آيا نظريه هاي موجود درباره ي شکل گيري انفجار هاي ابر نواختري قابل استنادند و يا بايد مورد تجديد نظر قرار بگيرند؟ علل تعدد نظريه براي اين پديده ها يک کج فهمي علمي است يا ريشه اي بنيادي دارد؟ اين سوالاتي است که سعي داريم در ادامه به آنها پاسخ دهيم.
انفجارات ابر نواختري به دو دسته ي کلي تقسيم مي شوند. بيشتر اين انفجارات از نوع دوم محسوب شده که ستاره ي مادر آنها داراي جرمي بيش از 8 برابر جرم خورشيد ماست. اين ستاره ها علاوه بر آن که زندگي کوتاهتري را نسبت به ساير ستارگان تجربه مي کنند، مراحل نموشان نيز با سرعت بيشتري طي مي شود و آن هنگام که زمان مرگشان فرا مي رسد خالق انفجاري هسته اي مي شوند که اختر شناسان را از گوشه و کنار جهان متوجه خود ساخته و فرصتي را جهت آزمايش آموخته ها و پيش بيني هايشان، مهيا مي سازد. وقتي تمام انرژي اين ستاره ها به مصرف رسيد هسته شان متلاشي مي شود و نيروي گرانش بسيار زياد هسته، باعث انبساط ستاره و سر انجام انفجار لايه هاي بيروني آن مي شود و در پايان کارشان، ستاره اي نوتروني يا يک سياهچاله ي غول پيکر از خود باقي ميگذارند. اما گونه ي اول از انفجارها که کمتر هم مشاهده مي شوند، داراي اجداد متفاوتي نسبت به انواع ديگر خود هستند که معمولا از يک کوتوله ي سفيد بسيار پير و داراي ابعادي حدود هسته ي خورشيد ما يا ساير ستارگان جوان تشکيل مي شوند. اين ابر نو اخترها که در بيشتر موارد از عناصر کربن و اکسيژن ساخته شده اند، در واقع از همجوشي هسته اي هيدروژن و هليم در روزهاي پاياني عمر کوتوله سفيد تشکيل مي شوند. در اين کوتوله ها مواد تحت نيروي بسيار بزرگ گرانشي متراکم شده و به حالت فوق غليظ يا انحطاط مي رسند که در واقع کوچکترين حالت مشاهده شده براي يک مجموعه اتم است. در اين حالت انرژي کوانتمي ذرات نيز در مقدار کمينه ي خود قرار مي گيرد. در همين رابطه پروفسور سوبراهمانييان چاندرازخار (که نام رصد خانه ي پرتو ايکس ناسا، چاندرا، از نام او گر فته شده) ثابت کرد که بيشترين فشار متقابل در برابر نيروي گرانش که از طرف الکترون وارد مي شود داراي يک بيشنه است. اين حد که بعدها به حد انحطاط چاندرازخار معروف شد، نشان داد که بيشترين جرمي که يک کوتوله ي سفيد مي تواند تحمل کند 1.44 برابر جرم خورشيد است و بيشتر کوتوله ها هم جرمي بسيار کمتر يعني درحدود 0.5 الي0.6 برابر جرم خورشيد ما را دارا هستند. اين حجم عظيم انرژي رفته رفته به عاملي براي از کار افتادن سيستم سوختي ستاره تبديل شده و در واقع باعث مرگ تدريجي و سرد کوتوله مي شود. ولي چيزي که در سيستم هاي چندتايي کوتوله ها مشاهده شده کمي متفاوت است.
اگر يکي از همدم ها به اندازه اي بزرگ باشد که شرايطش به حد چاندرازخار نزديک شده باشد، دما و چگاليش با سرعت قابل توجهي افزايش مي يابد و باعث جريان يافتن چرخه ي کربن- کربن ميشود. در همين هنگام همدم ستاره که تا کنون تاثير قابل توجهي در روند زندگي ستاره نداشته است، با تبديل شدن به يک غول سرخ و يا ستاره اي ابر پرجرم ،خود را براي مراحل پاياني زندگي آماده مي کند و دچار تغييري بنيادي مي شود که آينده ي ستاره را به کلي دست خوش تغيير خواهد کرد. کربن و اکسيژن به عناصر سنگين تري مثل سيليکون، گوگرد، کلسيم، آهن، نيکل و کبالت تبديل مي شود و همين تعدد عناصر تشکيل دهنده، ستاره اي را که به سمت ابر نو اختر نوع يک حرکت مي کرد، در حد يک ابر عظيم گاز نگه مي دارد. نظريه هاي مختلفي براي آينده اي اين منظومه ها مطرح شده است اما سرانجام بعد از يک دهه تلاش، جرقه ي حل اين مسئله نيز روشن شد.
همان طور که گفتيم ستاره ي همدم، هيدروژن و احتمالا هليم خود را در طي جرياني از مواد بين دو جرم به کوتوله ي سفيد منتقل مي کند. بعد از گذشت زماني نسبتا طولاني جرم موجود در کوتوله از حد چاندرازخار افزايش مي يابد، در همين لحظه جريان مواد قطع شده و کوتوله با انفجار ابر نو اختري از نوع يک به زندگي خود پايان مي دهد و همدمش نيز ناچار است باقي عمر خود را مثل يک ستاره ي کوچک و عادي ادامه دهد.
اما راه دوم: ممکن است فاصله ي غول ستاره اي ما از آنچه براي تبادل مواد لازم است بيشتر باشد يا گرانش ستاره به حد کافي بالا باشد که از فرار لايه هاي سطحي جلوگيري کند. اين مشکل حل نشده ماند تا نوابر سال 2002، در اين سال يک کهکشان گمنام در صورت فلکي حوت توجه همگان را به خود جلب کرد. ابر نو اختري موسوم به
2002 IC
دراين صورت فلکي درخشش خود را آغاز کرد و با روشنايي چند برابر ابر نو اختر هاي معمولي نور افشاني نمود ولي باز هم از نوع دوم اين انفجارها به شما مي آمد. بعد از بررسي طيف آن ستاره در نور مرئي نوار ضخيمي از فلزات سنگين از قبيل سيليکون و آهن مشاهده شد و اين در حالي بود که تنها عناصر کربن و اکسيژن پديدآورندگان کوتوله ها محسوب مي شدند.
مارييوهاموي از مرکز تحقيقات کارانگي و همکارش متوجه شدند که همدم اين کوتوله ها که غول هاي معمولي يا از رده ي اي جي بي هستند، مانند ساير ستارگان مي ميرند و بنابر اين بعد از مرگ آنها تنها چيزي که باقي مي ماند يک سحابي سياره نما است و در مر کز اين سحابي يک کوتوله ي سفيد ايجاد مي شود که باز هم به دور همدم خود مي گردد اما اين بار در سامانه اي کوتوله اي. آنان با مقايسه ي حدسيات خود و سوپرنواي
2002 IC
دريافتند که همدم اين کوتوله ها مانند حالت قبل شروع به از دست دادن جرم مي کند وبا رسيدن به حد چاندرازخار همان مراحل را طي ميکنند. بعد از چند سال در سال 2005سوپرنواي مشابه نوع اول در کهکشان ان جي سي 1371 روي داد که
2005 KA
ناميده شد و رصد خانه ي فضايي ناسا موسوم به سوئيفت که در سال 2004 آغاز به کار کرده بود موج بلندي از پرتوهاي ايکس و امواج فرابنفش را از آن سوپرنوا آشکار کرد که نشان مي داد اين ابر نواختر توسط لايه اي از غبارهاي هيدروژني پوشيده شده است. اما چرا در سوپرنواي
2002 IC
کوچکترين نشانه اي از هيدروژن ثبت نشده بود؟ به نظر اندرو هاول از دانشگاه تورنتو علت مشاهده نشدن هيدروژن عدم وجود آن نيست. در منظومه هاي تکي بعد از انفجار، شدت نورهاي ساطع شده آن قدر زياد است که تشخيص عناصر محدود درآن غير ممکن به نظر مي رسد ولي در نمونه ي 2002 نيز هيدروژن ولو در اشکال مختلف وابتدايي وجود نداشته است.
بعد از چند وقت عکس هايي توسط ليوييو از دانشگاه آدام ريس منتشر شد که در آن قسمتي از کوتوله توسط همدمش پوشيده شده بود. با توجه به اين مشاهده احتمال مي رود که ستاره ي همدم بعد از انفجار، از خود دو هسته باقي مي گذارند که هسته ي اول متعلق به خود ستاره، و دومي همان کوتوله اي است که توسط همدمش بلعيده شده. اين دو کوتوله ي سفيد دچار گردشي پايدار و ابدي به دور يکديگر شده و مدتي بعد آنقدر فاصله شان کم مي شود که به درون هم فرو ريزش مي کنند و کاملا نا گهاني از حد پايداري چاندرازخار گذشته و سوپرنوايي را به وجود مي آورند.
نظريه اي که تاکنون مطرح شد قابل قبول ترين توجيهات موجود براي اين پديده هاست ولي اگر اين موضوع درست باشد يک تناقض جزئي مطرح مي شود. با توجه به مشاهدات دانشمندان تاکنون بر اين باور بودند که درخشش انفجارات به سرعت کاهش مي يابد. اين مطلب براي جرقه هاي کوچک و مصنوعي مثل آتش بازي ها يا بمب ها درست است ولي انفجارات ستاره اي به گونه ي ديگري ايجاد مي شوند. با وجود آنکه انفجارات ستاره اي خود به خود است در خششي شديد ايجاد مي کنند که ضربان اصلي و به عبارت بهتر پالس انفجار، در لحظات بعدي توسط ابزارهاي راديويي به ثبت مي رسند. در نوع
1A
،کربن طي مراحل همجوشي به نيکل 56 تبديل مي شود. اين انحطاط بعد از مدت 6.1 روز به کبالت56 تبديل شده و ظرف کمتر از دو هفته به اوج نور افشاني خود در طول عمرش مي رسد. کبالت هم بعد از 77 روز جاي خود را به ايزوتوپ 56 آهن مي دهد.
کوتوله ي سفيد کربن و اکسيژن که تنها0.6 تا 0.7برابرجرم خورشيد را داشت و در مرحله ي نيکل سوزي بود، منفجر شد و تمامي شواهد نشان داد که بايد جزء انفجارات نوع
1A
قرار بگيرد ولي درخشش زيادش پذيرش اين موضوع را با مشکل مواجه مي کرد. اين موضوع درهاله اي از ابهام باقي ماند تا کشف ابرنواختر
2004 FG
که نه تنها ويژگي هاي ابر نواختر قبلي را حفظ کرد بلکه انتقال به سرخي معادل 0.244 داشت و از کهکشان ما فقط يک توده ي مه آلود بود که 3 ميليون سال نوري با ما فاصله داشت و جرقه اش هم 1.3 اندازه ي خورشيد و حامل طيف نيکل 56 بود.
آيا ممکن است مواد تشکيل دهنده ي کوتوله در طي فرآيند همجوشي جاي خود را به نيکل دهند؟ خير؛ با توجه نظريات هاول و همکارش مارک سوليوان از دانشگاه تورنتو که در واقع گزارشي از شکل گيري
2006 FG
بود و در مجله علمي نيچر
(Nature)
هم به چاپ رسيد، انفجار در رده ي طيف مرئي و از نوع اول بوده که شامل عناصر سيليکون ،گوگرد و کلسيم نيز مي شده است. در عوض منجمان مطمئن اند که انفجار از يک کوتوله سفيد با جرمي دو برابر خورشيد بوده که 50 درصد از حد چاندرازخار نيز پيشي گرفته بود. رصدهاي اين کوتوله هم نشان داد که با شتابي کمتر ازحد معمول منفجر مي شود و گرانش بيشتري از کوتوله هاي سفيد معمولي به لايه هاي خارجي وارد مي کند. آيا اين سوپرنوا يک فرا چاندرازخار و يک استثناست؟
در ماه آگوست نظريه اي توسط هاول و گروهش از جمهوري چک مطرح شد که بلافاصله باجبهه گيري مجامع مهم نجومي به ويژه گردهمايي سه ساله اخترشناسان مواجه شد. او در نظريه خود حد چاندرازخار را به 2.1 برابر جرم خورشيد افزايش داد و اثبات کرد که کوتوله ي سفيد 1.4 برابر خورشيد کاملا عادي و مهتمل است. ولي با وجود اثبات هاي ظاهرا قابل قبول، پذيرش اين امر نامحتمل به نظر مي رسيد و انقلابي را در ستاره شناسي پي ريزي مي کرد.
به گفته يووزلي از دانشگاه سانتا کروز کاليفرنيا و دانيل کاسن از جان هاپکينز، ما تا کنون نمونه هاي متعددي از سوپر نوا ها را بررسي کرده ايم و با رسم جدول داده ها واحتمالات وجود چنين کوتوله هاي سفيدي که از حد 1.4 برابر تجاوز کنند را تقريبا منتفي مي دانستيم و توانسته بوديم مدلي را براي درخشش هاي بالا مطرح کنيم. ولي قادر به توجيه نيروي کم خروج از مرکز
2004 FG
نبوديم در حالي که مي دانستيم نيکل-56 بيشتر به معني انفجار بزرگتر وشتاب بيشتر است.
به هر حال بزرگترين سوال مطرح، علت ادامه ي چرخش کوتوله ها به دور قطب هايشان در طي افزايش جرم و تبادل ماده براي رسيدن به 2 برابر جرم خورشيد است و توجيه منطقي آن توسط تئوري هاي گوناگون بررسي شده. حتي اگر تئوري اخير درست باشد ممکن است تعريف موجود درباره ي سوپرنوا و انواع آن مخصوصا
1A
را به چالش بکشد. البته ممکن است موضوع به اين پيچيدگي ها هم نباشد و توجيه بسيار ساده و واحدي نيز وجود داشته باشد.
