تبلیغات
زیست شناسی - شناسایی کهکشان های پنهان

شناسایی کهکشان های پنهان

دوشنبه 3 فروردین 1388 03:43 ب.ظنویسنده : سید حسین نقیبی

 

برگرفته از: مجله Sky & Telescope - July 2007
آیا نظریه های موجود درباره ی شکل گیری انفجار های ابر نواختری قابل استنادند و یا باید مورد تجدید نظر قرار بگیرند؟ علل تعدد نظریه برای این پدیده ها یک کج فهمی علمی است یا ریشه ای بنیادی دارد؟ این سوالاتی است که سعی داریم در ادامه به آنها پاسخ دهیم.
انفجارات ابر نواختری به دو دسته ی کلی تقسیم می شوند. بیشتر این انفجارات از نوع دوم محسوب شده که ستاره ی مادر آنها دارای جرمی بیش از 8 برابر جرم خورشید ماست. این ستاره ها علاوه بر آن که زندگی کوتاهتری را نسبت به سایر ستارگان تجربه می کنند، مراحل نموشان نیز با سرعت بیشتری طی می شود و آن هنگام که زمان مرگشان فرا می رسد خالق انفجاری هسته ای می شوند که اختر شناسان را از گوشه و کنار جهان متوجه خود ساخته و فرصتی را جهت آزمایش آموخته ها و پیش بینی هایشان، مهیا می سازد. وقتی تمام انرژی این ستاره ها به مصرف رسید هسته شان متلاشی می شود و نیروی گرانش بسیار زیاد هسته، باعث انبساط ستاره و سر انجام انفجار لایه های بیرونی آن می شود و در پایان کارشان، ستاره ای نوترونی یا یک سیاهچاله ی غول پیکر از خود باقی میگذارند. اما گونه ی اول از انفجارها که کمتر هم مشاهده می شوند، دارای اجداد متفاوتی نسبت به انواع دیگر خود هستند که معمولا از یک کوتوله ی سفید بسیار پیر و دارای ابعادی حدود هسته ی خورشید ما یا سایر ستارگان جوان تشکیل می شوند. این ابر نو اخترها که در بیشتر موارد از عناصر کربن و اکسیژن ساخته شده اند، در واقع از همجوشی هسته ای هیدروژن و هلیم در روزهای پایانی عمر کوتوله سفید تشکیل می شوند. در این کوتوله ها مواد تحت نیروی بسیار بزرگ گرانشی متراکم شده و به حالت فوق غلیظ یا انحطاط می رسند که در واقع کوچکترین حالت مشاهده شده برای یک مجموعه اتم است. در این حالت انرژی کوانتمی ذرات نیز در مقدار کمینه ی خود قرار می گیرد. در همین رابطه پروفسور سوبراهمانییان چاندرازخار (که نام رصد خانه ی پرتو ایکس ناسا، چاندرا، از نام او گر فته شده) ثابت کرد که بیشترین فشار متقابل در برابر نیروی گرانش که از طرف الکترون وارد می شود دارای یک بیشنه است. این حد که بعدها به حد انحطاط چاندرازخار معروف شد، نشان داد که بیشترین جرمی که یک کوتوله ی سفید می تواند تحمل کند 1.44 برابر جرم خورشید است و بیشتر کوتوله ها هم جرمی بسیار کمتر یعنی درحدود 0.5 الی0.6 برابر جرم خورشید ما را دارا هستند. این حجم عظیم انرژی رفته رفته به عاملی برای از کار افتادن سیستم سوختی ستاره تبدیل شده و در واقع باعث مرگ تدریجی و سرد کوتوله می شود. ولی چیزی که در سیستم های چندتایی کوتوله ها مشاهده شده کمی متفاوت است.
  
 
 
اگر یکی از همدم ها به اندازه ای بزرگ باشد که شرایطش به حد چاندرازخار نزدیک شده باشد، دما و چگالیش با سرعت قابل توجهی افزایش می یابد و باعث جریان یافتن چرخه ی کربن- کربن میشود. در همین هنگام همدم ستاره که تا کنون تاثیر قابل توجهی در روند زندگی ستاره نداشته است، با تبدیل شدن به یک غول سرخ و یا ستاره ای ابر پرجرم ،خود را برای مراحل پایانی زندگی آماده می کند و دچار تغییری بنیادی می شود که آینده ی ستاره را به کلی دست خوش تغییر خواهد کرد. کربن و اکسیژن به عناصر سنگین تری مثل سیلیکون، گوگرد، کلسیم، آهن، نیکل و کبالت تبدیل می شود و همین تعدد عناصر تشکیل دهنده، ستاره ای را که به سمت ابر نو اختر نوع یک حرکت می کرد، در حد یک ابر عظیم گاز نگه می دارد. نظریه های مختلفی برای آینده ای این منظومه ها مطرح شده است اما سرانجام بعد از یک دهه تلاش، جرقه ی حل این مسئله نیز روشن شد.
همان طور که گفتیم ستاره ی همدم، هیدروژن و احتمالا هلیم خود را در طی جریانی از مواد بین دو جرم به کوتوله ی سفید منتقل می کند. بعد از گذشت زمانی نسبتا طولانی جرم موجود در کوتوله از حد چاندرازخار افزایش می یابد، در همین لحظه جریان مواد قطع شده و کوتوله با انفجار ابر نو اختری از نوع یک به زندگی خود پایان می دهد و همدمش نیز ناچار است باقی عمر خود را مثل یک ستاره ی کوچک و عادی ادامه دهد.
اما راه دوم: ممکن است فاصله ی غول ستاره ای ما از آنچه برای تبادل مواد لازم است بیشتر باشد یا گرانش ستاره به حد کافی بالا باشد که از فرار لایه های سطحی جلوگیری کند. این مشکل حل نشده ماند تا نوابر سال 2002، در این سال یک کهکشان گمنام در صورت فلکی حوت توجه همگان را به خود جلب کرد. ابر نو اختری موسوم به 2002 IC دراین صورت فلکی درخشش خود را آغاز کرد و با روشنایی چند برابر ابر نو اختر های معمولی نور افشانی نمود ولی باز هم از نوع دوم این انفجارها به شما می آمد. بعد از بررسی طیف آن ستاره در نور مرئی نوار ضخیمی از فلزات سنگین از قبیل سیلیکون و آهن مشاهده شد و این در حالی بود که تنها عناصر کربن و اکسیژن پدیدآورندگان کوتوله ها محسوب می شدند.
مارییوهاموی از مرکز تحقیقات کارانگی و همکارش متوجه شدند که همدم این کوتوله ها که غول های معمولی یا از رده ی ای جی بی هستند، مانند سایر ستارگان می میرند و بنابر این بعد از مرگ آنها تنها چیزی که باقی می ماند یک سحابی سیاره نما است و در مر کز این سحابی یک کوتوله ی سفید ایجاد می شود که باز هم به دور همدم خود می گردد اما این بار در سامانه ای کوتوله ای. آنان با مقایسه ی حدسیات خود و سوپرنوای 2002 IC دریافتند که همدم این کوتوله ها مانند حالت قبل شروع به از دست دادن جرم می کند وبا رسیدن به حد چاندرازخار همان مراحل را طی میکنند. بعد از چند سال در سال 2005سوپرنوای مشابه نوع اول در کهکشان ان جی سی 1371 روی داد که 2005 KA نامیده شد و رصد خانه ی فضایی ناسا موسوم به سوئیفت که در سال 2004 آغاز به کار کرده بود موج بلندی از پرتوهای ایکس و امواج فرابنفش را از آن سوپرنوا آشکار کرد که نشان می داد این ابر نواختر توسط لایه ای از غبارهای هیدروژنی پوشیده شده است. اما چرا در سوپرنوای 2002 IC کوچکترین نشانه ای از هیدروژن ثبت نشده بود؟ به نظر اندرو هاول از دانشگاه تورنتو علت مشاهده نشدن هیدروژن عدم وجود آن نیست. در منظومه های تکی بعد از انفجار، شدت نورهای ساطع شده آن قدر زیاد است که تشخیص عناصر محدود درآن غیر ممکن به نظر می رسد ولی در نمونه ی 2002 نیز هیدروژن ولو در اشکال مختلف وابتدایی وجود نداشته است.
بعد از چند وقت عکس هایی توسط لیوییو از دانشگاه آدام ریس منتشر شد که در آن قسمتی از کوتوله توسط همدمش پوشیده شده بود. با توجه به این مشاهده احتمال می رود که ستاره ی همدم بعد از انفجار، از خود دو هسته باقی می گذارند که هسته ی اول متعلق به خود ستاره، و دومی همان کوتوله ای است که توسط همدمش بلعیده شده. این دو کوتوله ی سفید دچار گردشی پایدار و ابدی به دور یکدیگر شده و مدتی بعد آنقدر فاصله شان کم می شود که به درون هم فرو ریزش می کنند و کاملا نا گهانی از حد پایداری چاندرازخار گذشته و سوپرنوایی را به وجود می آورند.
نظریه ای که تاکنون مطرح شد قابل قبول ترین توجیهات موجود برای این پدیده هاست ولی اگر این موضوع درست باشد یک تناقض جزئی مطرح می شود. با توجه به مشاهدات دانشمندان تاکنون بر این باور بودند که درخشش انفجارات به سرعت کاهش می یابد. این مطلب برای جرقه های کوچک و مصنوعی مثل آتش بازی ها یا بمب ها درست است ولی انفجارات ستاره ای به گونه ی دیگری ایجاد می شوند. با وجود آنکه انفجارات ستاره ای خود به خود است در خششی شدید ایجاد می کنند که ضربان اصلی و به عبارت بهتر پالس انفجار، در لحظات بعدی توسط ابزارهای رادیویی به ثبت می رسند. در نوع 1A ،کربن طی مراحل همجوشی به نیکل 56 تبدیل می شود. این انحطاط بعد از مدت 6.1 روز به کبالت56 تبدیل شده و ظرف کمتر از دو هفته به اوج نور افشانی خود در طول عمرش می رسد. کبالت هم بعد از 77 روز جای خود را به ایزوتوپ 56 آهن می دهد.
کوتوله ی سفید کربن و اکسیژن که تنها0.6 تا 0.7برابرجرم خورشید را داشت و در مرحله ی نیکل سوزی بود، منفجر شد و تمامی شواهد نشان داد که باید جزء انفجارات نوع 1A قرار بگیرد ولی درخشش زیادش پذیرش این موضوع را با مشکل مواجه می کرد. این موضوع درهاله ای از ابهام باقی ماند تا کشف ابرنواختر 2004 FG که نه تنها ویژگی های ابر نواختر قبلی را حفظ کرد بلکه انتقال به سرخی معادل 0.244 داشت و از کهکشان ما فقط یک توده ی مه آلود بود که 3 میلیون سال نوری با ما فاصله داشت و جرقه اش هم 1.3 اندازه ی خورشید و حامل طیف نیکل 56 بود.
آیا ممکن است مواد تشکیل دهنده ی کوتوله در طی فرآیند همجوشی جای خود را به نیکل دهند؟ خیر؛ با توجه نظریات هاول و همکارش مارک سولیوان از دانشگاه تورنتو که در واقع گزارشی از شکل گیری 2006 FG بود و در مجله علمی نیچر(Nature) هم به چاپ رسید، انفجار در رده ی طیف مرئی و از نوع اول بوده که شامل عناصر سیلیکون ،گوگرد و کلسیم نیز می شده است. در عوض منجمان مطمئن اند که انفجار از یک کوتوله سفید با جرمی دو برابر خورشید بوده که 50 درصد از حد چاندرازخار نیز پیشی گرفته بود. رصدهای این کوتوله هم نشان داد که با شتابی کمتر ازحد معمول منفجر می شود و گرانش بیشتری از کوتوله های سفید معمولی به لایه های خارجی وارد می کند. آیا این سوپرنوا یک فرا چاندرازخار و یک استثناست؟
در ماه آگوست نظریه ای توسط هاول و گروهش از جمهوری چک مطرح شد که بلافاصله باجبهه گیری مجامع مهم نجومی به ویژه گردهمایی سه ساله اخترشناسان مواجه شد. او در نظریه خود حد چاندرازخار را به 2.1 برابر جرم خورشید افزایش داد و اثبات کرد که کوتوله ی سفید 1.4 برابر خورشید کاملا عادی و مهتمل است. ولی با وجود اثبات های ظاهرا قابل قبول، پذیرش این امر نامحتمل به نظر می رسید و انقلابی را در ستاره شناسی پی ریزی می کرد.
به گفته یووزلی از دانشگاه سانتا کروز کالیفرنیا و دانیل کاسن از جان هاپکینز، ما تا کنون نمونه های متعددی از سوپر نوا ها را بررسی کرده ایم و با رسم جدول داده ها واحتمالات وجود چنین کوتوله های سفیدی که از حد 1.4 برابر تجاوز کنند را تقریبا منتفی می دانستیم و توانسته بودیم مدلی را برای درخشش های بالا مطرح کنیم. ولی قادر به توجیه نیروی کم خروج از مرکز 2004 FG نبودیم در حالی که می دانستیم نیکل-56 بیشتر به معنی انفجار بزرگتر وشتاب بیشتر است.
به هر حال بزرگترین سوال مطرح، علت ادامه ی چرخش کوتوله ها به دور قطب هایشان در طی افزایش جرم و تبادل ماده برای رسیدن به 2 برابر جرم خورشید است و توجیه منطقی آن توسط تئوری های گوناگون بررسی شده. حتی اگر تئوری اخیر درست باشد ممکن است تعریف موجود درباره ی سوپرنوا و انواع آن مخصوصا 1A را به چالش بکشد. البته ممکن است موضوع به این پیچیدگی ها هم نباشد و توجیه بسیار ساده و واحدی نیز وجود داشته باشد.
منبع:http://www.iaas.ir/

آخرین ویرایش: - -

 
 
لبخندناراحتچشمک
نیشخندبغلسوال
قلبخجالتزبان
ماچتعجبعصبانی
عینکشیطانگریه
خندهقهقههخداحافظ
سبزقهرهورا
دستگلتفکر