|
|
(۲۲ نسخهٔ میانی ویرایش شده توسط ۵ کاربر نشان داده نشده) |
سطر ۱: |
سطر ۱: |
− | {{نیازمند منبع}} {{نوشتار خرد}}
| + | [[File:Keplers supernova.jpg|thumb|left|سحابی خرچنگ حاصل انفجار ابرنواختری سال 1054]] |
− | [[پرونده:Keplers_supernova.jpg|thumb|300px|left|تصویر پرتو ایکس دارای چند طول موج از باقیمانده ابرنواختر کپلر]] | |
| | | |
− | هنگامی که تمام سوخت هستهای یک [[ستاره]] با [[جرم]] بیشتر از [[حد چاندراسكار]] (۱٫۴۴ [[جرم]] خورشیدی) به پایان برسد، [[نیرو]]ی [[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 [[الکترون]]ها و [[پروتون]]های مجزا ترکیب شده و [[نوترون]] ها را به وجود میآورند زیرا در آن فشار شدید تنها [[نوترون]] ها میتوانند وجود داشته باشند. سرانجام بخش بیرونی [[ستاره]] منفجر شده و تبدیل به [[سحابی]] ابرنواختری میشود.
| + | <br/>منجمان باستانی متوجه شده بودند که گاهی ستارگان جدید در آسمان نمایان و پس از مدتی دوباره ناپدید میشوند. در قرون وسطی منجمان این ستارگان را نواختر نامیدند، که در لاتین به معنی ستاره نو است. برخی از این ستارگان نو بسیار پرنور بودند، و بعدها ابرنواختر نامیده شدند. سه تا از این ابرنواخترها در دوران تاریخی مشاهده شده است: ابرنواختر تیکو براهه، که در سال ۱۵۷۲ به وقوع پیوست، ابرنواختر کپلر که در سال ۱۶۰۴ بسیار درخشان شد، و یک ابرنواختر که منجمان چینی در سال۱۰۵۴ مشاهده کردند. در محل ابرنواختر چینی، اکنون سحابی خرچنگ را در صورت فلکی ثور مشاهده میکنیم. سحابی خرچنگ هنوز با سرعتهای حدود ۱۴۰۰ کیلومتر در ثانیه در حال انبساط است که نشان میدهد انفجاری عظیم در حدود ۹۰۰ سال قبل رخ داده است.<ref name="multiple1">کتاب اخترفیزیک ستاره ای جلد اول / نوشتهاریکابوم-ویتنس / ترجمهی دکتر منیڑه رهبر </ref> |
| | | |
| + | وقتی فشار در هسته ی ستاره ای که جرم آن 8 برابر یا بیشتر از جرم خورشید است رو به افزایش بگذارد، ستاره مرگ خود را با ادامه دادن دوران تحول خود با استفاده از کربن به عنوان سوخت در کوره هسته ای ستاره و شروع به تولید اتمهای تمامی عناصر دیگر تا آهن که سنگین ترین فلز است، با تاخیر می اندازد. بالاخره هنگامی که فشار در مرکز ستاره از فشار هسته ای قسمت مرکزی فزون تر شود، ستاره طی چند ثانیه روی خودش فروریخته و فرو مینشیند. در نتیجه این فشار بالا درجه حرارت در هسته ستاره ناگهان صدها هزار درجه بالا میرود و یک انفجار نورانی عظیم صورت گرفته و قسمت اعظم مواد ستاره را در همان حال که ستاره به فروپاشی ادامه میدهد به بیرون پرتاب مینماید. این افجار مهیب، انفجار ابرنواختری یا "Super Nova" نامیده میشود. در نتیجه این انفجار هسته ی داخلی تبدیل به جسمی میشود که بسته به جرم ستاره اولیه میتواند یک ستاره نوترونی، پالسار یا یک سیاه چاله باشد.<ref name="multiple2">شگفتیهای جهان / مجموعه مقالات ابراهیم ویکتوری</ref> |
| | | |
− | == ردهبندی ابرنواخترها == | + | == <br/>'''انواع 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 ====
| + | <br/>'''ابرنواختر گونه I:''' |
− | 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 === | + | ابرنواخترهای گونهی I، رایجترین نوع انفجارهای ستارهای هستند. چنین انفجارهایی زمانی رخ میدهند که دو ستاره ی مرده، یعنی [[%DA%A9%D9%88%D8%AA%D9%88%D9%84%D9%87%20%D8%B3%D9%81%DB%8C%D8%AF|کوتوله سفید]]، بهطرز فاجعه باری در هم ادغام شوند. یک کوتولهی سفید در حالت عادی نماینده ی خاموشترین نوع مرگ ستاره است، اما زمانی که دو کوتولهی سفید با یکدیگر ترکیب میشوند آن زمان میتوانند ادغامی انفجاری را بهوجود آورند. این نوع انفجارهای ابرنواختری مشخصهی انرژی بسیار استانداردی دارند؛ ازاینرو، همانند ستارگان متغیر [[%D9%82%DB%8C%D9%81%D8%A7%D9%88%D9%88%D8%B3%DB%8C|قیفاووسی]]، نظم این ابرنواختران، آنها را به شمعهایی استاندارد و ایدئال برای اندازهگیری فواصل کهکشانهای دوردست تبدیل کرده است. منجمان میتوانند با مقایسه ی انرژیهای اندازهگیری شده ی این ابرنواختران با آنچه «روشنایی ذاتی» یا «مطلق» نامیده میشود، فاصلههای این ابرنواختران کشف شده و همچنین کهکشانهای محل استقرارشان را بهدست آورند.<ref> کتاب [[کرانههای کیهان]]/ نوشته پائول هالپرن/ ترجمه حوریه آقانور/ [http://www.hoormazd.com/detail.aspx?content=news&gidview=101&catid=19 انتشارات هورمزد].</ref> |
| | | |
− | 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.
| + | '''ابرنواختر گونه II:'''<br/> |
| | | |
− | === 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 [[درخشندگی|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 == | + | == منبع == |
− | ابرنواخترهای نوع Ia در تمام کهکشانها وجود دارند اما در [[کهکشان مارپیچی#ساختار|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 == | + | <references /> gidview=101 |
− | ابرنواخترهای نوع II در [[کهکشان بیضوی|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 ==
| + | [[Category:اخترفیزیک]] |
− | 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 ==
| |
− | | |
− | 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 [[کهکشان]]ها 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 (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 (سیاره)|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 (میلادی)|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.
| |
− | | |
− | ==جستارهای وابسته ==
| |
− | [[سحابی سیاره نما]]
| |
− | | |
− | [[حد چاندراسكار]]
| |
− | | |
− | [[رده:اخترفیزیک]]
| |
وقتی فشار در هسته ی ستاره ای که جرم آن 8 برابر یا بیشتر از جرم خورشید است رو به افزایش بگذارد، ستاره مرگ خود را با ادامه دادن دوران تحول خود با استفاده از کربن به عنوان سوخت در کوره هسته ای ستاره و شروع به تولید اتمهای تمامی عناصر دیگر تا آهن که سنگین ترین فلز است، با تاخیر می اندازد. بالاخره هنگامی که فشار در مرکز ستاره از فشار هسته ای قسمت مرکزی فزون تر شود، ستاره طی چند ثانیه روی خودش فروریخته و فرو مینشیند. در نتیجه این فشار بالا درجه حرارت در هسته ستاره ناگهان صدها هزار درجه بالا میرود و یک انفجار نورانی عظیم صورت گرفته و قسمت اعظم مواد ستاره را در همان حال که ستاره به فروپاشی ادامه میدهد به بیرون پرتاب مینماید. این افجار مهیب، انفجار ابرنواختری یا "Super Nova" نامیده میشود. در نتیجه این انفجار هسته ی داخلی تبدیل به جسمی میشود که بسته به جرم ستاره اولیه میتواند یک ستاره نوترونی، پالسار یا یک سیاه چاله باشد.<ref name="multiple2">شگفتیهای جهان / مجموعه مقالات ابراهیم ویکتوری</ref>
ابرنواخترهای گونهی I، رایجترین نوع انفجارهای ستارهای هستند. چنین انفجارهایی زمانی رخ میدهند که دو ستاره ی مرده، یعنی کوتوله سفید، بهطرز فاجعه باری در هم ادغام شوند. یک کوتولهی سفید در حالت عادی نماینده ی خاموشترین نوع مرگ ستاره است، اما زمانی که دو کوتولهی سفید با یکدیگر ترکیب میشوند آن زمان میتوانند ادغامی انفجاری را بهوجود آورند. این نوع انفجارهای ابرنواختری مشخصهی انرژی بسیار استانداردی دارند؛ ازاینرو، همانند ستارگان متغیر قیفاووسی، نظم این ابرنواختران، آنها را به شمعهایی استاندارد و ایدئال برای اندازهگیری فواصل کهکشانهای دوردست تبدیل کرده است. منجمان میتوانند با مقایسه ی انرژیهای اندازهگیری شده ی این ابرنواختران با آنچه «روشنایی ذاتی» یا «مطلق» نامیده میشود، فاصلههای این ابرنواختران کشف شده و همچنین کهکشانهای محل استقرارشان را بهدست آورند.<ref> کتاب کرانههای کیهان/ نوشته پائول هالپرن/ ترجمه حوریه آقانور/ انتشارات هورمزد.</ref>