ഹബ്ൾ ദൂരദർശിനി പിടിച്ചെടുത്ത ഒരു നക്ഷത്രസ്ഫോടനത്തിന്റെ വീഡിയോ; നാസ പങ്കുവച്ചത്, സാമൂഹികമാധ്യമങ്ങളിൽ വൈറലായിരിക്കുന്നു. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് എഴുപതു മില്യൻ പ്രകാശവർഷങ്ങൾക്കകലെ തെക്കൻ നക്ഷത്രസമൂഹമായ പപ്പിസിൽ, എൻ.ജി.സി 2525 (NGC2525) എന്ന ഗാലക്സിയിൽ നടന്ന സ്ഫോടനമാണ് ഒരു മുപ്പതു സെക്കന്റ് വീഡിയോ ക്ലിപ്പിലൂടെ ലോകമെമ്പാടും വൈറലായത്.
1791ൽ വില്യം ഹെർഷൽ കണ്ടെത്തിയ സർപ്പിള ഗാലക്സിയാണിത്. ആകാശഗംഗയുടെ പകുതിയോളം വ്യാസം വരുന്നത്. ഒരു ബില്യൻ വർഷങ്ങൾ കൊണ്ട് സൂര്യൻ പുറത്തേക്ക് ഉത്സർജിക്കുന്ന ഊർജ്ജം പുറത്തു വിടുന്ന വലിയൊരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിന്റെ ദൃശ്യം കുറഞ്ഞ സമയത്തേക്കു മാത്രമേ കാണാൻ കഴിയൂ! എസ്.എൻ2018ജി.വി (SN2018gv) എന്നു പേരിട്ടിരിക്കുന്ന സൂപ്പർനോവയുടെ സ്ഫോടനത്തെ ഹബ്ൾ ദൂരദർശിനി പെട്ടെന്നു പിടിച്ചെടുത്തു. 2018 ഫെബ്രുവരി മുതൽ ഈ ഗാലക്സിയും നക്ഷത്രവും ഹബ്ൾ ദൂരദർശിനിയുടെ നിരീക്ഷണപരിധിയിൽ ഉണ്ടായിരുന്നു. ഇപ്പോൾ, ഹബ്ൾ ദൂരദർശിനി പിടിച്ചെടുത്തത് വെള്ളക്കുള്ളന്റെ സ്ഫോടനമായിരുന്നു, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മരണമായിരുന്നു.
ഒരു നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നു
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനവും ജീവിതവും മരണവും മില്യൻ / ബില്യൻ കണക്കിനു വർഷങ്ങളെടുക്കുന്ന പ്രക്രിയകളാണ്. എത്രമാത്രം ദ്രവ്യമാന (mass) ത്തോടെയാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നതെന്ന കാര്യത്തിന് അവയുടെ ജീവിതവഴിയിൽ വലിയ പ്രാധാന്യമുണ്ട്. നക്ഷത്രങ്ങളിലെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ അളവ് അത് ഉത്സർജ്ജിക്കുന്ന ഊർജ്ജത്തിനെയും ഗുരുത്വാകർഷണം കൊണ്ടുള്ള ചുരുങ്ങലിനേയും ആയുസ്സിനേയും അന്തിമവിധിയേയും ഒക്കെ നിശ്ചയിക്കുന്നു. കുറച്ച് പ്രകാശവർഷങ്ങളുടെ നീളത്തിൽ വാതകങ്ങളുടേയും പൊടിയുടേയും ഒരു പടലം (cluster) രൂപം കൊള്ളുന്നതോടെയാണ് നക്ഷത്രജനനപ്രക്രിയ ആരംഭിക്കുന്നത്.
പ്രപഞ്ചചരിത്രമെടുത്താൽ, നക്ഷത്രജനനത്തിന്റെ ആദ്യഘട്ടത്തിൽ ഈ പടലം ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ചേർന്നതായിരിക്കണം. മഹാസ്ഫോടനത്തിനു ശേഷമുള്ള പതിനേഴുമിനുട്ടിലെ അണുകേന്ദ്രസംശ്ലേഷണ (Nuclear synthesis) ത്തിന്റെ തുടർച്ചയിൽ രൂപം കൊണ്ട ഈ വാതകങ്ങൾ ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയുള്ള പടലങ്ങളായി മാറുകയും അതിലെ ദ്രവ്യം ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം വർദ്ധമാനമായ രീതിയിൽ ഉള്ളിലേക്കു ചുരുങ്ങുകയും ഉയർന്ന താപനിലക്കു കാരണമാകുകയും ചെയ്തുവെന്നാണ് കരുതപ്പെടുന്നത്. വളരെ ഉയർന്ന താപനിലകളിലെത്തുമ്പോൾ, അനുയോജ്യമായ സാഹചര്യങ്ങളിൽ അണുകേന്ദ്രസംയോജന (Nuclar Fusion) പ്രക്രിയ ആരംഭിക്കുന്നു. ഈ സംയോജന പ്രതിപ്രവർത്തനമാണ് നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നും ഉത്സർജ്ജിക്കപ്പെടുന്ന ഊർജ്ജത്തിന്റെ സ്രോതസ്സ്.
അണുകേന്ദ്ര സംയോജനപ്രക്രിയ ഒരു സന്തുലിതസ്ഥിതിയിലെത്തുന്നു. നക്ഷത്രം ജനിച്ചിരിക്കുന്നു! ഏതാണ്ട് സൂര്യന്റേതിനു സമാനമായ ദ്രവ്യമാനമുള്ളവ മഞ്ഞ നിറത്തിലോ ചുവന്ന നിറത്തിലോ ഉള്ള ഒരു മുഖ്യശ്രേണി (Main Sequence) നക്ഷത്രമായിരിക്കാം. നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിൽ നടക്കുന്ന അണുകേന്ദ്രസംയോജനപ്രക്രിയയിൽ ഉരുവം കൊള്ളുന്ന ഊർജ്ജം കൊണ്ട് നക്ഷത്രം ജ്വലിക്കുന്നു. ഏറ്റവും ചെറിയ നക്ഷത്രത്തിനു പോലും വ്യാഴഗ്രഹത്തിന്റെ പതിമൂന്നു മടങ്ങ് ദ്രവ്യമാനമുണ്ടായിരിക്കും; അഥവാ, സൗരദ്രവ്യത്തിന്റെ എൺപതു ശതമാനത്തോളം.
ബില്യൻ വർഷം ആയുസ്സുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ
ഹൈഡ്രജന്റെ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ സംയോജിച്ച് ഹീലിയത്തിന്റെ അണുകേന്ദ്രമാകുന്ന പ്രക്രിയയാണ് നക്ഷത്രങ്ങളിലെ അണുകേന്ദ്ര സംയോജന പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ മുഖ്യമായും നടക്കുന്നത്. ഈ രീതിയിൽ, മിക്കവാറും മുഴുവൻ ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയമായി മാറിത്തീരുന്നതു വരെ, ഒരേ വലിപ്പവും താപനിലയും തെളിച്ചവും സംരക്ഷിച്ചു കൊണ്ട് ബില്യൻ വർഷങ്ങളോളം സൂര്യസമാനമായ ഒരു നക്ഷത്രം ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഇന്ധനം അവസാനിക്കാറാകുന്നതോടു കൂടി ഈ സ്ഥിതിയിൽ മാറ്റം വരുന്നു.
നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗം ചുരുങ്ങാനും കൂടുതൽ ചൂടുള്ളതാകാനും തുടങ്ങുന്നു. അവശേഷിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജൻ സംയോജനം വേഗത്തിലാകുന്നു. കൂടുതൽ ഊർജ്ജം പുറത്തേക്ക് ഉത്സർജ്ജിക്കപ്പെടുന്നു. ഇതു മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറംപാളികൾ പുറത്തേക്കു തള്ളപ്പെടുന്നു. പുറംപാളികൾ വികസിക്കുന്നതോടെ അതു തണുക്കുകയും കൂടുതലായി ചുവന്ന നിറത്തിലാകുകയും ചെയ്യും. അതൊരു ചുമപ്പുഭീമനാ (Red Giant)യി മാറിത്തീരുന്നു.
ഈ സ്ഥിതിയിൽ ഒരു ബില്യൻ വർഷത്തോളം നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു നിലനിൽക്കാൻ കഴിയും. ഹൈഡ്രജൻ ഇന്ധനം തീരുന്നതോടെ കേന്ദ്രഭാഗം ചുരുങ്ങി ചെറുതാകുന്നു, ഉയർന്ന താപനിലയിലെത്തുന്നു. ഹീലിയം ഫ്ളാഷ് എന്ന ഘട്ടമാണിത്. വളരെ ഉയർന്ന താപനിലയിൽ ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ സംയോജിക്കുകയും കാർബൺ അണുകേന്ദ്രങ്ങളായി മാറിത്തീരുകയും ചെയ്യും. തുടർന്ന് ഓക്സിജൻ അണുകേന്ദ്രങ്ങളും രൂപം കൊള്ളുന്നു.
ഇന്ധനം തീരുന്നതോടെ നക്ഷത്രം തുടർച്ചയായ സങ്കോചവികാസപ്രക്രിയകൾക്കു വിധേയമാകും. കേന്ദ്രഭാഗം പൂർണ്ണമായും കാർബണും ഓക്സിജനുമായി മാറിത്തീരുമ്പോൾ നക്ഷത്രത്തിന് വളരെ കുറഞ്ഞ അളവിലുള്ള ദ്രവ്യം മാത്രമേ ഇന്ധനമായിട്ടുണ്ടാകൂ. ഇപ്പോൾ, കേന്ദ്രഭാഗം തകരുകയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറന്തോട് വളരെ വേഗത്തിൽ വികസിക്കുകയും ഭീമൻ നക്ഷത്രമായി മാറി അവസാനത്തെ ഊർജ്ജത്തുള്ളിയെവരെ പുറത്തേക്ക് ഉത്സർജിക്കുകയും ചെയ്യും. പ്ലാനറ്ററി നെബുല എന്നാണ് ഇതറിയപ്പെടുന്നത്. സ്വയം പുറത്തെ സ്ഥലത്ത് ലയിക്കുന്നതു വരെ പുറന്തോടിന്റെ വികാസം തുടരും. ഇപ്പോൾ, ഏതാണ്ട് ഭൂമിയുടെ വലിപ്പമുള്ള നഗ്‌നമായ കേന്ദ്രഭാഗം മാത്രം അവശേഷിക്കും. അത് തണുത്തു ചുരുങ്ങി വെള്ളക്കുള്ളനാ (White Dwarf) യി മാറും. അഥവാ വെള്ളക്കുള്ളന്റെ രൂപീകരണത്തിൽ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം എന്ന അവസ്ഥയിലൂടെ കടന്നുപോകുന്നില്ല.
ഇരുമ്പും ചെമ്പും വെള്ളിയും സ്വർണ്ണവും സൃഷ്ടിച്ച സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ
നമ്മുടെ സൂര്യനേക്കാൾ വളരെ ഉയർന്ന ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് മറ്റൊരു ജീവിതകഥയാണ് പറയാനുള്ളത്. കൂടുതൽ ദ്രവ്യമാനമെന്നാൽ കൂടുതൽ ഗുരുത്വാകർഷണം എന്നാണല്ലോ അർത്ഥം. ഇവിടെ ഗുരുത്വാകർഷണസങ്കോചത്തിനു വിധേയമാകുന്ന വാതകത്തിന്റെ അളവ് വളരെ ഉയർന്നതാണ്. ഇത് ഉയർന്ന താപനിലയ്ക്കും ഉയർന്ന അണുകേന്ദ്രസംയോജനനിരക്കിനും ഉയർന്ന ഊർജ്ജോൽസർജ്ജനത്തിനും കാരണമാകുന്നു. വലിയ, ഉയർന്ന ചൂടുള്ള, തിളങ്ങുന്ന നീലനക്ഷത്രത്തെയാണ് ഇതു സൃഷ്ടിക്കുന്നത്. കൂടുതൽ വേഗത്തിൽ ഇന്ധനം ഉപയോഗിച്ചു തീരുന്നതു മൂലം പത്തോ നൂറോ മില്യൻ വർഷങ്ങളേ ഇതിന് ആയുസുള്ളൂ. മഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് ആയുസ്സ് കുറവായിരിക്കുമെന്നർത്ഥം.
ഹൈഡ്രജൻ തീരുന്നതോടെ കേന്ദ്രഭാഗം ചുരുങ്ങുകയും കൂടുതൽ ചൂടു പിടിക്കുകയും ചെയ്യും. കൂടുതൽ ഊർജ്ജം പുറത്തേക്കു വമിക്കും. പുറന്തോടു വികസിച്ച് ഭീമൻ നീലനക്ഷത്ര(Blue Giant)മായിത്തീരും. കേന്ദ്രഭാഗത്ത് ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ സംയോജിച്ച് കാർബൺ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുണ്ടാകുന്നു. തുടർന്നുള്ള സംയോജനപ്രക്രിയകളിൽ ഉയർന്ന അണുസംഖ്യയുള്ള ഓക്സിജൻ, നിയോൺ, സിലിക്കൻ എന്നിങ്ങനെ ഇരുമ്പ് വരെയുള്ള അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ പാളികൾ രൂപം കൊള്ളും.
ഏറ്റവും കേന്ദ്രഭാഗത്ത് ഇരുമ്പിന്റെ അണുകേന്ദ്രങ്ങളായിരിക്കും. ഇരുമ്പിന്റെ രൂപീകരണം തുടർന്നുള്ള സംയോജനപ്രക്രിയയെ തടയുന്ന രൂപത്തിലാണ് പ്രവർത്തിക്കുന്നത്. കേന്ദ്രഭാഗം തണുക്കുന്നതോടെ നക്ഷത്രം വലിയ തകർച്ചക്കു വിധേയമാകും. ഇതാണ് സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. ഈ സ്ഫോടനത്തിൽ വളരെയധികം ഊർജ്ജം പുറത്തേക്കു വമിക്കുന്നുണ്ട്. ഇത് ഉയർന്ന അണുസംഖ്യയുള്ള ചെമ്പ്, വെള്ളി, സ്വർണ്ണം പോലെയുള്ള മൂലകങ്ങളുടെ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ സംശ്ലേഷണത്തിനു കാരണമാകുന്നു. ഭൂമിയിൽ ഇന്നു കാണുന്ന ഇരുമ്പും ചെമ്പും വെള്ളിയും സ്വർണ്ണവുമെല്ലാം പല ബില്യൻ വർഷങ്ങൾക്കു മുന്നേ എവിടെയോ നടന്ന സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ഫലമായി ഉണ്ടായതാണ്.
ഇരുമ്പിനു മകളിൽ അണുസംഖ്യയുള്ള എല്ലാ മൂലകങ്ങളും സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളിൽ സംശ്ലേഷണം ചെയ്യപ്പെട്ടതാണ്. സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം വളരെ തിളക്കമുള്ളതായിരിക്കും. പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഈ രീതിയിലുള്ള സ്ഫോടനം ഒരു അസാധാരണപ്രതിഭാസമല്ല എന്നതാണ് യാഥാർത്ഥ്യം. ചില സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ ഭൂമിയിൽ നിന്നും നഗ്‌നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ടു കാണാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. 1054ൽ ക്രാബ് നെബുല ഗാലക്സിയിലുണ്ടായ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം ഭൂമിയിലെ പല നാഗരികതകളും കണ്ടിട്ടുണ്ടായിരിക്കണം. സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം ഒരു വെള്ളക്കുള്ളനെ അവശേഷിപ്പിക്കുന്നില്ലെന്ന് പെട്ടെന്നു മനസ്സിലാക്കാവുന്നതേയുള്ളൂ.
ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ
സൗരദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 1.4 മടങ്ങിൽ താഴെ വരെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരായിട്ടാണ് മരണം വരിക്കുന്നത്. ഇതിനെ ചന്ദ്രശേഖർ പരിധി എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഈ ഗവേഷണഫലത്തിലെത്തുന്നതിന്നാവശ്യമായ സിദ്ധാന്തരുപീകരണങ്ങളും കലനങ്ങളും നിർവ്വഹിച്ചത് ഇന്ത്യയിൽ ജനിച്ച സുബ്രഹ്മണ്യം ചന്ദ്രശേഖർ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞനായിരുന്നു.
ഉയർന്ന ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, അഥവാ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിനു വിധേയമാകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, സൗരദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 1.4 മടങ്ങിനും 3 മടങ്ങിനും ഇടയിൽ ദ്രവ്യമാനമുള്ളവ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളായി മാറിത്തീരുന്നു. ഉയർന്ന നിരക്കിലുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണച്ചുരുങ്ങലിന്റെ ഫലമെന്നോണം ഇലക്ട്രോണുകൾ അണുകേന്ദ്രങ്ങളിലേക്കു തുളച്ചു കയറുകയും അവ പ്രോട്ടോണുകളുമായി സംയോജിച്ച് ന്യൂട്രോണുകളായി മാറിത്തീരുകയും ചെയ്യുന്നു.
ന്യൂട്രോണുകൾ മാത്രമുള്ള അതീവ സാന്ദ്രതയുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു. ഉയർന്ന കാന്തികമേഖലയുള്ള ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളിലെ ഒരു സ്പൂൺ ദ്രവ്യത്തിന് പത്തു ദശലക്ഷം ടൺ ദ്രവ്യമാനമുണ്ടായിരിക്കും. സൗരദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 3 മടങ്ങിനും മേലെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ ചുരുങ്ങലിൽ ന്യൂട്രോണുകൾ തന്നെയും ഞെരിഞ്ഞു തകരുകയും മുഴുവൻ ദ്രവ്യമാനവും അനന്തസാന്ദ്രതയും പൂജ്യം വ്യാപ്തവുമുള്ള ഏകബിന്ദുവിലേക്കു ചുരുങ്ങിയൊടുങ്ങുകയും ചെയ്യും. തമോഗർത്തങ്ങൾ (Black Holes) എന്നാണ് ഇവ അറിയപ്പെടുന്നത്.
അനന്തസാന്ദ്രത സ്ഥല-കാലങ്ങളിൽ സൃഷ്ടിക്കുന്ന സങ്കോചം ഒരു പ്രകാശരശ്മിയെ പോലും രക്ഷപ്പെടാൻ അനുവദിക്കാത്തതാണ്. എല്ലാറ്റിനേയും അത് ഉള്ളിലേക്കു വലിച്ചു വിഴുങ്ങുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിൽ ധാരാളം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടേയും തമോദ്വാരങ്ങളുടേയും അസ്തിത്വം പരീക്ഷണനിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ ഉറപ്പു വരുത്തിയിട്ടുണ്ട്.
നക്ഷത്രരേണുക്കളാൽ നിർമ്മിക്കപ്പട്ട നമ്മൾ
നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ കേന്ദ്രഭാഗം സങ്കോചിച്ച് വെള്ളക്കുള്ളന്മാരായും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളായും തമോദ്വാരങ്ങളായും മാറിത്തീരുന്ന പ്രക്രിയകളെയാണ് ഇവിടെ വിശദീകരിച്ചത്. കേന്ദ്രഭാഗം ചുരുങ്ങി വെള്ളക്കുള്ളന്മാരാകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിനു വിധേയമാകുന്നില്ലെന്നും പറഞ്ഞു. എന്നാൽ, ഇപ്പോൾ നാസ പുറത്തുവിട്ടിരിക്കുന്ന ചിത്രങ്ങളിലും വീഡിയോയിലുമുള്ള സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടേതാണ്. സൂപ്പർനോവ ഒന്ന് എ (Supernovae Ia) എന്നു പേരിട്ടിരിക്കുന്നു അവയ്ക്ക്. സൂപ്പർനോവ ഒന്ന് എ പരസ്പരം ചുറ്റുന്ന ഒരു യുഗ്മവ്യവസ്ഥ (Binary System) യാണ്. അതിലൊന്ന് വെള്ളക്കുള്ളനായിരിക്കും, അടുത്തത് ഒരു നക്ഷത്രമോ വെള്ളക്കുള്ളനോ ആകാം.
സാധാരണ വെള്ളക്കുള്ളന്മാർ പതുക്കെ പതുക്കെ മങ്ങി നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയാത്തതായി മാറിത്തീരുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. എന്നാൽ, അവയുടെ ഉയർന്ന സാന്ദ്രത അവയെ ശക്തിയുള്ള അണുകേന്ദ്ര സംയോജന ബോംബു (Nuclear Fusion Bombs) കൾക്കു സമാനമാക്കി മാറ്റാൻ സാദ്ധ്യതയുണ്ട്. വെള്ളക്കുള്ളന്മാരെ ഉചിതമായി ജ്വലിപ്പിച്ചാൽ വലിയ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിലേക്ക് അതു നയിക്കപ്പെടും. ഇതിന്നായി വെള്ളക്കുള്ളന്മാർ കൂടുതൽ ദ്രവ്യമാനം കരസ്ഥമാക്കണം.
യുഗ്മവ്യവസ്ഥയിലെ വെള്ളക്കുള്ളൻ അതിന്റെ സഹചാരിയിൽ നിന്നും ദ്രവ്യമാനം കരസ്ഥമാക്കുന്നു. വെള്ളക്കുള്ളന്റെ ദ്രവ്യമാനം സൗരദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 1.4 മടങ്ങ് ആയിത്തീർന്നാൽ വലിയ സ്ഫോടനം നടക്കാം. (രണ്ടു വെള്ളക്കുള്ളന്മാർ കൂട്ടിമുട്ടിയാലും സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം നടക്കാം. ഇതിനു വളരെ കുറഞ്ഞ സംഭാവ്യതയേയുള്ളൂ.) ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിയിലെത്തിയ ദ്രവ്യമാനമുള്ള സൂപ്പർനോവ ഒന്ന് എ യുടെ തെളിച്ചം സുനിശ്ചിതമാണ്. ഇത് സ്റ്റാൻഡേർഡ് കാൻഡിൽ ആയി ഉപയോഗിക്കാവുന്നതാണ്. അതായത്, സൂപ്പർനോവ ഒന്ന് എ സ്ഫോടനങ്ങൾ ഗാലക്സികളിലേക്കും മറ്റുമുള്ള ദൂരത്തെ അളക്കുന്നതിനും മറ്റു കലനങ്ങൾക്കുമുള്ള മാർഗ്ഗത്തെ നിർദ്ദേശിക്കുന്നുണ്ട്. നാസ പുറത്തുവിട്ട ചിത്രങ്ങളിലെ സ്ഫോടനം സൂപ്പർനോവ ഒന്ന് എ വിഭാഗത്തിൽ പെട്ടതാണെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു.
സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ പ്രപഞ്ചത്തിലെ അസാധാരണസംഭവങ്ങളല്ലെങ്കിലും അവ നമ്മളിലുണ്ടാക്കുന്ന ജിജ്ഞാസയും ഉത്സാഹവും അതിന്റെ കാഴ്ച നൽകുന്ന ആനന്ദവും അളവറ്റതാണ്. നമ്മുടെ രക്തത്തിലെ ഇരുമ്പിന്റെ അംശം എത്രയോ ബില്യൻ വർഷങ്ങൾക്കു മുമ്പ് എവിടെയോ നടന്ന ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിന്റെ അവശിഷ്ടമാണെന്നത് ചെറിയ അത്ഭുതമാണോ സൃഷ്ടിക്കുന്നത്? നമ്മളെല്ലാവരും നക്ഷത്രരേണുക്കളാലാണ് നിർമ്മിക്കപ്പട്ടിരിക്കുന്നത്!