ابرنواختران

ستارگانی که جرم کم یا متوسط دارند، مراحل نهایی زندگی خود را - به صورت غول‌های سرخ- به آرامی سپری می‌کنند، اما ستارگان بسیار پرجرم‌تر از خورشید به طریقی ظاهراً عجیب می‌میرند، و به اجسامی با ویژگی‌های باورنکردنی تبدیل می‌شوند. انهدام انفجاری ستاره به آنچه اَبَرنواَختر نامیده می‌شود، می‌انجامد (که بسیار نورانیتر از نواختر است)، و باقیمانده‌ی ستاره را به صورت اجسامی مانند تَپ اختر (پالسار)، یا ستاره‌ی نوترونی، یا شاید سیاهچاله برجای می‌گذارد.

درخشندگی ابرنواختران

هنگامی که آتش ابرنواختر بر می‌فروزد، نورانیت ستاره به طور اعجاب‌آوری افزایش می‌یابد، که بسیار بیشتر از افزایش نورانیت در مورد نواختران است. در حالی که نواختر حداکثر به درخشندگیی می‌رسد که آن را به یکی از نورانی‌ترین ستارگان کهکشان بدل می‌کند، ابرنواختر به چنان نورانیتی دست می‌یابد که با مجموع نورانیت‌های تمام ستارگان یک کهکشان برابری می‌کند. نورانیترین ابرنواختران مشاهده شده در کهکشان‌های دیگر، گاه چندین بار نورانیتر از کل کهکشان بوده‌اند. درخشندگی کل یک ابرنواختر تا مقادیری در حدود یک میلیارد ( ) برابر نورانیت خورشید می‌رسد.

منحنی‌های نور و طیف

در فواصل نزدیک، تنها معدودی ابونواختر مشاهده شده، اما در کهکشان‌های دیگر در بخش‌های مختلف جهان، صدها ابونواختر عکسبرداری شده و از این مشاهدات، دانشی درباره‌ی ویژگی‌های مختلف آن‌ها به دست آمده است. هنگامی که ابر نواختر منفجر می‌شود نورانیت آن در خلال یک روز یا بیشتر، به حداکثر می‌رسد. طیف ابرنواختر، در موقع نورانیت حداکثر، بسیار پیچیده است.
طیف ابونواختر، دست کم دو رده‌ی مختلف دارد، و هر دو این رده‌ها چنان پیچیدگی‌هایی دارند که اخترشناسان تاکنون نتوانسته‌اند از روی شواهد طیفی، ویژگی‌های فیزیکی جسم منفجر شونده دریابند. پس از رسیدن ابونواختر به حداکثر، طیف تغییر می‌کند و درخشندگی کاهش می‌یابد. الگوی را کاهش درخشندگی در هر کدام از دو نوع ابرنواختر متفاوت است. نوعاً، نورانیت به آرامی کاهش می‌یابد و چند ماه طول نمی‌کشد که ابرنواختری در یک کهکشان نزدیک از نظر ناپدید شود.
هنوز تجهیزات نوین اخترشناختی برای رصد ابرنواختری در کهکشان خودمان به کار گرفته نشده‌اند و از این رو، تاکنون جزئیات فرایند فوران ابرنواختری از نزدیک مشاهده نشده است. به همین سبب است که ما هیچ اطلاعی از درخشندگی‌های پیش- انفجاری ابرنواختران نداریم و آن ابرنواخترانی که به اندازه‌ی کافی نزدیکند که به خوبی مشاهده می‌شوند، بسیار پیشتر از آغاز مشاهدات تلسکوپی منفجر شده‌اند.

ابرنواختران کهکشانی

نخستین اسناد مربوط به فوران ابرنواختری در کهکشان ما در سال 1054 میلادی ثبت شده است. اسناد ثبت شده این رویداد به وسیله چینی‌ها، ژاپنی‌ها و سرخپوستان آمریکا، همگی نشان می‌دهند که درخشندگی این جسم آسمانی به حد کافی زیاد و برای مدتی به هنگام روز نیز قابل مشاهده بوده است. مکان این جسم در آسمان مطابق است با جسم گسترده‌ی عجیبی که سحابی خرچنگ نامیده می‌شود و معلوم شده است که ابرگازی عظیمی است که در تمام گستره‌ی طیف الکترومغناطیسی، از امواج رادیویی گرفته تا پرتوهای X و پرتوهای گاما، انرژی شدیدی منتشر می‌کند. ابرنواختر ثبت شده‌ی بعدی در کهکشان ما، نواختر تیکو نامیده می‌شود، که در 1572 میلادی روی داد و اخترشناس بزرگ، تیکوبراهه، به طور گسترده‌ای آن را مطالعه کرد. این جسم نیز به قدر کافی نورانی بوده و به هنگام روز نیز دیده می‌شده است. در سال 1604، افتخار رصد ابرنواختر سوم در کهکشان ما، نصیب کپلر شد. این ابرنواختر گرچه از ابرنواختر تیکو کم فروغ‌تر بود اما از هر جسم ستارهای در آسمان نورانیتر دیده می‌شد. آن را ابرنواختر کپلر می‌نامند.

آهنگ ابرنواختران

از مطالعه آمار ابرنواختران در کهکشان‌های دیگر معلوم شده است که در یک کهکشان نوعی، به طور میانگین، در هر 50 سال (یا بیشتر) یک فوران ابرنواختری روی می‌دهد. اینکه ما از 1604 تا حال ابرنواختری در کهکشان محلی خود آشکار نکرده‌ایم، به احتمال ، عمدتاً به آمار مربوط می‌شود و می‌توان امید داشت که در آینده نزدیک احتمالاً یکی از این اجسام تماشایی را ببینیم. اما، این امر نیز محتمل است که پس از 1604، ابرنواخترهایی در طرف دیگر کهکشان ما منفجر شده‌اند، اما وجود غبار در میان ما و آن‌ها، سبب تیرگی تصویر آن‌ها شده و آشکارسازیشان را ناممکن کرده است.

بقایای ابرنواختران

ابرنواختران بقایایی مادی برجای می‌گذارند که قابل مشاهده‌اند و معمولاً در طول موج‌های رادیویی بسیار واضح دیده می‌شوند. طیف تابش رادیویی به همان شکل طیف تابش تولید شده در "اتم شکن" های بزرگ است. فیزیکدان‌ها، از این اتم شکن‌ها در مطالعه‌ی ویژگی‌های ذرات بنیادی استفاده می‌کنند. این ماشین‌ها، سنکروترون نامیده می‌شوند و تابشی که در سنکروترون به وسیله‌ی دسته‌ای از ذرات گسیل می‌شود، تابشی سنکروترون نام دارد. نحوه‌ی تولید این نور کاملاً متفاوت است با نحوه‌ی تولید نوری که به طور عادی از اجسام ستاره‌ای گسیل می‌شود. تابش سنکروترون، به عوض آنکه از حرکت الکترون‌ها از یک مدار به مدار دیگر در حول هسته‌ی اتم تولید شوند، به توسط الکترون‌هایی تولید می‌شوند که با سرعت بسیار زیادی در میدان مغناطیسی می‌چرخند.
پیش از آنکه تابشی سنکروترون شدیدی گسیل شود، می‌باید سرعت الکترون‌ها تقریباً به بزرگی سرعت نور برسد و از این رو بدیهی است که تابش‌های سنکروترون بسیار نورانی حاصل از بقایای ابرنواختران می‌باید ناشی از رویدادهای بسیار آشوبناک باشند.
ویژگی‌های رادیویی بقایای ابرنواختران در کهکشان ما اخترشناسان را قادر ساخته است تا از روی تابش‌های رادیویی آن‌ها، ده‌ها عدد از این اجسام را تشخیص دهند. این تابش‌ها، از روی شکل طیف مشخصه‌ی خود، از دیگر منابع رادیویی قابل تمییز هستند. بسیاری از بقایای ابرنواختران را تنها می‌توان از تابش‌های رادیویی آن‌ها آشکار کرد، زیرا وجود غبار در سر راه دید، در بسیاری از موارد، بخش‌های مرئی طیف را تیره می‌کند. در موارد کمی، شامل سحابی خرچنگ و ابرنواختر 1572 (نواختر تیکو)، نمودهای اپتیکی کشف شده است.

مدل‌های نظری ابرنواختران

محاسباتی که در مورد سرنوشت ستاره‌های غول سرخ بسیار پرجرم‌تر از خورشید صورت گرفته است، علت انفجارهای ابرنواختری را از پرده‌ی ابهام به در آورده است. معلوم شده است که در اواخر فاز غول سرخی، مغزی کربنی به آرامی می‌رمبد و سرانجام به دمایی بس بالا می‌رسد. ستاره‌های کم‌جرمتر هرگز به چنین دماهایی نمی‌رسند، اما در ستاره‌ای پرجرم، رسیدن به دمایی تا 600 میلیون درجه امکانپذیر است. محاسبات و آزمایش‌ها نشان می‌دهند که اگر چنین دمایی حاصل شود، کربن مغز ستاره، واکنش همجوشی را، همانند همجوشیی که پیشتر هلیوم و ئیدروژن داشتند، آغاز می‌کند و عناصر بازهم سنگین‌تری مانند سیلیسیوم و منیزیوم پدید می‌آورد. سپس، این همجوشی مغزی را باز هم داغ‌تر می‌کند و فشار تولید شده از این انرژی، موقتاً جلوی انقباض مغزی را می‌گیرد. اما، پس از دوره‌ای کوتاه، کربن مغزی تمام می‌شود و مغزی به دلیل نبودن هیچ منبع تولید فشار رو به بیرون، دوباره انقباض را شروع می‌کند. هنگامی که مغزی بیشتر و بیشتر منقبض شد و به دمای بازهم بیشتری رسید، بار دیگر واکنش‌های هسته‌ای دیگری، مانند سوزاندن سیلیسیوم، می‌تواند آغاز شود. این مراحل متوالی، تا تولید عناصر سنگین متعددی در مغزی، ادامه می‌یابند. فرایند نسبتاً سریع روی می‌دهد، و بسته به جرم ستاره، در طی تنها چند هزار سال یا کمتر، سرانجام وقفه‌ای طبیعی در توالی این مراحل پیش می‌آید.
دلیل توقف نهایی در عنصرسازی، در ماهیت کاملاً خاص عنصر آهن نهفته است. برخلاف سابق، که عنصرهای سبک‌تر شکل می‌گرفتند و انرژی آزاد می‌کردند، شرکت آهن در چنین واکنش هسته‌ای انرژی آزاد نمی‌کند بلکه آن را جذب می‌کند. بنابراین هنگامی که آهن شکل می‌گیرد، به عوض تأمین انرژی بیشتری برای مغزی ستاره، انرژی آن را مصرف می‌کند. از این رو، آهن عنصر نهایی است و مرحله نهایی را در رُمبش مغزی تدارک می‌بیند.
به سبب نبودن هیچ منبع انرژی، مغزی آهنی ستاره ابزاری برای جلوگیری از انقباض بیشتر خود ندارد، مغزی آهنی بر روی خود خراب می‌شود و این رویداد چنان سریع اتفاق می‌افتد که در خلال فقط چند ثانیه اندازه‌ی آن به 10 تا 50 کیلومتر می‌رسد. در این نقطه، چگالی چنان بالا و دما چنان افزاینده است که حتی عناصر سنگین‌تر از آهن نیز می‌توانند تولید شوند، اما فقط در لحظه‌هایی بس کوتاه. در واقع، احتمالاً به این دلیل است که می‌بینیم در طبیعت، عناصر سنگین‌تر از آهن بسیار کمیاب‌تر از عناصر سبکتر از آهن هستند. رُمبش مغزی در این زمان چنان شدید صورت می‌گیرد که در پی خود، ماده را به همان شدت وامی‌جهاند و ماده با انرژی گزافی به فضا پرتاب می‌شود. این همان انفجار است که به صورت فوران ابرنواختری می‌بینیم و مواد پراکنده شده از آن در فضا، سرانجام باقیمانده‌ی ابرنواختر را تشکیل می‌دهند.
در خلال انفجار، کسر بزرگی از جرم کل ستاره، و شاید نصف آن، برای همیشه از ستاره دور می‌شود. این مواد نهایتاً در محیط عمومی میان ستاره‌ای پراکنده می‌شوند و با گاز ئیدروژن که فراوان‌ترین گاز میان ستاره‌ای است، در هم می‌آمیزند. از روی این شواهد است که اخترشناسان عقیده دارند بیشتر عناصر سنگین‌تر از ئیدروژن و هلیوم در جریان فوران‌های ابرنواختری شکل گرفته‌اند. خورشید و زمین، که حاوی مقادیر قابل توجهی از چنین عناصر سنگینی هستند، آن‌ها را از انفجارهای ابرنواختریی کسب کرده‌اند که در دوره‌ای از تاریخ کهکشان ما، پیش از شکل‌گیری خود خورشید از مواد میان ستاره‌ای، منفجر شده‌اند. از این رو، بسیاری از اتم‌های سازنده‌ی این کتاب و خواننده‌ی آن در طی رویدادهای آشوبناکی که به انفجار ابرنواخترهایی پیشتر از 5 میلیارد سال پیش انجامیده، شکل گرفته‌اند.

سحابی خرچنگ

پیشتر گفته شد که اسناد ثبت شده به وسیله‌ی چینی‌ها، ژاپنی‌ها و سرخپوستان آمریکا حاکی از آن است که در سال 1054 یک ابرنواختر در کهکشان ما منفجر شده است. اکنون می‌دانیم که باقیمانده‌ی آن ابرنواختر، جسمی است در صورت فلکی ثور که سحابی خرچنگ نامیده می‌شود. این سحابی که در اوایل یک سحابی سیاره‌ای تلقی می‌شد، اکنون به منزله‌ی یکی از شناخته شده‌ترین بقایای ابرنواختری است. سحابی خرچنگ، هم از نظر ویژگی‌های مشاهده شده در آن و هم از نظر گستره‌ی وسیع تابش‌هایی که از آن دریافت می‌کنیم و به ما اطلاعات می‌رساند، جسم قابل ملاحظه‌ای است. معلوم شده است که بیشترین تابش آن به وسیله‌ی فرایند سنکروترون، که در بالا گفته شد، تولید می‌شود. از آنجا که الکترون‌های سنکروترونی در تمام طول موج‌ها، تابشی با مقادیر تقریباً معادل گسیل می‌کنند -که بدین طریق در خواص تابشی اصلاً شباهتی با اجسام سیاه ندارند- مقادیر قابل توجهی انرژی در طول موج‌هایی از تابش رادیویی با طول موج بسیار بلند تا پرتوهای X با طول موج بسیار کوتاه از سحابی خرچنگ دریافت می‌کنیم. حتی تشخیص پرتوهای گاما، که طول موج‌های به مراتب کوتاه‌تری از پرتوهای X دارند، نیز محتمل است.
کشف شده است که سحابی خرچنگ با سرعتی در حدود 10000 کیلومتر در ثانیه منبسط می‌شود. انتظار می‌رود که این سحابی، در چندهزار سال آینده، به تدریج در تمام طول موج‌ها کم فروغ‌تر شود، و سرانجام با پخش شدن در محیط میان ستاره‌ای عمومی، ناپدید گردد. در این میانه، سحابی خرچنگ یکی از قوی‌ترین منابع تابش رادیویی و پرتوهای X در آسمان است و احتمال دارد که یکی از عوامل صدور بخش بزرگی از "پرتوهای کیهانی" باشد که با زمین برخورد می‌کنند. پرتوهای کیهانی ذرات بسیار سریعی هستند (شامل پروتون، هسته‌ی هلیوم، و عناصر سنگین‌تر) که انرژی کافی دارند تا از جو زمین نفوذ کنند و به سطح برسند، و در بعضی موارد، حتی از کل زمین نیز عبور کنند.
یکی از قابل ملاحظه‌ترین نمودهای سحابی خرچنگ جسم مرکزی آن است که اکنون به عنوان بازمانده‌ی ستاره‌ی مسبب انفجار ابرنواختر شناخته می‌شود. این جسم، اصلاً یک ستاره‌ی معمولی نیست، بلکه فقط در چند هزارم ثانیه می‌درخشد، و با دوره‌ای در حدود 0/03 ثانیه، برق می‌زند و خاموش می‌شود. همچنین تَپ (پالس)هایی از امواج رادیویی و پرتوهای X گسیل می‌کند. آن یک تَپ اختر (پالسار) است.
منبع مقاله :
هاچ، پاول؛ (1388)، ساختار ستارگان و کهکشان‌ها، برگردان: توفيق حيدرزاده. تهران: مؤسسه جغرافيايي و کارتوگرافي گيتاشناسي، چاپ هفتم.