نواختر و ابرنواختر؛ انفجارهای کیهانی

آسمان آرام و پرستاره‌ی شب نیز همیشه آرام نیست، البته با وسعتی که کیهان دارد، باید بگوییم هیچ‌گاه آرام نیست، ستاره‌هایی که می‌میرند و زنده می‌شوند، به غیر از آنها که ناگهان و پدید می‌آیند و محو می‌شوند که مردان کوانتوم بهتر می‌دانند، تمام ستارگان قابل که زیادی جرمشان کم نباشد، با انفجار شروع و با انفجار پایان می‌یابند، برخی از آن‌ها نیز در طول حیاتشان بارها و بارها منفجر می‌شوند، انفجارهایی که ما درکمان از فواصل کیهانی را عملاً مدیون آن‌ها هستیم.

در این مقاله با دو مورد از مهم‌ترین انفجارهای ستاره‌ای آشنا می‌شویم؛ یعنی نواختر و ابرنواخترها و خواهیم فهمید این پدیده‌ها چگونه و چرا رخ می‌دهند.

نواختر و ابرنواختر چیستند؟

به طور کلی دو واژه‌ی نواختر و ابرنواختر به انفجارهای ستاره‌ای اطلاق می‌شوند. نکته‌ای که بسیاری از افراد در آن اشتباه می‌کنند این است که از نظر لغوی، انفجار ابرنواختری و نواختری هیچ تفاوتی با همان نواختر یا ابرنواختر ندارد. این دو صرفاً پدیده‌های مربوط به انفجار هستند نه نوع خاصی از ستاره.

نواختر(Nova) چیست؟

نواخترها به طور کلی مربوط به انفجارهای دوره‌ای بر سطح ستارگان و اغلب کوتوله‌های سفید هستند که در سامانه‌های دوتایی یا چندتایی رخ می‌دهند.

مکانسیم انفجار

در یک سامانه‌ی دوتایی که مثلاً یک کوتوله‌ی سفید و یک ستاره‌ی رو به مرگ نظیر غول قرمز دارد، ستاره‌ی غول به دلیل حجم زیاد و انرژی درونی (فشار تابشی) کاهش یافته، کنترل کمتری بر لایه‌های بیرونی خود دارد و به مرور آنها به فضا پرتاب می‌شوند. اما مقداری از جرم این لایه‌های بالایی که پرتاب شده‌اند، توسط کوتوله‌ی سفید جذب می‌شوند و جرم کوتوله افزایش می‌یابد. این گازها روی سطح کوتوله انباشته می‌شوند که اغلب از جنس هلیم و هیدروژن هستند.

اگر گاز قابل توجهی روی سطح کوتوله جمع شود، دمای و فشار آن به شدت بالا می‌رود و شروع به واکنش هسته‌ای می کند. این واکنش به یکباره انرژی شدیدی به همراه انفجار آزاد می‌کند که به آن انفجار گرما – هسته‌ای(Thermonuclear runaway) یا نواختر گفته می‌شود.

پس از این انفجار، عمده‌ی مواد جمع شده بر سطح پراکنده می‌شوند و چون شدیداً گرم شده‌اند، بسیار درخشان و نورانی خواهند بود. به طوری که ممکن است تا ماه‌ها درخششی صد هزار برابر بیشتر از خورشید ما داشته باشد. البته طبیعی است که به دلیل فاصله‌ی زیاد، ما نور زیادی احساس نکنیم اما در رصدها تفاوت محسوس خواهد بود. انفجار نواختری منجر به نابود شدن کوتوله‌ی سفید نمی‌شود و فقط بر حدود سطح آن رخ می‌دهد. انفجار نواختری قابل تکرار است و تا زمانی که کوتوله‌ی سفید جرم زیادی جذب نکند و از حد چاندراسخار(آخرین حدی که یک کوتوله‌ی سفید به طور کامل منفجر نمی‌شود) عبور نکند، می‌تواند ادامه داشته باشد.

RS Ophiuchi(مار افسای) یک نواختر تکرارشونده است که در سال‌های ۱۸۹۸، ۱۹۳۳، ۱۹۵۸، ۱۹۶۷، ۱۹۸۵، ۲۰۰۶ و ۲۰۲۱ منفجر شده است. هر بار، کوتوله‌ی سفید جان سالم به در برده و دوباره ماده جمع کرده است.

رابطه‌ی جرم کوتوله‌ سفید با فاصله‌ی زمانی انفجارها

هر چه کوتوله‌ی سفید پرجرم‌تر باشد، برای شروع انفجار به لایه‌ی نازک‌تری از مواد نیاز دارد. کوتوله‌های سفید با جرم حدود ۱.۳ برابر خورشید (نزدیک به حد چاندراسخار) هر چند دهه یک بار منفجر می‌شوند (مثل RS Ophiuchi که بالاتر گفتیم). اما کوتوله‌های سفید کم‌جرم (مثلاً هم جرم خورشید) به لایه‌ی ضخیم‌تری نیاز دارند و انفجارهای آنها هر هزاران تا میلیون‌ها سال یک بار رخ می‌دهد که به آن‌ها نواخترهای کلاسیک می‌گویند.

در نواختر M31N 2008-12a، کوتوله‌ی سفید آنقدر پرجرم است که هر یک سال یک بار منفجر می‌شود! این نشان می‌دهد که این ستاره در آستانه‌ی تبدیل شدن به یک ابرنواختر نوع Ia است. شاید در یکی از انفجارهای بعدی، به جای نواختر، به طور کامل نابود شود.

درک ریاضیات پشت این پدیده به ما نشان می‌دهد که چرا برخی کوتوله‌های سفید هر چند دهه یک بار منفجر می‌شوند و برخی دیگر هر میلیون سال. این رابطه از دو عامل اصلی نشأت می‌گیرد، جرم کوتوله و نرخ(آهنگ) جذب جرم از ستاره‌ی همدم.

فرمول ساده شده‌ی حاکم بر دوره‌ی تناوب به این صورت است:
$$T_{rec}=\frac{\mathrm{\Delta }{M}_H}{\dot{M}}$$
که در آن $T_{rec}$​ فاصله زمانی بین دو انفجار، $\mathrm{\Delta }{M}_H$​ جرم هیدروژنی است که باید روی سطح جمع شود تا انفجار رخ دهد، و $\dot{M}$ سرعت جذب جرم از ستاره‌ی همدم است. نکته‌ی کلیدی، وابستگی شدید $\mathrm{\Delta }{M}_H$ به جرم کوتوله‌ی سفید است؛ کوتوله‌های سفید سنگین‌تر (نزدیک به حد چاندراسخار(۱.۴۴ خورشید)) به لایه‌ی بسیار نازک‌تری از مواد برای شروع واکنش هسته‌ای نیاز دارند.

بیایید با مثال RS Ophiuchi این رابطه را واضح‌ کنیم:

RS Ophiuchi به طور میانگین هر ۲۰ سال یک بار منفجر می‌شود. محاسبات نشان می‌دهد که کوتوله‌ی سفید این سامانه جرمی حدود ۱.۳۵ برابر خورشید دارد و با نرخ حدود ^7-10 × 1.2 برابر جرم خورشید در سال از ستاره‌ی همدم خود ماده می‌رباید. جرم هیدروژنی که هر بار روی سطح آن جمع می‌شود تا انفجار رخ دهد، حدود ^6-10 × 2.4 برابر جرم خورشید است.

حالا تصور کنید اگر این کوتوله‌ی سفید جرم کمتری داشت (مثلاً ۱.۰ برابر خورشید)، برای رسیدن به آستانه انفجار به لایه‌ای ده‌ها یا صدها بار ضخیم‌تر نیاز داشت و انفجارهایش هر هزاران یا میلیون‌ها سال یک بار رخ می‌داد و عملاً از نواخترهای کلاسیک بود.

اما چون جرم RS Ophiuchi به حد چاندراسخار نزدیک است، هر ۲۰ سال یک بار می‌ترکد. با ادامه‌ی این روند، مدل‌های نظری پیش‌بینی می‌کنند که این کوتوله‌ی سفید ظرف کمتر از یک میلیون سال به حد چاندراسخار می‌رسد و به یک ابرنواختر نوع Ia تبدیل خواهد شد.

ابرنواختر(Supernova) چیست؟

ابرنواختر درواقع انهدام کامل یه ستاره است، یا حداقل تغییر ماهیت کلی آن، یعنی بسته به جرم، پس از انفجار ابرنواختری، یا ستاره‌ای وجود ندارد، یا تبدیل به ستاره‌ی نوترونی و سیاه‌چاله شده است. انرژی آزاد شده از یک انفجار ابرنواختری به حدی زیاد است که منشأ آن می‌تواند هفته‌ها از یک کهکشان کامل پرنورتر شود!

انواع ابرنواختر

ابرنواخترها انواع مختلفی دارند که بر اساس جرم ستاره تقسیم‌بندی می‌شوند.

ابرنوختر نوع Ia

این نوع ابرنواختر معمولاً در یک سامانه‌ی دوتایی و برای کوتوله‌های سفید رخ می‌دهد. در این سامانه، یک کوتوله‌ی سفید از ستاره‌ی همدم خود ماده می‌رباید. همان‌طور که در بخش نواختر دیدیم، این ماده به تدریج روی سطح کوتوله سفید جمع می‌شود و هر بار یک نواختر رخ می‌دهد. اما اگر کوتوله آنقدر ماده جذب کند که جرمش از حد چاندراسخار (۱.۴۴ برابر خورشید) عبور کند، دیگر نمی‌تواند در برابر گرانش مقاومت کند و فرومی‌پاشد.

در این نوع انفجار، کوتوله‌ی سفید به طور کامل نابود می‌شود. همه ابرنواخترهای نوع Ia تقریباً درخشندگی یکسانی دارند. به همین دلیل، از آنها به عنوان استانداردی برای اندازه‌گیری فواصل کهکشانی استفاده می‌شود. همچنین رصد ابرنواخترهای نوع Ia در کهکشان‌های دور در دهه‌ی ۱۹۹۰ میلادی نشان داد که جهان با شتاب در حال انبساط است.

انفجار یک ستاره اگر از نوع ابرنواختر نوع Ia باشد، بسیار مخرب و نابودگر خواهد بود و ستاره را منهدم خواهد کرد، انفجار آن هم گاهی نامنظم و بی‌شکل است، از این رو به آن انفجار کاتاکلیسمیک(Cataclysmic) نیز گفته می‌شود.

ابرنواختر نوع II

ابرنواختر نوع II که نوع 2 خوانده می‌شود، زمانی رخ می‌دهد که یک ستاره‌ی پرجرم (با جرم اولیه‌ی بیش از ۸ برابر خورشید) به پایان عمر خود می‌رسد. این ستارگان در مراحل پایانی زندگی خود به ابرغول قرمز تبدیل می‌شوند.

از این پس، در هسته‌ی ستاره، همجوشی تا ساخته شدن عنصر آهن در هسته ادامه می‌یابد. آهن به دلیل نیاز به فشار و دمای بسیار بسیار بالاتر، دیگر نمی‌تواند از طریق همجوشی انرژی تولید کند.

بنابراین ستاره‌ی دارای هسته‌ی آهنی فرو می‌ریزد و در کسری از ثانیه، یک ستاره‌ی نوترونی یا سیاه‌چاله تشکیل می‌شود. انرژی عظیم آزاد شده، لایه‌های بیرونی ستاره را به فضا پرتاب می‌کند.

ابرنواختر نوع Ib/Ic

این دو حالت در ستارگان بسیار پرجرم (بیش از ۲۰-۲۵ خورشید) رخ می‌دهند که لایه‌ی بیرونی هیدروژنی خود را از دست داده‌اند. این ستارگان که به ستارگان ولف-رایه (Wolf-Rayet) معروفند و عملاً یک ستاره‌ی غول درحال تقلا برای زنده ماندن هستند، آنها قبل از انفجار، لایه‌های بیرونی خود را به فضا پرتاب کرده‌اند که نشان می‌دهد ستارگان با جرم‌های مختلف، در نزدیکی فروپاشی رفتارهای عجیبی نشان می‌دهند.

ولف-رایه‌ها گاهی می‌توانند برای ما نیز خطرناک باشند، خطرات برخی ستارگان ولف-رایه را می‌توانید اینجا بخوانید.
تفاوت نوع Ib و Ic در وجود یا عدم وجود خطوط هلیم در طیف ستاره است.

ابرنواختر نوع Iax (ابرنواختر ضعیف)

این نوع بسیار شبیه نوع Ia است، اما انفجار ضعیف‌تر است و اگر بر کوتوله‌ی سفید اعمال شود، به طور کامل نابود نمی‌گردد و بخشی از آن باقی می‌ماند. این نوع نادر است و فقط در سامانه‌های دوتایی یا چندتایی با جرم‌های خاص رخ می‌دهد.

ابرنواختر نوع IIn (متعامل با سحابی پیرامونی)

در این نوع، انفجار جدید با سحابی متراکم اطراف ستاره که قبل از انفجار پرتاب شده برهم‌کنش می‌کند و نور بسیار درخشانی تولید می‌کند. n در نام IIn مخفف خطوط طیفی باریک (narrow) می‌باشد که نوع خاصی از طیف جذبی ستاره است.

ابرنواختر فوق‌درخشان (Superluminous Supernova – SLSN)

ابرنواخترهای فوق‌درخشان حدود ۱۰ تا ۱۰۰ برابر پرنورتر از ابرنواخترهای معمولی هستند. آنها معمولاً در ستارگان بسیار پرجرم (بیش از ۴۰ برابر جرم خورشید) رخ می‌دهند و ممکن است ناشی از تشکیل مگنتار (ستاره‌ی نوترونی با میدان مغناطیسی فوق‌قوی) باشند.

بقایای ابرنواختری(Supernova Remnant – SNR)

پس از یک انفجار ابرنواختری، لایه‌های بیرونی ستاره‌ی منفجرشده به فضا پرتاب می‌شوند و یک ابر در حال انبساط از گاز و غبار داغ تشکیل می‌دهند. این پوسته‌ی در حال گسترش، بقایای ابرنواختری نام دارد و برای هزاران سال به انبساط ادامه می‌دهد تا سرانجام با محیط میان‌ستاره‌ای مخلوط و همگن شود.

بقایای ابرنواختری از نظر ظاهری بسیار متنوع‌اند، برخی کروی‌ و مشابه سحابی‌های سیاره‌نما هستند، برخی حبابی، و برخی به شکل پوسته‌های رشته‌ای و پیچیده دیده می‌شوند.

سحابی خرچنگ (Crab Nebula)؛ معروف‌ترین بازمانده

سحابی خرچنگ (M1) در صورت فلکی ثور، مشهورترین بازمانده‌ی انفجار ابرنواختری در آسمان است. این سحابی حاصل انفجار ستاره‌ای است که در سال ۱۰۵۴ میلادی توسط ستاره‌شناسان شرقی (چینی، ژاپنی، کره‌ای)، اعراب و البته ایرانیان ثبت شد. گفته شده این ابرنواختر چنان پرنور بود که در روز هم قابل مشاهده بود!

سایر بازماندگان معروف

اهمیت بقایای ابرنواختری

نتیجه

ستارگانی که هزاره‌ها آسمان ما را منور می‌کنند، اغلب غرق در نور می‌میرند و با مرگ خود، بذر حیات را به دامن کیهان می‌پاشند. نواخترها و ابرنواخترها به عنوان پایان دهندگان نور و آغازگران حیات به ما یادآوری می‌کنند که جهان ما زنده است.

این انفجارها عناصر جدید را به کیهان باز می‌گردانند و اگرچه فاجعه‌بار، اما برای ادامه‌ی کیهان ضروری‌اند. البته اگر فاصله‌ی منایب را داشته باشید، شاید فاجعه‌بار هم نه، که بسیار زیبا و دلنشن هستند. سحابی‌هایی که تعجب اخترشناسان را بر می‌انگیزند، حاصل همین انفجارها هستند. تقریباً به طور قطع، در لحظه هزاران انفجار نواختری و ابرنواختری در حال وقوع‌اند و شاید روزی ما شاهد یکی از این انفجارهای حیات‌بخش باشیم، کاندیدهایی هم وجود دارند، مثلاً ابط الجوزا که شاید هزاران سال دیگر، یا شاید همین امشب آسمان را نورانی کند…

منابع:

arxive.org – مطالعه طیفی نواخترها

arxive.org – منابع تکمیلی ابرنواخترها

مقدمه‌ای بر اخترفیزیک نوین – بردلی