উইকিপিডিয়া

টাইপ ১বি ও ১সি সুপারনোভা

টাইপ ১বি ও টাইপ ১সি সুপারনোভা (ইংরেজি: Type Ib and Type Ic) হলো সুপারনোভার এমন এক শ্রেণী যা বৃহৎ নক্ষত্রের নাক্ষত্রিক কেন্দ্র পতনের ফলে ঘটে থাকে। এই ধরনের তারাগুলি হাইড্রোজেনের বহিরাবরণ বিকীর্ণ করে ফেলে অথবা বিচ্যুত করে ফেলে। টাইপ-১এ সুপারনোভার বর্ণালীর সাথে তুলনা করলে এদের সিলিকনের শোষণ রেখায় কমতি দেখা যায়। টাইপ আইবি এর তুলনায় টাইপ আইসি সুপারনোভা তাদের হিলিয়ামের বেশিরভাগ অংশ সহ বেশি পরিমাণে প্রারম্ভিক আবরণ হারায় বলে অনুমান করা হয়। এরা সাধারণত বিচ্যুত কেন্দ্র-পতন সুপারনোভা (stripped core-collapse supernovae) হিসাবে অবিহিত হয়।

চিত্রে এক্স-রে (বাম) এবং দৃশ্যমান আলোয় (ডান) গ্যালাক্সি, এনজিসি ২৭৭০ তে টাইপ ১বি সুপারনোভা এসএন ২০০৮ডি প্রদর্শীত হয়েছে।[১][২] (নাসার চিত্র)[৩]

বর্ণালী সম্পাদনা

যখন কোনও সুপারনোভা পর্যবেক্ষণ করা হয়, তখন এটি মিনকোভস্কি–জুইকি সুপারনোভা শ্রেণিবদ্ধকরণ পদ্ধতিতে এদের বর্ণালীতে দৃশ্যমান শোষণ রেখার উপর ভিত্তি করে শ্রেণীবদ্ধ করা যেতে পারে।[৪] একটি সুপারনোভাকে প্রথমে টাইপ-১ বা টাইপ-২ হিসাবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়, তারপরে আরও স্বতন্ত্র বৈশিষ্ট্যের ভিত্তিতে উপশ্রেণীতে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়। টাইপ -২ সুপারনোভার বিপরীতে,টাইপ-১ প্রধান শ্রেণীর সুপারনোভায় হাইড্রোজেন রেখার অনুপস্থিতি দেখা যায় যেখানে টাইপ -২ সুপারনোভা হাইড্রোজেন রেখা প্রদর্শন করে । টাইপ-১ প্রধান শ্রেণীটিকে টাইপ আইএ, টাইপ আইবি এবং টাইপ আইসি ভাগে বিভক্ত করা হয়।[৫]

টাইপ-১এ সুপারনোভায় ৬৩৫.৫ ন্যানোমিটার তরঙ্গ দৈর্ঘ্যে পৃথক ভাবে আয়নিত সিলিকনের শোষণ রেখার অভাবের কারণে টাইপ-১বি/১সি সুপারনোভাকে টাইপ-১এ থেকে আলাদা করা হয়।[৬] টাইপ-১বি এবং ১সি সুপারনোভা বয়স বৃদ্ধির সাথে সাথে অক্সিজেন, ক্যালসিয়াম এবং ম্যাগনেসিয়ামের মতো উপাদানের রেখাও প্রদর্শন করে। বিপরীতে, টাইপ-১এ এর বর্ণালীতে লোহার রেখা প্রাধান্য পায়। টাইপ-১সি সুপারনোভায় ৫৮৭.৬ ন্যানোমিটার তরঙ্গ দৈর্ঘ্যে হিলিয়ামের রেখার অভাবের কারণে টাইপ-১বি থেকে একে পৃথক করা হয়।[৭]

সৃজন সম্পাদনা

 
চিত্রে, কেন্দ্র পতনের ঠিক আগে, একটি বিশাল, বিবর্তীত তারার পেঁয়াজের মতো স্তরগুলি দেখা যাচ্ছে। (পরিমাপ কৃত নয়)

সুপারনোভায় পরিণত হওয়ার পূর্বে একটি বিশাল বিবর্তিত তারকা পেঁয়াজের ধাঁচ ধারণ করে যেখানে বিভিন্ন উপাদানের স্তরগুলিতে ফিউশন চলতে থাকে। সবথেকে বাইরের স্তরে থাকে হাইড্রোজেন। এর পর যথাক্রমে হিলিয়াম, কার্বন, অক্সিজেন এবং আরও অনেক উপাদান থাকে। তাই যখন হাইড্রোজেনের বাইরের আবরণটি বিকীর্ণ হয়ে যায়, এটি পরবর্তী স্তরটি প্রকাশ করে যেখানে মূলত হিলিয়াম (অন্যান্য উপাদানগুলির সাথে মিশ্রিত) থাকে। এমন ঘটে, যদি বৃহৎ ও খুব উত্তপ্ত তারা তার বিবর্তনের এমন এক পর্যায়ে পৌঁছায় যখন নাক্ষত্রিক বায়ুর কারণে নক্ষত্রের উল্লেখযোগ্য পরিমাণে ভর ক্ষয় হয়। অত্যন্ত বৃহত্তর তারা (২৫ বা ততোধিক সৌর ভর সম্পন্ন) প্রতি বছর 10−5 সৌর ভর হারাতে পারে যা প্রতি ১০০০,০০০ বছরে ১ সৌর ভরের এর সমতুল্য।[৮]

টাইপ ১বি এবং ১সি সুপারনোভা, বৃহৎ নক্ষত্র যারা হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের বাইরের স্তরটি বাতাসের মাধ্যমে বা কোনও সহচরের কাছে স্থানান্তরের মাধ্যমে হারাতে পেরেছে, তাদের কেন্দ্র পতনের কারণে ঘটে বলে ধারণা করা হয়। টাইপ ১বি এবং ১সি-র পূর্বসূরীরা তীব্র নাক্ষত্রিক বায়ুর কারণে বা প্রায় ৩-৪ সৌর ভর☉বিশিষ্ট সহচরদের সাথে মিথস্ক্রিয়ার ফলে তাদের বহি আবরণগুলির অধিকাংশ হারিয়ে ফেলে।[৯][১০] একটি উলফ-র‌্যায়েট তারার ক্ষেত্রে দ্রুত ভর ক্ষয় হতে পারে এবং এই বিশাল বস্তুগুলির বর্ণালীতে হাইড্রোজেনের অভাব প্রত্যক্ষ করা যায়। টাইপ ১বি-এর পূর্বসূরীরা তাদের বহিস্তরের হাইড্রোজেনের বেশিরভাগ উদ্গীর্ণ করে দেয় যেখানে টাইপ ১সি-এর পূর্বসূরীরা হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম উভয় স্তরই হারায়; অন্য কথায়, টাইপ ১সি-এর পূর্বসূরীরা টাইপ ১বি-এর তুলনায় বেশি স্তর হারায় (অর্থাৎ, হিলিয়ামের স্তর)। আবার, টাইপ ১বি এবং ১সি সুপারনোভার পেছনের অন্তর্নিহিত প্রক্রিয়াটি টাইপ-২ সুপারনোভার অনুরূপ। তাই টাইপ ১এ এবং টাইপ-২ এর মধ্যে টাইপ ১বি এবং ১সি কে স্থান দেওয়া হয়েছে। এমন মিলের কারণে টাইপ ১বি এবং ১সি সুপারনোভাকে কখনও কখনও সম্মিলিতভাবে টাইপ ১বিসি সুপারনোভাও বলা হয়।[১১]

কিছু প্রমাণ রয়েছে যে টাইপ ১সি সুপারনোভার একটি ছোট অংশ গামা রশ্মি বিস্ফোরণ (জিআরবি) এর পূর্বসূরী হতে পারে; বিশেষত, টাইপ ১সি সুপারনোভার উচ্চ-বেগের নির্গমনের অনুরূপ প্রশস্ত বর্ণালী রেখাগুলি জিআরবির সাথে দৃড়ভাবে জড়িত বলে মনে করা হয়। বিস্ফোরণের জ্যামিতির উপর নির্ভর করে এটিও অনুমান করা হয় যে, কোনও হাইড্রোজেন-বিচ্যুত টাইপ ১বি বা ১সি সুপারনোভা একটি জিআরবি হতে পারে।[১২] যাইহোক, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করেন যে বেশিরভাগ টাইপ ১বি, এবং সম্ভবত টাইপ ১সি-ও শ্বেত বামনের থার্মোনিউক্লিয়ার পলায়ন নয়। বরং তা বিচ্যুত, বিশাল নক্ষত্রের কেন্দ্র-পতনের ফল।

যেহেতু এগুলি বিরল ও খুব বিশাল তারা কর্তৃক সংঘঠিত হয় তাই টাইপ-২ সুপারনোভার তুলনায় টাইপ ১বি এবং ১সি সুপারনোভা সংঘটনের হার অনেক কম।[১৩] এগুলি সাধারণত নতুন তারার উৎপত্তি স্থলে ঘটে। উপবৃত্তাকার ছায়াপথগুলিতে এরা অত্যন্ত বিরল।[১৪] কার্যসম্পাদন প্রক্রিয়া একই রকম হওয়ায়, টাইপ ১বিসি এবং কতিপয় টাইপ-২ সুপারনোভাকে সম্মিলিতভাবে কেন্দ্র-পতন সুপারনোভা বলা হয়। বিশেষত, টাইপ ১বিসি-কে বিচ্যুত কেন্দ্র-পতন সুপারনোভা হিসাবে উল্লেখ করা যায়।

আলোক বক্ররেখা সম্পাদনা

টাইপ ১বি সুপারনোভার আলোক বক্ররেখা (ঔজ্জ্বল্য বনাম সময়ের লেখ) বিভিন্ন আকারের হয়। তবে, কিছু ক্ষেত্রে প্রায় ১এ সুপারনোভার মতই হতে পারে। টাইপ ১বি সুপারনোভার আলোক বক্ররেখা লাল এবং কম ঔজ্জ্বল্যে সর্বোচ্চ হতে পারে। বর্ণালীর অবলোহিত অংশে, একটি টাইপ ১বি সুপারনোভার আলোক বক্ররেখা টাইপ ২-এল এর আলোক বক্ররেখার অনুরূপ।[১৫] বর্ণালী বক্ররেখায় টাইপ ১সি সুপারনোভার তুলনায় টাইপ ১বি এর পতনের হার সাধারণত ধীর হয়।

টাইপ ১এ সুপারনোভার আলোক বক্ররেখা, মহাজাগতিক দূরত্ব পরিমাপের জন্য কার্যকর। এজন্য যে, তারা প্রমাণ আলোকের মত আচরণ করে। তবে, টাইপ ১বি এবং ১সি সুপারনোভার বর্ণালীর মিলের কারণে, দ্বিতীয়টি সুপারনোভা সমীক্ষায় দূষণের উৎস হতে পারে। তাই দূরত্ব অনুমানের আগে পর্যবেক্ষণ কৃত নমুনাগুলি থেকে সাবধানতার সাথে এদের অপসারণ করতে হয়।[১৬]

আরও দেখুন সম্পাদনা

তথ্যসূত্র সম্পাদনা

  1. ↑ Malesani, D.; ও অন্যান্য (২০০৮)। "Early spectroscopic identification of SN 2008D"। Astrophysical Journal। 692 (2): L84–L87। arXiv:0805.1188  । ডিওআই:10.1088/0004-637X/692/2/L84। বিবকোড:2009ApJ...692L..84M। 
  2. ↑ Soderberg, A. M.; ও অন্যান্য (২০০৮)। "An extremely luminous X-ray outburst at the birth of a supernova"। Nature। 453 (7194): 469–474। arXiv:0802.1712  । ডিওআই:10.1038/nature06997। পিএমআইডি 18497815। বিবকোড:2008Natur.453..469S। 
  3. ↑ Naeye, R.; Gutro, R. (২১ মে ২০০৮)। "NASA's Swift Satellite Catches First Supernova in the Act of Exploding"। NASA/GSFC। সংগ্রহের তারিখ ২০০৮-০৫-২২। 
  4. ↑ da Silva, L. A. L. (১৯৯৩)। "The Classification of Supernovae"। Astrophysics and Space Science। 202 (2): 215–236। ডিওআই:10.1007/BF00626878। বিবকোড:1993Ap&SS.202..215D। 
  5. ↑ Montes, M. (১২ ফেব্রুয়ারি ২০০২)। "Supernova Taxonomy"। Naval Research Laboratory। ১৮ অক্টোবর ২০০৬ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ২০০৬-১১-০৯। 
  6. ↑ Filippenko, A.V. (২০০৪)। "Supernovae and Their Massive Star Progenitors"। The Fate of the Most Massive Stars। 332: 34। arXiv:astro-ph/0412029  । বিবকোড:2005ASPC..332...33F। 
  7. ↑ "Type Ib Supernova Spectra"। COSMOS – The SAO Encyclopedia of Astronomy। Swinburne University of Technology। সংগ্রহের তারিখ ২০১০-০৫-০৫। 
  8. ↑ Dray, L. M.; Tout, C. A.; Karaks, A. I.; Lattanzio, J. C. (২০০৩)। "Chemical enrichment by Wolf-Rayet and asymptotic giant branch stars"। Monthly Notices of the Royal Astronomical Society। 338 (4): 973–989। ডিওআই:10.1046/j.1365-8711.2003.06142.x। বিবকোড:2003MNRAS.338..973D। 
  9. ↑ Pols, O. (২৬ অক্টোবর – ১ নভেম্বর ১৯৯৫)। "Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae"। Proceedings of the Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research। Chiang Mai, Thailand। পৃষ্ঠা 153–158। বিবকোড:1997ASPC..130..153P। 
  10. ↑ Woosley, S. E.; Eastman, R.G. (জুন ২০–৩০, ১৯৯৫)। "Type Ib and Ic Supernovae: Models and Spectra"। Proceedings of the NATO Advanced Study Institute। Begur, Girona, Spain: Kluwer Academic Publishers। পৃষ্ঠা 821। ডিওআই:10.1007/978-94-011-5710-0_51। বিবকোড:1997ASIC..486..821W। 
  11. ↑ Williams, A. J. (১৯৯৭)। "Initial Statistics from the Perth Automated Supernova Search"। Publications of the Astronomical Society of Australia। 14 (2): 208–213। ডিওআই:10.1071/AS97208। বিবকোড:1997PASA...14..208W। 
  12. ↑ Ryder, S. D.; ও অন্যান্য (২০০৪)। "Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?"। Monthly Notices of the Royal Astronomical Society। 349 (3): 1093–1100। arXiv:astro-ph/0401135  । ডিওআই:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x। বিবকোড:2004MNRAS.349.1093R। 
  13. ↑ Sadler, E. M.; Campbell, D. (১৯৯৭)। "A first estimate of the radio supernova rate"। Astronomical Society of Australia। সংগ্রহের তারিখ ২০০৭-০২-০৮। 
  14. ↑ Perets, H. B.; Gal-Yam, A.; Mazzali, P. A.; Arnett, D.; Kagan, D.; Filippenko, A. V.; Li, W.; Arcavi, I.; Cenko, S. B.; Fox, D. B.; Leonard, D. C.; Moon, D.-S.; Sand, D. J.; Soderberg, A. M.; Anderson, J. P.; James, P. A.; Foley, R. J.; Ganeshalingam, M.; Ofek, E. O.; Bildsten, L.; Nelemans, G.; Shen, K. J.; Weinberg, N. N.; Metzger, B. D.; Piro, A. L.; Quataert, E.; Kiewe, M.; Poznanski, D. (২০১০)। "A faint type of supernova from a white dwarf with a helium-rich companion"। Nature। 465 (7296): 322–325। arXiv:0906.2003  । ডিওআই:10.1038/nature09056। পিএমআইডি 20485429। বিবকোড:2010Natur.465..322P।  line feed character in |প্রথমাংশ17= at position 4 (সাহায্য)
  15. ↑ Tsvetkov, D. Yu. (১৯৮৭)। "Light curves of type Ib supernova: SN 1984l in NGC 991"। Soviet Astronomy Letters। 13: 376–378। বিবকোড:1987SvAL...13..376T। 
  16. ↑ Homeier, N. L. (২০০৫)। "The Effect of Type Ibc Contamination in Cosmological Supernova Samples"। The Astrophysical Journal। 620 (1): 12–20। arXiv:astro-ph/0410593  । ডিওআই:10.1086/427060। বিবকোড:2005ApJ...620...12H। 
'https://bn.wikipedia.org/w/index.php?title=টাইপ_১বি_ও_১সি_সুপারনোভা&oldid=7062845' থেকে আনীত