پژواک
24th September 2010, 09:47 AM
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 نتیجه آن الکترون‌ها وپروتون‌های 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.
ابرنواخترها به دودسته کلی تقسیم می‌شوند: گونه اول ابرنواخترها از دو ستاره یا به بیان بهتر از یک ستاره دوتائی به وجود می‌آید. در این نوع ابرنواختر یکی از ستارگان که کوتوله سفید است و بسیار چگال میباشد، بر اثر جذب مواد ستاره دیگر به افزایش جرم دچار میشود، این افزایش تا جائی ادامه پیدا می‌کند که جرم کوتوله سفید از حد چاندراسخار بگذرد. ابرنواخترهائی از این دست را می‌توان اغلب در ستاره‌های کهن سال جستجو کرد. گونه دوم ابرنواخترها، مربوط به ستارگانی با جرم بیشتر است که به شکل طبیعی اتفاق می‌افتد. اساس کار در هردو نوع ابر نواختر یکسان است و در مراحل تحول و انفجار تفاوتی نمی‌کنند.
جرم یک ستاره کوتوله سفید نمی‌تواند از ۱٫۴۴ جرم خورشید(که اکنون با نام حد چاندراسخار شناخته میشود)بیشتر باشد.ستاره‌هایی که جرمشان از این حد بیشتر باشد در انتها یا به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل میشود.
یک انفجار ستاره ای که در آن کل ستاره تحت تاثیر قرار می گیرد. بدنبال انفجارنورانیت ستاره حتی به اندازه 20 قدر می تواند درخشانتر شود..ابرنواخترها با توجه به بودن یا نبودن هیدروژن در طیفشان به دو دسته یعنی ابرنواختر نوع یک ونوع دو تقسیم می شوند.ابرنواخترهای نوع یک(Type I) نشانی از وجود هیدروژن در طیفشان ندارند در حالیکه ابرنواخترهای نوع دو(Type II) دارند.در حال حاضر می دانیم که دلیل اصلی انفجار بودن یانبودن هیدروژن نیست بنابراین دسته بندیهای جدیدی تعریف شده اند.دومدل برای توجیه انفجار وجود دارد.
در مدل اول٬ ابرنواخترهای با هسته رمبنده می باشند که در حقیقت ستاره های پرجرمی هستند که سوخت هسته ای درونشان به اتمام رسیده است و با توجه به اینکه جرم هسته به ماوراء حد چاندراسخار میرسد انقباض هسته تا رسیدن به فشار دژنره نوترونی ودر واقع تبدیل شدن ستاره به یک ستاره نوترونی ادامه پیدا می کند ودر نتیجه این وضعیت مواد ستاره در لایه های بالایی جو به بیرون پرتاب می شوند.در مدل دوم ابرنواختر در ستاره های دوتایی بسیار نزدیک رخ می دهد که در آن جرم ستاره کوتوله سفید بدلیل جاری شدن مواد از ستاره همدم به سوی آن از حد چاندراسخار بیشتر می شود وستاره کوتوله سفید به حالت انفجار می رسد وابرنواختر بوجود می آید.
ابرنواخترهای نوع Ia در تمام کهکشانها وجود دارند اما در بازوهای مارپیچی کهکشانهای مارپیچی کمتر به چشم می خورند.این ابرنواخترها دارای عناصری مانند منیزیم٬ سیلیکون٬ گوگرد وکلسیم هستند که در زمان حداکثر نورانیت در طیف آشکار می شوند وبعد ازگذشتن از حال حداکثر نورانیت با کاهش نور٬ آهن نیز خودنمایی می کند.نمودار نور این گونه ابرنواخترها طی حدود دوهفته افزایش نورانیت را نشان می دهد وپس از آن با کاهش نورانیت طی چند ماه روبرو می شود.تصور براین است که ابرنواخترهای نوع Ia ناشی از انفجار بدلیل انتقال جرم بین ستاره ای پیر باعمر زیاد در یک ستاره دوتایی بسیار نزدیک بهم باشد.از آنجاییکه درخشندگی این ابرنواخترها زیاد است از آنها برای تخمین فاصله کهکشانهای بسیار دور استفاده می شود.
ابرنواخترهای نوع II در کهکشانهای بیضوی بچشم نمی خورند بجای آن در بازوهای کهکشانهای مارپیچی وگاهی در کهکشانهای نامنظم بچشم می خورند.این ابرنواخترها طیف معمولی مانند بقیه ستاره ها از خود نشان می دهند.منحنی نور این ابرنواختر ها طی حدود یک هفته به حداکثر می رسد برای حدود یک ماه تقریبا" ثابت می ماند وسپس طی چند هفته ناگهان کاهش می یابد وطی چند ماه در همین وضعیت با نور ناچیز باقی می ماند.تصور براین است که این گونه ابرنواخترها نتیجه انفجار در هسته یک غول سرخ با یک گستره پرجرم باشند.
ابرنواخترهای نوع Ib و Ic فقط در بازوهای کهکشانهای مارپیچی رخ می دهند.هر دو گونه نشانهایی از اکسیژن منیزیم وکلسیم بعد از حداکثر نورانیت در طیفشان دارند.علاوه بر آن ابرنواخترهای گونه Ib در نزدیکی حداکثر نورانیت نشانهایی از وجود هلیم در طیفشان دارند.منحنی نوری هر دو گونه Ib وIc مانند گونه Ia می باشد با این تفاوت که در زمان حداکثر نورانیت نور آنها کمتر از نور ابرنواخترهای گونه Ia می شود .دوگونه IbوIcمعمولا"چشمه امواج رادیویی هم می باشند در حالیکه ابرنواخترهای Ia دارای چنین خاصیتی نیستند.تصور براین است که ابرنواخترهای گونه Ib و Ic ناشی از انفجار در ستارگان پرجرمی باشند که محتوی هیدروژنی شان به اتمام رسیده ودر گونه Ic محتوی هلیومی نیز به اتمام رسیده باشد.
بدنبال انفجار ابرنواختری یک ستاره نوترونی بوجودمی آید که احتمال دارد در مرکز پوششی کروی از ابرباشد که این ابر همان مواد ستاره است که به بیرون پرتاب شده است.این ابر یا سحابی ٬باقیمانده ابرنواختری(supernova remanent) نام دارد.باقیمانده های ابرنواختری که یک تپنده در میان آن باشد PLERION نامیده میشود.آهنگ مشاهده ابرنواختر در یک کهکشان معمولی در حدود یک ابرنواختر در صد سال است ودر کهکشانهایی که از لبه دیده می شوند بدلیل غبارهای تیره کننده بسیارکم هستند.در هزاره گذشته تنها پنج ابرنواختر در کهکشان راه شیری مشاهده شده است بعلاوه ابرنواختر SN 1987 که در ابر ماژلانی که احتمالا یک کهکشان قمر کهکشان راه شیری می باشد. با آمدن فن آوری CCD به میان ستاره شناسان آماتور همواره برتعداد ابرنواخترهایی که در دیگر کهکشانها کشف می شوند افزوده شده است.تلسکوپهای خودکار نیز که با هدایت کامپیوتر بطور اتوماتیک به عکسبرداری ومقایسه عکسها از هزاران کهکشان طی یک شب می پردازند کمک بزرگی به کشف ابرنواخترها کرده اند.
ابرنواختر سال 1054 بعنوان منشاء سحابی خرچنگ در صورت فلکی ثور توسط ادوین هابل معرفی شده است.مانند دوابرنواختر سال 1006 و1181 این ابرنواختر توسط ستاره شناسانی از مشرق زمین ثبت شده بودند.ستاره شناسانی از چین ٬کره٬ مسلمانان واروپاییان در ثبت این ابرنواخترها سهم داشته اند.نشانهایی از ابرنواختر سال 1054 در نقاشیهایی در قاره آمریکا به چشم می خورد.
ابرنواختر سال 1572 بادقت توسط تیکوبراهه رصد شده است.او به ثبت موقعیت وتغییرات نورانیت آن بطور روزانه پرداخت.اومتوجه شد که باوجود چرخش زمین هیچ اختلاف منظری وجود ندارد بنابراین این جرم باید ماوراء مدار ماه باشد.حرکت نکردن این جرم طی 18 ماه که ناپدید شد نشان می داد که مدار آن باید ماوراءمدار زحل باشد(در آن زمان دورترین سیاره شناخته شده زحل بود).این مشاهدات آنرا در میان بقیه ستارگان آسمان قرار داد.ابرنواختر سال 1604 بانام ستاره کپلر شناخته می شود گرچه او اولین نفری نبود که آنرا مشاهده می کرد.نشانه هایی وجود دارد که در سال 1680 نیز ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی وجود داشته است.توده ابری بزرگ ودر حال گسترش در این منطقه وجود دارد که دارای تابش قوی امواج رادیویی نیز می باشداین سحابی بانام ذات الکرسی A شناخته می شود.هیچ انفجار نوری از این انفجار گزارش نشده است.امکان دارد ستاره قبل از انفجار لایه های بیرونی خود را پرتاب کرده باشد یا اینکه انفجار آن ضعیف بوده است.
ابرنواخترها به دودسته کلی تقسیم می‌شوند: گونه اول ابرنواخترها از دو ستاره یا به بیان بهتر از یک ستاره دوتائی به وجود می‌آید. در این نوع ابرنواختر یکی از ستارگان که کوتوله سفید است و بسیار چگال میباشد، بر اثر جذب مواد ستاره دیگر به افزایش جرم دچار میشود، این افزایش تا جائی ادامه پیدا می‌کند که جرم کوتوله سفید از حد چاندراسخار بگذرد. ابرنواخترهائی از این دست را می‌توان اغلب در ستاره‌های کهن سال جستجو کرد. گونه دوم ابرنواخترها، مربوط به ستارگانی با جرم بیشتر است که به شکل طبیعی اتفاق می‌افتد. اساس کار در هردو نوع ابر نواختر یکسان است و در مراحل تحول و انفجار تفاوتی نمی‌کنند.
جرم یک ستاره کوتوله سفید نمی‌تواند از ۱٫۴۴ جرم خورشید(که اکنون با نام حد چاندراسخار شناخته میشود)بیشتر باشد.ستاره‌هایی که جرمشان از این حد بیشتر باشد در انتها یا به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل میشود.
یک انفجار ستاره ای که در آن کل ستاره تحت تاثیر قرار می گیرد. بدنبال انفجارنورانیت ستاره حتی به اندازه 20 قدر می تواند درخشانتر شود..ابرنواخترها با توجه به بودن یا نبودن هیدروژن در طیفشان به دو دسته یعنی ابرنواختر نوع یک ونوع دو تقسیم می شوند.ابرنواخترهای نوع یک(Type I) نشانی از وجود هیدروژن در طیفشان ندارند در حالیکه ابرنواخترهای نوع دو(Type II) دارند.در حال حاضر می دانیم که دلیل اصلی انفجار بودن یانبودن هیدروژن نیست بنابراین دسته بندیهای جدیدی تعریف شده اند.دومدل برای توجیه انفجار وجود دارد.
در مدل اول٬ ابرنواخترهای با هسته رمبنده می باشند که در حقیقت ستاره های پرجرمی هستند که سوخت هسته ای درونشان به اتمام رسیده است و با توجه به اینکه جرم هسته به ماوراء حد چاندراسخار میرسد انقباض هسته تا رسیدن به فشار دژنره نوترونی ودر واقع تبدیل شدن ستاره به یک ستاره نوترونی ادامه پیدا می کند ودر نتیجه این وضعیت مواد ستاره در لایه های بالایی جو به بیرون پرتاب می شوند.در مدل دوم ابرنواختر در ستاره های دوتایی بسیار نزدیک رخ می دهد که در آن جرم ستاره کوتوله سفید بدلیل جاری شدن مواد از ستاره همدم به سوی آن از حد چاندراسخار بیشتر می شود وستاره کوتوله سفید به حالت انفجار می رسد وابرنواختر بوجود می آید.
ابرنواخترهای نوع Ia در تمام کهکشانها وجود دارند اما در بازوهای مارپیچی کهکشانهای مارپیچی کمتر به چشم می خورند.این ابرنواخترها دارای عناصری مانند منیزیم٬ سیلیکون٬ گوگرد وکلسیم هستند که در زمان حداکثر نورانیت در طیف آشکار می شوند وبعد ازگذشتن از حال حداکثر نورانیت با کاهش نور٬ آهن نیز خودنمایی می کند.نمودار نور این گونه ابرنواخترها طی حدود دوهفته افزایش نورانیت را نشان می دهد وپس از آن با کاهش نورانیت طی چند ماه روبرو می شود.تصور براین است که ابرنواخترهای نوع Ia ناشی از انفجار بدلیل انتقال جرم بین ستاره ای پیر باعمر زیاد در یک ستاره دوتایی بسیار نزدیک بهم باشد.از آنجاییکه درخشندگی این ابرنواخترها زیاد است از آنها برای تخمین فاصله کهکشانهای بسیار دور استفاده می شود.
ابرنواخترهای نوع II در کهکشانهای بیضوی بچشم نمی خورند بجای آن در بازوهای کهکشانهای مارپیچی وگاهی در کهکشانهای نامنظم بچشم می خورند.این ابرنواخترها طیف معمولی مانند بقیه ستاره ها از خود نشان می دهند.منحنی نور این ابرنواختر ها طی حدود یک هفته به حداکثر می رسد برای حدود یک ماه تقریبا" ثابت می ماند وسپس طی چند هفته ناگهان کاهش می یابد وطی چند ماه در همین وضعیت با نور ناچیز باقی می ماند.تصور براین است که این گونه ابرنواخترها نتیجه انفجار در هسته یک غول سرخ با یک گستره پرجرم باشند.
ابرنواخترهای نوع Ib و Ic فقط در بازوهای کهکشانهای مارپیچی رخ می دهند.هر دو گونه نشانهایی از اکسیژن منیزیم وکلسیم بعد از حداکثر نورانیت در طیفشان دارند.علاوه بر آن ابرنواخترهای گونه Ib در نزدیکی حداکثر نورانیت نشانهایی از وجود هلیم در طیفشان دارند.منحنی نوری هر دو گونه Ib وIc مانند گونه Ia می باشد با این تفاوت که در زمان حداکثر نورانیت نور آنها کمتر از نور ابرنواخترهای گونه Ia می شود .دوگونه IbوIcمعمولا"چشمه امواج رادیویی هم می باشند در حالیکه ابرنواخترهای Ia دارای چنین خاصیتی نیستند.تصور براین است که ابرنواخترهای گونه Ib و Ic ناشی از انفجار در ستارگان پرجرمی باشند که محتوی هیدروژنی شان به اتمام رسیده ودر گونه Ic محتوی هلیومی نیز به اتمام رسیده باشد.
بدنبال انفجار ابرنواختری یک ستاره نوترونی بوجودمی آید که احتمال دارد در مرکز پوششی کروی از ابرباشد که این ابر همان مواد ستاره است که به بیرون پرتاب شده است.این ابر یا سحابی ٬باقیمانده ابرنواختری(supernova remanent) نام دارد.باقیمانده های ابرنواختری که یک تپنده در میان آن باشد PLERION نامیده میشود.آهنگ مشاهده ابرنواختر در یک کهکشان معمولی در حدود یک ابرنواختر در صد سال است ودر کهکشانهایی که از لبه دیده می شوند بدلیل غبارهای تیره کننده بسیارکم هستند.در هزاره گذشته تنها پنج ابرنواختر در کهکشان راه شیری مشاهده شده است بعلاوه ابرنواختر SN 1987 که در ابر ماژلانی که احتمالا یک کهکشان قمر کهکشان راه شیری می باشد. با آمدن فن آوری CCD به میان ستاره شناسان آماتور همواره برتعداد ابرنواخترهایی که در دیگر کهکشانها کشف می شوند افزوده شده است.تلسکوپهای خودکار نیز که با هدایت کامپیوتر بطور اتوماتیک به عکسبرداری ومقایسه عکسها از هزاران کهکشان طی یک شب می پردازند کمک بزرگی به کشف ابرنواخترها کرده اند.
ابرنواختر سال 1054 بعنوان منشاء سحابی خرچنگ در صورت فلکی ثور توسط ادوین هابل معرفی شده است.مانند دوابرنواختر سال 1006 و1181 این ابرنواختر توسط ستاره شناسانی از مشرق زمین ثبت شده بودند.ستاره شناسانی از چین ٬کره٬ مسلمانان واروپاییان در ثبت این ابرنواخترها سهم داشته اند.نشانهایی از ابرنواختر سال 1054 در نقاشیهایی در قاره آمریکا به چشم می خورد.
ابرنواختر سال 1572 بادقت توسط تیکوبراهه رصد شده است.او به ثبت موقعیت وتغییرات نورانیت آن بطور روزانه پرداخت.اومتوجه شد که باوجود چرخش زمین هیچ اختلاف منظری وجود ندارد بنابراین این جرم باید ماوراء مدار ماه باشد.حرکت نکردن این جرم طی 18 ماه که ناپدید شد نشان می داد که مدار آن باید ماوراءمدار زحل باشد(در آن زمان دورترین سیاره شناخته شده زحل بود).این مشاهدات آنرا در میان بقیه ستارگان آسمان قرار داد.ابرنواختر سال 1604 بانام ستاره کپلر شناخته می شود گرچه او اولین نفری نبود که آنرا مشاهده می کرد.نشانه هایی وجود دارد که در سال 1680 نیز ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی وجود داشته است.توده ابری بزرگ ودر حال گسترش در این منطقه وجود دارد که دارای تابش قوی امواج رادیویی نیز می باشداین سحابی بانام ذات الکرسی A شناخته می شود.هیچ انفجار نوری از این انفجار گزارش نشده است.امکان دارد ستاره قبل از انفجار لایه های بیرونی خود را پرتاب کرده باشد یا اینکه انفجار آن ضعیف بوده است.