تحلیلی بر نظریه های تشکیل ابرنواختر ....[مقاله]
ابر نواختر
ستارگان نواختر
در سال 1592 ، هنگامی که در صورت فلکی ذات الکرسی ستاره جدیدی با روشنی قابل توجه ، مشاهده شد، نجوم اروپایی از خواب طولانی برخاسته بود. تیکو براهه جوان ستاره جدید را به دقت رصد کرد و کتاب نواختران (Denous Stella) را نوشت. بر اساس نام این کتاب است که هر ستاره جدید را نواختر خوانده‌اند.
ابر نواخترها
قابل توجه‌ترین نواختری که پس از اختراع تلسکوپ ظاهر شد ستاره‌ای بود که ارنست هارویک (Ernest Hanwrg) اخترشناس آلمانی ، در سال 1885 در کهکشان امراة المسلسه کشف کرد و به آن نام امراة المسلسه S داده شد. اگر این ستاره کمی روشن بود، با چشم غیر مسلح نیز دیده می‌شد. در آن زمان کسی نمی‌دانست که کهکشان مزبور چقدر دور است یا چقدر بزرگ است. اما پس از نتیجه گیریهای هابل درباره فاصله این کهکشان ، ناگهان روشنایی نواختری که در سال 1885 ظاهر شده بود، اخترشناسان را دچار حیرت کرد. این نو اختر می‌بایست 10000 برابر روشن‌تر از نواختران معمولی باشد. این یک ابر نواختر (Super nova) بود.
تفاوت بین یک نواختر و یک ابر نواختر
رفتار فیزیکی ابر نواختران آشکارا با رفتار فیزیکی نواختران متفاوت است و اخترشناسان به بررسی جزئیات طیفهای آنها مشتاقند. اشکال اصلی این است که ابر نواختران کمیاب هستند. به عقیده تسویکی ، در هر هزار سال بطور متوسط سه ابر نواختر در کهکشان ظاهر می‌شود. روشنایی یک ابر نواختر (با قدرمطلقهایی از مرتبه 14- و بطور تصادفی 17-) فقط می‌تواند نتیجه یک انفجار کامل یعنی تکه تکه شدن یک ستاره ، باشد.
زندگی هر ستاره ابر غول دارای بیش از 10 برابر جرم خورشیدی در انفجاری عظیم به نام ابرنواختر پایان می‌یابد. این انفجار آنچنان پر انرژی است که شاید از کهکشان کاملی با میلیاردها ستاره ، درخشنده‌تر شود. شاید تا مدتی از دید ناظر زمینی این ابر نواختر به صورت ستاره تازه و خیلی درخشان به نظر برسد. اگر از این انفجار ، هسته‌ای با 1.4 الی 3 جرم خورشیدی بجای ماند، هسته کوچک می‌شود و ستاره نوترونی تشکیل می‌دهد. اگر جرم هسته از 3 برابر جرم خورشیدی بیشتر باشد، جاذبه آن را وا می‌دارد که بیشتر منقبض شود تا حفره سیاه تشکیل بدهد.
انفجار ابر نواختران
انرژی که از انفجار هر ابر نواختر آزاد می‌شود، می‌تواند دهها هزار سیاره نظیر زمین را ویران کند. همگی ابر نواخترها ویرانگر نیستند، ولی این انفجارها عناصر بوجود آمده در درون ستارگان را در فضای میان ستاره‌ای منتشر می‌کنند تا در آنجا به ستارگان و سیارات تازه تبدیل شوند. اتمهای کربن که بخشی از مولکولهای تشکیل دهنده اکثر غذاها و بدنمان هستند، برای نخستین بار در داخل ستارگان ایجاد شده‌اند.
ابرنواخترهای دور دست
ابرنواخترهای دور دست نشانه‌هایی از تاریخ عالم را موجب می‌شوند. تئوری گرانشی انیشتین به ما می‌گوید که انبساط عالم به آرامی رو به کاهش است. اما دلیل چیست؟ متأسفانه ما نمی‌توانیم برای سالها منتظر بمانیم و دوباره نگاه کنیم. تغییر به شکل نامحسوسی بیش از زندگی یک فرد می‌باشد. اما یک روش جدید هیجان انگیز توسعه یافته است و موجب نتایجی عجیب شده که نظریات ما را درباره جهان بالا و پایین می‌کند!
راز در استفاده از یک تلسکوپ به مثابه یک ماشین زمان است. ما آینده نزدیک را نظاره می‌کنیم؛ گذشته را می‌بینیم؛ زیرا که فواصل در فضا بسیار عظیم هستند، بطوری که می‌تواند میلیونها سال برای رسیدن نور به ما طول بکشد. ما عالم را آنطور که بوده می‌بینیم نه آنطور که هست.
رصد ابرنواخترهای دور دست
اخترشناسان توانایی رصد انفجار ستارگانی که ابر نواختر نامیده می‌شوند را در کهکشانهای دور داشته‌اند. بوسیله اندازه گیری رنگ این ابرنواخترها ما می‌توانیم یگوییم آنها با چه سرعتی از ما دور می‌شوند. و بوسیله اندازه گیری روشنایی آنها می‌توانیم بگوییم که چقدر از ما دور هستند. بوسیله رصد ابرنواخترها در فواصل گوناگون و همینطور زمانهای گوناگون در گذشته ، اخترشناسان می‌توانند یک مدرک شناسایی از اینکه عالم با چه سرعتی در زمانهای دور منبسط می‌شده بسازند. به دور از منظره عادی که عالم به تدریج سرعتش کم می‌شود، نتایج دو گروه از دانشمندان به نظر می‌رسد که انبساط در حال افزایش را نشان می‌دهد. اما چرا؟
یک توضیح این است که فضا خود ممکن است دارای یک شکل از انرژی باشد. نظریه گرانشی انیشتین نشان داد که اگر فضا خودش دارای انرژی باشد، بایستی انبساط عالم با سرعت بالا باشد. اما هیچکس نمی‌داند این شکل جدید رمز آلود انرژی چیست؟
چشم انداز بحث
نتایج ابرنواختر هنوز بحث انگیز هستند. زیرا آنها توضیح دیگری برای اینکه چرا ابرنواخترها بیش از حد دور به نظر می‌رسند هستند. برای مثال بین کهکشانها می‌توانست غبار باشد که نور این ابر نواخترها را کاهش می‌دهد. اما اگر نتایج درست باشند، یک چالش مهم در درک ما از عالم ارائه خواهد کرد.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
تحلیلی بر نظریه های تشکیل ابرنواختر ....
ستاره های بزرگی که زود می میرند
آیا نظریه های موجود درباره شکل گیری انفجارهای ابرنواختری قابل استنادند یا باید درباره آنها تجدیدنظر کرد؟ علل تعدد نظریه برای این پدیده ها کج فهمی علمی است یا ریشه بنیادی دارد؟ اینها پرسش هایی است که سعی داریم در ادامه به آنها پاسخ دهیم.
انفجار های ابرنواختری به دو دسته کلی تقسیم می شود. بیشتر این انفجارها از نوع دوم محسوب می شود که ستاره مادر آنها دارای جرمی بیش از ۸ برابر جرم خورشید ماست. این ستاره ها علاوه بر آنکه زندگی کوتاه تری نسبت به دیگر ستارگان دارند، مراحل تکامل شان نیز با سرعت بیشتری طی می شود و آن هنگام که زمان مرگ شان فرا می رسد، موجب انفجار هسته یی می شود که اخترشناسان را از گوشه و کنار جهان متوجه خود می سازد و فرصتی را برای آزمایش آموخته ها و پیش بینی هایشان، فراهم می کند. وقتی تمام انرژی این ستاره ها به مصرف رسید، هسته شان متلاشی می شود و نیروی گرانش بسیار زیاد هسته، باعث انبساط ستاره و سرانجام انفجار لایه های بیرونی آن می شود و در پایان کارشان، ستاره یی نوترونی یا یک سیاهچاله غول پیکر از خود باقی می گذارد. اما گونه اول از انفجارها که کمتر هم مشاهده می شود، نسبت به انواع دیگر اجداد متفاوتی دارد که معمولاً از یک کوتوله سفید بسیار پیر و دارای ابعادی حدود هسته خورشید ما یا دیگر ستارگان جوان تشکیل می شود. این ابرنواخترها که در بیشتر موارد از عنصرهای کربن و اکسیژن ساخته شده است، در واقع از همجوشی هسته یی هیدروژن و هلیم در روزهای پایانی عمر کوتوله سفید تشکیل می شود. مواد در این کوتوله ها تحت نیروی بسیار بزرگ گرانشی متراکم شده و به حالت فراغلیظ یا انحطاط می رسد که در واقع کوچک ترین حالت مشاهده شده برای یک مجموعه اتم است. در این حالت انرژی کوانتومی ذرات نیز در مقدار کمینه خود قرار می گیرد. در همین رابطه پروفسور «سوبراهمانیان چاندراسخار» (که نام رصدخانه پرتو ایکس ناسا «چاندرا» از نام او گر فته شده است) ثابت کرد که بیشترین فشار متقابل در برابر نیروی گرانش که از طرف الکترون وارد می شود، دارای یک بیشینه است. این حد که بعدها به حد انحطاط چاندراسخار معروف شد، نشان داد که بیشترین جرمی که یک کوتوله سفید می تواند تحمل کند ۴۴/۱ برابر جرم خورشید است و بیشتر کوتوله ها هم جرمی بسیار کمتر یعنی در حدود ۵/۰ الی ۶/۰ برابر جرم خورشید ما را دارند. این حجم عظیم انرژی رفته رفته به عاملی برای از کار افتادن سیستم سوختی ستاره تبدیل شده و در واقع باعث مرگ تدریجی و سرد کوتوله می شود. ولی چیزی که در سیستم های چندتایی کوتوله ها مشاهده شده است، کمی متفاوت است.
اگر یکی از همدم ها به اندازه یی بزرگ باشد که شرایطش به حد چاندراسخار نزدیک شده باشد، دما و چگالی اش با سرعت قابل توجهی افزایش می یابد و باعث جریان یافتن چرخه کربن- کربن می شود. در همین هنگام همدم ستاره که تاکنون تاثیر قابل توجهی در روند زندگی ستاره نداشته است، با تبدیل شدن به یک غول سرخ یا ستاره یی ابرپرجرم، خود را برای مراحل پایانی زندگی آماده می کند و دچار تغییری بنیادی می شود که آینده ستاره را به کلی دستخوش تغییر خواهد کرد. کربن و اکسیژن به عنصرهای سنگین تری مثل سیلیکون، گوگرد، کلسیم، آهن، نیکل و کبالت تبدیل می شوند و همین تعدد عنصرهای تشکیل دهنده، ستاره یی را که به سمت ابرنواختر نوع یک حرکت می کرد، در حد یک ابر عظیم گاز نگه می دارد. نظریه های مختلفی برای آینده این منظومه ها مطرح شده است، اما سرانجام بعد از یک دهه تلاش، جرقه حل این مساله نیز روشن شد.
همان طور که گفتیم ستاره همدم، هیدروژن و احتمالاً هلیم خود را طی جریانی از مواد بین دو جرم به کوتوله سفید منتقل می کند. بعد از گذشت زمانی نسبتاً طولانی، جرم موجود در کوتوله از حد چاندراسخار بیشتر می شود. در همین لحظه جریان مواد قطع شده و کوتوله با انفجار ابرنواختری از نوع یک به زندگی خود پایان می دهد و همدمش نیز ناچار است باقی عمر خود را مثل یک ستاره کوچک و عادی سر کند.
اما در راه دوم، ممکن است فاصله غول ستاره یی ما از آنچه برای تبادل مواد لازم است، بیشتر باشد یا گرانش ستاره به حد کافی بالا باشد که از فرار لایه های سطحی جلوگیری کند. این مشکل حل نشده ماند تا نوامبر سال ۲۰۰۲. در این سال یک کهکشان گمنام در صورت فلکی حوت توجه همگان را به خود جلب کرد. ابرنواختری موسوم به Ic۲۰۰۲ در این صورت فلکی درخشش خود را آغاز کرد و با روشنایی چند برابر ابرنواخترهای معمولی نورافشانی کرد، ولی باز هم از نوع دوم این انفجارها به شمار می آمد. بعد از بررسی طیف آن ستاره در نور مرئی نوار ضخیمی از فلزهای سنگین از قبیل سیلیکون و آهن مشاهده شد. این در حالی بود که تنها عنصرهای کربن و اکسیژن پدیدآورندگان کوتوله ها محسوب می شدند.
«ماریو هاموی» از مرکز تحقیقات کارنگی و همکارش متوجه شدند که همدم این کوتوله ها که غول های معمولی یا از رده Agb هستند، مانند دیگر ستارگان می میرند و بنابراین بعد از مرگ آنها تنها چیزی که باقی می ماند، یک سحابی سیاره نما است و در مرکز این سحابی یک کوتوله سفید ایجاد می شود که باز هم به دور همدم خود می گردد، اما این بار در منظومه یی کوتوله یی. آنان با مقایسه حدس های خود و ابرنواختر Ic۲۰۰۲ دریافتند که همدم این کوتوله ها مانند حالت قبل از دست دادن جرم را شروع می کند و با رسیدن به حد چاندراسخار همان مراحل را طی می کند. بعد از چند سال در سال ۲۰۰۵ ابرنواختر نوع اول مشابهی در کهکشان Ngc۱۳۷۱ روی داد که ۲۰۰۵ki نامیده شد و رصدخانه فضایی ناسا موسوم به سوئیفت (که در سال ۲۰۰۴ آغاز به کار کرده بود) موج بلندی از پرتوهای ایکس و امواج فرابنفش را از آن ابرنواختر آشکار کرد که نشان می داد این ابرنواختر توسط لایه یی از غبارهای هیدروژنی پوشیده شده است. اما چرا در ابرنواختر Ic۲۰۰۲ کوچک ترین نشانه یی از هیدروژن ثبت نشده بود؟ به نظر «اندرو هاول» از دانشگاه تورنتو علت مشاهده نشدن هیدروژن عدم وجود آن نیست. در منظومه های تکی بعد از انفجار، شدت نورهای ساطع شده آن قدر زیاد است که تشخیص عنصرهای محدود در آن غیر ممکن به نظر می رسد، ولی در نمونه ۲۰۰۲ نیز هیدروژن ولو در اشکال مختلف و ابتدایی وجود نداشته است.
بعد از چند وقت عکس هایی توسط «لیوی یو» از دانشگاه آدام ریس منتشر شد که در آن قسمتی از کوتوله توسط همدمش پوشیده شده بود. با توجه به این مشاهده احتمال می رود که ستاره همدم بعد از انفجار، از خود دو هسته باقی بگذارد که هسته اول متعلق به خود ستاره و دومی همان کوتوله یی است که توسط همدمش بلعیده شده است. این دو کوتوله سفید دچار گردشی پایدار و ابدی به دور یکدیگر می شوند و مدتی بعد آنقدر فاصله شان کم می شود که به درون هم فروریزش می کنند و کاملاً ناگهانی از حد پایداری چاندراسخار گذشته و ابرنواختری را به وجود می آورند.
نظریه یی که تاکنون مطرح شد، مورد قبول ترین توجیه موجود برای این پدیده است ولی اگر این موضوع درست باشد، یک تناقض جزیی مطرح می شود. با توجه به مشاهدات، دانشمندان تاکنون بر این باور بودند که درخشش انفجارها به سرعت کاهش می یابد. این مطلب برای جرقه های کوچک و مصنوعی مثل آتش بازی ها یا بمب ها درست است، ولی انفجار های ستاره یی به گونه دیگری ایجاد می شوند. با وجود آنکه انفجارهای ستاره یی خود به خود است، درخششی شدید ایجاد می کند که ضربان اصلی و به عبارت بهتر پالس انفجار، در لحظه های بعدی توسط ابزارهای رادیویی به ثبت می رسد. در نوع ۱a، کربن طی مراحل همجوشی به نیکل ۵۶ تبدیل و بعد از مدت ۱/۶ روز به کبالت ۵۶ تبدیل می شود و ظرف کمتر از دو هفته به قله نورافشانی خود در طول عمرش می رسد. کبالت هم بعد از ۷۷ روز جای خود را به ایزوتوپ ۵۶ آهن می دهد.
کوتوله سفید کربن و اکسیژن که تنها ۶/۰ تا ۷/۰ برابر خورشید جرم داشت و در مرحله نیکل سوزی بود، منفجر شد و تمام شواهد نشان داد که باید جزء انفجارهای نوع ۱a قرار بگیرد، ولی درخشش زیادش پذیرش این موضوع را با مشکل مواجه می کرد. این موضوع در هاله یی از ابهام باقی ماند تا کشف ابرنواختر ۲۰۰۳fg که نه تنها ویژگی های ابرنواختر قبلی را حفظ کرد بلکه انتقال به سرخی معادل ۲۴۴/۰ داشت و از کهکشان ما فقط یک توده مه آلود بود که سه میلیون سال نوری با ما فاصله داشت و جرقه اش هم ۳/۱ اندازه خورشید و دارای طیف نیکل ۵۶ بود.
آیا ممکن است مواد تشکیل دهنده کوتوله طی فرآیند همجوشی جای خود را به نیکل دهند؟ خیر. با توجه به نظریه «هاول» و همکارش «مارک سولیوان» از دانشگاه تورنتو که در واقع گزارشی از شکل گیری ۲۰۰۶fg بود و در نشریه علمی نیچر هم به چاپ رسید، انفجار در رده طیف مرئی و از نوع اول بود که شامل عنصرهای سیلیکون، گوگرد و کلسیم نیز می شد. در عوض اخترشناسان مطمئن اند که انفجار از یک کوتوله سفید با جرمی دو برابر خورشید بود که از حد چاندراسخار نیز ۵۰ درصد پیشی گرفته بود. رصدهای این کوتوله هم نشان داد که با شتابی کمتر از حد معمول منفجر می شود و گرانش بیشتری از کوتوله های سفید معمولی به لایه های خارجی وارد می کند. آیا این ابرنواختر، یک فراچاندراسخار و یک استثناست؟
در ماه آگوست نظریه یی توسط «هاول» و گروهش از جمهوری چک مطرح شد که بلافاصله با جبهه گیری مجامع مهم نجومی به ویژه گردهمایی اخترشناسان مواجه شد. او در نظریه خود حد چاندراسخار را به
۲/۱ برابر جرم خورشید افزایش داد و اثبات کرد که کوتوله سفید ۴/۱ برابر خورشید کاملاً عادی و محتمل است. ولی با وجود اثبات های ظاهراً قابل قبول، پذیرش این امر نامحتمل به نظر می رسید و انقلابی را در ستاره شناسی پی ریزی می کرد.
به گفته «یو وزلی» از دانشگاه سانتا کروز کالیفرنیا و «دانیل کاسن» از جان هاپکینز، ما تا کنون نمونه های بسیاری از ابرنواخترها را بررسی کرده ایم و با رسم جدول، داده ها و احتمالات وجود چنین کوتوله های سفیدی را که از حد ۴/۱ برابر تجاوز کنند، تقریباً منتفی می دانستیم و توانسته بودیم مدلی را برای درخشش های بالا مطرح کنیم ولی قادر به توجیه نیروی کم خروج از مرکز ۲۰۰۳fg نبودیم، در حالی که می دانستیم نیکل۵۶ بیشتر به معنی انفجار بزرگ تر و شتاب بیشتر است.
به هر حال بزرگ ترین سوال مطرح، علت ادامه چرخش کوتوله ها به دور قطب هایشان طی افزایش جرم و تبادل ماده برای رسیدن به دو برابر جرم خورشید است و توجیه منطقی آن توسط تئوری های گوناگون بررسی شده است. حتی اگر تئوری اخیر درست باشد، ممکن است تعریف موجود درباره ابرنواختر و انواع آن مخصوصاً ۱a را به چالش بکشد. البته ممکن است موضوع به این پیچیدگی ها هم نباشد و توجیه بسیار ساده و واحدی نیز وجود داشته باشد.
ترجمه؛ کامبیز خالقی
روزنامه اعتماد
