Supernova

Yangi yulduz (PL : yangi yulduz yoki yangi yulduzlar) yulduzning kuchli va yorqin portlashidir . Yangi yulduz massiv yulduzning soʻnggi evolyutsion bosqichlarida yoki oq mitti sharcha yadroviy sintezga qarab harakatlanganda qoʻshilganda sodir boʻladi. Progenitor deb ataladigan asl ob’ekt yo neytron yulduz yoki qora tuynukga qulaydi yoki maʼlum taroq tumanlik hosil qilish uchun butunlay vayron boʻladi. Yangi yulduzning eng yuqori optik yorqinligi bir necha hafta yoki oy davomida soʻnmasdan oldin butun galaktikaning yorugʻligi bilan taqqoslanishi mumkin. Shuningdek qoʻshimcha qilib aytish mumkinki, bu portlash judayam uzoq masofadan koʻrinadi, hamda ancha muddat portlashning asoratlari qoladi. ancha asrlar davomida.

Somon yoʻli gallaktikasida toʻgʻridan-toʻgʻri kuzatilgan soʻnggi yangi yulduz 1604 yilda Keplerning yangi yulduzi boʻlib, u 1572 yilda Tixoning yangi yulduzidan koʻp oʻtmay paydo boʻlgan, ikkalasi ham oddiy koʻz bilan koʻrinardi. Yaqinda yangi yulduzlarning qoldiqlari topildi va boshqa galaktikalarda oʻta yangi yulduzlarning kuzatuvlari shuni koʻrsatadiki, ular Somon yoʻlida har asrda oʻrtacha uch marta uchraydi. Somon yoʻlidagi oʻta yangi yulduzni deyarli zamonaviy astronomik teleskoplar orqali kuzatish mumkin edi. Eng soʻnggi yalangʻoch koʻz oʻta yangi yulduzi SN 1987A boʻlib, u Somon yoʻlining sunʼiy yoʻldoshi boʻlgan Katta Magellan bulutida koʻk supergigant yulduzning portlashi edi.

Nazariy tadqiqotlar shuni koʻrsatadiki, yangi yulduzlarning aksariyati ikkita asosiy mexanizm orqali biri bilan qoʻzgʻatiladi: oq mitti yadroviy sintezning toʻsatdan qayta yonishidan yoki katta yulduz yadrosining toʻsatdan tortishish kuchining tugashidan.

 Oq mitti qayta yonishida ob’ektning harorati yulduzni butunlay buzadigan qochib ketgan yadro sintezini boshlash uchun etarli darajada koʻtariladi. Mumkin boʻlgan sabablar toʻplanish orqali ikkilik hamrohdan materialning toʻplanishi yoki yulduzlar birlashishi .
 Katta yulduzning toʻsatdan portlashi holatida, yulduzning oʻz tortishish kuchiga qarshi turish uchun termoyadroviydan etarli energiya ishlab chiqara olmaganidan soʻng , massiv yulduzning yadrosi toʻsatdan qulashi mumkin, bu yulduz temirni eritishni boshlagandan soʻng sodir boʻlishi kerak, lekin metall sintezining oldingi bosqichida ham sodir boʻlishi mumkin.

Yangi yulduzlar yorugʻlik tezligining bir necha maʼlum boʻlgan tezlikda bir qancha quyosh massasini chiqarib yuborishi mumkin. Bu atrofdagi yulduzlararo muhitga kengayib borayotgan zarba toʻlqinini keltirib chiqaradi, oʻta yangi yulduz qoldigʻi sifatida kuzatilgan kengayib borayotgan gaz va chang qobigʻini supurib tashlaydi. Oʻta yangi yulduzlar yulduzlararo muhitda kisloroddan rubidiygacha boʻlgan elementlarning asosiy manbai hisoblanadi. Oʻta yangi yulduzlarning kengayib borayotgan zarba toʻlqinlari yangi yulduzlarning paydo boʻlishiga olib kelishi mumkin. Yangi yulduzlar kosmik nurlarning asosiy manbai hisoblanadi. Ular tortishish toʻlqinlarini ham hosil qilishi mumkin, ammo hozirgacha tortishish toʻlqinlari faqat qora tuynuklar va neytron yulduzlarining birlashishi natijasida aniqlangan.

Etimologiya 
Yangi yulduz soʻzi supernovalar  yoki yangi yulduzlarning koʻplik shakliga ega va koʻpincha SN yoki SNe deb qisqartiriladi. U lotincha nova soʻzidan olingan boʻlib, „yangi“ degan maʼnoni anglatadi, bu vaqtinchalik yangi yorqin yulduzga oʻxshaydi. „Super-“ prefiksini qoʻshish yangi yulduzlarni oddiy yangi yulduzlardan farq qiladi, ular kamroq yorugʻlik qiladi va kamroq umr koʻradi. Yangi yulduz soʻzi1931 yilda astrofizika boʻyicha maʼruzalarda qoʻllashni boshlagan Valter Baade va Fritz Tsviki ishlab chiqqan  Jurnal maqolasida uning birinchi qoʻllanishi keyingi yili Knut Lundmark tomonidan nashr etilgan boʻlib, uni mustaqil ravishda ishlab chiqqan boʻlishi mumkin.

Kuzatish tarixi 
Yulduzning butun tarix bilan solishtiradigan boʻlsak, yangi yulduzning vizual koʻrinishi juda qisqa, baʼzan bir necha oyni qamrab oladi, shuning uchun uni oddiy koʻz bilan kuzatish imkoniyati umrda taxminan bir marta boʻladi. 100 milliardning faqat kichik bir qismi Oddiy galaktikadagi milliard yulduzlar oʻta yangi yulduzga aylanish qobiliyatiga ega, ular faqat yuqori massali va oq mittilarni oʻz ichiga olgan qoʻshaloq yulduzlarning noyob turlari bilan chegaralanadi.

HB9 nomi bilan maʼlum boʻlgan eng erta qayd etilgan oyangi yulduzni Hindiston yarimorolining nomaʼlum tarixdan oldingi odamlari tomonidan koʻrilgan boʻlishi mumkin edi, keyin esa Kashmirning Burzaxama hududidan topilgan va  teng boʻlgan gʻor devorlariga hamda toshlarga oʻyib yozib qoʻyilgan. . Keyinchalik SN 185 xitoylik astronomlar tomonidan milodiy 185 yilda hujjatlashtirilgan. Eng yorqin qayd etilgan oʻta yangi yulduz SN 1006 boʻlib, u milodiy 1006 yilda Lupus yulduz turkumida sodir boʻlgan. Bu voqea Xitoy, Yaponiya, Iroq, Misr va Yevropadagi kuzatuvchilar tomonidan tasvirlangan. Keng kuzatilgan oʻta yangi yulduz SN 1054 Qisqichbaqa tumanligini hosil qildi.

Oddiy koʻz bilan koʻrsa boʻladigan eng soʻnggi Somon yoʻli yangi yulduzlari SN 1572 va SN 1604 Yevvropada astronomiyaning rivojlanishiga sezilarli taʼsir koʻrsatdi, chunki ular Aristotelning Oy va sayyoralar ortidagi koinot borligi haqidagi gʻoyasiga qarshi bahslashish uchun ishlatilgan statik va oʻzgarmas sayyoralar edi. Yoxannes Kepler SN 1604 ni tajribalarining eng yuqori choʻqqisiga chiqqanida eng yuqori choʻqqisida 1604-yil 17-oktabrda kuzatishni boshladi va bir yil oʻtgach, oddiy koʻz bilan koʻrinadigan holga kelguncha uning yorqinligini baholashda davom etdi. Bu Tycho Brahe Kassiopeyada SN 1572 ni kuzatganidan keyin bir avlodda kuzatilgan ikkinchi oʻta yangi yulduz edi.