نجوم کودک: ابرنواختر

ستاره‌ها مانند مردم هستند: به دنیا می‌آیند، زندگی می‌کنند و می‌میرند. یک ستاره با آمیختن عناصر سبکتر به عناصر سنگینتر در مناطق مرکزی خود “زندگی” می‌کند.

فشار ایجاد شده توسط این “احتراق” ستاره را در برابر نیروی گرانشی عظیمی نگه می‌دارد که لایه‌های بیرونی آن به هسته ستاره وارد می‌کنند. ذخایر عناصری که ستاره می‌تواند آنها را با هم ترکیب کند محدود است و هنگامی که این ستاره تمام می‌شود، ستاره “می‌میرد”: خواص آن به سرعت و به شدت تغییر می‌کند و یک شی نجومی جدید ایجاد می‌شود. ابرنواخترها فاجعه‌بارترین (و زیباترین!) مرگ‌های ستاره‌ای را نشان می‌دهند.

ستارگان اکثریت عمر خود را صرف ادغام هسته‌های هیدروژن به هسته هلیوم می‌کنند: ما این مرحله را دنباله اصلی می‌نامیم. هنگامی که تمام هیدروژن موجود در نواحی مرکزی یک ستاره به هلیوم تبدیل می‌شود، ستاره شروع به “سوزاندن” هلیوم به کربن می‌کند. با این حال، هلیوم در هسته ستاره نیز در نهایت تمام خواهد شد. بنابراین برای زنده ماندن، یک ستاره باید آنقدر داغ باشد که عناصر به تدریج سنگین‌تر را با هم ترکیب کند. ستارگان سنگینتر از حدود 5 برابر خورشید می‌توانند این کار را بدون مشکل انجام دهند: هیدروژن و سپس هلیوم و سپس کربن، اکسیژن، سیلیکون و غیره را می‌سوزانند تا زمانی که سعی کنند آهن را به هم جوش دهند. آهن از این نظر خاص است که سبکترین عنصر جدول تناوبی است که وقتی می‌خواهید آن را با هم ترکیب کنید انرژی آزاد نمی‌کند. در واقع، به جای اینکه به شما انرژی بدهند، در نهایت انرژی کمتری نسبت به آنچه دریافت می‌کنید که با آن شروع کرده‌اید،! این بدان معناست که به جای ایجاد فشار اضافی برای نگه داشتن لایه‌های بیرونی گسترش یافته ستاره پیر، همجوشی آهن در واقع انرژی گرمایی را از هسته ستاره می‌گیرد. بنابراین، چیزی برای مبارزه با نیروی جاذبه همیشه موجود از این لایه‌های بیرونی باقی نمانده است. نتیجه: سقوط! فقدان فشار تشعشعی تولید شده توسط هسته آهنی باعث می‌شود که لایه‌های بیرونی به سمت مرکز ستاره سقوط کنند. این انفجار خیلی خیلی سریع اتفاق می‌افتد: حدود 15 ثانیه طول می‌کشد تا کامل شود. در هنگام فروپاشی، هسته‌های قسمت‌های بیرونی ستاره بسیار به هم نزدیک می‌شوند، به طوری که عناصر سنگین‌تر از آهن تشکیل می‌شوند.

اتفاق بعدی به جرم ستاره بستگی دارد. ستارگانی با جرمی بین 5 تا 8 برابر جرم خورشید ما، در طول انفجار، ستارگان نوترونی را تشکیل می‌دهند: هسته‌های نواحی مرکزی به اندازه کافی به هم نزدیک می‌شوند تا یک هسته نوترونی بسیار متراکم تشکیل دهند. لایه‌های بیرونی از این هسته منعکس می‌شوند و یک انفجار فاجعه‌بار رخ می‌دهد: این قسمت قابل مشاهده از ابرنواختر است. ستارگانی با جرم بیشتر از حدود 10 برابر خورشید سرنوشت بسیار متفاوتی دارند. فروپاشی نواحی بیرونی ستاره به قدری شدید است که حتی یک ستاره نوترونی هم نمی‌تواند خود را در برابر فشار مواد در حال سقوط نگه دارد. در واقع، هیچ نیروی فیزیکی برای مقابله با فروپاشی آنقدر قوی نیست: ابرنواختر یک سیاهچاله یا ناحیه‌ای از فضاـ زمان را ایجاد می‌کند که آنقدر کوچک و متراکم است که حتی نور هم نمی‌تواند از چنگال آن فرار کند. در این مورد، جزئیات چگونگی وقوع انفجار بعدی هنوز باید بررسی شود.

در طول انفجار، کل انرژی تابش شده توسط ابرنواخترها ممکن است برای مدت کوتاهی از کل خروجی یک کهکشان بیشتر شود. آنها انرژی برابر با کل طول عمر یک ستاره خورشیدی ساطع می‌کنند. انفجار مواد ستاره‌ای خود را با سرعتی تا 30000 کیلومتر بر ثانیه یا 10 درصد سرعت نور از ستاره دور می‌کند. این امر یک موج ضربه‌ای را به محیط بین ستاره‌ای اطراف هدایت می‌کند که یک پوسته در حال انبساط از گاز و غبار را از بین می‌برد که ما آن را به عنوان یک باقیمانده ابرنواختر می‌بینیم. پس از انفجار، آنچه باقی می‌ماند تبدیل به سیاهچاله یا ستاره نوترونی می‌شود.

بیشتر ستاره ها کوچک هستند و منفجر نمی‌شوند. آنها سردتر و کوچکتر می‌شوند و به ستاره‌های کوتوله سفید تبدیل می‌شوند.

انفجار ابرنواختر به ندرت اتفاق می‌افتد. در کهکشان خودمان، راه شیری، آخرین ابرنواختر در سال 1604 اتفاق افتاد. ما می‌توانیم ابرنواخترها را در کهکشانهای دیگر نیز ببینیم. هر ساله 300 ابرنواختر در کهکشانهای دیگر می‌بینیم، زیرا کهکشانهای بسیار زیادی وجود دارد.

ابرنواخترها معمولاً به ابرنواخترهای نوع اول و دوم طبقه‌بندی می‌شوند.

ابرنواخترهای نوع I دارای خطوط جذبی هستند که نشان می‌دهد هیدروژن در آنها وجود ندارد. ابرنواخترهای نوع Ia برای مدت کوتاهی بسیار درخشان هستند. سپس آنها خیلی سریع کمتر روشن می‌شوند. ابرنواخترهای نوع Ia زمانی اتفاق می‌افتند که یک ستاره کوتوله سفید به دور یک ستاره بزرگ می‌چرخد. گاهی اوقات، ستاره کوتوله سفید ماده را از ستاره بزرگ می‌مکد. وقتی جرم کوتوله سفید حدود 1.4 برابر خورشید باشد، فرو می‌ریزد. این امر باعث می‌شود انرژی و نور زیادی تولید شود، به همین دلیل است که ابرنواخترها بسیار درخشان هستند. نوع Ia عمدتاً روشنایی یکسانی دارند. این امر به آنها اجازه می‌دهد تا به عنوان یک شمع استاندارد ثانویه برای اندازه‌گیری فاصله تا کهکشان‌های میزبان خود استفاده شوند.

ابرنواخترهای نوع دوم دارای خطوط جذبی هستند که نشان می‌دهد هیدروژن در آنها وجود دارد. یک ستاره باید حداقل 8 برابر و بیش از 40 تا 50 برابر جرم خورشید داشته باشد تا تحت این نوع انفجار قرار گیرد.

در ستاره‌ای مانند خورشید، همجوشی هسته‌ای هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند. در ستارگان بسیار بزرگ، هلیوم به اکسیژن و… تبدیل می‌شود. این ستاره عناصر با جرم بیشتری را در جدول تناوبی تا زمانی با هم ترکیب می‌کند که هسته‌ای از آهن و نیکل تولید می‌شود. همجوشی آهن یا نیکل هیچ انرژی خالص تولید نمی‌کند، بنابراین دیگر همجوشی نمی‌تواند اتفاق بیفتد. اما، فروپاشی هسته آنقدر سریع است (حدود 23 درصد سرعت نور) که موج ضربه‌ای عظیمی تولید می‌شود. دما و فشار بسیار بالا زمانی که عناصر سنگینتر از آهن تولید می‌شوند به اندازه کافی برای یک لحظه کوتاه باقی می‌ماند. بسته به اندازه اولیه ستاره، بقایای هسته یک ستاره نوترونی یا یک سیاهچاله را تشکیل می‌دهند.

ابرنواخترها و زندگی

بدون ابرنواخترها هیچ حیاتی روی زمین وجود نخواهد داشت،. به این دلیل که بسیاری از عناصر شیمیایی در انفجارهای ابرنواختری ساخته شده‌اند. به این عناصر “عناصر سنگین” می‌گویند. عناصر سنگین برای پیدایش موجودات زنده مورد نیاز است. ابرنواختر تنها راهی است که می‌توان عناصر سنگین را ساخت. عناصر دیگر از همجوشی در ستاره‌ها ساخته شده‌اند. عناصر سنگین برای تشکیل به دما و فشار بسیار بالا نیاز دارند. در انفجار ابرنواختر دما و فشار آنقدر زیاد است که می‌توان عناصر سنگینی را ساخت.

اگر یک انفجار ابرنواختری خیلی نزدیک به زمین اتفاق بیفتد، می‌تواند خطرناک باشد. انفجار بسیار بزرگ است و انواع مختلفی از تشعشعات خطرناک تشکیل می‌شود. اما لازم نیست بترسیم. فقط ستاره‌های بسیار بزرگ می‌توانند به صورت ابرنواختر منفجر شوند. هیچ ستاره‌ای به اندازه کافی بزرگ در نزدیکی زمین وجود ندارد و اگر وجود داشت میلیونها سال طول می‌کشید تا این اتفاق بیفتد.

ابرنواخترهای مهم

SN 1572 توسط تیکو براهه دیده شد. این ابرنواختر به اخترشناسان کمک کرد تا یاد بگیرند که چیزهای موجود در فضا می‌توانند تغییر کنند. SN 1604 توسط یوهانس کپلر دیده شد. این آخرین ابرنواختر به اندازه کافی نزدیک بود که از نیمکره شمالی زمین بدون تلسکوپ قابل مشاهده بود. SN 1987A تنها ابرنواختری است که به قدری نزدیک است که دانشمندان می‌توانند نوترینوها را از آن بیابند. SN 1987A همچنین به اندازه کافی روشن بود که بتوان بدون تلسکوپ دید. مردم در نیمکره جنوبی آن را دیدند.

ترجمه: سارا سیدحاتمی

منبع:

Supernova facts for kids

Kids Encyclopedia Facts

https://kids.kiddle.co/Supernova

Supernovae

http://curious.astro.cornell.edu/the-universe/supernovae