O‘ta yangi yulduz

O‘ta yangi yulduz yoki o‘ta yangi yulduz chaqnashi — shunday hodisaki, unda yulduz o‘zining yorqinligini o‘n ming martadan yuz million martagacha (4—8 tartib yoki 10—20 yulduz kattaligiga) keskin oshiradi, so‘ng chaqnash nisbatan sekin so‘nadi. Bu ayrim yulduzlarning evolyutsiyasi yakunida yuzaga keladigan va ulkan miqdordagi energiya ajralishi bilan kechadigan halokatli jarayon natijasidir.

O‘ta yangi yulduzlar hodisa sodir bo‘lib, uning nurlanishi Yerga yetib kelgandan keyingina kuzatiladi. Shu sababli o‘ta yangi yulduzlarning tabiati uzoq vaqt noma’lum bo‘lib qolgan. Hozir bunday chaqnashlarni keltirib chiqaradigan ko‘plab ssenariylar taklif etilgan, asosiy qonuniyatlar esa ancha yaxshi tushunilgan.

Portlashda yulduz tashqi qobig‘idagi moddaning katta qismi yulduzlararo fazoga otiladi. Portlagan yulduz yadrosining qolgan moddasidan esa, odatda, ixcham obyekt — neytron yulduzi hosil bo‘ladi, agar portlashdan oldin yulduzning massasi 8 Quyosh massasidan (M_⊙) ortiq bo‘lgan va kollapsga uchragan yadro qoldig‘i massasi kamida 1,2-1,3 M_⊙ bo‘lsa; yoki qora tuynuk yulduz massasi 40 M_⊙ dan ortiq bo‘lsa (portlashdan keyin qolgan yadro massasi 2-5 M_⊙ dan ortiq). Ular birgalikda o‘ta yangi yulduz qoldig‘ini hosil qiladi.

Ilgari olingan spektrlar va yorqinlik egri chiziqlarini qoldiqlar hamda ehtimoliy ajdod yulduzlar haqidagi tadqiqotlar bilan birga kompleks o‘rganish yanada batafsil modellar tuzish va chaqnash paytida mavjud bo‘lgan sharoitlarni tadqiq qilish imkonini beradi.

Bundan tashqari, chaqnashda otilgan moddaning katta qismi yulduz hayoti davomida kechgan termoyadro sintezi mahsulotlaridan iborat. Aynan o‘ta yangi yulduzlar tufayli butun Koinot, xususan har bir galaktika kimyoviy evolyutsiyani boshdan kechiradi.

Bu nom yorqinligi vaqt o‘tishi bilan sezilarli o‘zgaradigan, ya’ni yangi yulduzlar.

Muayyan o‘ta yangi yulduz nomi SN belgisidan so‘ng kashf etilgan yil va bitta yoki ikkita lotin harfi qo‘shish orqali tuziladi. Joriy yilda kashf etilgan dastlabki 26 ta o‘ta yangi yulduz nomining oxiriga A dan Z gacha bo‘lgan bitta bosh harf qo‘shiladi. Qolgan o‘ta yangi yulduzlarga ikkita kichik harf qo‘yiladi: aa, ab, va hokazo. Tasdiqlanmagan o‘ta yangi yulduzlar PSN (ingl. possible supernova) va osmon koordinatalari bilan quyidagi formatda belgilanadi: Jhhmmssss+ddmmsss.

Umumiy tavsif

O‘ta yangi yulduzlarning zamonaviy tasnifi
Sinf	Kichik sinf			Mexanizm
I Vodorod chiziqlari mavjud emas	6150 to‘lqin uzunligida ionlashgan kremniy (Si II) ning kuchli chiziqlari, Å	Ia Portlashdan keyin hech narsa (hatto mitti yulduz ham) qolmaydi.		Termoyadro portlashi
		Iax Yorqinlik cho‘qqisida Ia turiga qaraganda kamroq nurlanadi. Portlashdan keyin katta tezlik bilan harakatlana boshlaydigan oq mitti yulduz qoladi.		Termoyadro portlashi
	Kremniy chiziqlari kuchsiz yoki mavjud emas	Ib Geliy (He I) chiziqlari mavjud.		Gravitatsion kollaps
	Kremniy chiziqlari kuchsiz yoki mavjud emas	Ic Geliy chiziqlari kuchsiz yoki mavjud emas
II Vodorod chiziqlari mavjud	II-P/L/N Spektr o‘zgarmas	II-P/L Tor chiziqlar yo‘q	II-P Yorqinlik egri chizig‘ida plato mavjud
		II-P/L Tor chiziqlar yo‘q	II-L Yulduz kattaligi vaqt o‘tishi bilan chiziqli ravishda kamayadi
		IIn Tor chiziqlar mavjud
	IIb Spektr vaqt o‘tishi bilan o‘zgarib, Ib turining spektriga o‘xshab qoladi.

Yorqinlik egri chiziqlari

Yorqinlik egri chiziqlari I turdagi juda o‘xshash: 2—3 sutkada keskin o‘sadi, keyin 25—40 sutka davomida sezilarli pasayish (3 yulduz kattaligiga) kuzatiladi va undan so‘ng yulduz kattaligi shkalasida deyarli chiziqli bo‘lgan sekin xiralashish yuz beradi. Mutlaq yulduz kattaligi cho‘qqisining M_B Ia chaqnashlari uchun o‘rtacha qiymati −19,5^m, Ib/c uchun −18^m.

Aksincha, II turdagi o‘ta yangi yulduzlarning yorqinlik egri chiziqlari ancha xilma-xil. Ayrimlariniki I turga o‘xshaydi, biroq chiziqli bosqich boshlanguncha yorqinlik sekinroq va uzoqroq pasayadi. Boshqalarida esa yorqinlik eng yuqori darajaga yetib, 100 sutkagacha shu darajada turadi, keyin keskin pasayib, chiziqli «dum» bosqichiga o‘tadi. Cho‘qqidagi mutlaq yulduz kattaligi −20^m dan −13^m gacha keng oraliqda o‘zgaradi. M_B ning o‘rtacha qiymati IIp uchun −18^m, II-L uchun −17^m.

Spektrlar

Yuqoridagi tasnifda turli xil o‘ta yangi yulduzlarning spektrlariga xos ayrim asosiy belgilar keltirilgan. Endi yuqorida aytilmagan xususiyatlarga to‘xtalamiz. Spektrlarni tushunishni uzoq vaqt qiyinlashtirgan birinchi muhim belgi — asosiy spektral chiziqlarning nihoyatda kengligidir.

II va Ib/c turdagi o‘ta yangi yulduzlar spektrlariga quyidagilar xos:

Yorqinlik cho‘qqisi yaqinida tor yutilish belgilarining va siljimagan tor emissiya komponentlarining mavjudligi.
Ultrabinafsha nurlanishda kuzatiladigan [NIII], [NIV], [CIII], [CIV] chiziqlari.

Chaqnashlar chastotasi

Chaqnashlar chastotasi galaktikadagi yulduzlar soniga yoki oddiy galaktikalar uchun xuddi shu ma’noni anglatuvchi yorqinlikka bog‘liq. Turli turdagi galaktikalarda chaqnash chastotasini ifodalash uchun umumqabul qilingan kattalik — SNu:

1 SNu = \frac{1 SN}{1 0^{10} L_{⊙} (B) \times 100 лет},

bu yerda $L_{⊙} (B)$ — Quyosh yorqinligi B filtridagi qiymatdir. Har xil turdagi chaqnashlar uchun SNu qiymatlari:

Galaktika turi	Ia	Ib/c	II
spiralsimon	0,2	0,25	0,65
elliptik	0,31	yo‘q	yo‘q

Bunda Ib/c va II turdagi o‘ta yangi yulduzlar spiralsimon yenglarda ko‘proq uchraydi.

O‘ta yangi yulduz qoldiqlarini kuzatish

Yosh o‘ta yangi yulduz qoldig‘ining odatiy tuzilishi quyidagicha:

Ehtimoliy ixcham qoldiq; odatda bu pulsar, ammo qora tuynuk.
Tashqi zarba to‘lqini, yulduzlararo modda.
O‘ta yangi yulduzdan otilgan modda ichida tarqaladigan teskari to‘lqin.
Yulduzlararo muhitdagi zich to‘plamlar va o‘ta yangi yulduzning zich otilmalarida tarqaladigan ikkilamchi to‘lqin.

Ular birgalikda quyidagi manzarani hosil qiladi: tashqi zarba to‘lqini fronti ortidagi gaz T_S ≥ 10⁷ K haroratgacha qiziydi va foton energiyasi 0,1—20 keV bo‘lgan rentgen diapazonida nurlanadi. Xuddi shuningdek, teskari to‘lqin fronti ortidagi gaz ikkinchi rentgen nurlanish sohasini hosil qiladi. Kuchli ionlashgan Fe, Si, S va boshqa elementlarning chiziqlari har ikki qatlam nurlanishining issiqlik tabiatini ko‘rsatadi.

Yosh qoldiqning optik nurlanishi ikkilamchi to‘lqin fronti ortidagi gaz to‘plamlarida yuzaga keladi. Ularda tarqalish tezligi yuqoriroq bo‘lgani uchun gaz tezroq soviydi va nurlanish rentgen diapazonidan optik diapazonga o‘tadi. Optik nurlanishning zarba to‘lqinlari bilan bog‘liqligini spektral chiziqlarning nisbiy intensivligi tasdiqlaydi.

Tolalar Kassiopeya A dagi tolalar modda to‘plamlari ikki xil kelib chiqishga ega bo‘lishi mumkinligini ko‘rsatadi. Tezkor tolalar 5000—9000 km/s tezlikda tarqaladi va faqat O, S, Si chiziqlarida nurlanadi, ya’ni ular o‘ta yangi yulduz portlashida hosil bo‘lgan to‘plamlardir. Turg‘un kondensatsiyalar esa 100—400 km/s tezlikka ega, ularda H, N, O ning odatdagi miqdori kuzatiladi. Bular ushbu modda o‘ta yangi yulduz chaqnashidan ancha oldin otilganini va keyinchalik tashqi zarba to‘lqini bilan qiziganini ko‘rsatadi.

Sinxrotron radionurlanishi kuchli magnit maydonidagi relyativistik zarralar hisobiga yuzaga keladi va butun qoldiq uchun asosiy kuzatuv belgisidir. U tashqi hamda teskari to‘lqinlarning oldingi fronti yaqinida joylashadi. Sinxrotron nurlanishi rentgen diapazonida ham kuzatiladi.

Ta’kidlanishicha, o‘ta yangi yulduzlar chaqnashlarining davomiyligi ularning masofasiga bog‘liqligi kuzatiladi^{[manba 983 kundan beri ko‘rsatilmagan]}.

Nazariy tavsif

Kuzatuvlar tahlili

Ia turdagi o‘ta yangi yulduzlarning tabiati boshqa chaqnashlardan farq qiladi. Buni elliptik galaktikalarda Ib/c va II turdagi chaqnashlar kuzatilmasligi aniq ko‘rsatadi. Bunday galaktikalarda gaz va ko‘k yulduzlar kamligi, yulduz hosil bo‘lishi esa 10¹⁰ yil oldin tugagani ma’lum. Demak, barcha katta massali yulduzlar evolyutsiyasini yakunlagan, hali evolyutsiyasini tugatmaganlar orasida esa massasi Quyosh massasidan kam yulduzlargina qolgan. Yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasiga ko‘ra, bunday yulduzlar portlay olmaydi. Demak, massasi 1—2 M_⊙.

Ia/Iax spektrlarida vodorod chiziqlarining yo‘qligi boshlang‘ich yulduz atmosferasida vodorod juda kamligini bildiradi. Otilgan modda massasi ancha katta — taxminan 1 M_⊙ bo‘lib, asosan uglerod, kislorod va boshqa og‘ir elementlardan iborat. Si II chiziqlarining siljishi otilish chog‘ida yadro reaksiyalari faol kechganini ko‘rsatadi. Bularning barchasi ajdod yulduz, ehtimol, uglerod-kislorodli oq mitti ekanini tasdiqlaydi.

Ib/c va II turdagi o‘ta yangi yulduzlarning spiralsimon yenglarga moyilligi ularning ajdodi qisqa umrli O turidagi yulduzlar va massasi 8—10 M_⊙.

Termoyadro portlashi

Kerakli energiyani ajratish usullaridan biri termoyadro yonishida qatnashadigan modda massasining keskin ortishi, ya’ni termoyadro portlashidir. Ammo yakka yulduzlar fizikasi bunga yo‘l qo‘ymaydi. Asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarda jarayonlar muvozanatda kechadi. Shuning uchun barcha modellarda yulduz evolyutsiyasining yakuniy bosqichidagi oq mitti yulduzlar ko‘rib chiqiladi. Biroq oq mitti o‘zi barqaror yulduz bo‘lib, vaziyat faqat Chandrasekar chegarasiga yaqinlashgandagina o‘zgarishi mumkin. Bundan termoyadro portlashi faqat ko‘p yulduzli, ehtimol qo‘shaloq yulduzli.

Bu sxemada portlashda qatnashgan moddaning holati, kimyoviy tarkibi va yakuniy massasiga ta’sir qiladigan ikkita o‘zgaruvchi mavjud.

Birinchisi:

Ikkinchi hamroh oddiy yulduz bo‘lib, undan modda birinchi yulduzga oqib o‘tadi.
Ikkinchi hamroh ham oq mitti bo‘ladi. Bu ssenariy qo‘shaloq degeneratsiya deb ataladi.

Ikkinchisi:

Portlash Chandrasekar chegarasidan oshganda yuz beradi.
Portlash shu chegaraga yetmasdan sodir bo‘ladi.

Ia turdagi o‘ta yangi yulduzlarni hosil qiluvchi barcha ssenariylarga xos umumiy jihat shundaki, portlayotgan mitti yulduz, ehtimol, uglerod-kislorodli bo‘ladi. Markazdan sirtga qarab tarqaladigan portlash yonish to‘lqinida quyidagi reaksiyalar kechadi:

^{12} C +^{16} O \to^{28} Si + γ (Q = 16,76 МэВ),

^{28} Si +^{28} Si \to^{56} Ni + γ (Q = 10,92 МэВ) .

Reaksiyaga kirishgan moddaning massasi portlash energiyasini va shunga muvofiq maksimal yorqinlikni belgilaydi. Agar oq mittining butun massasi reaksiyaga kirishsa, portlashda ajraladigan energiya 2,2·10⁵¹ erg.

Yorqinlik egri chizig‘ining keyingi xatti-harakati asosan quyidagi parchalanish zanjiri bilan belgilanadi:

^{56} Ni \to^{56} Co \to^{56} Fe .

Izotop ⁵⁶Ni beqaror bo‘lib, uning yarim yemirilish davri 6,1 kun. Keyin elektron tutib olish natijasida asosan energiyasi 1,72 MeV bo‘lgan uyg‘ongan holatdagi ⁵⁶Co yadrosi hosil bo‘ladi. Bu sath beqaror, yadro asosiy holatga o‘tganda energiyasi 0,163 MeV dan 1,56 MeV gacha bo‘lgan γ-kvantlar kaskadi chiqariladi. Ushbu kvantlar Kompton sochilishiga uchrab, energiyasi tezda ~100 keV gacha pasayadi. Bunday kvantlar fotoeffekt tufayli modda tomonidan samarali yutilib, uni qizdiradi. Yulduz kengaygani sari undagi modda zichligi va fotonlarning to‘qnashuvlar soni kamayadi, sirt qatlamlari esa nurlanish uchun shaffoflashadi. Nazariy hisob-kitoblarga ko‘ra, bunday holat maksimal yorqinlikka erishilganidan taxminan 20—30 sutka o‘tib yuz beradi.

Boshlanganidan 60 sutka o‘tgach, modda γ-nurlanish uchun shaffof bo‘ladi. Yorqinlik egri chizig‘ida eksponensial pasayish boshlanadi. Bu vaqtga kelib ⁵⁶Ni izotopi allaqachon parchalanib bo‘lgan, energiya esa β-parchalanish ⁵⁶ orqali Co ning ⁵⁶Fe ga aylanishi hisobidan ajraladi (T_1/2 = 77 sutka) bo‘lib, uyg‘onish energiyasi 4,2 MeV.

Yadroning gravitatsion kollapsi

Kerakli energiya ajralishining ikkinchi ssenariysi — yulduz yadrosining kollapsidir. Uning massasi qoldiq — neytron yulduzi massasiga aynan teng bo‘lishi kerak. Odatdagi qiymatlarni qo‘ysak, quyidagini olamiz:

E_{tot} \sim \frac{G M^{2}}{R} \sim 1 0^{53}

erg,

bu yerda M = 1 M_⊙, R = 10 km, G — gravitatsion doimiy. Bunda erkin tushishning xarakterli vaqti:

τ_{ff} \sim \frac{1}{\sqrt{G ρ}} 4 \cdot 1 0^{- 3} \cdot ρ_{12}^{- 0, 5} с,

bu yerda ρ₁₂ — yulduz zichligi, 10¹² g/sm³.

Olingan qiymat qobiqning kinetik energiyasidan ikki tartibga katta. Ajralgan energiyani olib chiqadigan, lekin bir vaqtning o‘zida modda bilan o‘zaro ta’sirlashmaydigan tashuvchi zarur. Bu vazifaga neytrinolar mos keladi.

Ularning hosil bo‘lishi bir nechta jarayon bilan bog‘liq. Yulduz barqarorligining buzilishi va siqilish boshlanishida eng muhim jarayon — neytronlashish:

^{3} He + e^{-} \to^{3} H + ν_{e},

^{4} He + e^{-} \to^{3} H + n + ν_{e},

^{56} Fe + e^{-} \to^{56} Mn + ν_{e} .

Bu reaksiyalarda neytrinolar energiyaning 10 % ini olib ketadi. Sovishda esa asosiy rolni URKA jarayoni (neytrino orqali sovish) bajaradi:

e^{+} + n \to {\tilde{ν}}_{e} + p,

e^{-} + p \to ν_{e} + n .

Proton va neytronlar o‘rnida beqaror izotop hosil qiluvchi atom yadrolari ham qatnashishi mumkin; u izotop beta-parchalanishga:

e^{-} + (A, Z) \to (A, Z - 1) + ν_{e},

(A, Z - 1) \to (A, Z) + e^{-} + {\tilde{ν}}_{e} .

Ushbu jarayonlarning intensivligi siqilish davomida oshib, uni tezlashtiradi. Jarayon neytrinolarning degeneratsiyalangan elektronlarda sochilishi tufayli to‘xtaydi: neytrinolar termallashadi (muhit bilan issiqlik muvozanatiga keladi) va modda ichida tutib qolinadi. Degeneratsiyalangan elektronlarning yetarli konsentratsiyasi quyidagi zichliklarda erishiladi: $ρ_{яд} = 2, 8 \cdot 1 0^{14}$ g/sm³.

zichliklarda erishiladi. Neytronlashish jarayonlari kamida 10¹¹ g/sm³ zichlikda kechishini ta’kidlash kerak; bunday zichlik faqat yulduz yadrosida bo‘ladi. Demak, gidrodinamik muvozanat faqat yadroda buziladi. Tashqi qatlamlar mahalliy gidrodinamik muvozanatda qoladi va kollaps markaziy yadro siqilib, qattiq sirt hosil qilgandan keyingina boshlanadi. Shu sirtdan qaytgan zarba qobiqni tashqariga chiqaradi.

Yosh o‘ta yangi yulduz qoldig‘i modeli

O‘ta yangi yulduz qoldig‘i evolyutsiyasi nazariyasi

O‘ta yangi yulduz qoldig‘i evolyutsiyasining uch bosqichi farqlanadi:

Erkin tarqalish. Yig‘ib olingan modda massasi otilgan modda massasiga tenglashganda yakunlanadi:
$R_{s} = (\frac{3 M_{0}}{4 π ν m_{H} n_{0}}) ≃ 2$ pk, $t = \frac{R_{s}}{V_{s}} ≃ 200$ yil.
Adiabatik kengayish (Sedov bosqichi). Bu bosqichda o‘ta yangi yulduz chaqnashi issiqlik sig‘imi o‘zgarmas muhitdagi kuchli nuqtaviy portlash sifatida qaraladi. Bunga Sedovning Yer atmosferasidagi yadroviy portlashlarda tekshirilgan o‘z-o‘ziga o‘xshash yechimi qo‘llanadi:
$R_{S} = 13, 5 {(\frac{E_{51}}{n_{0}})}^{0, 2} {(\frac{t}{1 0^{4} лет})}^{0, 4}$ pk,

$T_{S} = 1, 5 (\frac{E_{51}}{n_{0}}) \cdot {(\frac{R_{S}}{1 пк})}^{- 3} 1 0^{10}$ K.

Bu bosqich bir necha o‘n ming yil davom etadi^{[ishonchli bo‘lmagan manba]}.
Intensiv nurlanish bosqichi. Front ortidagi harorat radiatsion yo‘qotishlar egri chizig‘ida eng yuqori qiymatga yetganda boshlanadi. Sonli hisoblashlarga ko‘ra, bu quyidagi vaqtda sodir bo‘ladi:
$t_{охл} = 2, 7 E_{51}^{0, 24} n_{0}^{- 0, 52} \cdot 1 0^{4}$ yil.

Tashqi zarba to‘lqinining tegishli radiusi va tezligi:

$R_{охл} = 20 E_{51}^{0}, 29 n_{0}^{- 0, 41}$ pk, $V_{охл} = 280 E_{51}^{0,055} n_{0}^{0,11}$ km/s.

Qobiqning kengayishi qoldiq gazi bosimi yulduzlararo muhitdagi gaz bosimiga tenglashganda to‘xtaydi. Shundan so‘ng qoldiq tartibsiz harakatlanayotgan bulutlar bilan to‘qnashib tarqala boshlaydi. Tarqalib ketish vaqti

t_{max} = 7 E_{51}^{0,32} n_{0}^{0,34} {\tilde{P}}_{0,4}^{- 0,7}

yilga yetadi.

Bu yerda E₅₁ — 10⁵¹ ergga me’yorlashtirilgan energiya ajralishi (1 foe).

Batafsil tavsifni tuzish^[nima?]

O‘ta yangi yulduz qoldiqlarini qidirish…

Ajdod yulduzlarni qidirish…

Ia turdagi o‘ta yangi yulduzlar nazariyasi

Yuqorida bayon qilingan Ia turdagi o‘ta yangi yulduzlar, yuqorida bayon etilgan noaniqliklardan tashqari, portlash mexanizmining o‘zi ham ko‘plab bahslarga sabab bo‘ladi. Ko‘pincha modellar quyidagi guruhlarga bo‘linadi:

bir zumdagi detonatsiya;
kechiktirilgan detonatsiya;
pulsatsiyalanuvchi kechiktirilgan detonatsiya;
turbulent tezkor yonish.

Boshlang‘ich sharoitlarning deyarli har bir kombinatsiyasi uchun ushbu mexanizmlarning turli ko‘rinishlari uchraydi. Ammo taklif etilgan modellar doirasi buning bilan cheklanmaydi. Masalan, ikkita oq mitti bir vaqtda detonatsiyaga uchraydigan modellar ham bor (albatta, bu ikkala komponent evolyutsiyalangan ssenariylardagina mumkin).

Kimyoviy evolyutsiya va yulduzlararo muhitga ta’siri

Koinotning kimyoviy evolyutsiyasi. Atom raqami temirnikidan katta bo‘lgan elementlarning kelib chiqishi

O‘ta yangi yulduzlar portlashlari yulduzlararo muhitni atom raqami He nikidan katta (ya’ni og‘irroq) elementlar bilan boyitadigan asosiy manbadir. Ammo bu elementlarning turli guruhlari va hatto izotoplarini hosil qilgan jarayonlar bir-biridan farq qiladi.

He dan og‘irroq, Fe gacha bo‘lgan deyarli barcha elementlar, masalan, yulduzlarning ichida yoki o‘ta yangi yulduz portlashida p-jarayoni davomida ro‘y beradigan odatiy termoyadro sintezi natijasidir. Shuni ta’kidlash kerakki, juda oz qismi birlamchi nukleosintez.
Barcha ²⁰⁹Bi dan og‘ir elementlar r-jarayoni.
natijasidir. Qolgan elementlarning kelib chiqishi munozarali bo‘lib, ehtimoliy mexanizmlar sifatida s-, r-, ν va rp-jarayonlari.

R-jarayoni

r-jarayoni — og‘irroq yadrolarni yengilroq yadrolardan ketma-ket neytronlarni tutib olish yo‘li bilan hosil qilish jarayoni; u (n,γ)-reaksiyalarda neytron tutib olish sur’ati β⁻-parchalanish tezligidan yuqori bo‘lguncha davom etadi. izotopning. Boshqacha aytganda, neytron tutib olishning o‘rtacha vaqti τ(n,γ) quyidagicha bo‘lishi kerak

τ (n, γ) \approx \frac{1}{n} τ_{β},

bu yerda τ_β — r-jarayoni zanjiridagi yadrolarning o‘rtacha β-parchalanish vaqti. Bu shart neytronlar zichligini cheklaydi, chunki

τ (n, γ) \approx {(ρ \overline{(σ_{n γ}, v_{n})})}^{- 1},

bu yerda $\overline{(σ_{n γ}, v_{n})}$ — (n,γ) reaksiyasi kesimining nishon yadroga nisbatan neytron tezligiga ko‘paytmasi bo‘lib, Maksvell tezliklar taqsimoti bo‘yicha o‘rtachalashtirilgan.

r-jarayoni og‘ir va o‘rtacha yadrolarda sodir bo‘lishi, 0,1 s < τ_β < 100 s bo‘lishini hisobga olsak, n ~ 10 va muhit harorati T = 10⁹K uchun xarakterli zichlikni olamiz:

ρ \approx 2 \cdot 1 0^{17}

neytron/sm³.

Bunday sharoitlar quyida yuzaga keladi:

Zarba to‘lqinida; u geliy va neon qatlamlaridan o‘tib, $^{22} N e +^{4} H e \to^{25} M g +^{1} n$ reaksiyasini zarur neytron konsentratsiyasi bilan yuzaga keltiradi.
O‘ta yangi bosqichiga yaqinlashgan massiv yulduzning markaziy qismida. U yerda ko‘p miqdordagi neytronlar va alfa-zarralar temir fotoparchalanganda $^{56} F e + γ \to 13^{4} H e + 4^{1} n$ evolyutsiyaning yakuniy bosqichida hosil bo‘ladi.

ν-jarayoni

ν-jarayoni — neytrinolarning atom yadrolari bilan o‘zaro ta’sirida yuzaga keladigan nukleosintez jarayoni. Ehtimol, u quyidagi izotoplarning kelib chiqishiga sabab bo‘lgan: ⁷Li, ¹¹B, ¹⁹F, ¹³⁸La va ¹⁸⁰Ta.

Kuzatuvlar tarixi

Qadimgi astronom Gipparxning qo‘zg‘almas yulduzlarga qiziqishiga Pliniy ma’lumotiga ko‘ra o‘ta yangi yulduz kuzatuvi turtki bergan bo‘lishi mumkin. O‘ta yangi yulduz kuzatuvining eng qadimgi ma’lum qaydi SN 185 haqidagi yozuv milodiy 185-yilda xitoy astronomlari tomonidan qoldirilgan. Ma’lum o‘ta yangi yulduzlarning eng yorqini SN 1006 edi. Uni xitoy va arab astronomlari batafsil tasvirlashgan.Yaxshi kuzatilgan SN 1054 portlashi natijasida Qisqichbaqasimon tumanlikni paydo bo‘lgan. SN 1572 va SN 1604 o‘ta yangi yulduzlar oddiy ko‘z bilan ko‘ringan hamda Yevropa astronomiyasi rivojida katta ahamiyat kasb etgan, chunki ular Aristotelning Oy va Quyosh tizimidan tashqaridagi olam o‘zgarmasligi haqidagi g‘oyasiga qarshi dalil sifatida ishlatilgan. Iogann Kepler SN 1604 ni 1604-yil 17-oktabrda kuzata boshlagan. U yorqinligi ortayotgan bosqichda qayd etilgan ikkinchi o‘ta yangi yulduz edi (birinchisi Tixo Brage tomonidan Kassiopeya yulduz turkumida).

Teleskoplar rivojlanishi bilan o‘ta yangi yulduzlarni boshqa galaktikalarda ham kuzatish mumkin bo‘ldi; birinchisi Andromeda S bo‘lib, u Andromeda tumanligida 1885-yilda kuzatilgan. XX asrda o‘ta yangi yulduzlarning har bir turi uchun muvaffaqiyatli modellar ishlab chiqildi va ularning yulduz hosil bo‘lish jarayonidagi roli yaxshiroq tushunildi. 1941-yilda amerikalik astronomlar Rudolf Minkovskiy va Frits Sviki o‘ta yangi yulduzlarning zamonaviy tasnifini yaratdilar.

1960-yillarda astronomlar o‘ta yangi yulduz portlashlarining maksimal yorqinligidan standart sham, ya’ni astronomik masofalar ko‘rsatkichi sifatida foydalanish mumkinligini aniqladilar. Hozir o‘ta yangi yulduzlar kosmologik masofalar haqida muhim ma’lumot beradi. Eng uzoq o‘ta yangi yulduzlar kutilganidan xira bo‘lib chiqdi; zamonaviy qarashlarga ko‘ra, bu Koinot kengayishi tezlashayotganini ko‘rsatadi.

Yozma kuzatuv qaydlari bo‘lmagan o‘ta yangi yulduz portlashlari tarixini tiklash usullari ishlab chiqilgan. Kassiopeya A ning paydo bo‘lish sanasi yorug‘lik aks-sadosi orqali tumanlikdan aniqlangan, RX J0852.0−4622 qoldig‘ining yoshi esa harorat va γ-nurlanish chiqishlarini parchalanishidan kelib chiqqan titan-44 parchalanishidan kelib chiqadi. 2009-yilda Antarktida muzlarida nitratlar topilgan bo‘lib, ular o‘ta yangi yulduz portlashi davriga mos keladi.

1987-yil 23-fevralda Katta Magellan Bulutida, Yerdan 168 ming yorug‘lik yili uzoqlikda SN 1987A o‘ta yangi yulduzi chaqnadi. U teleskop ixtiro qilinganidan buyon kuzatilgan o‘ta yangi yulduzlar orasida Yerga eng yaqini edi. Birinchi marta chaqnashdan kelgan neytrinolar oqimi qayd etildi. Chaqnash astronomik sun’iy yo‘ldoshlar yordamida ultrabinafsha, rentgen va gamma diapazonlarida jadal o‘rganildi. Qoldiq ALMA, «Hubble» va «Chandra» yordamida tadqiq qilindi. Ayrim modellarga ko‘ra chaqnash joyida bo‘lishi kerak bo‘lgan na neytron yulduzi, na qora tuynuk hozirgacha aniqlangan.

2014-yil 22-yanvarda M82 galaktikasida, Katta Ayiq yulduz turkumida joylashgan ushbu galaktikada, SN 2014J deb nomlangan o‘ta yangi yulduz chaqnashi topildi. M82 galaktikasi bizning galaktikamizdan 12 million yorug‘lik yili uzoqda, uning ko‘rinma yulduz kattaligi 9 dan sal kichik. Bu 1987-yildan (SN 1987A dan) buyon Yerga eng yaqin o‘ta yangi yulduzdir.

2018-yil aprelida ingliz olimlari Sautgempton universiteti va Britaniya Qirollik astronomiya jamiyati ingliz olimlari EWASS (Yevropa astronomiya va kosmik tadqiqotlar haftaligi^[ingl.]) konferensiyasida shu paytgacha o‘rganilmagan o‘ta yangi yulduzlarning yangi, uchinchi turi aniqlangan bo‘lishi mumkinligini ma’lum qildilar. Dark Energy Survey Supernova Programme (DES-SN) dasturidagi kuzatuvlarda harorati 10—30 ming K, o‘lchamlari bir necha astronomik birlikdan bir necha yuz astronomik birlikkacha bo‘lgan 72 ta qisqa muddatli chaqnash qayd etildi. Bu kosmik hodisalarning asosiy xususiyati — odatiy o‘ta yangi yulduzlardagi kabi bir necha oy emas, atigi bir necha hafta davom etishidir.

Eng mashhur o‘ta yangi yulduzlar va ularning qoldiqlari

Qisqichbaqasimon tumanlik
SN 1572 o‘ta yangi yulduzi
SN 1604 o‘ta yangi yulduzi (Kepler o‘ta yangi yulduzi)
SN 1987A o‘ta yangi yulduzi
SN 1993J o‘ta yangi yulduzi
SN 2006gy giperyangi yulduzi
G1.9+0.3 o‘ta yangi yulduzi (Galaktikamizdagi ma’lum bo‘lgan eng yosh qoldiq)

Galaktikamizdagi tarixiy (kuzatilgan) o‘ta yangi yulduzlar

O‘ta yangi yulduz	Chaqnash sanasi	Yulduz turkumi	Maks. yorqinlik	Maso- fa (yor. yil)	Chaqnash tu- shi	Ko‘ri- nish davomiy- ligi	Qoldiq	Izohlar
SN 185	185, 7-dekabr	Sentavr	−8	9100	Ia ?	8—20 oy	G315.4-2.3 (RCW 86)	Xitoy yilnomalari: Sentavr Alfasiga yaqin joyda kuzatilgan.
SN 369	369	noma’lum	noma’- lum	noma’- lum	noma’- lum	5 oy	noma’lum	Xitoy yilnomalari: joylashuvi juda noaniq. Agar u galaktika ekvatori yaqinida bo‘lgan bo‘lsa, o‘ta yangi yulduz bo‘lishi ehtimoli katta; aks holda, ehtimol, sekin rivojlanuvchi yangi yulduz bo‘lgan.
SN 386	386	O‘qotar	+1,5	16 000	II ?	2—4 oy	G11.2-0.3	Xitoy yilnomalari
SN 393	393	Chayon	0	34 000	noma’- lum	8 oy	bir nechta nomzod	Xitoy yilnomalari
SN 1006	1006, 1-may	Bo‘ri	−7,5	7200	Ia	18 oy	SNR 1006	Shveysariya rohiblari, arab olimlari va xitoy astronomlari.
SN 1054	1054, 4-iyul	Savr	−6	6300	II	21 oy	Qisqichbaqasimon tumanlik	Yaqin va Uzoq Sharqda (bu hodisa Yevropa matnlarida, Irlandiya monastirlari yilnomalaridagi noaniq ishoralardan tashqari, qayd etilmagan).
SN 1181	1181, avgust	Kassiopeya	−1	8500	noma’- lum	6 oy	Ehtimol, 3C58 (G130.7+3.1)	Parij universiteti professori Aleksandr Nekem asarlari, xitoy va yapon matnlari.
SN 1572	1572, 6-noyabr	Kassiopeya	−4	7500	Ia	16 oy	Tixo o‘ta yangi yulduzining qoldig‘i	Bu hodisa ko‘plab Yevropa manbalarida, jumladan yosh Tixo Brage qaydlarida uchraydi. To‘g‘ri, u chaqnagan yulduzni faqat 11-noyabrda payqagan, ammo uni bir yarim yil kuzatgan va «De Nova Stella» (« Yangi yulduz haqida») kitobini yozgan — bu mavzudagi birinchi astronomik asar.
SN 1604	1604, 9-oktabr	Ilonboqar	−2,5	20000	Ia	18 oy	Kepler o‘ta yangi yulduzining qoldig‘i	17-oktabrdan boshlab uni Iogann Kepler o‘rgangan va kuzatuvlarini alohida kitobda bayon qilgan.
SN 1680	1680, 16-avgust	Kassiopeya	+6	10000	IIb	noma’- lum (bir haftadan oshmagan)	Kassiopeya A o‘ta yangi yulduzining qoldig‘i	Ehtimol, Flemstid va katalogga 3 Kassiopeya.

Adabiyotlar

O‘ta yangi yulduzlar qo‘llanmasi (Handbook of Supernovae) / A. W. Alsabti, P. Murdin (tahrirchilar). — Springer International Publishing, 2017. — 2727 bet — ISBN 978-3-319-21845-8.
Lozinskaya T. A. Galaktikalardagi yulduz portlashlari va yulduz shamoli. — 2-nashr. — Moskva: URSS, 2013. — 216 bet — ISBN 978-5-397-03582-8.

Havolalar

Svetkov D. Yu. O‘ta yangi yulduzlar — o‘ta yangi yulduzlarga oid zamonaviy sharh.
Popov S. B. Ozib ketgan o‘ta gigantlar qanday portlaydi? — II turdagi o‘ta yangi yulduz chaqnashining batafsil modeli.
Levin A. Kosmik bombalar // Ommabop mexanika. — № 8, 2007
Grin D. A., Stivenson R. F. Tarixiy o‘ta yangi yulduzlar // Astronet
O‘ta yorqin o‘ta yangi yulduzlar (superluminous supernovae): Eng uzoq va eng yorqin o‘ta yangi yulduz chaqnashi astronomlarni hayratga soldi // «Vesti.Fan», 2013-yil 23-dekabr
O‘ta yangi yulduzlar chaqnashining Yerdagi hayot evolyutsiyasiga ehtimoliy ta’siri / V. I. Krasovskiy, I. S. Shklovskiy // Fanlar akademiyasi ma’ruzalari, 1957, 116-jild, 2-son, 197—199-betlar.
List of Supernovae, CBAT IAU (ingl.)