هرآنچه باید درباره‌ ابرنواختر یا سوپرنوا و انواع آن بدانیم

ابرنواختر یا سوپرنوا (Supernova) به انفجار عظیم یک ستاره کلان جرم در پایان عمر آن گفته می‌شد. این انفجار تنها در چند ثانیه به انتشار انرژی عظیمی می‌انجامد که برابر با کل انرژی خورشید در طول میلیاردها سال عمر آن است. عبارت سوپرنوا برگرفته از عبارت نوا (کلمه لاتین به‌معنی new) است. سوپرنواها منبع اصلی عناصر سنگین جهان هستند. به‌نقل از ناسا، سوپرنوا بزرگ‌ترین انفجاری است که می‌تواند در فضا رخ دهد.

آنچه در بقایای سوپرنوا می‌بینیم، ابرهایی هستند که در فضا توسعه می‌یابند. نمونه‌های متعددی از سوپرنواها در داخل و خارج از کهکشان وجود دارند. معروف‌ترین باقی‌مانده سوپرنوایی نیم‌کره شمالی آسمان، سحابی خرچنگ است. این سحابی در جهت صورت فلکی ثور قرار دارد. بعدها شهرت سحابی خرچنگ به‌دلیل میزبانی اولین تپ‌اختر (pulsar) افزایش یافت. در سال ۱۹۶۷، ژوسلین بل برنل این تپ‌اختر را کشف کرد. تپ‌اختر خرچنگ ستاره‌ای نوترونی است که از بقایای سوپرنوای سحابی خرچنگ به‌وجود آمد.

شکل‌گیری و انواع سوپرنوا

تنها سرنوشت تعداد اندکی از ستاره‌ها به سوپرنوا ختم می‌شود و بسیاری از ستاره‌ها در پایان عمر خود به کوتوله‌سفید و بعدها به کوتوله‌های سیاه تبدیل می‌شوند. سوپرنوا انفجاری نهایی و قدرتمندتر از نوا است. نوا به سوختن ستاره‌ای کوتوله در منظومه‌ای دوتایی گفته می‌شود. در سناریو نوا، ستاره کوتوله مواد ستاره همراه خود را جمع‌آوری می‌کند. جرم زیاد باعث می‌شود این ستاره ناگهان زبانه بکشد؛ به‌طوری‌که درخشش آن چند برابر شود. سپس در طول چند ماه، به درخشندگی اصلی خود بازمی‌گردد؛ اما سوپرنوا رویدادی بسیار بزرگ‌تر و درخشان‌تر است. در سناریو سوپرنوا، ستاره به درخشندگی اصلی بازنمی‌گردد و کاملا ناپدید می‌شود و صرفا آثاری از خود به‌جای می‌گذارد.

^{تصویر دریافتی تلسکوپ هابل در سال ۱۹۹۹ از سحابی خرچنگ. این سحابی از بقایای سوپرنوایی است که در سال ۱۰۵۴م از زمین رصد شد. این سحابی ستاره‌ای نوترونی از نوع تپ‌اختر را در خود جای داده است.}

 انواع سوپرنوا

ستاره‌شناسان درحال‌حاضر دو نوع اصلی سوپرنوا را شناسایی کرده‌اند: سوپرنوای نوع ۱ و نوع ۲. رودولف مینکفسکی، ستاره‌شناسی آلمانی‌آمریکایی و فریتز زویکی، ستاره‌شناس سوییسی، این دسته‌بندی را ارائه کردند؛ بنابراین، این دسته‌بندی سیستم مینکفسکی‌زویکی نامیده شد. دسته‌بندی سوپرنواها براساس طیف آن‌ها انجام می‌شود که شامل نور آن‌ها هنگام تجزیه به رنگ‌های اصلی است.

سوپرنوای نوع II

دسته‌بندی را با نوع متداول‌تر سوپرنوای نوع II شروع می‌کنیم که برای همه آشناتر است: انفجار ستاره در پایان عمر. سوپرنوای نوع II زمانی رخ می‌دهد که سوخت ستاره‌ای عظیم به‌پایان برسد و به فروپاشی و انفجار آن بینجامد. چنین ستاره‌ای معمولا بین هشت تا چهل برابر سنگین‌تر از خورشید است. به این فرایند فروپاشی هسته‌ای هم گفته می‌شود.

ستاره‌های کلان‌جرم که چندین برابر خورشید هستند، در پایان عمر خود و زمانی‌که سوخت کافی برای فرایند هم‌جوشی هسته‌ای ندارند، به‌شکل سوپرنوای نوع II منفجر می‌شوند. هم‌جوشی ستاره‌ای فشار ثابتی به‌سمت بیرون منتشر می‌کند که نیروهای داخلی گرانشی ستاره را خنثی می‌سازد. هنگامی‌که هم‌جوشی آهسته شود، فشار بیرونی کاهش می‌یابد و هسته ستاره به‌دلیل گرانش زیاد فشرده می‌شود و هرچقدر بیشتر پیش می‌رود، به تراکم و دمای آن افزوده می‌شود. لایه بیرونی چنین ستاره‌هایی شروع به رشد می‌کند و به اجرام غول‌آسایی به نام ابَرغول سرخ تبدیل می‌شوند؛ اما انقباض هسته آن‌ها ادامه می‌یابد.

وقتی هسته ستاره تا نقطه بحرانی منقبض شد، مجموعه‌ای از واکنش‌های هسته‌ای آزاد می‌شوند. این هم‌جوشی تا مدتی فروپاشی هسته را به‌تأخیر می‌اندازد؛ اما طولی نمی‌کشد که منبع آهن هسته هم به‌پایان می‌رسد و دیگر امکان هم‌جوشی ستاره‌ای وجود ندارد. اینجا است که تنها در یک میکروثانیه هسته به دمای میلیاردهای درجه سانتی‌گراد می‌رسد. اتم‌های آهن در فاصله نزدیکی از یکدیگر شکسته می‌شوند؛ به‌طوری‌که نیروهای رانشی هسته آن‌ها فنری از هسته فشرده را ایجاد می‌کنند. این حالت فنری باعث انفجار ستاره به‌شکل سوپرنوا و ایجاد موج ضربه‌ای بسیار داغ و عظیمی می‌شود.

سوپرنوای نوع II را هم می‌توان براساس طیف دسته‌بندی کرد. با اینکه اغلب سوپرنواهای نوع II خطوط نشر بسیار گسترده‌ای دارند که سرعت اولیه انفجار تا هزاران کیلومتر بر ثانیه را نشان می‌دهند، برخی از آن‌ها مثل SN 2005gl خطوط باریکی در طیف خود دارند. به این انواع lln گفته می‌شود. تعداد کمی از سوپرنواها مثل SN 1987K و SN 1993J از نوع متغیر هستند: در ابتدا خطوطی از هیدروژن در آن‌ها دیده می‌شد؛ اما به‌مرور و در مدت چند هفته تا چند ماه، با خطوط هلیومی احاطه شدند. به این سوپرنواها نوع llb گفته می‌شود که ترکیبی از سوپرنواهای نوع II و نوع lb هستند.

^{عناصر موجود در لایه‌های مختلف ستاره‌ای کلان‌جرم}

سوپرنوای نوع I

سوپرنوای نوع I فاقد اثر هیدروژنی در طیف نوری است. این دسته براساس طیف دسته‌بندی می‌شوند؛ به‌طوری‌که نوع Ia نشان‌دهنده خط جذب قوی سیلیکون یونیزه است. سوپرنواهایی نوع یکی که فاقد این خط قوی هستند، در دسته‌های lb و lc قرار می‌گیرند. نوع lb نشان‌دهنده خطوط قوی بی‌اثر هلیوم و نوع lc فاقد این خطوط است. منحنی‌های نوری این دسته‌ها هم مشابه هستند؛ اما به‌طورکلی انواع la در اوج درخشش، روشنایی بیشتری دارند؛ اما منحنی نور برای سوپرنواهای نوع I مهم نیست.

گمان می‌رود سوپرنواهای نوع Ia از کوتوله‌های سفید منظومه‌های ستاره‌ای دوتایی سرچشمه می‌گیرند. با انباشته‌شدن گاز ستاره همراه روی کوتوله‌سفید، این ستاره به‌تدریج فشرده می‌شود و درنهایت واکنش هسته‌ای گریز در آن شروع می‌شود که به انفجار عظیم سوپرنوا می‌انجامد. تعداد کمی از سوپرنواهای نوع la ویژگی‌های عجیبی مثل درخشش غیراستاندارد یا منحنی‌های نوری گسترده دارند. بخش اندکی از سوپرنواهای نوع lc هم خطوط نشر درهم‌آمیخته و بسیار گسترده‌ای دارند که نشان‌دهنده سرعت اولیه چشمگیر انفجار و انتشار مواد هستند. این انواع به‌صورت lc-BL یا lc-bl دسته‌بندی می‌شوند.

اکتشافات و رصدها

تمدن‌های مختلف مدت‌ها پیش از ابداع تلسکوپ موفق شده بودند سوپرنوا را ببینند. قدیمی‌ترین سوپرنوای ثبت‌شده RCW 86 است که ستاره‌شناسان چینی در سال ۱۸۵‌م آن را رصد کردند. به‌گفته آن‌ها، این «ستاره میهمان» به‌مدت هشت ماه در آسمان بود.

قبل از قرن هفدهم و زمان اختراع تلسکوپ، تنها هفت مورد سوپرنوا گزارش شدند. سحابی خرچنگ معروف‌ترین نمونه از بقایای سوپرنوا است. دانشمندان چینی و کره‌ای این انفجار ستاره را در سال ۱۰۵۴م ثبت کردند و آمریکایی‌های بومی هم احتمالا آن را دیده‌اند. سوپرنوای تشکیل‌دهنده سحابی خرچنگ به‌قدری درخشان بود که ستاره‌شناسان می‌توانستند آن را در طول روز ببینند.

سوپرنواهای دیگر به‌ترتیب در سال‌های ۳۹۳م، ۱۰۰۶م، ۱۱۸۱م، ۱۵۷۲ (تیکو براهه، منجم معروف، آن را بررسی کرد) و ۱۶۰۴ مشاهده شدند. تیکو براهه درباره رصدهای ستاره‌ای جدید در کتاب خود می‌نویسد. او اولین‌بار از کلمه نوا استفاده کرد که با سوپرنوا متفاوت است.

اصطلاح سوپرنوا تا دهه ۱۹۳۰ رایج نبود. اولین‌بار والتر باده و فریتز زویکی به‌دنبال رصد سوپرنوای SN 1885A از این اصطلاح استفاده کردند. این سوپرنوا در کهکشان آندرومدا قرار دارد. آن‌ها نشان دادند سوپرنواها براثر فروپاشی ستاره‌های معمولی به‌وجود می‌آیند و به ستاره‌های نوترونی تبدیل می‌شوند. یکی از سوپرنواهای معروف عصر مدرن، SN 1987 A است که  سال ۱۹۸۷ کشف شد و هنوز ستاره‌شناسان در حال بررسی تکامل آن در طول چند دهه هستند.

^{بقایای سوپرنوای SNR E0519 در ابر بزرگ ماژلانی}

آثار سوپرنوا

سوپرنوا به‌دلیل سرعت درخورتوجه انتشار ماده می‌تواند تا کیلومترها و سال‌های نوری بر اجرام اطرافش در یک کهکشان تأثیر بگذارد. درادامه، به نمونه‌ای از آثار و پیامدهای سوپرنوا اشاره کرده‌ایم:

• منشأ عناصر سنگین: سوپرنواها منبع عناصر سنگین فضای بین‌ستاره‌ای هستند که از اکسیژن تا روبیدیم متغیراند. برای مثال، سوپرنواهای نوع la غالبا عناصری فلزی مثل نیکل و آهن را به‌جای می‌گذارند. سوپرنواهای نوع II مقدار کمتری از عناصر آهنی را منتشر می‌کنند؛ اما مقادیر زیادی از عناصر سبک آلفا مثل اکسیژن و نئون و عناصر نسبتا سنگین مثل روی را از خود منتشر می‌کنند.
• نقش در تشکیل ستاره‌ها: بقایای بسیاری از سوپرنواها از دو بخش تشکیل شده است: جرمی فشرده و موج ضربه‌ای رو به توسعه. این ابر ماده در طول مرحله توسعه آزاد که معمولا دو قرن به‌طول می‌انجامد، فضای اطراف خود را جارو می‌کند. سپس، موج ضربه‌ای به‌ندرت وارد دوره توسعه آدیاباتیک می‌شود که به آهستگی سرد و در طول دوره‌ای ده‌هزار‌ساله، با واسطه میان‌‌ستاره‌ای اطراف خود ترکیب می‌شود. تمام عناصر سنگین آغازین جهان در سوپرنوا یافت می‌شوند. این عناصر سنگین در‌نهایت به ابرهای مولکولی تبدیل می‌شوند که پایه شکل‌گیری ستاره‌ها هستند. هر فرایند تولید ستاره ترکیبی متفاوت دارد که از ترکیب خالص هیدروژن و هلیوم تا ترکیب‌های فلزی‌تر متغیرند. سوپرنواها مکانیزم غالب توزیع این عناصر سنگین هستند.

^{بقایای سوپرنوای n63a در توده گاز و غباری ابر ماژلانی بزرگ}

• پرتوهای کیهانی: بقایای سوپرنوا عامل بخشی از افزایش سرعت پرتوهای کیهانی کهکشانی هستند. شواهد مربوط به تولید پرتوهای کیهانی را می‌توان در بقایای سوپرنوا دید. پرتوهای گاما هم در بقایای سوپرنواهای IC 443 و W44 کشف شدند. این پرتوها زمانی تولید می‌شوند که پروتون‌های پرشتاب با مواد میان‌ستاره‌ای برخورد کنند.
• امواج گرانشی: سوپرنواها از منابع بسیار قوی امواج گرانشی در کهکشان هستند؛ اما هیچ‌کدام از امواج‌های گرانشی سوپرنوا تاکنون کشف نشده‌اند. تنها موج گرانشی کشف‌شده حاصل ادغام سیاه‌چاله‌ها و ستاره‌های نوترونی است که از بقایای محتمل سوپرنوا به‌شمار می‌روند.
• تأثیر بر زمین: سوپرنوای نزدیک به زمین می‌تواند تأثیر چشمگیری بر بیوسفر آن بگذارد. این سوپرنوا براساس نوع و انرژی می‌تواند به‌اندازه سه‌هزار سال نوری از زمین فاصله داشته باشد. براساس نظریه‌ای در سال ۱۹۹۶، ردپاهایی از سوپرنوایی کهن به‌شکل آثار ایزوتوپ فلزی در لایه‌های سنگی کشف‌شدنی هستند. آهن ۶۰ هم در سنگ‌های اقیانوس آرام گزارش شده بود. سال ۲۰۰۹، میزان زیادی از یون‌های نیترات در یخ‌های جنوبگان کشف شد که کاملا هم‌زمان با سوپرنواهای ۱۰۰۶ و ۱۰۵۴م بود. پرتوهای گامای این سوپرنواها می‌توانند سطوح اکسید نیتروژن را افزایش دهند که معمولا در یخ به‌دام می‌افتند. سوپرنوای نوع la در‌صورت فاصله نزدیک به زمین می‌تواند بسیار خطرناک باشد؛ زیرا این سوپرنواها از ستاره‌های کوتوله متداول کم نور در سیستم‌های دوتایی سرچشمه می‌گیرند و می‌توانند به‌‌طور پیش‌بینی‌نشدنی‌ای روی کره زمین تأثیر بگذارند. نزدیک‌ترین کاندید IK Pegasi است. تخمین‌های جدید نشان می‌دهند سوپرنوای نوع II می‌تواند در فاصله نزدیک‌تر از ۲۶ سال نوری نیمی از لایه اوزون زمین را نابود کنند؛ اما کاندیدایی نزدیک‌تر از پانصد سال نوری به زمین وجود ندارد.
  

  کاندیدهای سوپرنوا در راه شیری

  سوپرنوای بعدی راه شیری رصد‌شدنی خواهد بود؛ حتی اگر در آن سوی کهکشان باشد. این سوپرنوا احتمالا براثر فروپاشی اَبَرغولی سرخ رخ دهد و وقوع آن بسیار محتمل است؛ چرا‌که در پژوهش‌های مادون‌قرمز مثل ۲MASS به آن اشاره شده است. همچنین، این احتمال وجود دارد که سوپرنوای نوع II بعدی به‌دنبال انفجار نوع دیگری از ستاره کلان‌جرم به نام اَبَرغول زرد و متغیر آبی درخشان (Wolf Rayet) رخ دهد.

  احتمال وقوع سوپرنوار نوع la براثر انفجار کوتوله‌سفید هم تقریبا یک‌سوم سوپرنوای فروپاشی هسته یا نوع II است. به‌طور‌کلی، سوپرنوا در هر نقطه‌ای از راه شیری رصد‌شدنی است. از‌نظر آماری، سوپرنوای بعدی بر‌اثر انفجار اَبَرغول سرخ رخ می‌دهد؛ اما به‌سختی می‌توان فهمید کدام‌یک از اَبَرغول‌ها در مرحله پایانی گداخت عنصر سنگین هسته هستند و چند‌میلیون سال با انفجار فاصله دارند. اَبَرغول‌های سرخ کلان‌جرم قبل از فروپاشی هسته به‌شکل ستاره‌های Wolf-Rayet به‌تکامل می‌رسند. کل ستاره‌های Wolf Rayet یک‌میلیون سال یا کمی بیشتر با مرگ فاصله دارند؛ اما به‌سختی می‌توان فهمید کدام‌یک در آستانه فروپاشی قرار دارند. گروهی از این ستاره‌ها که تنها چند‌هزار سال با انفجار فاصله‌ دارند، ستاره‌های WO Wolf Rayet نامیده می‌شوند که کل منبع هلیوم هسته آن‌ها به‌پایان رسیده است. از این نمونه فقط هشت مورد شناسایی شده‌اند و تنها چهار عدد از آن‌ها در راه شیری قرار دارند.

  تعدادی از ستاره‌های نزدیک‌تر و شناخته‌شده هم به‌عنوان کاندیدهای احتمالی سوپرنوا از نوع فروپاشی هسته در نظر گرفته می‌شوند: اَبَرغول‌های سرخ آنترس و بتلگوس از این دسته هستند. شناسایی کاندیدهای سوپرنوای la کمی دشوارتر است. هر منظومه دوتایی با کوتوله‌سفید برافزایشی می‌تواند کاندید سوپرنوا باشد؛ گرچه مکانیزم دقیق و بازه زمان آن هنوز مشخص نیست. نزدیک‌ترین کاندید سوپرنوای نوع la ستاره lK Pegasi است که در فاصله ۱۵۰ سال نوری قرار دارد؛ اما براساس مشاهدات چندمیلیون سال با انباشته‌شدن کوتوله‌سفید و رسیدن به جرم موردنیاز برای تبدیل‌شدن به سوپرنوای نوع la فاصله دارد.

   

  سوپرنوا به‌عنوان ابزاری مفید

  یکی از ویژگی‌های جذاب سوپرنوای نوع la این است که کوتوله‌های سفید به‌دلیل جرم محدود با انرژی یکسانی منفجر می‌شوند؛ از‌این‌رو، درخشش یکسانی دارند. پیوستگی درخشش یکی از روش‌های سودمند برای اندازه‌گیری فاصله‌ها در جهان اطراف است. به این ابزار شمع استاندارد گفته می‌شود. اگر بتوان به میزان درخشش سوپرنوای نوع la پی برد، می‌توان درخشش آن را از زمین اندازه‌گیری و فاصله را محاسبه کرد. درست مانند دیدن چراغ‌های خودرویی در دوردست هنگام شب است: می‌دانید چقدر نور منتشر می‌شود؛ در‌نتیجه براساس مقدار نور منتشر‌شده فاصله خودرو را حدس می‌زنید.

  درنتیجه فرض می‌کنیم تمام سوپرنواهای نوع la دقیقا مقدار یکسانی درخشش دارند و می‌دانیم اندک اختلافی بین درخشش‌ها وجود دارد. بااین‌حال، بین درخشش سوپرنوا و زمان محوشدن آن همبستگی وجود دارد؛ بنابراین، درخشندگی دقیق و همین‌طور فاصله محاسبه‌شدنی هستند. گروهی از ستاره‌شناسان ایالات متحده، اروپا، استرالیا و شیلی با اندازه‌گیری درخشش سوپرنوایی دوردست در سال ۱۹۹۸ به نتایج شگفت‌انگیزی رسیدند: با‌توجه‌به سن و سرعت انبساط جهان، دورترین سوپرنوای نوع la از آنچه تصور می‌شود، دورتر است. در‌نتیجه، به درک کاملا غیرمنتظره‌ای رسیدند: سرعت انبساط جهان رو‌به‌افزایش است و برخلاف تصور و طبق مدل‌های قبلی رو به کاهش نیست. بعدها که یافته مذکور در پژوهش‌های دیگر تأیید شد، ستاره‌شناسان نتوانستند عامل جهان روبه‌انبساط را تعریف کنند و اصطلاحی به نام انرژی تاریک را به‌عنوان عامل این انبساط معرفی کردند؛ البته نباید انرژی تاریک را با ماده تاریک اشتباه گرفت.https://www.zoomit.ir