ზეახალი ვარსკვლავი

                       ზეახალი ვარსკვლავი

                                       

                                                     კიბორჩხალას ნისლეული

ზეახალი ვარსკვლავი (ლათ. supernova [ˌsuːpərnoʊvə] (მხ. რ.), supernovae [ˌsuːpərnoʊviː] (მრ. რ.), ტერმინი გამოიგონეს ასტრონომებმა — ვალტერ ბაადემ და ფრიც ზვიკიმ 1931 წელს) — ვარსკვლავი, რომლის ბრწყინვალება რამდენიმე წამში იზრდება, დაახლოებით, 20 ვარსკვლავიერი სიდიდით, შემდეგ კი შედარებით ნელა მცირდება და პირვანდელ ნათებასთან საერთო აღარაფერი აქვს. ზეახალი ვარსკვლავის ანთება ბევრად დიდი მასშტაბის მოვლენაა, ვიდრე ახალი ვარსკვლავისა. ანთების მაქსიმუმის დროს ზეახალი ვარსკვლავის ბრწყინვალება, თითქმის, უტოლდება იმ გალაქტიკის ბრწყინვალებას, რომელსაც ეკუთვნის. ამ დროს სპექტრში ჩანს ძალიან განიერი ხაზები. ეს მიუთითებს იმაზე, რომ ვარსკვლავიდან ნივთიერება გამოიტყორცნება 20000 კმ/წმ-მდე სიჩქარით. ზეახალი ვარსკვლავის ანთება იშვიათი მოვლენაა; ცალკეულ გალაქტიკაში, საშუალოდ, საუკუნეში ერთხელ ხდება. მას მერე, რაც XVII საუკუნის დასაწყისი ტელესკოპი გამოიგონეს, ჩვენს გალაქტიკაში ზეახალი ვარსკვლავის ანთება არ შეუნიშნავთ. იმ ადგილებში, სადაც, მატიანეების მიხედვით, ზეახალი ვარსკვლავი აინთო, ამჟამად შეიმჩნევა თავისებური მნათი ნისლეულები, რომლებიც ზეახალი ვარსკვლავის ანთების შედეგადაა წარმოქმნილი. მათგან ყველაზე კარგად შესწავლილია კიბორჩხალისებრი ნისლეული, რომელიც 1054 წელს ანთებული ზეახალი ვარსკვლავის ადგილზე მოჩანს. ამ ზეახალი ვარსკვლავის ნაშთია გამოკვეთილი პულსარი კიბორჩხალისებრ ნისლეულში. ნისლეულის ცენტრალური ნაწილი და პულსარი სპექტრის ვრცელ დიაპაზონში (რადიოდიაპაზონი, რენტგენული დიაპაზონი და სხვა) ასხივებენ. გაფართოების სიჩქარე ამჟამად, დაახლოებით, 1500 კმ/წმ-ია. როგორც ჩვეულებრივ ზეახალი ანთებას ვამჩნევთ პოსფაქტუმს, ანუ როცა მოვლენა მოხდა და მისი გამოსხივებამ მოაღწიამ ჩვენამდე. ის ითვლება ვარსკვლვების ევილუციის ბოლო სტადიად.

იხ.ვიდეოები

როგორც ცნობილია, ვარსკვლავში თერმო ბირთვული რეაქცია მიმდინარეობს. რეაქციის მიმდინარეობასთან ერთად, მასში მონაწილე ნივთიერების რაოდენობა იკლებს და წამოიქმნება წითელი გიგანტი. ამ დროს რეაქციის შედეგად წარმოქმნილი წნევა მცირდება და დგება მომენტი, როცა წითელი გიგანტის შიგნით არსებულ წნევას მისივე მიზიდულობის ძალა გადააჭარბებს ანუ არსებული წონასწორობა ირღვევა. ზედა ფენებში არსებული მატერია „ჩაიქცევა“ და დიდი აჩქარებით დაეცემა ცენტრში არსებულ მატერიას
                            
                                          დომინირებული სცენარი

. ხდება აფეთქება, რის შედეგადაც ვარსკვლავის მატერია დიდი სიჩქარით გაიტყორცნება სივრცეში. ამ მომენტს ზეახალი ვარსკვლავის ანთება (აფეთქება) ჰქვია. დაკვირვებად სამყაროში ეს ერთ-ერთი ყველაზე გრანდიოზული მოვლენაა. აფეთქების ენერგია გამოსხივდება ყველა დიაპაზონში და მთლიანად პროცესი უაღესად მასშტაბურია. გამოსხივების სიმძალვრე ზოგჯერ მთელი გალაქტიკის გამოსხივებასაც კი აღემატება. აფეთქების შედეგად ვარსკვლავს ჩამოსცილდება ზედა ფენები, რჩება მხოლოდ ბირთვი, კომპაქტური ობიექტი, რომლის თვისებებს მხოლოდ მისი მასა და, შესაბამისად, გრავიტაციული ველის ძალა განსაზღვრავს. მასში არსებული მატერია თავისივე გრავიტაციის გამო იკუმშება და მისი სიმკვრივე წარმოუდგენელ სიდიდეს აღწევს.

ზეახალის აფეთქება - წარმოადგენსძირითდ წყაროს ვასკვლავთოშირისი სივრცის  შევსების ქიმ. ელემენტებს ატომური ნომრები მეტად (როგორც ამბობენ მძიმე) He. თუმცა ამ პრიცესბმა განაპირობა ელემენტების ფორმირება და თავისი იზოტოპების ჩათვლით.

თითქმის ყველა მძიმე ელემენტია He დან Fe - შედეგად კლასიკური თერმობირვული სინთეზის შედეგად. მაგალთად

ვარსკვლავების ბირთვებში ან ზეახალვასრკვალვების აეთქების დროს, p - პროცესის დროს თერმობირთვული რექცია როდესაც წარმოიშობა კოლაფსის შედეგად ბირთვებში ზეახალი ვარსკვლავებში და პასუხიმგებელია წარმოშიბის ზოგიერთი მდიდარი პროტონების ატომურ ბირთვებში მძიმე რკინაის..

                                       

       ნარჩენები ზეახალის RCW 103 ნტრონული ვარსკვლავი 1E 161348-5055  ცენტრში

                   
                            მოდელი მექანიზმის გრავიტაციული კოლაფსი