubble inside the superluminous supernovae. Color coding shows the densities. The magnetar is located at the center of this image. Strong turbulence is caused by the radiation from the central magnetar. Credit: Ken Chen

"Both of these fluid instabilities cause more mixing than would normally occur in a typical supernova event, which has significant consequences for the light curves and spectra of superluminous supernovae. None of this would have been captured in a one-dimensional model," said Chen.

They also found that the magnetar can accelerate calcium and silicon elements that were ejected from the young supernova to velocities of 12,000 kilometers per second, which account for their broadened emission lines in spectral observations. And that even energy from weak magnetars can accelerate elements from the iron group, which are located deep in the supernova remnant, to 5,000 to 7,000 kilometers per second, which explains why iron is observed early in core-collapse supernovae events like SN 1987A. This has been a long-standing mystery in astrophysics.

"We were the first ones to accurately model a superluminous supernova system in 3-D because we were fortunate to have access to NERSC supercomputers," said Chen. "This facility is an extremely convenient place to do cutting-edge science."


Iron in the Fire

Now, a new understanding of old observations casts doubt on the massive-star scenario.

Jerkstrand and colleagues began by investigating a series of unidentified emission lines seen in a spectrum taken just over a year after the supernova went off. By trawling through atomic line lists, Jerkstrand’s team was surprised to find that the mystery lines coincided with those produced by neutral iron.

Anders Jerkstrand and colleagues traced previously unidentified emission lines in the spectrum of SN 2006gy to the presence of neutral iron. The red line shows the observed spectrum the black curve shows the theoretical iron spectrum.
MPA

The core-collapse of a massive star doesn’t usually leave much iron behind. But a Type Ia supernova does. This explosive event happens when a white dwarf, the remnant of a less massive star, eats too much and detonates. A Type Ia supernova can leave behind iron in quantities around half the Sun’s mass. (That’s a lot of iron!) Based on the iron emission lines in SN 2006gy’s spectrum, Jerkstrand and colleagues calculated that the event had produced at least a third the Sun’s mass in iron.

But Type Ia supernovae are not anywhere as bright as SN 2006gy was. A detonating white dwarf would have had to convert almost all of its energy into radiation to produce that much light. That can happen, Jerkstrand explains, if the explosion slams into a shell that’s much more massive than the exploding dwarf itself.

So, here’s what the team proposes:

As the white dwarf was siphoning mass off of its giant companion star, the two stars spiraled toward each other. They came so close, in fact, that they shared a common envelope, basically trading gas between them. But that envelope wasn’t stable. As the stars continued to spiral inward, the common envelope was ejected so­me 10 to 200 years before the stellar cores merged and exploded. This scenario explains the connection between the mass ejection and the supernova itself.


SN 2017egm: ‘Heavy Metal’ Superluminous Supernova Discovered in NGC 3191

At a distance of 420 million light-years, the recently-discovered SN 2017egm is the nearest Type I superluminous supernova to date, and the first near the center of a massive spiral galaxy. Its discovery challenges current ideas of how and where such extreme supernovae occur.

SDSS DR14 image of the massive spiral galaxy NGC 3191 the cross-hairs mark the position of SN 2017egm. Image credit: SDSS.

Supernovae are some of the most energetic events in the Universe.

When a massive star runs out of fuel, it can collapse onto itself and create a spectacular explosion that briefly outshines an entire galaxy, dispersing vital elements into space.

Superluminous supernovae are up to 100 times brighter than a typical supernova, but astronomers still don’t know exactly what kinds of stars give rise to their luminosity or what physical processes are involved.

SN 2017egm, also known as Gaia17biu, was discovered by ESA’s Gaia satellite on May 23, 2017, in the spiral galaxy NGC 3191.

The host galaxy lies 420 million light-years away from Earth, making SN 2017egm about three times closer than any other superluminous supernova previously seen.

SN 2017egm was initially classified as a luminous type II supernova.

The classification was later revised by Kavli Institute astronomer Dr. Subo Dong and co-authors, when the follow-up observations with the Nordic Optical Telescope revealed unusual features.

The researchers realized that NGC 3191 was very surprising, as virtually all known superluminous supernovae have been found in dwarf galaxies that are much smaller than spiral galaxies like the Milky Way.

Building on this discovery, a team led by Dr. Matt Nicholl from the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) found that the host galaxy has a high concentration of elements heavier than hydrogen and helium, which astronomers call ‘metals.’

This is the first clear evidence for a metal-rich birthplace for a superluminous supernova.

The dwarf galaxies that usually host superluminous supernovae are known to have a low metal content, which was thought to be an essential ingredient for making these explosions.

“Superluminous supernovae were already the rock stars of the supernova world. We now know that some of them like heavy metal, so to speak, and explode in galaxies like our own Milky Way,” Dr. Nicholl said.

“If one of these went off in our own Galaxy, it would be much brighter than any supernova in recorded human history and would be as bright as the full Moon,” added team member Professor Edo Berger, also of the CfA.

“However, they’re so rare that we probably have to wait several million years to see one.”

The team also found more clues about the nature of SN 2017egm.

“Our study supports the idea that a rapidly spinning, highly magnetized neutron star, called a magnetar, is likely the engine that drives the incredible amount of light generated by these supernovae,” the astronomers said.

“While the brightness of SN 2017egm and the properties of the magnetar that powers it overlap with those of other superluminous supernovae, the amount of mass ejected by SN 2017egm may be lower than the average event.”

“This difference may indicate that the massive star that led to SN 2017egm lost more mass than most superluminous supernova progenitors before exploding. The spin rate of the magnetar may also be slower than average.”

These results show that the amount of metals has at most only a small effect on the properties of a superluminous supernova and the engine driving it.

However, the metal-rich variety occurs at only about 10% of the rate of the metal-poor ones.

The team’s findings will be published in the Astrophysical Journal Letters. The article is also publicly available at arXiv.org.

Matt Nicholl ਅਤੇ ਬਾਕੀ. 2017. The superluminous supernova SN 2017egm in the nearby galaxy NGC 3191: a metal-rich environment can support a typical SLSN evolution. ਏਪੀਜੇਐਲ, accepted for publication arXiv: 1706.08517