ابرنواختر یا SUPER-NOVA چیست؟

در کائنات ستارگانی که جرم بیشتری دارند در پایان عمر خود دچار واکنشی می شوند که به آن ابر نو اختر یا SUPERNOVA میگویند. یک اَبَر نو اختر زمانی رخ می‌دهد که یک ستارهٔ در حال مرگ، شروع به خاموش شدن می‌کند. آن گاه به‌طور ناگهانی منفجر شده و مقدار بسیار زیادی نور تولید می‌کند و مقادیر حجیمی از مواد تشکیل دهنده خود را به فضا پرتاب میکند. در ادامه با فایل گپ همراه باشید.

star - فایل گپابرنواختران 

ستارگانی که جرم کم یا متوسط دارند، مراحل نهایی زندگی خود را – به صورت غول های سرخ – به آرامی سپری می کنند، اما ستارگان بسیار سنگین تر از خورشید با روشی ظاهرا عجیب به پایان عمر خود میرسند.

به نابودی انفجاری ستاره ابرنواختر گفته میشود، که بسیار نورانی تر از نواختر است و مواد باقیمانده از ستاره را به صورت یک تپ اختر ( پالسار )، یا ستاره نوترونی و یا شاید سیاهچاله برجای می گذارد.

نور زیاد ابرنواختر

هنگامی که آتش ابرنواختر شعله ور می شود، نور ستاره به طور چشم گیر و عجیبی افزایش می یابد که بسیار بیشتر از افزایش نور در مورد نواختر است. در حالی که نواختر حداکثر به درخشندگیی می رسد که آن را به یکی از نورانی ترین ستارگان کهکشان بدل می کن ، ابرنواختر به چنان نورانیتی دست می یابد که با مجموع نورانیت های تمام ستارگان یک کهکشان برابری می کند.

نورانی ترین ابرنواختران مشاهده شده در کهکشانهای دیگر ، گاه چندین بار نورانی تر از کل کهکشان بوده اند. درخشندگی کل یک ابرنواختر تا مقادیری در حدود یک میلیارد برابر نورانیت خورشید می رسد.

منحنی های چشم نواز نور و طیف

در فواصل نزدیک، تنها معدودی ابرنواختر مشاهده شده، اما در کهکشان های دیگر در بخشهای مختلف کیهان ، صدها ابرنواختر عکسبرداری شده و از این مشاهدات ، دانشی درباره ویژگیهای مختلف آنها به دست آمده است. هنگامی که ابرنواختر منفجر می شود نورانیت آن در خلال یک روز یا بیشتر ، به حداکثر می رسد.

طیف نور ابرنواختر بسیار پیچیده است. طیف نور ابرنواختر ، دست کم دو رده مختلف دارد، و هردو این رده ها چنان پیچیدگی هایی دارند که اختر شناسان تاکنون نتوانسته اند از روی شواهد طیفی، ویژگیهای فیزیکی جسم منفجر شونده را دریابند.

تصویری هنری از انفجار یک ستاره - فایل گپ

پس از رسیدن ابرنواختر به حداکثرمیزان خود، طیف نور تغییر می کند و درخشندگی کاهش می یابد. الگوی کاهش درخشندگی در هرکدام از دونوع ابرنواختر متفاوت است.

هنوز تجهیزات نوین اخترشناسی برای رصد ابرنواختری در کهکشان خودمان به کار گرفته نشده اند و از این رو ، تاکنون جزئیات فرایند فوران ابرنواختری از نزدیک مشاهده نشده است.

به همین دلیل است که ما هیچ اطلاعی از درخشندگی های پیش – انفجاری ابرنواختر نداریم و آن ابرنواخترانی که به اندازه کافی نزدیکند که به خوبی مشاهده می شوند، بسیار پیش تر از مشاهدات تلسکوپی منفجر شده اند.

ابرنواختر چیست؟
تصویری از سحابی خرچنگ که به علت انفجار یک ستاره به وجود آمده است

ابرنواختر های دیده شده در تاریخ

نخستین اسناد مربوط به انفجار ابرنواختری در کهکشان ما در سال ۱۰۵۴ میلادی ثبت شده است. اسناد ثبت شده این رویداد به وسیله چینی ها، ژاپنی ها و سرخپوستان آمریکا، همگی نشان می دهند که درخشندگی این اجرام کیهانی به حد کافی زیاد و برای مدتی به هنگام روز نیز قابل مشاهده بوده است.

مکان این جرم در آسمان مطابق است با جرم گسترده و عجیبی که سحابی خرچنگ نامیده میشود، بعدها معلوم شد این جرم ابرگازی عظیمی است که در تمام گستره طیف الکترومغناطیسی، از امواج رادیویی گرفته تا پرتوی X و پرتوهای گاما، انرژی شدیدی منتشر می کند.

ابرنواختر ثبت شده بعدی در کهکشان ما، ابرنواختر تیکو نامیده میشود که در سال ۱۵۷۲ میلادی روی داد و اخترشناس بزرگ، تیکوبراهه بطور گسترده ای آن را مطالعه کرد. این جرم نیز به قدر کافی نورانی بوده و به هنگام روز نیز دیده می شده است. در سال ۱۶۰۴ ، افتخار رصد ابرنواختر سوم در کهکشان ما، نصیب کپلر شد.

این ابرنواختر گرچه از ابرنواختر تیکو کم فروغتر بود اما از هر جسم ستاره ای در آسمان نورانیتر دیده می شد. آن را ابرنواختر کپلر می نامند.

انتظار دیدن ابرنواختر

از مطالعه آمار ابرنواختر ها در کهکشانهای دیگر معلوم شده است که در هر کهکشان ، به طور میانگین در هر سال یک انفجار ابرنواختری روی میدهد. اینکه ما از سال ۱۶۰۴ تا حال ابرنواختری در کهکشان محلی خود ندیده ایم ، به احتمال زیاد، به آمار مربوط می شود و می توان امیدوار بود که در آینده نزدیک احتمالا یکی از این اجرام تماشایی را ببینیم.

ستاره‌شناسان و دانشمندان ناسا نیز عنوان کردند که در ۵۰ سال آینده، شاهد تولد ابرنواختر و مرگ یک ستاره در کهکشان راه شیری، خواهیم بود و این پدیده  با استفاده از تلسکوپ و اشعه مادون قرمز از زمین قابل رؤیت خواهد بود و پس از مدتها آرامش ۴۰۰ ساله کهکشان ما به پایان خواهد رسید.

این تصویر باقی مانده ابرنواختر کپلر میباشد انفجار معروفی که توسط یوهانس کپلر در سال 1604 مشاهده و کشف شد - فایل گپ
این تصویر، باقی مانده ابرنواختر کپلر میباشد، انفجار معروفی که توسط یوهانس کپلر در سال ۱۶۰۴ مشاهده و کشف شد.

بقایای ابرنواختران

ابرنواخترها تابشی از خود برجا می گذارند که قابل مشاهده اند و معمولا در طول موج های رادیویی بسیار واضح دیده می شوند. طیف تابش رادیویی به همان شکل طیف تابش تولید شده در شتاب دهنده های بزرگ است. فیزیکدانها ، از این شتاب دهنده ها در مطالعه ویژگیهای ذرات بنیادی استفاده می کنند.

این ماشینها، سنکروترون نامیده می شوند و تابشی که در سنکروترون به وسیله دسته ای از ذرات ایجاد می شود، تابش سنکروترون نام دارد. نحوه تولید این نور کاملا با نحوه تولید نوری که به طور عادی از اجسام ستاره ای ساطع می شود متفاوت است.

تابش سنکروترون، به جای آن که از حرکت الکترون ها از یک مدار به مدار دیگر در حول هسته اتم تولید شوند ، به توسط الکترون هایی تولید می شوند که با سرعت بسیار زیادی در میدان مغناطیسی می چرخند.

پیش از آنکه تابش سنکروترون شدیدی ایجاد شود، باید سرعت الکترون ها تقریبا به بزرگی سرعت نور برسد و از این رو بدیهی است که تابش های سنکروترون بسیار نورانی حاصل از بقایای ابرنواختر ناشی از رویدادهای بسیار آشوبناک باشند.

ویژگی های رادیویی بقایای ابرنواختر در کهکشان ما اخترشناسان را قادر ساخته است تا از روی تابشهای رادیویی آنها ، دهها عدد از این اجسام را تشخیص دهند.

این تابش ها ، از روی شکل طیف مشخصه خود ، از دیگر منابع رادیویی قابل تمییز هستند. بسیاری از بقایای ابرنواختار ها را تنها می توان از تابش های رادیویی آنها آشکار کرد ، زیرا وجود غبار در سر راه دید ، در بسیاری از موارد ، بخشهای مرعی طیف را تیره می کند. در موارد کمی که شامل سحابی خرچنگ و ابرنواختر ۱۵۷۲ ( نواختر تیکو ) می شود نمودهای اپتیکی از این واقعه کشف شده است.

ابرنواختر چیست؟
این تصاویر سیر تکاملی انفجاری عظیم را در ستاره سرخ V838 نمایش می‌دهند.

مدل های نظری و محاسباتی ابرنواختر

محاسباتی که در مورد سرنوشت ستاره های غول سرخ بسیار پر جرم تر از خورشید صورت گرفته است، علت انفجار های ابرنواختری را مشخص کرده است. معلوم شده که در اواخر فاز غول سرخی، هسته کربنی به آرامی فشرده شده و سرانجام به دمایی بسیار بالا می رسد.

ستاره های کم جرم تر هرگز به چنین دماهایی نمی رسند ، اما در ستاره های پر جرم ، رسیدن به دمایی تا ۶۰۰ میلیون درجه امکانپذیر است. محاسبات و آزماش ها نشان می دهند که اگر چنین دمایی حاصل شود ، کربن هسته ستاره واکنش همجوشی را همانند همجوشی که پیشتر هلیوم و هیدروژن داشتند، آغاز می کند و عناصر بازهم سنگینتری  مانند سیلیسوم و منیزیم پدید می آورد.

سپس، این همجوشی هسته را باز هم داغتر می کند و فشار  تولید شده از این انرژی ، موقتا جلوی انقباض هسته را می گیرد. اما ، پس از دوره ای کوتاه ، کربن هسته تمام می شود و هسته ستاره به دلیل نبودن هیچ منبع تولید فشار رو به بیرون ، دوباره انقباض را شروع می کند. هنگامی که هسته ستاره بیشتر و بیشتر منقبض شد و به دمای باز هم بیشتری رسید، بار دیگر واکنش های هسته ای دیگری ، مانند سوزاندن سیلیسیوم ، می تواند آغاز شود.

این مراحل متوالی ، تا تولید عناصر سنگین متعددی در هسته ستاره ، ادامه می یابند. این فرایند نسبتا سریع روی می دهد و بسته به جرم ستاره در طی تنها چندهزار سال یا کمتر ، سرانجام وقفه ای طبیعی در توالی این مراحل پیش می آید.

دلیل توقف نهایی در عنصرسازی، در ماهیت کاملا خاص عنصر آهن نهفته است. برخلاف سابق ، که عنصر های سبکتر شکل می گرفتند و انرژی آزاد می کردند ، شرکت آهن در چنین واکنش هسته ای انرژی آزاد نمی کند بلکه آن را جذب می کند.

بنابراین هنگامی که آهن شکل می گیرد ، به جای تامین انرژی  بیشتری برای هسته ستاره، انرژی آن را مصرف می کند. از این رو ، آهن عنصر نهایی است و مرحله نهایی را در انقباظ هسته ایجاد میکند.

به سبب نبودن هیچ منبع انرژی، هسته آهنی ستاره ابزاری برای جلوگیری از انقباض بیشتر خود ندارد ، هسته آهنی بر روی خود خراب میشود و این رویداد چنان سریع اتفاق می افتد که در خلال فقط چند ثانیه اندازه آن به ۱۰ تا ۵۰ کیلومتر می رسد.

در این نقطه ، چگالی چنان بالا  و دما چنان افزاینده است که حتی عناصر سنگینتر از آهن نیز می توانند تولید شوند ، اما فقط در لحظه هایی کوتاه. در واقع ، احتمالا به این دلیل است که می بینیم در طبیعت ، عناصر سنگینتر از آهن بسیار کمیاب تر از عناصر سبکتر از آهن هستند. انقباظ هسته در این زمان چنان شدید صورت می گیرد که در پی خود ، ماده را با انرژی بسیار زیادی به فضا پرتاب می کند.

این همان انفجار است که به صورت فوران ابرنواختری می بینیم . مواد پراکنده شده از آن در فضا ، سرانجام باقیمانده ابرنواختر را تشکیل می دهند.

در خلال انفجار ، کسر بزرگی از جرم کل ستاره و شاید نصف آن ، برای همیشه از ستاره دور میشود. این مواد نهایتا در محیط میان ستاره ای پراکنده میشوند و با گاز هیدروژن که فراوان ترین گاز میان ستاره ای است ، درهم می آمیزند.

از روی این شواهد است که اخترشناسان عقیده دارند بیشتر عناصر سنگین تر از هیدروژن و هلیوم در جریان فوران های ابرنواختری شکل گرفته اند. خورشید و زمین، که حاوی مقادیر قابل توجه ای از چنین عناصر سنگینی هستند، آنها را از انفجار های ابرنواختری کسب کرده اند که در دوره ای از تاریخ کهکشان ما اتفاق افتاده اند.

از این رو ، بسیاری از اتم های سازنده زمین در طی رویداد های آشوبناکی که به انفجار ابرنواخترهایی در بیشتر از پنج میلیارد سال پیش انجامیده ، شکل گرفته اند.

اگر به این نوع از مطالب علاقه مند هستید سری به مقالات نجوم در فایل گپ بزنید.