ستاره های بزرگی که زود می میرند

آیا نظریههای موجود درباره شکل گیری انفجارهای ابرنواختری قابل استنادند یا بایددرباره آنها تجدیدنظر کرد؟ علل تعدد نظریه برای این پدیده ها کج فهمی علمیاست یا ریشه بنیادی دارد؟ اینها پرسش هایی است که سعی داریم در ادامه بهآنها پاسخ دهیم.
انفجار های ابرنواختری به دو دسته کلی تقسیم می شود.بیشتر این انفجارها از نوع دوم محسوب می شود که ستاره مادر آنها دارایجرمی بیش از ۸ برابر جرم خورشید ماست. این ستاره ها علاوه بر آنکه زندگیکوتاه تری نسبت به دیگر ستارگان دارند، مراحل تکامل شان نیز با سرعتبیشتری طی می شود و آن هنگام که زمان مرگ شان فرا می رسد، موجب انفجارهسته یی می شود که اخترشناسان را از گوشه و کنار جهان متوجه خود می سازد وفرصتی را برای آزمایش آموخته ها و پیش بینی هایشان، فراهم می کند. وقتیتمام انرژی این ستاره ها به مصرف رسید، هسته شان متلاشی می شود و نیرویگرانش بسیار زیاد هسته، باعث انبساط ستاره و سرانجام انفجار لایه هایبیرونی آن می شود و در پایان کارشان، ستاره یی نوترونی یا یک سیاهچاله غولپیکر از خود باقی می گذارد. اما گونه اول از انفجارها که کمتر هم مشاهدهمی شود، نسبت به انواع دیگر اجداد متفاوتی دارد که معمولاً از یک کوتولهسفید بسیار پیر و دارای ابعادی حدود هسته خورشید ما یا دیگر ستارگان جوانتشکیل می شود. این ابرنواخترها که در بیشتر موارد از عنصرهای کربن واکسیژن ساخته شده است، در واقع از همجوشی هسته یی هیدروژن و هلیم درروزهای پایانی عمر کوتوله سفید تشکیل می شود. مواد در این کوتوله ها تحتنیروی بسیار بزرگ گرانشی متراکم شده و به حالت فراغلیظ یا انحطاط می رسدکه در واقع کوچک ترین حالت مشاهده شده برای یک مجموعه اتم است. در اینحالت انرژی کوانتومی ذرات نیز در مقدار کمینه خود قرار می گیرد. در همینرابطه پروفسور «سوبراهمانیان چاندراسخار» (که نام رصدخانه پرتو ایکس ناسا«چاندرا» از نام او گر فته شده است) ثابت کرد که بیشترین فشار متقابل دربرابر نیروی گرانش که از طرف الکترون وارد می شود، دارای یک بیشینه است.این حد که بعدها به حد انحطاط چاندراسخار معروف شد، نشان داد که بیشترینجرمی که یک کوتوله سفید می تواند تحمل کند ۴۴/۱ برابر جرم خورشید است وبیشتر کوتوله ها هم جرمی بسیار کمتر یعنی در حدود ۵/۰ الی ۶/۰ برابر جرمخورشید ما را دارند. این حجم عظیم انرژی رفته رفته به عاملی برای از کارافتادن سیستم سوختی ستاره تبدیل شده و در واقع باعث مرگ تدریجی و سردکوتوله می شود. ولی چیزی که در سیستم های چندتایی کوتوله ها مشاهده شدهاست، کمی متفاوت است.
اگر یکی از همدم ها به اندازه یی بزرگ باشد کهشرایطش به حد چاندراسخار نزدیک شده باشد، دما و چگالی اش با سرعت قابلتوجهی افزایش می یابد و باعث جریان یافتن چرخه کربن- کربن می شود. در همینهنگام همدم ستاره که تاکنون تاثیر قابل توجهی در روند زندگی ستاره نداشتهاست، با تبدیل شدن به یک غول سرخ یا ستاره یی ابرپرجرم، خود را برای مراحلپایانی زندگی آماده می کند و دچار تغییری بنیادی می شود که آینده ستاره رابه کلی دستخوش تغییر خواهد کرد. کربن و اکسیژن به عنصرهای سنگین تری مثلسیلیکون، گوگرد، کلسیم، آهن، نیکل و کبالت تبدیل می شوند و همین تعددعنصرهای تشکیل دهنده، ستاره یی را که به سمت ابرنواختر نوع یک حرکت میکرد، در حد یک ابر عظیم گاز نگه می دارد. نظریه های مختلفی برای آینده اینمنظومه ها مطرح شده است، اما سرانجام بعد از یک دهه تلاش، جرقه حل اینمساله نیز روشن شد.
همان طور که گفتیم ستاره همدم، هیدروژن و احتمالاًهلیم خود را طی جریانی از مواد بین دو جرم به کوتوله سفید منتقل می کند.بعد از گذشت زمانی نسبتاً طولانی، جرم موجود در کوتوله از حد چاندراسخاربیشتر می شود. در همین لحظه جریان مواد قطع شده و کوتوله با انفجارابرنواختری از نوع یک به زندگی خود پایان می دهد و همدمش نیز ناچار استباقی عمر خود را مثل یک ستاره کوچک و عادی سر کند.
اما در راه دوم،ممکن است فاصله غول ستاره یی ما از آنچه برای تبادل مواد لازم است، بیشترباشد یا گرانش ستاره به حد کافی بالا باشد که از فرار لایه های سطحیجلوگیری کند. این مشکل حل نشده ماند تا نوامبر سال ۲۰۰۲. در این سال یککهکشان گمنام در صورت فلکی حوت توجه همگان را به خود جلب کرد. ابرنواختریموسوم به Ic۲۰۰۲ در این صورت فلکی درخشش خود را آغاز کرد و با روشنایی چندبرابر ابرنواخترهای معمولی نورافشانی کرد، ولی باز هم از نوع دوم اینانفجارها به شمار می آمد. بعد از بررسی طیف آن ستاره در نور مرئی نوارضخیمی از فلزهای سنگین از قبیل سیلیکون و آهن مشاهده شد. این در حالی بودکه تنها عنصرهای کربن و اکسیژن پدیدآورندگان کوتوله ها محسوب می شدند.
«ماریوهاموی» از مرکز تحقیقات کارنگی و همکارش متوجه شدند که همدم این کوتوله هاکه غول های معمولی یا از رده Agb هستند، مانند دیگر ستارگان می میرند وبنابراین بعد از مرگ آنها تنها چیزی که باقی می ماند، یک سحابی سیاره نمااست و در مرکز این سحابی یک کوتوله سفید ایجاد می شود که باز هم به دورهمدم خود می گردد، اما این بار در منظومه یی کوتوله یی. آنان با مقایسهحدس های خود و ابرنواختر Ic۲۰۰۲ دریافتند که همدم این کوتوله ها مانندحالت قبل از دست دادن جرم را شروع می کند و با رسیدن به حد چاندراسخارهمان مراحل را طی می کند. بعد از چند سال در سال ۲۰۰۵ ابرنواختر نوع اولمشابهی در کهکشان Ngc۱۳۷۱ روی داد که ۲۰۰۵ki نامیده شد و رصدخانه فضاییناسا موسوم به سوئیفت (که در سال ۲۰۰۴ آغاز به کار کرده بود) موج بلندی ازپرتوهای ایکس و امواج فرابنفش را از آن ابرنواختر آشکار کرد که نشان میداد این ابرنواختر توسط لایه یی از غبارهای هیدروژنی پوشیده شده است. اماچرا در ابرنواختر Ic۲۰۰۲ کوچک ترین نشانه یی از هیدروژن ثبت نشده بود؟ بهنظر «اندرو هاول» از دانشگاه تورنتو علت مشاهده نشدن هیدروژن عدم وجود آننیست. در منظومه های تکی بعد از انفجار، شدت نورهای ساطع شده آن قدر زیاداست که تشخیص عنصرهای محدود در آن غیر ممکن به نظر می رسد، ولی در نمونه۲۰۰۲ نیز هیدروژن ولو در اشکال مختلف و ابتدایی وجود نداشته است.
بعداز چند وقت عکس هایی توسط «لیوی یو» از دانشگاه آدام ریس منتشر شد که درآن قسمتی از کوتوله توسط همدمش پوشیده شده بود. با توجه به این مشاهدهاحتمال می رود که ستاره همدم بعد از انفجار، از خود دو هسته باقی بگذاردکه هسته اول متعلق به خود ستاره و دومی همان کوتوله یی است که توسط همدمشبلعیده شده است. این دو کوتوله سفید دچار گردشی پایدار و ابدی به دوریکدیگر می شوند و مدتی بعد آنقدر فاصله شان کم می شود که به درون همفروریزش می کنند و کاملاً ناگهانی از حد پایداری چاندراسخار گذشته وابرنواختری را به وجود می آورند.
نظریه یی که تاکنون مطرح شد، موردقبول ترین توجیه موجود برای این پدیده است ولی اگر این موضوع درست باشد،یک تناقض جزیی مطرح می شود. با توجه به مشاهدات، دانشمندان تاکنون بر اینباور بودند که درخشش انفجارها به سرعت کاهش می یابد. این مطلب برای جرقههای کوچک و مصنوعی مثل آتش بازی ها یا بمب ها درست است، ولی انفجار هایستاره یی به گونه دیگری ایجاد می شوند. با وجود آنکه انفجارهای ستاره ییخود به خود است، درخششی شدید ایجاد می کند که ضربان اصلی و به عبارت بهترپالس انفجار، در لحظه های بعدی توسط ابزارهای رادیویی به ثبت می رسد. درنوع ۱a، کربن طی مراحل همجوشی به نیکل ۵۶ تبدیل و بعد از مدت ۱/۶ روز بهکبالت ۵۶ تبدیل می شود و ظرف کمتر از دو هفته به قله نورافشانی خود در طولعمرش می رسد. کبالت هم بعد از ۷۷ روز جای خود را به ایزوتوپ ۵۶ آهن می دهد.
کوتولهسفید کربن و اکسیژن که تنها ۶/۰ تا ۷/۰ برابر خورشید جرم داشت و در مرحلهنیکل سوزی بود، منفجر شد و تمام شواهد نشان داد که باید جزء انفجارهای نوع۱a قرار بگیرد، ولی درخشش زیادش پذیرش این موضوع را با مشکل مواجه می کرد.این موضوع در هاله یی از ابهام باقی ماند تا کشف ابرنواختر ۲۰۰۳fg که نهتنها ویژگی های ابرنواختر قبلی را حفظ کرد بلکه انتقال به سرخی معادل۲۴۴/۰ داشت و از کهکشان ما فقط یک توده مه آلود بود که سه میلیون سال نوریبا ما فاصله داشت و جرقه اش هم ۳/۱ اندازه خورشید و دارای طیف نیکل ۵۶ بود.
آیاممکن است مواد تشکیل دهنده کوتوله طی فرآیند همجوشی جای خود را به نیکلدهند؟ خیر. با توجه به نظریه «هاول» و همکارش «مارک سولیوان» از دانشگاهتورنتو که در واقع گزارشی از شکل گیری ۲۰۰۶fg بود و در نشریه علمی نیچر همبه چاپ رسید، انفجار در رده طیف مرئی و از نوع اول بود که شامل عنصرهایسیلیکون، گوگرد و کلسیم نیز می شد. در عوض اخترشناسان مطمئن اند که انفجاراز یک کوتوله سفید با جرمی دو برابر خورشید بود که از حد چاندراسخار نیز۵۰ درصد پیشی گرفته بود. رصدهای این کوتوله هم نشان داد که با شتابی کمتراز حد معمول منفجر می شود و گرانش بیشتری از کوتوله های سفید معمولی بهلایه های خارجی وارد می کند. آیا این ابرنواختر، یک فراچاندراسخار و یکاستثناست؟
در ماه آگوست نظریه یی توسط «هاول» و گروهش از جمهوری چکمطرح شد که بلافاصله با جبهه گیری مجامع مهم نجومی به ویژه گردهماییاخترشناسان مواجه شد. او در نظریه خود حد چاندراسخار را به
۲/۱ برابرجرم خورشید افزایش داد و اثبات کرد که کوتوله سفید ۴/۱ برابر خورشیدکاملاً عادی و محتمل است. ولی با وجود اثبات های ظاهراً قابل قبول، پذیرشاین امر نامحتمل به نظر می رسید و انقلابی را در ستاره شناسی پی ریزی میکرد.
به گفته «یو وزلی» از دانشگاه سانتا کروز کالیفرنیا و «دانیلکاسن» از جان هاپکینز، ما تا کنون نمونه های بسیاری از ابرنواخترها رابررسی کرده ایم و با رسم جدول، داده ها و احتمالات وجود چنین کوتوله هایسفیدی را که از حد ۴/۱ برابر تجاوز کنند، تقریباً منتفی می دانستیم وتوانسته بودیم مدلی را برای درخشش های بالا مطرح کنیم ولی قادر به توجیهنیروی کم خروج از مرکز ۲۰۰۳fg نبودیم، در حالی که می دانستیم نیکل۵۶ بیشتربه معنی انفجار بزرگ تر و شتاب بیشتر است.
به هر حال بزرگ ترین سوالمطرح، علت ادامه چرخش کوتوله ها به دور قطب هایشان طی افزایش جرم و تبادلماده برای رسیدن به دو برابر جرم خورشید است و توجیه منطقی آن توسط تئوریهای گوناگون بررسی شده است. حتی اگر تئوری اخیر درست باشد، ممکن است تعریفموجود درباره ابرنواختر و انواع آن مخصوصاً ۱a را به چالش بکشد. البتهممکن است موضوع به این پیچیدگی ها هم نباشد و توجیه بسیار ساده و واحدینیز وجود داشته باشد.