کشف یک ابرنواختر عجیب و چالشی برای مدل‌های تحولی ستاره‌های سنگین

0 0 0 0

توسط سیدعظیم هاشمی , 10 دسامبر 2017

اَبَرنواختر انفجار ستاره‌‌ای است. مکانیزم‌های مختلفی برای به وجود امدن این انفجارهای ستاره‌ای وجود دارد. تا کنون حدود پنج هزار ابرنواختر کشف شده است و در همه‌ی این موارد این انفجار بیانگر پایان عمر ستاره‌ی مورد نظر بوده است.

ابرنواخترها به صورت کلی به دو نوع یک (Type I) و دو (Type II) تقسیم می‌شوند. هر یک از این دو نوع هم خود به دسته‌های دیگری تقسیم می‌شوند. تمامی این دسته‌بندی‌ها بر اساس طیف و منحنی نوری انفجار ابرنواخترهاست. برای مثال ابرنواختر نوع یک خطوط نشری هیدروژنی ندارد، در حالی که نوع دو این خطوط را در طیف خود نشان می‌دهد. در این نوشته بیشتر تمرکز ما بر روی ابرنواخترهای نوع دو خواهد بود.

جدول ۱: دسته‌های مختلف ابرنواخترهای نوع دوم. ستون اول نام هر دسته‌ی خاص را نشان می‌دهد، ستون دوم ویژگی خاص منحنی نوری را در حین رصد ابرنواختر نشان می‌دهد، ستون سوم ویژگی خاص طیفی هر دسته را در صورت وجود بیان می‌کند و ستون چهارم مورد رصدی مشاهده شده برای هر دسته‌ی خاص را نشان می دهد.

به ابرنواخترهای نوع دو، ابرنواخترهای رمبش هسته‌ای غنی از هیدروژن^(۱) هم گفته می‌شود. و همانطور که گفته شد این گونه با خطوط نشری زیاد هیدروژن شناخته شده است. این ابرنواخترها در مناطق ستاره‌زا دیده می‌شوند و تاکنون چندین رصد مستقیم (قبل از انفجار)، موفق به شناسایی ستاره‌های سنگین به عنوان عامل این انفجارها شده‌اند. اولین گونه‌ی این انفجارها در سال ۱۹۴۱ میلادی کشف شد و در مقایسه با نوع قبلی و تفاوت طیفی نسبت به آن، به نوع دوم معروف شد. این دسته بر اساس ویژگی‌های طیفی و منحنی نوری به پنج دسته تقسیم می‌شوند (II-L,II-P,II-n, II-b, 87A-like). جدول یک این پنج دسته و خصوصیات و نمونه‌های رصدی آن‌ها را نشان می‌دهد. ابرنواخترهای نوع دو به صورت کلی و بر اساس مدل‌ها فراوانترین گونه‌ی انفجارهای ابرنواختری هستند، هر چند به دلیل درخشندگی بیشتر ابرنواخترهای نوع یک، از لحاظ رصدی این آمار متفاوت است.

به تازگی در مقاله‌ای که در هشتم نوامبر ۲۰۱۷ در مجله‌ی nature چاپ شده است یک تیم بین المللی از منجمان با محوریت رصدخانه‌ی لاس کامبرس^(۲) در کالیفرنیا کشف یک ابرنواختر عجیب را، به نام iPTF14hls (تصویر بالای صفحه)، گزارش کرده‌اند که بسیار هیجان‌انگیز و چالش‌برانگیز است.

شکل ۱: شکل سمت چپ درصد ابرنواخترهای نوع یک (Type Ia, Ib, Ic) و ابرنواخترهای نوع دو را بر اساس ابرنواخترهایی که تاکنون رصد شده نشان می‌دهد. سمت راست سهم انواع مختلف ابرنواخترهای نوع دوم را از رصد نشان می‌دهد.

این نوع ابرنواخترها از انفجار اَبَرغول‌های قرمز^(۳) که آخرین مرحله‌ی تحول ستاره‌های سنگین هستند به وجود می‌آیند. این ستاره‌ها لایه‌ی بیرونی غنی شده‌ای از هیدروژن دارند. در اینجا توضیح می‌دهیم که در انفجار حاصل چه اتفاقی می‌افتد و چه منحنی نوری‌ای تولید می‌شود.

• بعد از رمبش ستاره موج ضربه‌ای تشکیل می‌شود که باعث به بیرون پرتاب شدن لایه‌های هیدروژن، گرم شدن آن‌ها و در نهایت یونیزه شدن آن‌ها می‌شود.
• لایه‌های عمدتا هیدروژن، منبسط شده و به تدریج از بیرون به سمت داخل سرد می‌شوند. منطقه‌ی داخل این لایه‌ها را که دمایی برابر با بازترکیب^(۴) هیدروژن دارد جبهه‌ی بازترکیب می‌نامیم. بیرون از جبهه‌ی بازترکیب هیدروژن خنثی قرار دارد که از لحاظ پراکندگی اصطلاحا شفاف بوده و نور از آن با مقداری پراکندگی بالاخره عبور می‌کند. در درون این جبهه هیدروژن‌ها یونیزه هستند و به شدت کدر هستند. لذا جبهه‌ی بازترکیب دقیقا جایی است که منشا اصلی نور ستاره بوده و نور پس از آن می‌تواند به ما برسد. این لایه را اصطلاحا فتوسفر (نورسپهر) نامیده‌اند.
• جبهه‌ی بازترکیب در ابتدا در بیرونی‌ترین لایه‌ی عمدتا هیدروژنی منبسط شونده قرار دارد و لذا نور تشکیل شده از این لایه بدون مزاحمت خاصی به ما می‌رسد و افزایش می‌یابد (با افزایش نرخ بازترکیب).
• با انبساط بیشتر لایه‌های بیرونی ستاره (انفجار)، جبهه‌ی بازترکیب (جایی که دمایی برابر با بازترکیب هیدروژن دارد) به سمت عقب (لایه های داخلی‌تر) حرکت می‌کند و برای مدتی تقریبا ثابت می‌ماند. در نتیجه‌ی دمای ثابت این لایه، منحنی نوری یکنواختی خواهیم داشت.
• پس از حدود صد روز موج ضربه‌ای انرژی خود را به طور کامل به بیرون منتقل می‌کند و جبهه‌ی بازترکیب به سمت لایه‌های داخلی‌تر حرکت می‌کند و نور حاصل از ابرنواختر هم شدیدا افت می‌کند.

شکل ۲: این شکل همانند شکل قبلی است (شکل ۱) با این تفاوت که نتایج حاصل از رصد نیستند بلکه انتظار کلی ما از انفجارهای ابرنواختری هستند. در واقع این شکل درصد ذاتی و تاثیر نگرفته از توان رصدی ما را برای ابرنواخترهای مختلف نشان می‌دهد (ابرنواخترهای نوع ۸۷A-like درصد بسیار کمی از ابرنواخترها هستند و در این محاسبات وارد نشده‌اند).

ابرنواختر iPTF14hls اگرچه از لحاظ طیفی به عنوان II-P شناخته شده است ولی ویژگی‌هایی دارد که تاکنون در هیچ ابرنواختری مشاهده نشده است. این ابرنواختر به جای یک دوره‌ی درخشندگی تقریبا ثابت صد روزه، حدود ششصد روز دوام آورده و در طول این ششصد روز حداقل پنج بار درخشندگی آن تا ۵۰ درصد تغییر کرده است. اگرچه دمای ابرنواختر iPTF14hls حدود پنج تا شش هزار درجه تخمین زده شده است و با دمای II-P که دمای بازترکیب هیدروژن هست توافق دارد اما انرژی آزاد شده در ابرنواختر حدود چند مرتبه از حد بالای انرژی آزاد شده در ابرنواخترهای II-P بیشتر است.

درک تحول طیفی ابرنواختر iPTF14hls سخت‌تر از منحنی نوری و در تعارض با موارد معمول مشاهده شده است. در واقع تحول طیف آن حدود ۱۰ مرتبه کندتر از ابرنواخترهای نوع II-P است. برای مثال طیف آن پس از گذشت حدود ششصد روز شبیه به طیف ابرنواخترهای II-P پس از حدود شصت روز است. علاوه بر این، در تمام ابرنواخترهای مشاهده شده سرعت مواد با ضریب سه در مدت صد روز کاهش می‌یافته است، در حالی که در مورد ابرنواختر ذکر شده این مقدار برای هیدروژن حدود بیست و پنج صدم و برای آهن بدون کاهش گزارش شده است.

شکل ۳: خطوط پررنگ بالایی منحنی نوری و افت و خیزهای ابرنواختر iPTF14hls را از زمان کشف آن نشان می‌دهد (ابرنواختر برای مدتی پشت خورشد واقع شده و قطع شدن منحنی در حدود ۳۰۰ روز بخاطر این موضوع است). منحنی‌های خط چین پایین، یک ابرنواختر معمولی نوع II-P را نشان می‌دهد. مقایسه‌ی این دو دسته منحنی که در باندهای مختلف ارایه شده رفتار عجیب ابرنواختر کشف شده را به وضوح نشان می‌دهد.

علاوه بر موراد فوق به نظر می‌رسد این ابرنواختر، از یک انفجار ابرنواختری دیگر در سال ۱۹۵۴ جان سالم بدر برده است. در واقع تیم تحقیقاتی این پروژه متوجه شدند که دقیقا در موقعیت این ابرنواختر، یک ابرنواختر دیگر در سال ۱۹۵۴ ثبت شده است . این یافته، ایده‌ی انفجارهای مکرر ابرنواختری را برای ستاره‌های پرجرم تقویت می‌کند. این ایده پیش از این برای ستاره‌هایی با جرم اولیه ۹۵ تا ۱۳۰ جرم خورشید و فراوانی فلزی کم پیش‌بینی شده بود (چنین ستاره‌هایی بیشتر در اوایل عالم شکل گرفته‌اند و دیدن آن‌ها در زمان حال کمی عجیب است. به گفته‌ی یکی از نویسندگان این مقاله دیدن چنین ستاره‌هایی در زمان حال مانند دیدن یک دایناسور در این زمان است). با توجه به این پیش‌بینی احتمالا لایه‌ی بیرونی این ابرنواختر باید فراوانی فلزی بسیار پایینی داشته باشد. اما حتی این نظریه هم قادر به توصیف کامل این ابرنواختر نیست، در واقع انرژی آزاد شده در این ابرنواخترها (۲۰۱۴ و ۱۹۵۴) بسیار بیشتر از حد بالایی پیش‌بینی شده توسط مدل انفجارهای چندگانه ابرنواختری است.

در نهایت کشف این ابرنواختر عجیب مدل‌های تحول ستاره‌های سنگین را به چالش کشیده و پاسخی معقول برای این رفتار عجیب را می‌طلبد. محققان این پروژه در تلاشند تا یا با اصلاح مدل‌های پیشین و یا با مدل‌های کاملا جدید این رفتار عجیب و تاکنون مشاهده نشده را توضیح دهند.

شکل ۴: این تصویر از مساحی آسمان توسط رصدخانه‌ی پالمار در سال ۱۹۵۴ مکان انفجار را در موقعیت ابرنواختر iPTF14hls نشان می‌دهد (سمت چپ). ابرنواختر در تصویر سمت راست، که در سال ۱۹۹۳ گرفته شده است، دیده نمی‌شود.
منبع: http://www.keckobservatory.org/recent/entry/LCO_supernova