پرش به محتوا

ابرنواختر نوع دو: تفاوت میان نسخه‌ها

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
نمایش تاریخچه به صورت تعاملی
→ تفاوت قدیمی‌ترتفاوت جدیدتر ←
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
دیداریویکی‌متن
H simab (بحث | مشارکت‌ها)
۲۸۵ ویرایش‌ها
←‏پیدایش: افرودن فروریزش مغزه
H simab (بحث | مشارکت‌ها)
۲۸۵ ویرایش‌ها
جز ایجاد شده توسط ترجمهٔ صفحهٔ «Type II supernova»
خط ۱۴: خط ۱۴:


با این وجود، یک ستارهٔ خیلی بزرگتر، به اندازهٔ کافی سنگین هست تا فشارها و دماهای لازم برای گداخت کربن در مغزه را ایجاد کند. گداخت کربن وقتی اتفاق می‌افتد که در پایان مرحلهٔ هلیوم سوزی، ستاره می‌تِرنگد. همین‌طور که هسته‌های اتمی سنگین‌تر به‌طور فزابنده‌ای در مرکز ساخته می‌شود، مغزهٔ این ستاره‌های سنگین مثل پیاز لایه‌لایه می‌شود. ترتیب این لایه به این شکل است: بیرونی‌ترین لایه گاز هیدروژن، لایه‌ای از هیدروژنی که به هلیوم گداخته می‌شود را احاطه کرده است، خودش، لایه‌ای از هلیوم در حال گداخت به کربن با [[فرایند آلفا سه‌گانه|فراروند ِ آلفای ِ سه‌تایی]] را احاطه کرده است و این لایه، لایه‌هایی که به‌طور فزاینده به عناصر سنگین‌تر گداخته می‌شوند را در بر گرفته است. همچنان که ستاره‌ای به این سنگینی فرگشت می‌کند، دستخوش تکرار این مراحل می‌شود تا جایی که گداخت در مغزه متوقف شود و مغزه فرو می‌ریزد تا دما و فشار لازم برای شروع مرحلهٔ بعدی گداخت کافی باشد و دوباره فروریزش را متوقف کند.
با این وجود، یک ستارهٔ خیلی بزرگتر، به اندازهٔ کافی سنگین هست تا فشارها و دماهای لازم برای گداخت کربن در مغزه را ایجاد کند. گداخت کربن وقتی اتفاق می‌افتد که در پایان مرحلهٔ هلیوم سوزی، ستاره می‌تِرنگد. همین‌طور که هسته‌های اتمی سنگین‌تر به‌طور فزابنده‌ای در مرکز ساخته می‌شود، مغزهٔ این ستاره‌های سنگین مثل پیاز لایه‌لایه می‌شود. ترتیب این لایه به این شکل است: بیرونی‌ترین لایه گاز هیدروژن، لایه‌ای از هیدروژنی که به هلیوم گداخته می‌شود را احاطه کرده است، خودش، لایه‌ای از هلیوم در حال گداخت به کربن با [[فرایند آلفا سه‌گانه|فراروند ِ آلفای ِ سه‌تایی]] را احاطه کرده است و این لایه، لایه‌هایی که به‌طور فزاینده به عناصر سنگین‌تر گداخته می‌شوند را در بر گرفته است. همچنان که ستاره‌ای به این سنگینی فرگشت می‌کند، دستخوش تکرار این مراحل می‌شود تا جایی که گداخت در مغزه متوقف شود و مغزه فرو می‌ریزد تا دما و فشار لازم برای شروع مرحلهٔ بعدی گداخت کافی باشد و دوباره فروریزش را متوقف کند.
: <div class="cx-template-editor-source-container" dir="ltr" style="display: none;" lang="en"><div class="cx-template-editor-source"><div class="cx-template-editor-title">Solar mass</div><div class="cx-template-editor-param"><div class="cx-template-editor-param-title"><span id="1" class="cx-template-editor-param-key">1</span></div><div class="cx-template-editor-param-value" data-key="1" style="position: relative;">25</div></div><div class="cx-template-editor-param"><div class="cx-template-editor-param-title"><span id="link" class="cx-template-editor-param-key">link</span></div><div class="cx-template-editor-param-value" data-key="link" style="position: relative;">y</div></div></div></div> {| class="wikitable" |+ Core-burning nuclear fusion stages for a 25-[[جرم خورشیدی|solar mass]] star ! rowspan="2" | Process ! rowspan="2" | Main fuel ! rowspan="2" | Main products ! colspan="3" | {{Solar mass|25|link=y}} star<ref name="WoosleyJanka">{{cite journal|title=The Physics of Core-Collapse Supernovae|last=Woosley|first=S.|author2=Janka, H.-T.|date=December 2005|journal=Nature Physics|issue=3|doi=10.1038/nphys172|volume=1|pages=147–154|arxiv=astro-ph/0601261|bibcode=2005NatPh...1..147W}}</ref> |- ! style="font-weight: normal;" | Temperature<br> ([[کلوین|K]]) ! style="font-weight: normal;" | Density<br> (g/cm<sup>3</sup>) ! style="font-weight: normal;" | Duration |- | [[هسته‌زایی ستاره‌ای|hydrogen burning]] | [[هیدروژن|hydrogen]] | [[هلیوم|helium]] | style="text-align: center;" | 7×10<sup>7</sup> | style="text-align: center;" | 10 | style="text-align: center;" | 10<sup>7</sup>&nbsp;years |- | [[فرایند آلفا سه‌گانه|triple-alpha process]] | [[هلیوم|helium]] | [[کربن|carbon]], [[اکسیژن|oxygen]] | style="text-align: center;" | 2×10<sup>8</sup> | style="text-align: center;" | 2000 | style="text-align: center;" | 10<sup>6</sup>&nbsp;years |- | [[فرایند سوختن کربن|carbon burning process]] | [[کربن|carbon]] | [[نئون|Ne]], [[سدیم|Na]], [[منیزیم|Mg]], [[آلومینیم|Al]] | style="text-align: center;" | 8×10<sup>8</sup> | style="text-align: center;" | 10<sup>6</sup> | style="text-align: center;" | 10<sup>3</sup>&nbsp;years |- | [[فرایند سوختن نئون|neon burning process]] | [[نئون|neon]] | [[اکسیژن|O]], [[منیزیم|Mg]] | style="text-align: center;" | 1.6×10<sup>9</sup> | style="text-align: center;" | 10<sup>7</sup> | style="text-align: center;" | 3&nbsp;years |- | [[فرایند سوختن اکسیژن|oxygen burning process]] | [[اکسیژن|oxygen]] | [[سیلیسیم|Si]], [[گوگرد|S]], [[آرگون|Ar]], [[کلسیم|Ca]] | style="text-align: center;" | 1.8×10<sup>9</sup> | style="text-align: center;" | 10<sup>7</sup> | style="text-align: center;" | 0.3&nbsp;years |- | [[فرایند سوختن سیلیسیم|silicon burning process]] | [[سیلیسیم|silicon]] | [[نیکل|nickel]] (decays into [[آهن|iron]]) | style="text-align: center;" | 2.5×10<sup>9</sup> | style="text-align: center;" | 10<sup>8</sup> | style="text-align: center;" | 5&nbsp;days |}

{| class="wikitable"
|+مراحل گداخت هسته‌ای در هسته سوزی ستاره‌ای با ۲۵ برابر [[جرم خورشیدی]]<ref>{{یادکرد ژورنال|نویسنده=Woosley, Stan|پیوند نویسنده=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/author_form?author=Woosley,+S&fullauthor=Woosley,%20Stan&charset=UTF-8&db_key=AST|عنوان=The physics of core-collapse supernovae|ژورنال=Nature Physics, Volume 1, Issue 3, pp. 147-154 (2005)|ناشر=|تاریخ=12/2005|نام ویراستار=|زبان=en|شاپا=|doi=10.1038/nphys172|bibcode=2005NatPh...1..147W|پیوند=|تاریخ دسترسی=2018-02-18}}</ref>
! rowspan="2" |فراروند
! rowspan="2" |سوخت اصلی
! rowspan="2" |فراورده‌های اصلی
! colspan="3" |25 [[جرم خورشیدی|''M''<sub>☉</sub>]] ستاره
|-
!دما
([[کلوین|K]])
!چگالی
(g/cm<sup>3</sup>)
!مدت
|-
|[[هسته‌زایی ستاره‌ای|هیدروژن سوزی]]
|[[هیدروژن]]
|[[هلیوم]]
|۷×۱۰<sup>۷</sup>
|۱۰
|۱۰<sup>۷</sup> سال
|-
|[[فرایند آلفا سه‌گانه|فراروند آلفای سه‌تایی]]
|[[هلیوم]]
|[[کربن]] و [[اکسیژن]]
|۲×۱۰<sup>۸</sup>
|۲۰۰۰
|۱۰<sup>۶</sup> سال
|-
|[[فرایند سوختن کربن|فراروند کربن‌سوزی]]
|[[کربن]]
|[[نئون|Ne]]، [[سدیم|Na]]، [[منیزیم|Mg]] و [[آلومینیم|Al]]
|۸×۱۰<sup>۸</sup>
|۱۰<sup>۶</sup>
|۱۰<sup>۳</sup> سال
|-
|[[فرایند سوختن نئون|فراروند نئون‌سوزی]]
|[[نئون]]
|[[اکسیژن|O]] و [[منیزیم|Mg]]
|۱٫۶×۱۰<sup>۹</sup>
|۱۰<sup>۷</sup>
|۳ سال
|-
|[[فرایند سوختن اکسیژن|فراروند اکسیژن‌سوزی]]
|[[اکسیژن]]
|[[سیلیسیم|Si]]، [[گوگرد|S]]، [[آرگون|Ar]] و [[کلسیم|Ca]]
|۱٫۸×۱۰<sup>۹</sup>
|۱۰<sup>۷</sup>
|۰٫۳ سال
|-
|[[فرایند سوختن سیلیسیم|فراروند سیلیکون‌سوزی]]
|[[سیلیسیم|سیلیکون]]
|[[نیکل]] (واپاشی به [[آهن]])
|۲٫۵×۱۰<sup>۹</sup>
|۱۰<sup>۸</sup>
|۵ روز
|}


== فروریزش مغزه ==
== فروریزش مغزه ==
خط ۷۹: خط ۲۴:
در ابرنواخترهای نوع II، دو عامل سرانجام این رمبش را متوقف می‌کنند: برهمکنش‌های دفعیِ کوتاه بردِ نوترون به نوترون که به واسطهٔ [[نیروی هسته‌ای قوی]] ایجاد می‌شود و در کنار آن، [[ماده تباهیده|فشار تبهگنی]] نوترون‌ها در چگالی‌ای که با چگالی هستهٔ یک اتم قابل مقایسه است. وقتی رمبش متوقف شد، مادهٔ در حال فروریزش می‌واجهد و [[امواج شوک|موج شوکی]] ایجاد می‌کند که به بیرون پخش می‌شود. انرژی ناشی از این شوک، عناصر سنگین درون مغزه را جدا می‌کند. این  اتفاق، باعث افت انرژی شوک می‌شود و می‌تواند انفجار درون مغزهٔ بیرونی را متوقف کند.<ref name="collapse scenario">{{Cite web|url=http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2003-2&page=articlesu6.html|title=Gravitational Waves from Gravitational Collapse, section 3.1|date=2006-01-24|accessdate=2006-12-09|publisher=[[Los Alamos National Laboratory]]|last=Fryer|first=C. L.|last2=New, K. B. C.|archiveurl=https://web.archive.org/web/20061013071654/http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2003-2&page=articlesu6.html|archivedate=2006-10-13|deadurl=yes}}</ref>
در ابرنواخترهای نوع II، دو عامل سرانجام این رمبش را متوقف می‌کنند: برهمکنش‌های دفعیِ کوتاه بردِ نوترون به نوترون که به واسطهٔ [[نیروی هسته‌ای قوی]] ایجاد می‌شود و در کنار آن، [[ماده تباهیده|فشار تبهگنی]] نوترون‌ها در چگالی‌ای که با چگالی هستهٔ یک اتم قابل مقایسه است. وقتی رمبش متوقف شد، مادهٔ در حال فروریزش می‌واجهد و [[امواج شوک|موج شوکی]] ایجاد می‌کند که به بیرون پخش می‌شود. انرژی ناشی از این شوک، عناصر سنگین درون مغزه را جدا می‌کند. این  اتفاق، باعث افت انرژی شوک می‌شود و می‌تواند انفجار درون مغزهٔ بیرونی را متوقف کند.<ref name="collapse scenario">{{Cite web|url=http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2003-2&page=articlesu6.html|title=Gravitational Waves from Gravitational Collapse, section 3.1|date=2006-01-24|accessdate=2006-12-09|publisher=[[Los Alamos National Laboratory]]|last=Fryer|first=C. L.|last2=New, K. B. C.|archiveurl=https://web.archive.org/web/20061013071654/http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2003-2&page=articlesu6.html|archivedate=2006-10-13|deadurl=yes}}</ref>


مغزهٔ رمبیده شده چنان چگال و پر انرژی است که فقط نوترینوها می‌توانند از آن بگریزند. همچنان که پروتون‌ها و الکترون‌ها در فراروند [[گیراندازی الکترون|گیراُفت الکترون]] ترکیب می‌شوند تا نوترون شکل بگیرد، یک نوترینوی الکترونی ساخته می‌شود. در ابرنواختر نوع II معمول (گونه‌وار)، مغزهٔ نوترونی تازه شکل گرفته دمای آغازینی در حدود ۱۰۰ میلیارد [[کلوین]] دارد، ۱۰ به توان ۴ برابر دمای مغزهٔ خورشید دارد. برای تشکیل یک ستارهٔ نوترونی پایدار، بیش‌تر این انرژی گرمایی باید افشانده شود، در غیز این صورت، ممکن است نوترون‌ها کاملا «جوشیده و تبخیر» شوند. این کار با آزادسازی نوترینوهای بیش‌تری انجام می‌شود.<ref name="akmann">{{Cite book|url=http://www.whfreeman.com/GeneralReaders/book.asp?disc=TRAD&id_product=1058001008&@id_course=1058000240|title=Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A|last=Mann|first=Alfred K.|date=1997|publisher=W. H. Freeman|isbn=0-7167-3097-9|location=New York|page=122}}</ref> این نوترینوهای گرمایی به شکل جفت‌های نوترینو-پادنوترینو در تمام [[مزه (فیزیک ذره‌ای)|چاشنی‌ها]] شکل می‌گیرند.
مغزهٔ رمبیده شده چنان چگال و پر انرژی است که فقط نوترینوها می‌توانند از آن بگریزند. همچنان که پروتون‌ها و الکترون‌ها در فراروند [[گیراندازی الکترون|گیراُفت الکترون]] ترکیب می‌شوند تا نوترون شکل بگیرد، یک نوترینوی الکترونی ساخته می‌شود. در ابرنواختر نوع II معمول (گونه‌وار)، مغزهٔ نوترونی تازه شکل گرفته دمای آغازینی در حدود ۱۰۰ میلیارد [[کلوین]] دارد، ۱۰ به توان ۴ برابر دمای مغزهٔ خورشید دارد. برای تشکیل یک ستارهٔ نوترونی پایدار، بیش‌تر این انرژی گرمایی باید افشانده شود، در غیر این صورت، ممکن است نوترون‌ها کاملا «جوشیده و تبخیر» شوند. این کار با آزادسازی نوترینوهای بیش‌تری انجام می‌شود.<ref name="akmann">{{Cite book|url=http://www.whfreeman.com/GeneralReaders/book.asp?disc=TRAD&id_product=1058001008&@id_course=1058000240|title=Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A|last=Mann|first=Alfred K.|date=1997|publisher=W. H. Freeman|isbn=0-7167-3097-9|location=New York|page=122}}</ref> این نوترینوهای گرمایی به شکل جفت‌های نوترینو-پادنوترینو در تمام [[مزه (فیزیک ذره‌ای)|چاشنی‌ها]] شکل می‌گیرند. تعداد این نوترینوها چندین برابر نوترینوهایی است که به دلیل گیراُفت الکترونی ایجاد شده‌اند.<ref>{{Cite book|url=http://yalepress.yale.edu/yupbooks/book.asp?isbn=9780300090970|title=Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection|last=Gribbin|first=John R.|authorlink=John Gribbin|last2=Gribbin|first2=Mary|date=2000|publisher=[[Yale University Press]]|isbn=978-0-300-09097-0|location=New Haven|page=173}}</ref> دو ساز و کاری که نوترینو تولید می‌کنند، [[انرژی پتانسیل]] گرانشی‌ِ ناشی از رمبش را به یک انفجار نوترینوییِ ده ثانیه‌ای تبدیل می‌کنند. این تبدیل باعث آزاد شدن حدود ۱۰ به توان ۴۶ ژول انرژی (۱۰۰ [[فو (یکای انرژی)|فو]]) می‌شود.<ref name="APS_study">{{Cite web|url=http://www.aps.org/policy/reports/multidivisional/neutrino/upload/Neutrino_Astrophysics_and_Cosmology_Working_Group.pdf|title=APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group|date=2004-10-29|accessdate=2006-12-12|publisher=[[American Physical Society]]|last=Barwick|first=S.|last2=Beacom, J.|format=PDF|display-authors=etal}}</ref>

در فرایندی که هنوز به درستی درک نشده است، شوک متوقف شده، حدود یک درصدِ انرژی آزاد شده، یعنی یا ده به توان ۴۴ ژول (۱ فو)، که به شکل نوترینوهاست را دوباره جذب می‌کند و انفجاری ابرنواختری می‌سازد. نوترینوهایی که یک ابرنواختر آزاد می‌کند در [[اس‌ان ۱۹۸۷ای|ابرنواختر ۱۹۸۷ ای]] رصد شده‌اند و این باعث شد تا اخترفیزیکدان‌ها به این نتیجه برسند که تصویر کلی رمبش مغزه در اساس درست است. ابزارهای درون آبِ [[رصدخانه کامیوکانده دو]] و [[آشکارگر آی ام بی|آشکارساز آی ام بی]] پادنوترینوهای منطقهٔ گرمایی را آشکار کردند، در حالی که [[رصدخانه نوترینوی بکسن]] با ابزار آشکارساز نوترینوی گالیوم-۷۱، نوترینوهایی ([[عدد لپتونی]] = ۱) را آشکار کرد که یا از منطقهٔ گرمایی بودند یا منطقهٔ گیراُفت الکترونی.
[[پرونده:Core_collapse_scenario.svg|وسط|بندانگشتی|480x480پیکسل|درون یک ستارهٔ سنگین فرگشت شده (a) پوشش‌های لایه پیازی دستخوش گداخت می‌شوند و یک مغزهٔ نیکل-آهنی درست می‌کنند (b) که به جرم چاندراسکار می‌رسد و شروع به رمبیدن می‌کند. بخش‌های درونی مغزه به تا نوترون‌ها به هم فشرده می‌شود (c) که باعث می‌شود مواد در حال فرو ریختن بجهند (d) و جبهه‌ای ]]
وقتی ستارهٔ نمونه کمتر از حدود ۲۰ ☉M باشد - بسته به قدرت انفجار و میزان ماده‌ای که بر می‌گردد - باقیماندهٔ تباهیدهٔ مغزهٔ رمبیده شده، یک [[ستارهٔ نوترونی]] خواهد بود. در جرم‌های بیش‌تر از این مقدار، باقیمانده به شکل یک [[سیاهچاله]] می‌رمبد.<ref>{{Cite journal|title=Black Hole Formation from Stellar Collapse|last=Fryer|first=Chris L.|date=2003|journal=Classical and Quantum Gravity|issue=10|doi=10.1088/0264-9381/20/10/309|volume=20|pages=S73–S80|bibcode=2003CQGra..20S..73F}}</ref> جرم حدیِ نظری برای این نوع سناریوی مغزهٔ رمبیده حدود ۴۰ تا ۵۰ ☉M است. تصور می‌شود که برای ستاره‌های سنگین‌تر از این مقدار جرم، ستاره بدون انفجار ابرنواختری و به‌طور مستقیم به سیاهچاله تبدیل می‌شود.<ref name="fryer">{{Cite journal|title=Mass Limits For Black Hole Formation|last=Fryer|first=Chris L.|date=1999|journal=The Astrophysical Journal|issue=1|doi=10.1086/307647|volume=522|pages=413–418|arxiv=astro-ph/9902315|bibcode=1999ApJ...522..413F}}</ref> هر چند عدم قطعیت در مدل‌های رمبش ابرنواختری، محاسبهٔ این حدها را نادقیق می‌کند.

== مدل‌های نظری ==
نظریهٔ [[مدل استاندارد]] برای [[فیزیک ذرات]]، نظریه‌ای است که در آن سه تا از چهار [[نیروهای بنیادی|برهمکنش بنیادی]] شناخته شدهٔ بین [[ذرات بنیادی]] را توضیح می‌دهد. این برهمکنش‌ها باعث ایجاد تمام [[ماده (فیزیک)|ماده]] می‌شوند. به کمک این نظریه می‌توان پیش‌بینی کرد که تحت بسیاری از شرایط، ذرات چطور برهمکنش نشان خواهند داد. در ابرنواختر به‌طور معمول انرژی بر هر ذره، حدود یک تا یکصد و پنجاه [[ژول|پیکوژول]] (از ده‌ها تا صدها [[الکترون‌ولت|MeV]]) است.<ref name="izzard">{{Cite journal|title=Formation rates of core-collapse supernovae and gamma-ray bursts|last=Izzard|first=R. G.|last2=Ramirez-Ruiz, E.|date=2004|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|issue=4|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07436.x|volume=348|page=1215|arxiv=astro-ph/0311463|bibcode=2004MNRAS.348.1215I|last3=Tout, C. A.}}</ref> انرژی بر ذرهٔ دخیل در یک ابرنواختر به اندازهٔ کافی کوچک هست که پیش‌بینی‌های ناشی از مدل استاندارد ذرات، به‌طور کلی تا اندازهٔ خوبی درست باشد. اما ممکن است چگالی‌های بالا نیازمند تصحیح‌هایی در مدل استاندارد باشند.<ref name="cc_sims">{{Cite conference}}</ref> به‌طور مشخص، [[شتاب‌دهنده ذرات|شتاب‌دهنده‌های ذرات]] زمینی می‌توانند برهمکنش‌هایی بین ذرات ایجاد کنند که بسیار پرانرژی‌تر از مرتبه‌ای است که در ابرنواخترها پیدا شده است.<ref>{{Cite journal|url=http://publish.edpsciences.com/articles/epjc/abs/1998/05/epjc851/epjc851.html|title=Tests of the Standard Model and Constraints on New Physics from Measurements of Fermion-pair Production at 189 GeV at LEP|last=Ackerstaff, K.|date=1998|journal=Submitted to [[The European Physical Journal C]]|accessdate=2007-03-18|issue=3|doi=10.1007/s100529800851|volume=2|pages=441–472}}
</ref> اما در این آزمایش‌ها، ذرات انفرادی با ذرات انفرادی برهمکنش دارند و به نظر می‌رسد که چگالی‌های بالای درون ابرنواخترها تاثیرات بدیعی ایجاد خواهند کرد. در ابرنواخترها برهمکنش بین نوترینوها و دیگر ذرات، به‌وسیلهٔ  [[نیروی هسته‌ای ضعیف]] انجام می‌شود، که گمان می‌رود به‌خوبی فهمیده شده است. با این حال، در برهمکنش بین پروتون‌ها و نوترون‌ها، [[نیروی هسته‌ای قوی]] دخیل است که به مراتب کمتر فهمیده شده است.<ref>{{Cite web|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2004/public.html|title=The Nobel Prize in Physics 2004|date=2004-10-05|accessdate=2007-05-30|publisher=Nobel Foundation|last=Staff|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070503191526/http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2004/public.html|archivedate=2007-05-03|deadurl=yes}}</ref>

== منحنی‌های نوری برای ابرنواخترهای نوع II-L و نوع II-P ==
[[پرونده:SNIIcurva.png|چپ|بندانگشتی|280x280پیکسل|این نگارهٔ درخشندگی به عنوان تابع زمان، شکل‌ مشخصهٔ منحنی‌های نوری برای یک ابرنواختر نوع II-L و II-P را نشان می‌دهد.]]
وقتی که [[طیف]] یک ابرنواختر نوع II آزموده شد، به‌طور معمول [[سری بالمر|خطوط جذبی بالمر]] را نشان می‌دهد - تراوش کاسته شده در [[بسامد|بسامدهای]] شاخصی که اتم‌های هیدروژن انرژی را جذب کرده‌اند. از حضور این خطوط استفاده می‌شود تا این نوع از ابرنواخترها از ابرنواخترهای نوع Ia تمیز داده شوند.

== ابرنواخترهای نوع IIn ==
حرف n مشخص کننده باریک (narrow) است، که نشان دهنده حضور خطوط تابشی باریک یا متوسط در طیف‌شان است. در مورد خطوط تابشی متوسط، پرتابه ناشی از انفجار ممکن است با گاز اطراف ستاره - ماده پیراستاره‌ای - به شدت برهمکنش داشته باشد. <ref>{{Cite journal|title=Optical Spectra of Supernovae|last=Filippenko|first=A. V.|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|doi=10.1146/annurev.astro.35.1.309|year=1997|volume=35|pages=309–330|bibcode=1997ARA&A..35..309F}}</ref><ref>{{Cite journal|title=The type IIn supernova 1995G: interaction with the circumstellar medium|last=Pastorello|first=A.|last2=Turatto, M.|date=2002|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|issue=1|doi=10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x|volume=333|pages=27–38|arxiv=astro-ph/0201483|bibcode=2002MNRAS.333...27P|last3=Benetti, S.|last4=Cappellaro, E.|last5=Danziger, I. J.|last6=Mazzali, P. A.|last7=Patat, F.|last8=Filippenko, A. V.|last9=Schlegel, D. J.}}</ref> چگالی پیراستاره‌ای مورد نیاز برای توضیح دادن ویژگی‌های رصد شده، بسیار بیشتر از آنی است که بنابر نظریه استاندارد تکامل ستاره‌ای انتظار می‌رود.<ref>{{Cite journal|title=Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars|last=Langer|first=N.|date=22 September 2012|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|issue=1|doi=10.1146/annurev-astro-081811-125534|volume=50|pages=107–164|arxiv=1206.5443|bibcode=2012ARA&A..50..107L}}</ref> اغلب فرض شده است که این چگالی بالای پیراستاره‌ای به دلیل نرخ بالای از دست دادن جرم در نمونه‌های ابرنواختری نوع IIn باشد. تخمین‌ها برای نرخ از دست دادن جرم، به‌طور معمول بیش‌تر از یک هزارم جرم خورشیدی در سال است. نشانه‌هایی وجود دارد که آن‌ها همانند [[متغیر آبی درخشان|ستاره‌های متغیر آبی درخشان]]، که جرم زیادی قبل از منفجر شدن از دست می‌دهند، از ستاره‌ها سرچشمه گرفته باشند.<ref>{{Cite journal|title=Caltech Core-Collapse Project (CCCP) observations of type IIn supernovae: typical properties and implications for their progenitor stars|last=Michael Kiewe|last2=Avishay Gal-Yam|date=2010|journal=ApJ|issue=10|doi=10.1088/0004-637X/744/1/10|volume=744|pages=10|arxiv=1010.2689|bibcode=2012ApJ...744...10K|last3=Iair Arcavi|last4=Leonard|last5=Emilio Enriquez|last6=Bradley Cenko|last7=Fox|last8=Dae-Sik Moon|last9=Sand}}</ref> [[اس‌ان ۱۹۹۸ اس]] و [[SN 2005gl|اس‌ان ۲۰۰۵ جی‌ال]] نمونه‌هایی از ابرنواخترهای نوع IIn هستند؛ اس‌ان ۲۰۰۶ جی‌وای، ابرنواختری به شدت پرانرژی، شاید نمونه دیگری باشد.<ref>{{Cite journal|title=Spectral Evolution of the Extraordinary Type IIn Supernova 2006gy|last=Smith|first=N.|last2=Chornock|first2=R.|journal=The Astrophysical Journal|issue=2|doi=10.1088/0004-637X/709/2/856|year=2010|volume=709|pages=856–883|arxiv=0906.2200|bibcode=2010ApJ...709..856S|last3=Silverman|first3=J. M.|last4=Filippenko|first4=A. V.|last5=Foley|first5=R. J.}}</ref>

== ابرنواخترهای نوع  IIb ==
یک ابرنواختر نوع IIb در طیف اولیه خود خطوط هیدروژن ضعیفی دارد و به همین دلیل هم به عنوان نوع II دسته‌بندی شده است. با این حال، بعدتر دیگر تابش H  قابل آشکارسازی نمی‌شود و یک قله دومی نیز در منحنی نورش خواهد بود که باعث می‌شود طیفش بیشتر یادآور یک [[ابرنواخترهای نوع Ib و Ic|ابرنواختر نوع Ib]] باشد.

== فرانواختر ==
[[فرانواختر|فرانواخترها]] گونه نادری از ابرنواختر هستند که در اصل بسیار پرنورتر و پرانرژی‌تر از ابرنواخترهای استاندارد هستند. نمونه‌هایش [[۱۹۹۸ ای اف]]  (نوع Ic) و [[۱۹۹۷ سی وای]] (نوع IIn) هستند.


== این‌ها را هم ببینید ==
== این‌ها را هم ببینید ==

نسخهٔ ‏۱۸ فوریهٔ ۲۰۱۸، ساعت ۲۲:۴۷

بقایای درحال گسترش ابرنواختر  اس‌ان ۱۹۸۷ای، یک ابرنواختر نوع II پی در ابر ماژلانی بزرگ. عکس از ناسا

یک ابرنواختر نوع II (جمع: ابرنواخترها. به انگلیسی: Type II supernova) نتیجهٔ فروریزشِ سریع و انفجارِ شدید یک ستارهٔ سنگین است. جرم یک ستاره برای اینکه دستخوش چنین انفجاری شود، باید دستکم ۸ برابر و نه بیش‌تر از ۴۰ تا ۵۰ برابر جرم خورشید ☉M باشد.[۱] وجه تمایز ابرنواخترهای نوع دوم نسبت به دیگر ابرنواخترها، حضور هیدروژن در طیف‌شان است. معمولا می‌توان آن‌ها را در بازوهای مارپیچی کهکشان‌ها و منطقه‌های اچ ۲ نپاهید (رصد کرد)، اما در کهکشان‌های بیضوی دیده نمی‌شوند.

ستاره‌های سنگین مثل همهٔ ستاره‌ها با همجوشی هسته‌ای و تبدیل هیدروژن به هلیوم در مغزه‌شان انرژی آزاد می‌کنند. با این وجود برخلاف خورشید، این ستاره‌ها که به مراحل پایانی چرخه زندگی‌شان نزدیک می‌شوند به اندازه کافی سنگین هستند تا بتوانند عنصرهایی با جرم اتمیِ بزرگتر از هیدروژن و هلیوم را هم بگدازند و محدود به گداختن هلیوم به کربن نیستند. همجوشی این عنصرها در دماها و فشارهای فزاینده و بیشتری روی می‌دهد. این شرایط باعث کوتاه‌‌تر شدن هر چه بیش‌تر طول عمر ستاره‌ها می‌شود. فشار تبهگن الکترون‌ها و انرژی‌ای که این واکنش‌های همجوشی آزاد می‌کنند، به اندازه‌ای هست تا مقابل گرانش ایستادگی کند و از فروریزش ستاره جلوگیری کند و ستاره را در وضعیتی متوازن نگه دارد. ستاره بیش‌تر و بیش‌تر مشغول همجوشی عنصرهایی با جرم‌های سنگین‌تر می‌شود. ابتدا با هیدروژن و هلیوم شروع می‌کند، بعد به سراغ عنصرهای دیگر جدول تناوبی می‌رود تا مغزه‌ای از آهن و نیکل ساخته شود. همجوشی آهن یا نیکل به اندازهٔ کافی انرژی تولید نمی‌کند، بنابراین ادامه همجوشی متوقف می‌شود و یک مغزهٔ لَخت باقی می‌گذارد. با نبودن انرژی خروجی که فشار بیرونی ایجاد کند، توازن به هم می‌ریزد و مغزه‌ زیر فشار جرم به هم فشردهٔ ستاره، متراکم می‌شود.

هنگامی که جرم فشرده شدهٔ مغزهٔ لَخت از حد چاندراسکار که حدود ۱٫۴ برابر ☉M  است، فراتر رود، دیگر تبهگنی الکترون برای مقابله با فشردگی گرانشی کافی نیست. در چند ثانیه فروکفتی عظیم برای مغزه‌ اتفاق می‌افتد. بدون پشتیبانی مغزه‌ای که حالا فروکفته، مغزهٔ بیرونی زیر فشار گرانش به درون فرو می‌ریزد. این فروریزش ممکن است به سرعتی تا ۲۳ درصد سرعت نور هم برسد و فشار ناگهانی، دمای مغزهٔ درونی را تا ۱۰۰ میلیارد کلوین افزایش دهد. در یک انفجار ده ثانیه‌ای، تباهی وارون بتا، باعث شکل‌گیری نوترون‌ها و نوترینوها و آزاد شدن حدود ۱۰ به توان ۴۶ ژول (۱۰۰ فو) انرژی می‌شود. فروریزش مغزهٔ داخلی نیز با تبهگنی نوترونی متوقف می‌شود. این ایست باعث واجهیدن و به بیرون پرت شدن فروکَفت می‌شود. انرژی این موج شوک گسترش یابنده برای گسیختن مادهٔ ستاره‌ای و شتابیدن آن به سرعت گریز می‌شود. این رویداد باعث شکل‌گیری ابرنواختر می‌شود. موج شوک و دما و فشار فوق‌العاده بالا، به سرعت می‌اِفتالَد (پراکنده می‌شود). اما به اندازهٔ کافی باقی می‌ماند تا در دوره‌ای کوتاه فرایند هسته هَندایش عناصر سنگین‌تر از آهن اتفاق بیفتد.[۲] بسته به جرم آغازین ستاره، باقیماندهٔ ستاره یک ستارهٔ نوترونی یا سیاهچاله را شکل می‌دهد. به دلیل ساز و کاری که در اصل منجر به انفجار ابرنواختر می‌شود، آن‌ها هم ابرنواخترهای مغزه‌ رُمبیده توصیف می‌شوند.

کَتاگُر (دسته‌)های زیادی از انفجارهای ابرنواختری نوع II هست که در پی انفجار بر مبنای منحنی نوری‌شان  - نگاره‌ای از نور در برابر زمان - دسته‌بندی شده‌اند. ابرنواخترهای نوع II ال، در پی انفجار شیب ثابتی (خطی) برای کاهش نور خود نشان می‌دهند، در حالی که نوع II پی، دوره‌ای از کاهش نور آهسته‌تر (مسطح) را در منحنی نورشان بعد از یک کاهش معمول، به نمایش می‌گذارند. ابرنواخترهای نوع Ib و Ic نوعی از ابرنواخترهای مغزه رُمبیده هستند. آن‌ها به ستاره‌های سنگینی تعلق دارند که پوشهٔ بیرونی هیدروژنی و (در مورد نوع Ic) هلیومی خود را افشانده‌اند. در نتیجه به نظر می‌رسد که این عناصر را کم دارند.

پیدایش

لایه‌های پیاز مانند یک ستارهٔ فرگشتهٔ سنگین، درست پیش از رمبش مغزه. (مقیاس درست نیست).

ستاره‌هایی که بسیار سنگین‌تر از خورشید هستند، به شیوه‌های پیچیده‌ای فرگشته می‌شوند. در مغزهٔ ستاره، هیدروژن به هلیوم گداخته می‌شود. این همجوشی انرژی گرمایی‌ای آزاد می‌کند که مغزهٔ خورشید را گرم می‌کند و فشار بیرونی‌ای ایجاد می‌کند که از لایه‌های خورشید در برابر فروریزش حمایت می‌کند. به این فرایند تعادل هیدرواستاتیکی (هموگش ِ هیدر ایستاییک) یا ستاره‌ای می‌گویند. هلیومی که در مغزه تولید شده، همان‌جا انباشته می‌شود چرا که دمای مغزه آن‌قدر نیست که بتواند هلیوم را گداخته کند. سرانجام وقتی هیدروژن درون مغزه مصرف شد، همجوشی کند می‌شود و گرانش باعث تِرِنگیدن (انقباض) مغزه می‌شود. این ترنگش دما را به اندازه‌ای بالا می‌برد تا فاز کوتاهتری از همجوشی هلیوم راه بیفتد که برای کمتر از ۱۰ درصد عمر کلی ستاره ادامه خواهد داشت. در ستاره‌هایی با جرم کمتر از ۸ برابر جرم خورشیدی، کربن تولید شده از همجوشی هلیوم، گداخته نمی‌شود و ستاره رفته‌رفته خنک می‌شود تا به یک کوتولهٔ سفید تبدیل شود.[۳][۴] اگر کوتوله‌های سفید همدمی داشته باشند، ممکن است به ابرنواختر نوع Ia تبدیل شوند.

با این وجود، یک ستارهٔ خیلی بزرگتر، به اندازهٔ کافی سنگین هست تا فشارها و دماهای لازم برای گداخت کربن در مغزه را ایجاد کند. گداخت کربن وقتی اتفاق می‌افتد که در پایان مرحلهٔ هلیوم سوزی، ستاره می‌تِرنگد. همین‌طور که هسته‌های اتمی سنگین‌تر به‌طور فزابنده‌ای در مرکز ساخته می‌شود، مغزهٔ این ستاره‌های سنگین مثل پیاز لایه‌لایه می‌شود. ترتیب این لایه به این شکل است: بیرونی‌ترین لایه گاز هیدروژن، لایه‌ای از هیدروژنی که به هلیوم گداخته می‌شود را احاطه کرده است، خودش، لایه‌ای از هلیوم در حال گداخت به کربن با فراروند ِ آلفای ِ سه‌تایی را احاطه کرده است و این لایه، لایه‌هایی که به‌طور فزاینده به عناصر سنگین‌تر گداخته می‌شوند را در بر گرفته است. همچنان که ستاره‌ای به این سنگینی فرگشت می‌کند، دستخوش تکرار این مراحل می‌شود تا جایی که گداخت در مغزه متوقف شود و مغزه فرو می‌ریزد تا دما و فشار لازم برای شروع مرحلهٔ بعدی گداخت کافی باشد و دوباره فروریزش را متوقف کند.

{| class="wikitable" |+ Core-burning nuclear fusion stages for a 25-solar mass star ! rowspan="2" | Process ! rowspan="2" | Main fuel ! rowspan="2" | Main products ! colspan="3" | 25 M☉ star[۵] |- ! style="font-weight: normal;" | Temperature
(K) ! style="font-weight: normal;" | Density
(g/cm3) ! style="font-weight: normal;" | Duration |- | hydrogen burning | hydrogen | helium | style="text-align: center;" | 7×107 | style="text-align: center;" | 10 | style="text-align: center;" | 107 years |- | triple-alpha process | helium | carbon, oxygen | style="text-align: center;" | 2×108 | style="text-align: center;" | 2000 | style="text-align: center;" | 106 years |- | carbon burning process | carbon | Ne, Na, Mg, Al | style="text-align: center;" | 8×108 | style="text-align: center;" | 106 | style="text-align: center;" | 103 years |- | neon burning process | neon | O, Mg | style="text-align: center;" | 1.6×109 | style="text-align: center;" | 107 | style="text-align: center;" | 3 years |- | oxygen burning process | oxygen | Si, S, Ar, Ca | style="text-align: center;" | 1.8×109 | style="text-align: center;" | 107 | style="text-align: center;" | 0.3 years |- | silicon burning process | silicon | nickel (decays into iron) | style="text-align: center;" | 2.5×109 | style="text-align: center;" | 108 | style="text-align: center;" | 5 days |}

فروریزش مغزه

عاملی که این فراروند را محدود می‌کند، مقدار انرژی‌ای است که با گداخت آزاد می‌کند که به انرژی بندش بستگی دارد: انرژی‌ای که این هسته‌های اتمی را کنار هم نگه می‌دارد. هر مرحله اضافی هسته‌های سنگین‌تری می‌سازد که هنگام گداخت، انرژی به مراتب کمتری آزاد می‌کند. به علاوه، از کربن‌سوزی به بعد، هدررفت انرژی به دلیل تولید نوترینو قابل‌توجه می‌شود. [۶] این روند تا تولید نیکل-۵۶ ادامه پیدا می‌کند. روندی که در  چند ماه با تلاشی رادیواکتیوی به کبالت-۵۶ و بعد آهن-۵۶ می‌انجامد. از آن‌جا که آهن و نیکل بالاترین انرژی بَندِش بر هسته را بین تمام عناصر دارند،[۷] دیگر در مغزه، گداخت نمی‌تواند انرژی تولید کند و یک مغزهٔ آهنی-نیکلی رشد می‌کند.[۸] این مغزه زیر فشار گرانشی سترگی قرار دارد. از آن‌جا که دیگر گداختی اتفاق نمی‌افتد، دمای ستاره را افزایش دهد، تنها چیزی که می‌تواند در مقابل رمبش ستاره بایستد، فشار تبهگنی الکترون‌هاست. در این حالت، ماده آن‌قدر چگال است که برای همپَکِش (به‌هم فشردگی) بیش‌تر، لازم است الکترون‌ها ترازهای انرژی یکسانی را اشغال کنند. اما چنین حالتی برای فرمیون‌های همسان، بنابر پدیده‌ای به‌نام اصل طرد پائولی ممنوع است.

وقتی جرم مغزه از حد چاندراسکار که حدود ۱٫۴ ☉M است، فراتر باشد، فشار تبهگنی دیگر توان مقابله با رمبش را ندارد و رمبشی فاجعه‌بار (نگونزار) را در پی خواهد داشت.[۹] بخش‌های بیرونی مغزه هنگام رمبیدن به سمت مرکز، به سرعت‌هایی تا ۷۰٬۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه (۲۳ درصد سرعت نور) می‌رسند.[۱۰] مغزه‌ای که به سرعت درهم‌کشیده شده، داغ می‌شود و پرتوهای پرانرژی گاما تولید می‌کند. این پرتوها هسته‌های آهن را با فروپاشی نوری به هسته هلیوم و نوترون‌های آزاد متلاشی می‌کند. همچنان که چگالی مغزه افزایش می‌یابد، شرایط ادغام برای الکترون‌ها و پروتون‌ها با معکوس واپاشی بتا مناسب می‌شود. در این فراروند نوترون‌ها و ذرات بنیادینی به اسم نوترینو ساخته می‌شود. از آن‌جا که نوترینوها به ندرت با مادهٔ معمولی برهمکنش دارند، می‌توانند از مغزه فرار کنند. آن‌ها با خود انرژی را به بیرون می‌برند و باعث شتاب بیش‌تر رمبیدگی می‌شوند. کل این اتفاق در مقیاسی از مرتبهٔ هزارم ثانیه اتفاق می‌افتد. همین‌طور که مغزه از لایه‌های بیرونی جدا می‌شود، برخی از این نوترینوها جذب لایه‌های بیرونی ستاره می‌شوند و انفجار ابرنواختری شروع می‌شود.[۱۱]

در ابرنواخترهای نوع II، دو عامل سرانجام این رمبش را متوقف می‌کنند: برهمکنش‌های دفعیِ کوتاه بردِ نوترون به نوترون که به واسطهٔ نیروی هسته‌ای قوی ایجاد می‌شود و در کنار آن، فشار تبهگنی نوترون‌ها در چگالی‌ای که با چگالی هستهٔ یک اتم قابل مقایسه است. وقتی رمبش متوقف شد، مادهٔ در حال فروریزش می‌واجهد و موج شوکی ایجاد می‌کند که به بیرون پخش می‌شود. انرژی ناشی از این شوک، عناصر سنگین درون مغزه را جدا می‌کند. این  اتفاق، باعث افت انرژی شوک می‌شود و می‌تواند انفجار درون مغزهٔ بیرونی را متوقف کند.[۱۲]

مغزهٔ رمبیده شده چنان چگال و پر انرژی است که فقط نوترینوها می‌توانند از آن بگریزند. همچنان که پروتون‌ها و الکترون‌ها در فراروند گیراُفت الکترون ترکیب می‌شوند تا نوترون شکل بگیرد، یک نوترینوی الکترونی ساخته می‌شود. در ابرنواختر نوع II معمول (گونه‌وار)، مغزهٔ نوترونی تازه شکل گرفته دمای آغازینی در حدود ۱۰۰ میلیارد کلوین دارد، ۱۰ به توان ۴ برابر دمای مغزهٔ خورشید دارد. برای تشکیل یک ستارهٔ نوترونی پایدار، بیش‌تر این انرژی گرمایی باید افشانده شود، در غیر این صورت، ممکن است نوترون‌ها کاملا «جوشیده و تبخیر» شوند. این کار با آزادسازی نوترینوهای بیش‌تری انجام می‌شود.[۱۳] این نوترینوهای گرمایی به شکل جفت‌های نوترینو-پادنوترینو در تمام چاشنی‌ها شکل می‌گیرند. تعداد این نوترینوها چندین برابر نوترینوهایی است که به دلیل گیراُفت الکترونی ایجاد شده‌اند.[۱۴] دو ساز و کاری که نوترینو تولید می‌کنند، انرژی پتانسیل گرانشی‌ِ ناشی از رمبش را به یک انفجار نوترینوییِ ده ثانیه‌ای تبدیل می‌کنند. این تبدیل باعث آزاد شدن حدود ۱۰ به توان ۴۶ ژول انرژی (۱۰۰ فو) می‌شود.[۱۵]

در فرایندی که هنوز به درستی درک نشده است، شوک متوقف شده، حدود یک درصدِ انرژی آزاد شده، یعنی یا ده به توان ۴۴ ژول (۱ فو)، که به شکل نوترینوهاست را دوباره جذب می‌کند و انفجاری ابرنواختری می‌سازد. نوترینوهایی که یک ابرنواختر آزاد می‌کند در ابرنواختر ۱۹۸۷ ای رصد شده‌اند و این باعث شد تا اخترفیزیکدان‌ها به این نتیجه برسند که تصویر کلی رمبش مغزه در اساس درست است. ابزارهای درون آبِ رصدخانه کامیوکانده دو و آشکارساز آی ام بی پادنوترینوهای منطقهٔ گرمایی را آشکار کردند، در حالی که رصدخانه نوترینوی بکسن با ابزار آشکارساز نوترینوی گالیوم-۷۱، نوترینوهایی (عدد لپتونی = ۱) را آشکار کرد که یا از منطقهٔ گرمایی بودند یا منطقهٔ گیراُفت الکترونی.

درون یک ستارهٔ سنگین فرگشت شده (a) پوشش‌های لایه پیازی دستخوش گداخت می‌شوند و یک مغزهٔ نیکل-آهنی درست می‌کنند (b) که به جرم چاندراسکار می‌رسد و شروع به رمبیدن می‌کند. بخش‌های درونی مغزه به تا نوترون‌ها به هم فشرده می‌شود (c) که باعث می‌شود مواد در حال فرو ریختن بجهند (d) و جبهه‌ای 

وقتی ستارهٔ نمونه کمتر از حدود ۲۰ ☉M باشد - بسته به قدرت انفجار و میزان ماده‌ای که بر می‌گردد - باقیماندهٔ تباهیدهٔ مغزهٔ رمبیده شده، یک ستارهٔ نوترونی خواهد بود. در جرم‌های بیش‌تر از این مقدار، باقیمانده به شکل یک سیاهچاله می‌رمبد.[۱۶] جرم حدیِ نظری برای این نوع سناریوی مغزهٔ رمبیده حدود ۴۰ تا ۵۰ ☉M است. تصور می‌شود که برای ستاره‌های سنگین‌تر از این مقدار جرم، ستاره بدون انفجار ابرنواختری و به‌طور مستقیم به سیاهچاله تبدیل می‌شود.[۱۷] هر چند عدم قطعیت در مدل‌های رمبش ابرنواختری، محاسبهٔ این حدها را نادقیق می‌کند.

مدل‌های نظری

نظریهٔ مدل استاندارد برای فیزیک ذرات، نظریه‌ای است که در آن سه تا از چهار برهمکنش بنیادی شناخته شدهٔ بین ذرات بنیادی را توضیح می‌دهد. این برهمکنش‌ها باعث ایجاد تمام ماده می‌شوند. به کمک این نظریه می‌توان پیش‌بینی کرد که تحت بسیاری از شرایط، ذرات چطور برهمکنش نشان خواهند داد. در ابرنواختر به‌طور معمول انرژی بر هر ذره، حدود یک تا یکصد و پنجاه پیکوژول (از ده‌ها تا صدها MeV) است.[۱۸] انرژی بر ذرهٔ دخیل در یک ابرنواختر به اندازهٔ کافی کوچک هست که پیش‌بینی‌های ناشی از مدل استاندارد ذرات، به‌طور کلی تا اندازهٔ خوبی درست باشد. اما ممکن است چگالی‌های بالا نیازمند تصحیح‌هایی در مدل استاندارد باشند.[۱۹] به‌طور مشخص، شتاب‌دهنده‌های ذرات زمینی می‌توانند برهمکنش‌هایی بین ذرات ایجاد کنند که بسیار پرانرژی‌تر از مرتبه‌ای است که در ابرنواخترها پیدا شده است.[۲۰] اما در این آزمایش‌ها، ذرات انفرادی با ذرات انفرادی برهمکنش دارند و به نظر می‌رسد که چگالی‌های بالای درون ابرنواخترها تاثیرات بدیعی ایجاد خواهند کرد. در ابرنواخترها برهمکنش بین نوترینوها و دیگر ذرات، به‌وسیلهٔ  نیروی هسته‌ای ضعیف انجام می‌شود، که گمان می‌رود به‌خوبی فهمیده شده است. با این حال، در برهمکنش بین پروتون‌ها و نوترون‌ها، نیروی هسته‌ای قوی دخیل است که به مراتب کمتر فهمیده شده است.[۲۱]

منحنی‌های نوری برای ابرنواخترهای نوع II-L و نوع II-P

این نگارهٔ درخشندگی به عنوان تابع زمان، شکل‌ مشخصهٔ منحنی‌های نوری برای یک ابرنواختر نوع II-L و II-P را نشان می‌دهد.

وقتی که طیف یک ابرنواختر نوع II آزموده شد، به‌طور معمول خطوط جذبی بالمر را نشان می‌دهد - تراوش کاسته شده در بسامدهای شاخصی که اتم‌های هیدروژن انرژی را جذب کرده‌اند. از حضور این خطوط استفاده می‌شود تا این نوع از ابرنواخترها از ابرنواخترهای نوع Ia تمیز داده شوند.

ابرنواخترهای نوع IIn

حرف n مشخص کننده باریک (narrow) است، که نشان دهنده حضور خطوط تابشی باریک یا متوسط در طیف‌شان است. در مورد خطوط تابشی متوسط، پرتابه ناشی از انفجار ممکن است با گاز اطراف ستاره - ماده پیراستاره‌ای - به شدت برهمکنش داشته باشد. [۲۲][۲۳] چگالی پیراستاره‌ای مورد نیاز برای توضیح دادن ویژگی‌های رصد شده، بسیار بیشتر از آنی است که بنابر نظریه استاندارد تکامل ستاره‌ای انتظار می‌رود.[۲۴] اغلب فرض شده است که این چگالی بالای پیراستاره‌ای به دلیل نرخ بالای از دست دادن جرم در نمونه‌های ابرنواختری نوع IIn باشد. تخمین‌ها برای نرخ از دست دادن جرم، به‌طور معمول بیش‌تر از یک هزارم جرم خورشیدی در سال است. نشانه‌هایی وجود دارد که آن‌ها همانند ستاره‌های متغیر آبی درخشان، که جرم زیادی قبل از منفجر شدن از دست می‌دهند، از ستاره‌ها سرچشمه گرفته باشند.[۲۵] اس‌ان ۱۹۹۸ اس و اس‌ان ۲۰۰۵ جی‌ال نمونه‌هایی از ابرنواخترهای نوع IIn هستند؛ اس‌ان ۲۰۰۶ جی‌وای، ابرنواختری به شدت پرانرژی، شاید نمونه دیگری باشد.[۲۶]

ابرنواخترهای نوع  IIb

یک ابرنواختر نوع IIb در طیف اولیه خود خطوط هیدروژن ضعیفی دارد و به همین دلیل هم به عنوان نوع II دسته‌بندی شده است. با این حال، بعدتر دیگر تابش H  قابل آشکارسازی نمی‌شود و یک قله دومی نیز در منحنی نورش خواهد بود که باعث می‌شود طیفش بیشتر یادآور یک ابرنواختر نوع Ib باشد.

فرانواختر

فرانواخترها گونه نادری از ابرنواختر هستند که در اصل بسیار پرنورتر و پرانرژی‌تر از ابرنواخترهای استاندارد هستند. نمونه‌هایش ۱۹۹۸ ای اف  (نوع Ic) و ۱۹۹۷ سی وای (نوع IIn) هستند.

این‌ها را هم ببینید

منابع

  1. ↑ Gilmore, Gerry (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132.
  2. ↑ Staff (2006-09-07). "Introduction to Supernova Remnants". NASA Goddard/SAO. Retrieved 2007-05-01.
  3. ↑ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Retrieved 2006-08-04.
  4. ↑ Hinshaw, Gary (2006-08-23). "The Life and Death of Stars". NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Mission. Retrieved 2006-09-01.
  5. ↑ Woosley, S.; Janka, H.-T. (December 2005). "The Physics of Core-Collapse Supernovae". Nature Physics. 1 (3): 147–154. arXiv:astro-ph/0601261. Bibcode:2005NatPh...1..147W. doi:10.1038/nphys172.
  6. ↑ Clayton, Donald (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10953-4.
  7. ↑ Fewell, M. P. (1995). "The atomic nuclide with the highest mean binding energy". American Journal of Physics. 63 (7): 653–658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. doi:10.1119/1.17828.
  8. ↑ Fleurot, Fabrice. "Evolution of Massive Stars". Laurentian University. Retrieved 2007-08-13.
  9. ↑ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). "A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse". Astrophysical Journal. 323 (1): 140–144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813.
  10. ↑ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (2006-01-24). "Gravitational Waves from Gravitational Collapse". Max Planck Institute for Gravitational Physics. Archived from the original on 2006-12-13. Retrieved 2006-12-14.
  11. ↑ Hayakawa, T.; Iwamoto, N.; Kajino, T.; Shizuma, T.; Umeda, H.; Nomoto, K. (2006). "Principle of Universality of Gamma-Process Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernova Explosions". The Astrophysical Journal. 648 (1): L47–L50. Bibcode:2006ApJ...648L..47H. doi:10.1086/507703.
  12. ↑ Fryer, C. L.; New, K. B. C. (2006-01-24). "Gravitational Waves from Gravitational Collapse, section 3.1". Los Alamos National Laboratory. Archived from the original on 2006-10-13. Retrieved 2006-12-09.
  13. ↑ Mann, Alfred K. (1997). Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A. New York: W. H. Freeman. p. 122. ISBN 0-7167-3097-9.
  14. ↑ Gribbin, John R.; Gribbin, Mary (2000). Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection. New Haven: Yale University Press. p. 173. ISBN 978-0-300-09097-0.
  15. ↑ Barwick, S.; Beacom, J.; et al. (2004-10-29). "APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group" (PDF). American Physical Society. Retrieved 2006-12-12.
  16. ↑ Fryer, Chris L. (2003). "Black Hole Formation from Stellar Collapse". Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.
  17. ↑ Fryer, Chris L. (1999). "Mass Limits For Black Hole Formation". The Astrophysical Journal. 522 (1): 413–418. arXiv:astro-ph/9902315. Bibcode:1999ApJ...522..413F. doi:10.1086/307647.
  18. ↑ Izzard, R. G.; Ramirez-Ruiz, E.; Tout, C. A. (2004). "Formation rates of core-collapse supernovae and gamma-ray bursts". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 348 (4): 1215. arXiv:astro-ph/0311463. Bibcode:2004MNRAS.348.1215I. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07436.x.
  19. ↑ {{cite conference}}: Empty citation (help)
  20. ↑ Ackerstaff, K. (1998). "Tests of the Standard Model and Constraints on New Physics from Measurements of Fermion-pair Production at 189 GeV at LEP". Submitted to The European Physical Journal C. 2 (3): 441–472. doi:10.1007/s100529800851. Retrieved 2007-03-18.
  21. ↑ Staff (2004-10-05). "The Nobel Prize in Physics 2004". Nobel Foundation. Archived from the original on 2007-05-03. Retrieved 2007-05-30.
  22. ↑ Filippenko, A. V. (1997). "Optical Spectra of Supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 35: 309–330. Bibcode:1997ARA&A..35..309F. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309.
  23. ↑ Pastorello, A.; Turatto, M.; Benetti, S.; Cappellaro, E.; Danziger, I. J.; Mazzali, P. A.; Patat, F.; Filippenko, A. V.; Schlegel, D. J. (2002). "The type IIn supernova 1995G: interaction with the circumstellar medium". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 333 (1): 27–38. arXiv:astro-ph/0201483. Bibcode:2002MNRAS.333...27P. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x.
  24. ↑ Langer, N. (22 September 2012). "Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 50 (1): 107–164. arXiv:1206.5443. Bibcode:2012ARA&A..50..107L. doi:10.1146/annurev-astro-081811-125534.
  25. ↑ Michael Kiewe; Avishay Gal-Yam; Iair Arcavi; Leonard; Emilio Enriquez; Bradley Cenko; Fox; Dae-Sik Moon; Sand (2010). "Caltech Core-Collapse Project (CCCP) observations of type IIn supernovae: typical properties and implications for their progenitor stars". ApJ. 744 (10): 10. arXiv:1010.2689. Bibcode:2012ApJ...744...10K. doi:10.1088/0004-637X/744/1/10.
  26. ↑ Smith, N.; Chornock, R.; Silverman, J. M.; Filippenko, A. V.; Foley, R. J. (2010). "Spectral Evolution of the Extraordinary Type IIn Supernova 2006gy". The Astrophysical Journal. 709 (2): 856–883. arXiv:0906.2200. Bibcode:2010ApJ...709..856S. doi:10.1088/0004-637X/709/2/856.
برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=ابرنواختر_نوع_دو&oldid=22171085»