ابرنواختر: تفاوت بین نسخه‌ها
جز (ابر نواختر را به ابرنواختر که قبلاً صفحهٔ تغییرمسیر بود، منتقل کرد: در ویکی‌پدیا این جوری است) |
|
(بدون تفاوت)
| |
نسخهٔ ۲۴ اکتبر ۲۰۱۲، ساعت ۱۷:۳۶
هنگامی که تمام سوخت هسته‌ای یک ستاره با جرم بیشتر از حد چاندراسكار (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 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. 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.
محتویات
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 چاندراسكار
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
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 ثور 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 زحل 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 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
منبع
ویکی پدیافارسی، اخترفیزیک ستاره‌ای جلد اول (نوشته‌ی اریکابوم-ویتنس و ترجمه‌ی دکتر منیڑه رهبر)
