قسمت دوم شگفتیهای کیهان به زبان ساده
ابرنواختران،ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها 
مدارک موجود از چندین انفجار ستاره ای با روشنی استثنایی حکایت میکند
. افزایش درخشندگی در این موارد بیش از 10،000 مرتبه بیشتر از افزایش نور در
نواختران معمولی است . اینها را اَبَرنواختران می نامند .ستاره ی پرنوری که در سال
1572 ، ناگهان در صورت فلکی زات الکرسی پدیدار شد و سبب شد که تیخوبرائه عمر خود
را وقف نجوم کند ، از این دسته است . اخرین ابرنواختر ثبت شده در کهکشان ما در
1604 مشاهده و دقیقا به وسیله ی دانشمند بزرگ دیگری به نام یوهانس کپلر ، مطالعه
شد .
اطلاعات مربوط به نواختران ظاهرا حکایت از ان می کند که در کهکشان ما
تقریباً یک ابرنواختر در هر قرن رخ میدهد . صدها ابرنواختر نیز در کهکشانهای دیگر
مشاهده شده است .یکی از انها که در کهکشان امرةالمسلسله روی داد و در سال 1885 ثبت
شد . روشنی این ستاره به یک دهم روشنی تمام کهکشان رسید .
در 23 فوریه 1987 ابرنواختری در ابر بزرگ ماژلان مشاهده شد ((ابر بزرگ
ماژلان کهکشان کوچکی در نزدیکی کهکشان ما ( راه شیری ) است )) . این ابرنواختر ،
به دلیل انکه نخستین ابرنواختری بود که در رصدخانه های مدرن و با تکنولوژی های
جدید رصد شده بود حایز اهمیت بود . در بررسی این ابرنواختر از اشکارسازهای
نوترینویی بزرگ و رصدخانه های تابش X و گاما ، مستقر در بیرون جو زمین و نیز از
تلسکوپهای معمولی زمینی بهره گرفته شد . این بررسی ها نشان دهنده ی نظریه هایی بود
که درباره ی ساختار این اجرام کیهانی و
سازوکار انفجار ستاره ای در انها ساخته شده بود . این ابرنواختر،ابرنواختر A 1987 نامیده شده است
. 
ابرنواختر دو گونه اند :
ابرنواخترهای گونه I که حاکی از نبود ئیدروژن
است . این ابرنواخترها ، مانند نواختر ها درمنظومه هایی دوتایی که یکی از انها
ستاره ، کوتوله ی سفید است . جرم کوتوله ی سفید با سریزی ماده از ستاره ی دیگر
افزایش میابد و سرانجام از حد چاندراشیکار * فراتر میرود . ستاره میرمبد و مقدار
زیادی انرژی گرانشی و حرارت ازاد میکند .واکنشهای هسته ی ناشی از ان ، سیلی از
نوتریونو به وجود می آورد . قدرمطلق انها در حین انفجار به 19- میرسد . این
ابرنواخترها در ستاره های پیر کهکشانهای کروی و خوشه های کروی کهکشانهای ماپیچی
روی میدهند .
ابرنواختر گونه II ، هم در ستاره های
منفرد و هم در منظومه های دوتایی روی میدهند و علت انفجار ستاره های جوان و پرجرم
هستند. قدر مطلق انها به 17- میرسد . ابرنواختر A 1987 از اینگونه بود
. این افزایش فوق العاده ی روشنی ، درنتیجه انفجار فاجعه امیز در ستاره است که ضمن
آن بخش بیرونی ستاره به فضا پرتاب میشود و باقی یا به یک ستاره ی نوترونی و یا به
یک سیاه چاله تحول پیدا میکند .
زنجیره رویدادهایی که در یک ابرنواختر اتفاق می افتد چنین است :
آ ـ ستاره ای که جرمش بسی بیشتر از جرم خورشید ( مثلا 5 برابر ) است و
همه انرژی گرمای هسته ی خود را به مصرف رسانده است ، شروع به انقباض می کند .
ب ـ فشار داخلی قادر نیست وزن لایه های گوناگون این ستاره ی پرجرم را
تحمل کند ، ستاره میرمبد و گرمای فوق العاده زیادی تولید میکند .
پ ـ بخش بیرونی ستاره منفجر میشود و قصمت بزرگی از ستاره ، احتمالا
بیش از نیمی از جرم ان را به فضا پرتاب میکند که تبدیل به یک سحاب ابرنواختری
میشود . مثال کلاسیک یک سحابی ابرنواختری ، سحابی خرچنگ در ثور است که منشا ان
ابرنواختر سال 1054 بعد از میلاد است .
ت ـ بخش داخلی یا هسته در دماها ( بیلیونها درجه ) و فشارهای زیاد
موجود ، بسته به انکه جرمش بین 1.2 و 3.2 برابر جرم خورشید است یا بیش از 3.2 جرم
خورشید به ستاره ی نوترونی ( تپ اختر) ** یا سیاهچاله *** تحول میابد .
اگر جرم هسته ی به جا مانده از انفجار ابرنواختری از حد 3.2 برابر جرم
خورشید بیشتر باشد ، سرنوشت ان به صورت یک ستاره ی نوترونی رقم نمیخورد ، بلکه
گرانش بر همه ی فشارهای دیگر قلبه میکند . رمبش کامل گرانش تحقق میابد و ستاره از
افق رویداد خود فراتر میرود و سیاه چاله میشود . دیگر هیچ چیز ، حتی تابش هم
نمیتواند از چنگال ان بگریزد . برای هسته ای به جرم 3 برابر خورشید ، شعاع افق
رویداد ( شعاع شوارتزشیلد ) 9 کیلومتر است . 
سیاهچاله گرچه از بیرون قابل رویت نیست ، ولی گرانش نیرومند ان موجب
اثراتی است که در شرایط خاص ان را قابل مشاهده میکند . در منظومه های دوتایی ستاره
ای ، ممکن است که یکی از اعضای سیاهچاله ها باشد و دیگری غول .
محاسبات نشان میدهد که ماده ی سرریز شده از غول به سیاهچاله ، پرتو X گسیل میکند . در صورت فلکی دجاجه چشمه ی پرتوی x نیرومندی وجود دارد که دجاجه ی X-1 نام دارد .این چشمه در نزدیکی ستاره ی ابر غول آبی رنگی قرار دارد
که طیف ان حاکی از وجود ندیمی نامرئی است که جرمش بیش از 5 برابر جرم خورشید است .
منجمان این چشمه را کاندید خوبی برای سیاه چاله بودن می دانند . کاندیدای دیگری هم
در سال 1983 در ابر بزرگ ماژلان کشف شده است (( LMC
X-1 )) .
* ستاره ای که به پایان عمر گرما-هسته ای
خود نزدیک میشود ، اگر جرمش بیش از 1.2
برابر جرم خورشید باشد نمی تواند به
کوتوله ی سفید ( که سرنوشت معموله پایان یافتن عمر ستاره ی معمولی است )
تحول یابد . به بیان دیگر ستاره ای که جرمش 1.2 برابر جرم خورشید باشد نمیتواند به
شرایط تعدلی که در یک کوتوله ی سفید است ، دست یابد . این حد 1.2 برابر جرم خورشید
به حد چاندراشیکار موسوم است ( که به نام منجم هندی سابرامانیان چاندراشیکار ( 1910-1995 ) نامیده شده است ) .
به همین نحو حد مربوط به یک ستاره ی نوترونی 3.2 برابر جرم خورشید است .
** در دماها و فشارهای فوق العاده
زیاد هسته ی ستاره ، پروتونها و الکترونها
با هم ترکیب میشوندو نوترونها را به وجود می اورند و نام ستاره کان نوترونی از
همین جا ناشی شده است .
ستاره های نوترونی بسیار کوچک اند ( شعاعی
در حدود چند ده کیلومتر دارند ) و به طور غیر قابل تصوری چگال اند ( 100 هزار
میلیون کیلوگرم در سانتیمتر مکعب ) . در چنین ستاره ای نوترونها مانند یک گاز عمل
میکنند و فشاری را به وجود می اورند که برای جلوگیری از رمبش کافی است . ستاره های
نوترونی به شدت دوران می کنند . برخی از انها در هر ثانیه هزار بار به دور خورد
میچرختد .
ستاره ی نوترونی در حین دوران دارای میدان
مغناطیسی نیرومندی است در بعضی از انها بیلیونها برابر میدان مغناطیسی سطح زمین
است . الکترونهایی که از بیرون به داخل این میدان پرتاب میشوند سرعتشان کاسته
میشوند و به گسیل اشعه میپردازند . تابه هایی از این اشعه که به زمین میرسد ، همان
پالس هایی است که به پالسارها ( تپ اخترها ) نسبت داده میشود . بنابراین تپ اخترها
ستاره های نوترونی دواری هستند بامیدان مغناطیسی بسیار قوی که تابشی به صورت پالس
گسیل میکنند . این پالس ها در بیشتر
موارد پالس های رادیویی است که ناظر زمینی
انها را دریافت میکنند .
محاسبات نظری حاکی از ان است که چون ذرات
مادی با ستاره ی نوترونی دواری بر هم کنش بپردازند ، تابش در طول موجهای پرتویی x گسیل میشوند . این مطلب را مشاهده تایید کرده
است .
نخستین تپ اختر در سال 1967 به وسیله ی
مجمان دانشگاه کمبریج کشف شد . دوره تناوب بین پالسهای این ستاره 1.3 ثانیه است .
تا به حال بیش از 650 تپ اختر کشف شده است . یکی از این ها تپ اختری است که در
سحاب خرچنگ قرار دارد و با علامت NP 0532 میشناسند که علامت P حاکی
از تپ اختر بودن ان است و بقیه به این معنی است که در رصد خانه ی ملی نجوم رادیویی
Observatory
national radio astronomy در نزدیکی بُعد 05 ساعت و 32 دقیقه کشف شده است . این تپ اختر یک
ستاره ی پرتو x
هم به شمار میرود بنابراین دوره ی تناوب پالس اشعه x همان دوره تناوب دوران ستاره است .
*** هرگاه فشار ایجاد شده توسط نوترونها
نتواند مانع نیروی انقباضی شود ، هسته ی ستاره ممکن است بر اثر گرانش به حجم صفر
برمبد و سیاه چاله شود . گرانش سیاهچاه به قدری زیاد است که نور یا هیچ جیز دیگری
نمیتواند از چنگ ان بگریزد .
منابع : نجوم به زبان ساده ، جهان در پوست
گردو ، ویکی پدیا و ......
تمامی مطالبه درج
شده مطعلق به گروه
نجوم سدنا میباشد . درج
این مطلب فقط با درج لینک و یا نام این گروه مجاز است .
| 
