نجوم

به نام خدا

ابرنواختر

ابرنواَختر (به انگلیسی: supernova) انفجاری ستاره‌ای است که پرانرژی‌تر از یک نواَختر می‌باشد.

هنگامی که تمام سوخت هسته‌ای یک ستاره با جرم بیشتر از حد چاندراسکار (۱٫۴۴ جرم خورشیدی) به پایان برسد، نیروی گرانش برتری یافته و ستاره شروع به انقباض می‌کند. دراین حالت به دلیل عدم وجود فشار کافی داخلی، ستاره شروع به فروریزش می‌کند، برای وقوع یک انفجار ابرنواختری سرعت فروریزش باید بسیار زیاد باشد. فشار روی هسته ستاره سبب فشردگی آن می‌شود که در نتیجهٔ آن الکترون‌ها و پروتون‌های مجزا ترکیب شده و نوترون‌ها را به وجود می‌آورند زیرا در آن فشار شدید تنها نوترون‌ها می‌توانند وجود داشته باشند. سرانجام بخش بیرونی ستاره منفجر شده و تبدیل به سحابی ابرنواختری می‌شود.

رده‌بندی ابرنواخترها

بر پایهٔ نحوهٔ تشکیل

ابرنواخترها بر پایهٔ نحوهٔ تشکیل به دو دستهٔ کلی تقسیم می‌شوند:

گونهٔ اول

گونهٔ اول ابرنواخترها از یک ستاره دوتایی به وجود می‌آیند. در این نوع ابرنواخترها یکی از ستارگان که کوتوله سفید است و بسیار چگال می‌باشد، بر اثر جذب مواد ستارهٔ دیگر به افزایش جرم دچار می‌شود، این افزایش تا جایی ادامه پیدا می‌کند که جرم کوتوله سفید از حد چاندراسکار بگذرد. ابرنواختر هایی از این دست را می‌توان اغلب در ستاره‌های کهن سال جستجو کرد.

گونهٔ دوم

گونه دوم ابرنواخترها، مربوط به ستارگانی با جرم بیشتر است که به شکل طبیعی اتفاق می‌افتد. اساس کار در هر دو نوع ابر نواختر یکسان است و در مراحل تحول و انفجار تفاوتی نمی‌کنند.

حد چاندراسکار

نوشتار اصلی: حد چاندراسکار

جرم یک ستاره کوتوله سفید نمی‌تواند از ۱٫۴۴ جرم خورشیدی، که اکنون با نام حد چاندراسکار شناخته می‌شود، بیشتر باشد. ستاره‌هایی که جرمشان از این حد بیشتر باشد در انتها به ستاره نوترونی و یا سیاهچاله تبدیل می‌شوند.

بر پایهٔ وجود هیدروژن

یک انفجار ستاره‌ای که در آن کل ستاره تحت تاثیر قرار می‌گیرد. به دنبال انفجار درخشندگی ستاره حتا به اندازه ۲۰ قدر می‌تواند درخشان تر شود. ابرنواخترها با توجه به بودن یا نبودن هیدروژن در طیفشان به دو دسته یعنی ابرنواختر نوع یک و نوع دو تقسیم می‌شوند. ابرنواخترهای نوع یک (Type I) نشانی از وجود هیدروژن در طیفشان ندارند در حالیکه ابرنواخترهای نوع دو (Type II) دارند. در حال حاضر می‌دانیم که دلیل اصلی انفجار بودن یا نبودن هیدروژن نیست بنابراین دسته بندیهای جدیدی تعریف شده‌اند. دو مدل برای توجیه انفجار وجود دارد.

در مدل اول، ابرنواخترهای با هسته رمبنده می‌باشند که در حقیقت ستاره‌های پرجرمی هستند که سوخت هسته‌ای درونشان به اتمام رسیده‌است و با توجه به اینکه جرم هسته به ماوراء حد چاندراسکار می‌رسد انقباض هسته تا رسیدن به تبهگنی نوترونی و در واقع تبدیل شدن ستاره به یک ستاره نوترونی ادامه پیدا می‌کند و در نتیجه این وضعیت مواد ستاره در لایه‌های بالایی جو به بیرون پرتاب می‌شوند. در مدل دوم ابرنواختر در ستاره‌های دوتایی بسیار نزدیک رخ می‌دهد که در آن جرم ستاره کوتوله سفید بدلیل جاری شدن مواد از ستاره همدم به سوی آن از حد چاندراسکار بیشتر می‌شود و ستاره کوتوله سفید به حالت انفجار می‌رسد و ابرنواختر به وجود می‌آید.

نوع Ia

ابرنواخترهای نوع Ia در تمام کهکشانها وجود دارند اما در بازوهای مارپیچی کهکشانهای مارپیچی کمتر به چشم می‌خورند. این ابرنواخترها دارای عناصری مانند منیزیم، سیلیکون، گوگرد و کلسیم هستند که در زمان حداکثر نورانیت در طیف آشکار می‌شوند و بعد از گذشتن از حال حداکثر نورانیت با کاهش نور٬ آهن نیز خودنمایی می‌کند. نمودار نور این گونه ابرنواخترها طی حدود دو هفته افزایش نورانیت را نشان می‌دهد و پس از آن با کاهش نورانیت طی چند ماه روبرو می‌شود. تصور براین است که ابرنواخترهای نوع Ia ناشی از انفجار بدلیل انتقال جرم بین ستاره‌ای پیر باعمر زیاد در یک ستاره دوتایی بسیار نزدیک به هم باشند. از آنجایی که درخشندگی این ابرنواخترها زیاد است از آنها برای تخمین فاصله کهکشانهای بسیار دور استفاده می‌شود.

نوع II

ابرنواخترهای نوع II در کهکشانهای بیضوی به چشم نمی‌خورند، اما به جای آن در بازوهای کهکشانهای مارپیچی و گاهی در کهکشانهای نامنظم بچشم می‌خورند. این ابرنواخترها طیف معمولی مانند بقیه ستاره‌ها از خود نشان می‌دهند. منحنی نور این ابرنواخترها طی حدود یک هفته به حداکثر می‌رسد، برای حدود یک ماه تقریباً ثابت می‌ماند، و سپس طی چند هفته ناگهان کاهش می‌یابد و طی چند ماه در همین وضعیت با نور ناچیز باقی می‌ماند. تصور براین است که این گونه ابرنواخترها نتیجهٔ انفجار در هستهٔ یک غول سرخ با یک گسترهٔ پرجرم باشند.

نوع Ib و Ic

ابرنواخترهای نوع Ib و Ic فقط در بازوهای کهکشانهای مارپیچی رخ می‌دهند. هر دو گونه نشانه‌هایی از اکسیژن منیزیم و کلسیم بعد از حداکثر نورانیت در طیفشان دارند. علاوه بر آن ابرنواخترهای گونه Ib در نزدیکی حداکثر نورانیت نشانه‌هایی از وجود هلیم در طیفشان دارند. منحنی نوری هر دو گونه Ib و Ic مانند گونه Ia می‌باشد، ولی با این تفاوت که در زمان حداکثر درخشندگی نور آنها کمتر از نور ابرنواخترهای گونه Ia می‌شود. دو گونهٔ Ib و Ic معمولاً چشمهٔ امواج رادیویی هم می‌باشند، در حالی که ابرنواخترهای Ia دارای چنین خاصیتی نیستند. تصور بر این است که ابرنواخترهای گونه Ib و Ic ناشی از انفجار در ستارگان پرجرمی باشند که محتوای هیدروژنی شان به اتمام رسیده و در گونهٔ Ic محتوای هلیومی نیز به اتمام رسیده باشد.

رویدادهای پس از انفجار

نوشتار اصلی: ستاره نوترونی

به دنبال انفجار ابرنواختری یک ستاره نوترونی به وجود می‌آید که احتمال دارد در مرکز پوششی کروی از ابر باشد که این ابر همان مواد ستاره است که به بیرون پرتاب شده‌اند. این سحابی، باقیمانده ابرنواختری (Supernova remnant) نام دارد. باقیمانده‌های ابرنواختری که یک تپنده در میان آن باشد سحابی باد تپ اختر (Pulsar wind nebula یا به طور مخفف Plerion) نامیده می‌شود.

تعداد ابرنواخترها

آهنگ مشاهدهٔ ابرنواختر در یک کهکشان معمولی در حدود یک ابرنواختر در صد سال است و در کهکشانهایی که از لبه دیده می‌شوند به دلیل غبارهای تیره کننده بسیار کم هستند. در هزاره گذشته تنها پنج ابرنواختر در کهکشان راه شیری مشاهده شده‌اند به علاوهٔ ابرنواختر SN ۱۹۸۷ که در ابر ماژلانی بزرگ روی داد. با آمدن فن آوری سی سی دی به میان اخترشناسان آماتور همواره بر تعداد ابرنواختر هایی که در دیگر کهکشان‌ها کشف می‌شوند افزوده شده‌است. تلسکوپ‌های خودکار نیز که با هدایت رایانه به طور اتوماتیک به عکسبرداری ومقایسهٔ عکس‌ها از هزاران کهکشان طی یک شب می‌پردازند کمک بزرگی به کشف ابرنواخترها کرده‌اند.

ابرنواختر ۱۰۵۴

ابرنواختر سال ۱۰۵۴ به عنوان منشاء سحابی خرچنگ در صورت فلکی گاو توسط ادوین هابل معرفی شده‌است. مانند دو ابرنواختر سال ۱۰۰۶ و ۱۱۸۱ این ابرنواختر نیز توسط ستاره شناسانی از مشرق زمین ثبت شده بود. ستاره شناسانی از چین، شبه جزیره کره، جغرافیای اسلام و اروپا در ثبت این ابرنواخترها سهم داشته‌اند. نشانه‌هایی از ابرنواختر سال ۱۰۵۴ در نقاشی هایی در قاره آمریکا به چشم می‌خورند.

ابرنواخترهای بعد از سده ۱۵

ابرنواختر سال ۱۵۷۲ با دقت توسط تیکو براهه رصد شده‌است. او به ثبت موقعیت و تغییرات درخشندگی آن بطور روزانه پرداخت. او متوجه شد که باوجود گردش زمین هیچ اختلاف منظری وجود ندارد بنابراین این جرم باید ماوراء مدار ماه باشد. حرکت نکردن این جرم طی ۱۸ ماه که ناپدید شد نشان می‌داد که مدار آن باید ماوراء مدار کیوان باشد (در آن زمان دورترین سیاره شناخته شده زحل بود). این مشاهدات آن را در میان بقیه ستارگان آسمان قرار داد. ابرنواختر سال ۱۶۰۴ بانام ستاره کپلر شناخته می‌شود گرچه او اولین نفری نبود که آن را مشاهده می‌کرد. نشانه‌هایی وجود دارد که در سال ۱۶۸۰ نیز ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی وجود داشته‌است. توده ابری بزرگ و در حال گسترش در این منطقه وجود دارد که دارای تابش قوی امواج رادیویی نیز می‌باشد این سحابی با نام ذات‌الکرسی آ شناخته می‌شود. هیچ انفجار نوری از این انفجار گزارش نشده‌است. امکان دارد ستاره قبل از انفجار لایه‌های بیرونی خود را پرتاب کرده باشد یا اینکه انفجار آن ضعیف بوده‌است. جدیدترین ابرنواختر کشف‌شده اس‌ان ۲۰۱۱اف‌ای است.

منشا يكسان ابرنواخترها و فورانهاي پرتو گاما ؟

مرگ يك ستاره 2.6 ميليارد ساله،ارتباط بين فورانهاي پرتو گاما و عموزاده هاي نه چندان دور آنها يعني ابرنواخترها را بيش از پيش بر ملا كرده است.

بر اساس تازه ترين تحقيقات صورت گرفته،فورانهاي پرتو گاما GRB ها كه انرژي زاترين انفجارها پس از انفجار بزرگ (مهبانگ) هستند،نسبت به آنچه اخترشناسان قبلا تصور مي كردند،شباهت بسيار زيادتري به ابرنواخترها و انفجارهاي آسماني ديگر دارند.GRB ها در عرض چند ثانيه،انرژي معادل كل انرژي كه خورشيد در طول عمر خود منتشر مي كند را آزاد مي كنند!

بر اساس نتايج تحقيقات منتشر شده در شماره 13 نوامبر مجله Nature كه نويسنده اصلي آن "ادگو برگر" دانشجوي تحصيلات تكميلي موسسه فناوري كاليفرنيا Caltech است،بنظر مي رسد منشا ابرنواخترهاي نوع Ic،فلاشهاي پرتو ايكس و فورانهاي پرتو گاما،چيزي به نام فروريزنده collapsar باشد.

به علت ناپايداري زياد ستارگان فوق العاده پرجرم،با جرمي بيش از 25 برابر خورشيد،فروريزش اجتناب ناپذير آنها چيزي بيش از سناريوهاي مربوط به ابرنواخترهاي معمولي است؛بنظر مي رسد فروريزي هسته اين ستارگان،بطور همزمان،تداعي كننده انفجار يك ابرنواختر و فوران پرتو گاما(GRB) باشد.به عقيده دانشمندان،اين فروريزش باعث تشكيل يك سياهچاله و نيز صفحه اي داغ و چرخان در اطراف آن مي شود كه باقيمانده انرژي ستاره منفجر شده را بصورت باريكه هاي تابش مي بلعد.

مدل "فروريزنده" Collapsar بسيار مورد توجه ستاره شناسان قرار گرفته است زيرا شباهت مشاهده شده بين ابرنواخترها و فورانهاي پرتو گاما،يعني قرار گرفتن در داخل مناطقي كه اخيرا در آنها ستاره شكل گرفته است،را به خوبي توضيح مي دهد.

به دنبال كشف يك فوران پرتو گاماي ضعيف موسوم به GRB030329 واقع در صورت فلكي اسد در نهم فروردين 1382 توسط ماهواره "كاوشگر منابع موقت پر انرژي"،ستاره شناسان موفق به كشف يك ابرنواختربه نام SN2003dh شدند كه در ميان تابش پرتوهاي گاما مدفون شده بود.بدين ترتيب،ارتباط فوران پرتو گاماي فوق با لاشه بجاي مانده از انفجار يك ستاره پرجرم مشخص شد.

GRB030329 كه در فاصله 2.6 ميليارد سال نوري زمين قرار گرفته،نزديكترين فوران پرتو گامايي است كه تا بحال كشف شده است.با توجه به نزديكي غير منتظره اين GRB،"ادگو برگر" به همراه يك گروه بين المللي از كيهانشناسان با استفاده از رصدخانه راديويي دره اوونزOwens Valley متعلق به موسسه فناوري كاليفرنياCaltech و نيز آرايه بسيار بزرگVLA رصدخانه ملي نجوم راديويي،اين فوران و پس تابش راديويي آن را مورد مطالعه قرار دادند.

بر اساس يافته هاي اين گروه،GRB030329 داراي دو باريكه تابشي مجزا بود:يك باريكه با پهناي 5 درجه كه به سرعت حركت مي كرد و شامل پرتوهاي گاما،ايكس و نور مرئي بود و نيز باريكه اي با پهناي 17 درجه كه داراي حركتي آهسته بود و امواج راديويي و نور مرئي زيادي را با خود حمل مي كرد.اين گروه همچنين دريافت كه مجموع انرژي امواج راديويي و پرتو گاماي آزاد شده از اين دو باريكه،با كل انرژي قويترين فورانهاي پرتو گاما برابر بود! سهم انرژي پرتو گاماي منتشر شده از GRB030329،در مقايسه با امواج راديويي آن بسيار كمتر بود.

اينكه چرا گاهي بخش اعظم انرژي،بصورت امواج باريكتر و گاهي بصورت امواج پهن تر منتشر مي شود همچنان نا معلوم است.گروه برگر هم اكنون به دنبال بررسي اين مطلب هستند كه چنين انفجارهايي،اگر واقعا در اثر فروريزنده ها بوجود مي آيند،چگونه باعث تغيير سهم پرتوهاي گاما،ايكس و امواج راديويي در انرژي كل تابش مي شوند.