انفجار ابرنواختران

چگونه می شود که برخی از ستاره ها ناگهان منفجر می شوند و گاهی تا معادل (51) 10 اِرگ انرژی رها می کنند که به صورت انرژی حرکتی ماده پرتاب می شود و انرژی همه ی تابشهای الکترومغناطیسی ظاهر می شود؟ ببخشید که با شما از اِرگ ــ و گاهی از سانتیمتر و از گرم ــ حرف می زنم؛ اینها واحدهای اندازه گیری هستند که اختر فیزیکدانان به کار می برند. یک اِرگ برابر با یک ده میلیونیم ژول است. انرژی حاصل از انفجار یک اَبَرنواختر حدود (44) 10 ژول است که برابر است با 100 میلیون میلیارد میلیارد میلیارد ژول. عدد، آن قدر بزرگ است که به دشواری به فهم درمی آید! اَبَر نواختر معمولی عموماً پس از چند ساعت یا پس از چند روز از حداکثر تابندگی می افتد، آنگاه روشناییش در طول چند ماه گاهی در یک یا دو سال به تدریج کم می شود تا سرانجام محو می گردد.
اَبَرنواختر، نتیجه ی تحولات ستاره ای خاص و متناظر با توالی واکنشهای همجوشی حرارتی ــ هسته ای و دوره های کوتاه تر انقباض گرانشی است. احتراق اول، احتراق هیدروژن است که در خورشید، هلیوم می دهد. در این مرحله که مدت زیادی طول می کشد، ستاره در حالت تعادل است. انقباض گرانشی با رهایی انرژی هسته ای (به صورت ذرات و تابشها) پایاپای می شود. پس از آنکه مقدار هنگفتی هلیوم در درون ستاره انباشته شود، واکنش همجوشی هیدروژن فروکش می کند، تعادل به هم می خورد، درون ستاره به سبب گرانش منقبض می شود، و در نتیجه افزایش دمایی حدود ده برابر به بار می آید. همزمان، پوش ستاره که هنوز هیدروژن فراوانی دارد از درون به سوختن ادامه می دهد و به مقدار قابل ملاحظه ای متسع می شود. در مجموع، آنچه را که یک غول پیکر سرخ می نامند، تشکیل می دهد. در این حال، یک واکنش حرارتی ــ هسته ایِ، جدید در درون ستاره ممکن می گردد: واکنش احتراق هلیوم، که کربن می دهد. هسته ی پایدار جرم پنج یا جرم هشت وجود ندارد و لازم است که سه هسته ی هلیوم جمع شود تا یک هسته ی کربن تشکیل گردد. احتمال چنین فرایندی چندان زیاد نیست؛ فِرِد هویل، اخترشناس انگلیسی که سعی می کرد تحول غول پیکران سرخ را بیان کند، به این نتیجه گیری رسید که این واکنش باید از یک حالت برانگیخته ی کربن 12، که هنوز شناخته نیست و او همه ی خواص آن را پیشگویی کرده، گذشته باشد. او در سال 1953، ضمن دیدارش با فیزیکدانان آزمایشگاه انستیتو تکنولوژی کالیفرنیا به آنان پیشنهاد کرد که این حالت برانگیخته را شناسایی کنند. چندی نگذشته بود که فیزیکدانان این انستیتو کشف کردند که حالت پیش بینی شده ی ف. هویل حقیقت دارد. این، یکی از بزرگ ترین موفقیتهای تجربی اختر فیزیک هسته ای بود.
یک مرحله ی پایداری و تعادل، اما کوتاه تر از مرحله ی همجوشی هیدروژن، آغاز می شود. همان فرایندها تکرار می شوند: وقتی ذخیره ی هلیوم در مرکز ستاره ته کشید، از نو نیروی گرانش غلبه می کند. انقباض و بالا رفتن دما تجدید می شود و این بار، همجوشی هسته های کربن به تولید نئون می انجامد. کربن، که حالا ماده ی سوختنی شده است، خاکسترهای نئون بر جا می گذارد. خاکسترهای هر مرحله ماده ی سوختنی مرحله ی بعدی را تشکیل می دهند، منتهی به این شرط که افزایش دمای ناشی از انقباض مرکز ستاره برای مشتعل کردن خاکسترها کافی باشد. مرحله های بعدی کوتاه تر هستند: در پی همجوشی هسته های کربن، واکنشهای همجوشی هسته های نئون ایجاد می شود که به نوبه ی خود به تولید اکسیژن می انجامد، اکسیژن با احتراق سریع، خاکستر سیلیسیوم بر جا می گذارد. این عنصر اخیر خیلی زود می سوزد، زیرا حالا با درجه ی دمای چندین میلیارد درجه در مرکز ستاره، همه ی راهها برای واکنش هموار است. هسته های سیلیسیوم با ترکیب شدن، هسته های آهن (مخصوصاً آهن 56) و هسته های مجاور را تولید می کند. ستاره در این مرحله، ساختار «پیاز» را دارد. مرکز آن از آهن تشکیل شده است. پیرامون این مرکز به ترتیب لایه های سیلیسیوم، اکسیژن و نئون، کربن، هلیوم و هیدروژن و بقایای پاره ای مخلوطها یافت می شود. اما فقط ستاره های خیلی بزرگ به این مرحله نایل می شوند. این ستاره های بزرگ هستند که سریع تر می سوزند و در نتیجه، عمر کوتاه تری دارند.
در عوض، خورشید باید در مرحله ی همجوشیِ هلیوم توقف کند، زیرا نیروی گرانشی آن برای گذشتن به مرحله ی بعدی کافی نخواهد بود. ستاره های کوچکی مثل خورشید، وقتی منابع سوختشان ته کشید به تدریج منقبض می شوند و به صورت آنچه که کوتوله های سفید می نامند درمی آیند که تابندگی ضعیفی دارند. در این حالت، انقباض گرانشی با مقاومت الکترونهای اتمها خنثی می شود؛ فی الواقع، وقتی که در مرکز ستاره فشار افزایش می یابد و باعث چگال تر شدن مرکز ستاره می شود، خلأ میان اتمهای مجاور کاهش می یابد و نیروی رانشی (= دفع الکترواستاتیکی) آنها در برابر یک انقباض گرانشیِ اضافی مقاومت می کند و تعادل جدیدی در پی می آورد.
(توضیح تصویر): ساختار پیازی شکل ستاره ی بزرگ قبل از انفجارش
یک فیزیکدان امریکایی هندی تبار، سوبرهمانیان ساندرازخار (1) ثابت کرده است که این تعادل پایدار نیست مگر اینکه جرم ستاره، کوچک تر از آنچه که امروز جرم شاندرازخار می نامند، باشد. هرگاه تعداد الکترونها برابر با نصف تعداد نوکلئونهای اتمهای تشکیل دهنده ی ستاره باشد، این جرم برابر 4 و 1 جرم خورشید است. بزرگ تر از این جرم، الکترونها تاب مقاومتشان را از دست می دهند و ستاره در اثر نیروی گرانشی خودش فرومی ریزد و به یک اَبَرنواختر مبدل می شود.
اختر فیزیکدانان، دو نوع اَبَر نواختر تشخیص داده اند که آنها را نوع 1 و نوع 2 نامیده اند. در نوع اول، در طیفهای گسیل شده، خط مشخص کننده ی هیدروژن دیده نمی شود در حالی که در نوع دوم، این خط دیده می شود. بر مبنای این تمیز، به یقین نمی توان دانست که اَبَر نواخترانِ تاریخی، یعنی آنهایی که تا قرن هیجدهم در کهکشان ما مشاهده شده اند، به کدام نوع متعلق بودند. با این همه، تصور بر این است که اَبَرنواخترانِ تیکو براهه و کپلر از نوع 1 و ابر نواختران سالهای 1054و 1181 از نوع 2، و اَبَر نواختر سال 1006 به یکی از دو نوع متعلق باشد.
وقتی که جرمِ مرکز ستاره که از آهن است از مرز جرم بحرانی شاندرازخار گذشت، یک انقباض نهایی تحقق می یابد؛ افزایش انرژی به هسته ها امکان می دهد که الکترونها را به دام بیندازند؛ بر اثر کاهش تعداد الکترونها فرایند فروریزی ستاره تسریع می گردد. فرایند، آن چنان سریع است که تنها «قلب» ستاره فرومی ریزد و «جسم» ستاره فرصت پیروی پیدا نمی کند! افزایش جدید دما به خُردشدگی و به تجزیه ی هسته های آهن به ذرات تشکیل دهنده اش، پروتونها و نوترونها می انجامد. پروتونها با جذب الکترونها به نوترونها تبدیل می شوند: p+e- n+v؛ در این رادیواکتیویته ی معکوس، مقدار هنگفتی نوترینو گسیل می گردد، که بدواً به علت چگال تر شدنِ بسیار فراوان ماده ی مبتلابه، دیگر نمی تواند آزادانه فرار کند. تصور بر این است که در این برهه، یک هسته ی غول آسای ماده ی هسته ای، محتوی قسمتی از جرم ستاره تشکیل می شود.
در این مرحله که به سرعت اتفاق می افتد، انقباض نمی تواند از حد معینی فراتر رود. در واقع، نوکلئونهای آزاد با یکدیگر در تماس هستند؛ چگالی، فوق العاده بالاست، میدان جاذبه ی قدرتهای هسته ای پشت سر گذاشته شده است؛ در بُرد کوتاه، این قدرتها به نیروی رانشی مبدل می شوند. در پی این نیروی رانشی فوق العاده قوی و به موجب اصل پائولی که در یک اتم، دو پروتون یا دو نوترون نمی توانند از جمیع جهات حالت یکسان داشته باشند (به عبارت دیگر، اعداد کوانتومی آنها تماماً یکسان باشد)، فروریختن ماده ی هسته ای ناگهان متوقف می شود. این ماده ی هسته ای با شدت تمام در چند صدم ثانیه برمی جهد؛ ماده ی هسته ای در این موقع در منطقه ای بین مرکز ستاره و پیرامون آن، جایی که شدت فروریختن بیشتر از هر جای دیگر است، با ماده ی لایه های خارجی که در حال «افتادن» به طرف مرکز هستند، برخورد می کند. از این برخورد، موج ضربه ای که به سمت خارج انتشار دارد، تشکیل می شود.
(توضیح تصویر): متلاشی شدن، برجهیدن و موج ضربه در یک ابر نواختر
این، انفجار ستاره است که قسمت بزرگی از ماده اش را به اطراف آن پرتاب می کند. در این انفجار، هسته ها که با سرعت زیاد «می افتند» کاملاً تجزیه شده اند و پروتونهای آزاد شده ی جدید به نوبه ی خود به سرعت، الکترونها را صید می کنند و مقدار معتنابهی نوترینو تولید می کنند که حالا می توانند ناگهان از ستاره بگریزند. به موجب فرضیه ی دیگری، این نوترینوها نخست ماده ی پُرچگال پیرامونشان را گرم می کنند، سپس ظرف چند ثانیه از نو گسیل می شوند. در هر دو حالت، شار عظیمی از نوترینوها وجود خواهد داشت. ستاره ای که میلیونها سال زیسته است. قلبش در یک ثانیه فرومی ریزد و بدنه اش در چند ساعت فرومی پاشد. چنین تصور می رود که در مرکز اَبَر نواختر، جرمی از ماده ی فوق العاده پرچگال، بیشتر از (14) 10×2 گرم بر سانتیمتر مکعب، که 95% آن از نوترون تشکیل شده است، باقی است. این ستاره ی نوترونی به قطر چند کیلومتر که با سرعت زیاد حول محور خودش می چرخد. لانداو، فیزیکدان روسی، به محض کشف نوترون در 1932، وجود چنین ستاره هایی را حدس زده بود. در سطح ستاره های نوترونی، قوه ی ثقل، یکصد میلیارد بار سنگین تر از سطح زمین است و انرژیِ بستگی یک تکه از ماده تقریباًبا یکدهم جرم آن در حال سکون متناظر است! یک چنین ستاره ای که میدان مغناطیسی شدیدی آن را احاطه کرده است، به صورت یک تِپ اختر (= پالسار pulsar) مشاهده شده است که ما گسیل امواج رادیویی، نوری یا پرتوهای ایکس آن را می بینیم، که تِپ هایی (2) با فاصله های منظم چند ثانیه ای یا بخشی از ثانیه تشکیل می دهند؛ شبیه تابه های نورانی یک فانوس دریایی که زمین را می روبد. همچنین فرضیه ای را عنوان کرده اند که به موجب آن اگر ستاره ی مرجع خیلی بزرگ باشد، فروریزیِ گرانشی ممکن است نهایتاً به یک سیاهچاله (3) منتهی گردد، که همه ی ماده و همه ی تابش در حجم کوچکی جذب می شود بدون آنکه بتواند از آن خارج شود.
(توضیح تصویر): تابش رادیویی یک تپ اختر 950. cp که هر ثانیه 4 تپ گسیل می کند.
اَبَر نواختران نوع 1، در اصل ستاره های متوسط پایین با جرمی حدود هشت برابرِ خورشید بوده اند. چندین سازوکار، از جمله سازوکاری ک شرح آن گذشت، پیشنهاد شده است. در آغاز، یک کوتوله ی سفید که به مرکز خود از کربن و اکسیژن تقلیل یافته است، مشاهده می شود، زیرا بادهای ستاره ایِ خیلی شدید، هیدروژن و هلیومِ
(توضیح تصویر): نموّ در درون یک دستگاه مزدوج ستاره ی دوتایی که به یک اَبَرنواختر نوع 1 منتهی می شود. گاز حاصل از ستاره ی سمت چپ به سوی کوتوله ی سفید در مرکز سمت راست جریان می یابد.
لایه های بیرونی را پراکنده کرده اند. جرم این کوتوله ی سفید، کمتر از جرم بحرانی شاندرازخار است. با وصف این، بسیاری از ستارگان، در واقع، ستارگان مزدوج هستند. برخی از این ستارگان مزدوج از یک کوتوله ی سفید و یک ستاره ی خیلی جوان که هنوز در مرحله ی احتراق هیدروژن یا هلیوم است، تشکیل شده اند. این ستاره ی دوم می تواند به یک غول پیکر سرخ مبدل شود، زیرا پوش هیدروژنِ در حال احتراق به طور قابل ملاحظه ای متسع می شود. میدان گرانشیِ کوتوله ی سفید در یک چنین دستگاه مزدوجی می تواند مواد ستاره ی همراهش را جذب کند، که کم کم، آن را می پوشاند؛ جرمش افزایش می یابد و این در حالی است که سوختن هیدروژن و هلیوم در این مرحله ی انتقالی و افزایش جرم، همچنان ادامه دارد. در این فرایند نموّ، ممکن است جرم در لحظه ای از حد جرم بحرانی شاندرازخار بگذرد؛ در این موقع، انقباض، بالارفتن درجه ی دما و اشتعالِ واکنشِ همجوشیِ کربن پدید می آید؛ این همجوشی هسته های کربن، یا به احتراق می انجامد یا به انفجار همراه با انهدام ستاره و پراکندگی کامل ماده ی آن.
منحنی نور یک اَبَرنواختر از نوع 1 مشخص است. افزایش اولیه ی تابندگی تا چند روز ادامه دارد، سپس، طی دو دوره، رو به کاهش می گذارد: دوره ی اول شش روز و دوره ی دوم که طولانی تر است 77 روز طول می کشد. تصور بر این است که این تحول تابشِ گسیل شده با تشکیل مقدار هنگفت هسته های آهن 56 محصول رادیواکتیویته ی کبالت 56 است که خود آن، محصول رادیواکتیویته ی نیکل 56 است که در انفجار (در مقیاس جرم خورشیدی) تشکیل شده است.
به هنگام انفجار یک اَبَرنواختر، از هر نوعی که باشد، بخار عظیمی از تابشها و ذرات پرانرژی، به صورت طیفی که در همه ی واکنشهای هسته ای پدید می آید، گسیل می گردد. وانگهی، پراکندگی مکانیکی ماده ی تشکیل دهنده ی ستاره، آن را با سرعتی معادل چند هزار کیلومتر در ثانیه در فضا پرتاب می کند. جرم پرتاب شده، سحابیِ نورانیِ عظیمی را تشکیل خواهد داد، که در اطراف آنچه که از ستاره باقی مانده است، بسط می یابد. این پراکندگیِ ماده را می توان حتی چند قرن بعد از زمان انفجار به صورت بقایا مشاهده کرد، نظیر سحابی خرچنگ که از بقایای انفجار اَبَرنواختر سال 1054 است. سعی شده است که بقایای اَبَرنواختران مختلف «تاریخیِ» کهکشان ما شناسایی شود. به گمان دیوید کلارک و ریچارد استفانسون، بقایای ابرنواختر سال 1006 باید پرتوزای G 3276+ 14/5 باشد. برهم کنشیِ این ماده ی بازمانده با ماده ی بین ستاره ای، فوتونهایی با همه ی طول موجها تولید می کند، از امواج رادیویی تا پرتوهای ایکس که می کوشند با مشاهدات زمینی و بر مبنای نمونه های فضایی با دقت تمام آنها را اندازه گیری کنند.
با وجود این، بسیاری از مسائل هنوز حل نشده است. البته فیزیکدانان می توانستند انرژی عظیمی را که در اثر فروریزیِ گرانشیِ ابرنواختران آزاد می شود تخمین بزنند، اما فقط بخش کوچکی از این انرژی در مجموعِ تابشهای الکترومغناطیسی و پرتابهای موادِ مشاهده شده، بازیافته می شد. فرایندهای محاسبه شده همگی تقارن کروی هستند، اما بقایای مشاهده شده ی اَبَرنواختران در واقعیت، شدیداً نامتقارنند؛ موضوعی که هنوز نمی توانند توضیح دهند. بنابراین، سازو کارهای دیگری باید دخیل باشد.
(توضیح تصویر): تابندگی ابرنواختران نوع 1 و نوع 2 بر حسب زمان (صفر معرف لحظه ی انفجار است). در مقایسه ی تابندگی ابرنواختر 1987 بر حسب زمان.
در سالهای اخیر، طبقه بندی اَبَرنواختران را به نوع 1 و نوع 2 بسیار ساه می یافتند. چند ستاره ای که به تازگی ظاهر شده بودند در این طبقه بندی جا نمی گرفتند. خط هیدروژن، وجود پوشی را مشخص می کند، اما معلوم نیست این پوش که هیدروژنِ آن در حال سوختن است، با فرایند انفجاری همراه است یا نه؛ فرایندی که امکان دارد نتیجه ی فروریزی گرانشی باشد یا شکلی از انفجار حرارتی ــ هسته ای. این مسئله باعث شده است که انواع اَبَرنواختران «دورگه» که منحنیهای نور متفاوتی دارند پذیرفته شود. شمار زیادی از اختر فیزیکدانان امریکایی، فرانسوی، آلمانی، ژاپنی و شوروی بویژه محاسبه های نظری پیشرفته ای را در این مسائل انجام داده اند.

پی نوشت ها :

1. Subrahmanyan Chandrasekhar.
2. pulse.
3. black hole/ trou noir.

منبع: سرگذشت اتم، شماره 2034