ابرنواختر
از ویکیپدیا، دانشنامهٔ آزاد
 |
بهتراست فرد متخصصی این مقاله یا قسمت را بررسی کند. اگر در این زمینه تخصص دارید این مقاله را بررسی کنید و یا خود آنرا کاملتر کنید. |
 |
گُمان میرود حق تکثیر محتویات این صفحه با سیاستهای ویکیپدیا در مورد حق تکثیر سازگاری ندارد. لطفاً اطلاعات بیشتری در این مورد بیفزایید و یا وضعیت حق تکثیر منبع اصلی این مقاله را بررسی کنید. |
هنگامی که تمام سوخت هستهای یک ستاره با جرم بیشتر از حد چاندراسکار (۱٫۴۴ جرم خورشیدی) به پایان برسد، نیروی گرانش برتری یافته و ستاره شروع به انقباض میکند. دراین حالت به دلیل عدم وجود فشار کافی داخلی، ستاره شروع به فروریزش میکند، برای وقوع یک انفجار ابرنواختری سرعت فروریزش باید بسیار زیاد باشد. فشار روی هسته ستاره سبب فشردگی آن میشود که در نتیجهٔ آن الکترون ها و پروتون های مجزا ترکیب شده و نوترونها را به وجود میآورند زیرا در آن فشار شدید تنها نوترونها میتوانند وجود داشته باشند. سرانجام بخش بیرونی ستاره منفجر شده و تبدیل به سحابی ابرنواختری میشود.
فهرست مندرجات |
[ویرایش] رده بندی ابرنواختر ها
[ویرایش] بر پایهٔ نحوهٔ تشکیل
ابرنواختر ها بر پایهٔ نحوهٔ تشکیل به دو دستهٔ کلی تقسیم میشوند:
[ویرایش] گونهٔ اول
گونهٔ اول ابرنواختر ها از یک ستاره دوتایی به وجود میآیند. در این نوع ابرنواختر ها یکی از ستارگان که کوتوله سفید است و بسیار چگال میباشد، بر اثر جذب مواد ستارهٔ دیگر به افزایش جرم دچار میشود، این افزایش تا جایی ادامه پیدا میکند که جرم کوتوله سفید از حد چاندراسکار بگذرد. ابرنواختر هایی از این دست را میتوان اغلب در ستارههای کهن سال جستجو کرد.
[ویرایش] گونهٔ دوم
گونه دوم ابرنواخترها، مربوط به ستارگانی با جرم بیشتر است که به شکل طبیعی اتفاق میافتد. اساس کار در هر دو نوع ابر نواختر یکسان است و در مراحل تحول و انفجار تفاوتی نمیکنند.
[ویرایش] حد چاندراسکار
جرم یک ستاره کوتوله سفید نمیتواند از ۱٫۴۴ جرم خورشیدی، که اکنون با نام حد چاندراسکار شناخته میشود، بیشتر باشد. ستارههایی که جرمشان از این حد بیشتر باشد در انتها به ستاره نوترونی و یا سیاهچاله تبدیل میشوند.
[ویرایش] بر پایهٔ وجود هیدروژن
یک انفجار ستارهای که در آن کل ستاره تحت تاثیر قرار میگیرد. به دنبال انفجار درخشندگی ستاره حتا به اندازه ۲۰ قدر میتواند درخشان تر شود. ابرنواختر ها با توجه به بودن یا نبودن هیدروژن در طیفشان به دو دسته یعنی ابرنواختر نوع یک و نوع دو تقسیم میشوند. ابرنواختر های نوع یک (Type I) نشانی از وجود هیدروژن در طیفشان ندارند در حالیکه ابرنواخترهای نوع دو (Type II) دارند. در حال حاضر میدانیم که دلیل اصلی انفجار بودن یا نبودن هیدروژن نیست بنابراین دسته بندیهای جدیدی تعریف شدهاند. دو مدل برای توجیه انفجار وجود دارد.
در مدل اول، ابرنواخترهای با هسته رمبنده میباشند که در حقیقت ستارههای پرجرمی هستند که سوخت هستهای درونشان به اتمام رسیدهاست و با توجه به اینکه جرم هسته به ماوراء حد چاندراسکار میرسد انقباض هسته تا رسیدن به تبهگنی نوترونی و در واقع تبدیل شدن ستاره به یک ستاره نوترونی ادامه پیدا میکند و در نتیجه این وضعیت مواد ستاره در لایههای بالایی جو به بیرون پرتاب میشوند. در مدل دوم ابرنواختر در ستارههای دوتایی بسیار نزدیک رخ میدهد که در آن جرم ستاره کوتوله سفید بدلیل جاری شدن مواد از ستاره همدم به سوی آن از حد چاندراسکار بیشتر میشود و ستاره کوتوله سفید به حالت انفجار میرسد و ابرنواختر به وجود میآید.
[ویرایش] نوع Ia
ابرنواخترهای نوع Ia در تمام کهکشانها وجود دارند اما در بازوهای مارپیچی کهکشانهای مارپیچی کمتر به چشم میخورند. این ابرنواخترها دارای عناصری مانند منیزیم، سیلیکون، گوگرد و کلسیم هستند که در زمان حداکثر نورانیت در طیف آشکار میشوند و بعد از گذشتن از حال حداکثر نورانیت با کاهش نور٬ آهن نیز خودنمایی میکند. نمودار نور این گونه ابرنواخترها طی حدود دو هفته افزایش نورانیت را نشان میدهد و پس از آن با کاهش نورانیت طی چند ماه روبرو میشود. تصور براین است که ابرنواخترهای نوع Ia ناشی از انفجار بدلیل انتقال جرم بین ستارهای پیر باعمر زیاد در یک ستاره دوتایی بسیار نزدیک به هم باشند. از آنجایی که درخشندگی این ابرنواخترها زیاد است از آنها برای تخمین فاصله کهکشانهای بسیار دور استفاده میشود.
[ویرایش] نوع II
ابرنواخترهای نوع II در کهکشانهای بیضوی به چشم نمیخورند، اما به جای آن در بازوهای کهکشانهای مارپیچی و گاهی در کهکشانهای نامنظم بچشم میخورند. این ابرنواخترها طیف معمولی مانند بقیه ستارهها از خود نشان میدهند. منحنی نور این ابرنواخترها طی حدود یک هفته به حداکثر میرسد، برای حدود یک ماه تقریباً ثابت میماند، و سپس طی چند هفته ناگهان کاهش مییابد و طی چند ماه در همین وضعیت با نور ناچیز باقی میماند. تصور براین است که این گونه ابرنواخترها نتیجهٔ انفجار در هستهٔ یک غول سرخ با یک گسترهٔ پرجرم باشند.
[ویرایش] نوع Ib و Ic
ابرنواخترهای نوع Ib و Ic فقط در بازوهای کهکشانهای مارپیچی رخ میدهند. هر دو گونه نشانههایی از اکسیژن منیزیم و کلسیم بعد از حداکثر نورانیت در طیفشان دارند. علاوه بر آن ابرنواخترهای گونه Ib در نزدیکی حداکثر نورانیت نشانههایی از وجود هلیم در طیفشان دارند. منحنی نوری هر دو گونه Ib و Ic مانند گونه Ia میباشد، ولی با این تفاوت که در زمان حداکثر درخشندگی نور آنها کمتر از نور ابرنواخترهای گونه Ia میشود. دو گونهٔ Ib و Ic معمولاً چشمهٔ امواج رادیویی هم میباشند، در حالی که ابرنواخترهای Ia دارای چنین خاصیتی نیستند. تصور بر این است که ابرنواخترهای گونه Ib و Ic ناشی از انفجار در ستارگان پرجرمی باشند که محتوای هیدروژنی شان به اتمام رسیده و در گونهٔ Ic محتوای هلیومی نیز به اتمام رسیده باشد.
[ویرایش] رویدادهای پس از انفجار
به دنبال انفجار ابرنواختری یک ستاره نوترونی به وجود میآید که احتمال دارد در مرکز پوششی کروی از ابر باشد که این ابر همان مواد ستاره است که به بیرون پرتاب شدهاند. این سحابی، باقیمانده ابرنواختری (Supernova remnant) نام دارد. باقیماندههای ابرنواختری که یک تپنده در میان آن باشد سحابی باد تپ اختر (Pulsar wind nebula یا به طور مخفف Plerion) نامیده میشود.
[ویرایش] تعداد ابرنواخترها
آهنگ مشاهدهٔ ابرنواختر در یک کهکشان معمولی در حدود یک ابرنواختر در صد سال است و در کهکشانهایی که از لبه دیده میشوند به دلیل غبارهای تیره کننده بسیار کم هستند. در هزاره گذشته تنها پنج ابرنواختر در کهکشان راه شیری مشاهده شدهاند به علاوهٔ ابرنواختر SN ۱۹۸۷ که در ابر ماژلانی بزرگ روی داد. با آمدن فن آوری سی سی دی به میان اخترشناسان آماتور همواره بر تعداد ابرنواختر هایی که در دیگر کهکشانها کشف میشوند افزوده شدهاست. تلسکوپهای خودکار نیز که با هدایت رایانه به طور اتوماتیک به عکسبرداری ومقایسهٔ عکس ها از هزاران کهکشان طی یک شب میپردازند کمک بزرگی به کشف ابرنواخترها کردهاند.
[ویرایش] ابرنواختر ۱۰۵۴
ابرنواختر سال ۱۰۵۴ به عنوان منشاء سحابی خرچنگ در صورت فلکی گاو توسط ادوین هابل معرفی شدهاست. مانند دو ابرنواختر سال ۱۰۰۶ و ۱۱۸۱ این ابرنواختر نیز توسط ستاره شناسانی از مشرق زمین ثبت شده بود. ستاره شناسانی از چین، شبه جزیره کره، جغرافیای اسلام و اروپا در ثبت این ابرنواختر ها سهم داشتهاند. نشانههایی از ابرنواختر سال ۱۰۵۴ در نقاشی هایی در قاره آمریکا به چشم میخورند.
[ویرایش] ابرنواخترهای بعد از سده ۱۵
ابرنواختر سال ۱۵۷۲ با دقت توسط تیکو براهه رصد شدهاست. او به ثبت موقعیت و تغییرات درخشندگی آن بطور روزانه پرداخت. او متوجه شد که باوجود گردش زمین هیچ اختلاف منظری وجود ندارد بنابراین این جرم باید ماوراء مدار ماه باشد. حرکت نکردن این جرم طی ۱۸ ماه که ناپدید شد نشان میداد که مدار آن باید ماوراء مدار کیوان باشد (در آن زمان دورترین سیاره شناخته شده زحل بود). این مشاهدات آن را در میان بقیه ستارگان آسمان قرار داد. ابرنواختر سال ۱۶۰۴ بانام ستاره کپلر شناخته میشود گرچه او اولین نفری نبود که آن را مشاهده میکرد. نشانههایی وجود دارد که در سال ۱۶۸۰ نیز ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی وجود داشتهاست. توده ابری بزرگ و در حال گسترش در این منطقه وجود دارد که دارای تابش قوی امواج رادیویی نیز میباشد این سحابی با نام ذاتالکرسی آ شناخته میشود. هیچ انفجار نوری از این انفجار گزارش نشدهاست. امکان دارد ستاره قبل از انفجار لایههای بیرونی خود را پرتاب کرده باشد یا اینکه انفجار آن ضعیف بودهاست.
[ویرایش] منابع
- آکادمی علوم فضایی ایران [پیوند مرده]
- http://www.haftaseman.ir/webdb/article.asp?id=763
- فهرست عنوان های فیزیک
- سرمدی، مهرداد. "واژه نامهٔ اخترشناسی". تهران:فرهنگ معاصر http://www.farhangmoaser.com ISBN 964-8637-38-5
- http://biblioteca.universia.net (در انگلیسی)
|
||||||||||||||||||||||||||
