نجوم و اختر شناسی

ستاره شناسی رادیویی .
آنتن، امواج رادیویی را درست همانند متمرکز شدن نور توسط تلسکوپ انکساری ، متمرکز میکند. آنتن های رادیویی میتوانند ابرهای گازی میان ستارگان را که در نور مرئی غیر قابل تشخیص اند، شناسایی کنند. نقاط روشن این تصویر نشانه شدیدترین فعالیت رادیویی هستند. آنتن های رادیویی علائم اجرام سماوی مانند خورشید و کوازارها را شناسایی میکنند.
● ستاره شناسی با رادار
تلسکوپهای رادیویی علاوه بر دریافت امواج رادیویی، میتوانند علائم رادیویی را نیز منتقل کنند. این فوران علایم بسوی جسمی در منظومه شمسی ارسال میشود. و پژواک آن توسط آنتنهای رادیویی دریافت میشود. زمان بازگشت پژواک فاصله از جسم آسمانی را برای ستاره شناسان مشخص میکند. تجهیزات راداری کاوشگر ماژلان که در مدار زهره میچرخد، نقشه ها و تصاویری از سطح این سیاره که مرتبا " با باریکه ای از ابر ضخیم پوشیده میشود، تهیه کرده است. رادار همچنین معلوم ساخت که زهره در خلاف جهت سایر سیارات منظومه شمسی میچرخد.
● پژواکهای زمین
میتوان تجهیزات راداری را در مدار زمین به تجهیزات رصد متصل کرد. علائم از زمین منعکس میشوند و نقشه های دقیقی از سطح زمین پدید می آورند. این نقشه راداری بخشی از دره "لانگ ولی" کالیفرنیاست.
● تداخل سنجی
میتوان علائم دریافت شده توسط دو یا چند تلسکوپ رادیویی را ترکیب نمود و منبع علائم رادیویی مذکور را یافت. به این شیوه تداخل سنجی میگویند. هرچه تلسکوپها از یکدیگر دور باشند ، اندازه گیریشان دقیقتر خواهد بود. برای تهیه تصویر رادیویی آسمان، به تلسکوپهای بیشتری احتیاج است. مجموعه پایگاههای بسیار طولانی (وی ال بی ای) ۱۰ تلسکوپ رادیویی دارد و از هاوایی در اقیانوس آرام تا آمریکای شمالی و دریای کارائیب امتداد میابد.
● آنتن قاره ای
قطر موثر مجموع این ۱۰ آنتن ۸ هزار کیلومتر (۵ هزار مایل) است.
● مجموعه بسیار بزرگ
مجموعه بسیار بزرگ واقع در سوکورو، در ایلت نیو مکزیکو در آمریکا، از ۲۷ آنتن رادیویی مجزا تشکیل شده که به شکل حرف "وای" نصب شده اند. این مجموعه به کمک شیوه تداخل سنجی علائم هر آنتن را جهت تهیه "تصاویر" رادیویی آسمان با یکدیگر ترکیب میکند. این تصاویر آنقدر دقیق اند که با تصاویر نوری قابل مقایسه اند. این مجموعه قابل گسترش است و میتوان آنرا تا ۳۶ کیلومتر (۲۳ مایل) گسترش داد. قطر هر آنتن ۲۵ متر (۸۲ پا) است.
● علامت بزرگ تر
آنتنهای مجموعه بسیار بزرگ با ترکیب علائم رادیویی ، به عنوان یک آنتن رادیویی بزرگ عمل میکند.

كیهان شناسی

قسمت سوم

اساس دریافت ذهنی ما ازتكامل جهان ، مدل انفجار بزرگ است كه برپایه نظریه نسبیت عام انیشتن و رصدهای ادوین هابل در مورد گسترش جهان مطرح شد . اثر متقابل تئوری و رصد دراینجا اهمیت خاصی دارد .
● مرزهای نوین
دراین دوران هیجان انگیز كیهان شناسی ، كشفیات جدید بابالابردن سطح آگاهی باعث پدید آمدن چند سری سئوال شده اند: ماده تاریك چیست؟ ماهیت انرژی تاریك اسرار آمیز وگرانش دفعی آن چیست؟ چرا طرز كارجهان ماتااین حدپیچیده است؟ ودنیا چطور آغاز شد؟این سئوالات درحین سادگی نشان می دهندتكامل دانش مادرشناخت جهان به چه سطحی رسیده است.آخرین سئوال- دنیا چطور آغاز شد- ازآن دسته سئوالاتی است كه بشر برای چند هزار سال از خود پرسیده .باتوچه به متن نسبیت عام ، پاسخ ساده است: انفجار بزرگ تنها آفریننده ماده ، فضا وزمان است.بدون توضیح بیشتر.این جواب البته قانع كننده نیست ودلایلی وجود دارند كه بپذیریم پاسخ عمیق تری برای این سئوال هست.نسبیت عام شرحی ناقص ازگرانش است چون شامل مكانیك های كوانتومی نمی شودوگرانش رابادیگر نیروهای بنیادی تلفیق نمی كند.بیشتر فیزیكدانان معتقدند نسبیت عام حرف آخررا درمورد گرانش نمی زندونظریه ای گسترده تر می تواند شگفتیهایی مانند انفجار بزرگ را توضیح دهد:درحال حاضر نظریه ریسمان (كه به M -Theory نیز معروف است) باوجود ناقص بودن ومورد آزمایش قرار نگرفتن بهترین تفكر رادر مورد پیوند گرانش ، دیگر نیروهای بنیادی ومكانیكهای كوانتومی ارائه می دهد.بااینكه نظریه تورم ریشه ای در نظریه ریسمان ندارد ، اما امكان دارد درآخر توضیح خودرا دراین نظریه بیابد.وهرچندتورم نظریه ای محكم است اما به آزمایشات عملی بیشتری نیازدارد.دونتیجه ازسه نتیجه ای كه این نظریه پیش بینی می كندتابه حال مراحل اولیه ی آزمایشات خورراپشت سرگذاشته اند ودرآینده به طور جدی تری این آزمایشات پیگیری می شوند.این دو نتیجه عبارتنداز تخت بودن فضا وسرمنشاء‌كوانتومی ناهمگن بودن ماده ی موجود درجهان.پیش بینی سوم- وجودپس زمینه ای از امواج گرانشی –نیز بوسیله آزمایشاتی پی گیری می شودكه به دنبال رد قطبشی اندكی می گردندكه امواج گرانشی می توانندبروی CMBRایجاد كنند.نظریه ریسمان تاكنون توضیحی فیزیكی برای انرژی تاریك فراهم نكرده واین یك اشكال عمده است.هنوزسئوالات كیهان شناسی مهم دیگری نیزمطرحند. مثلاً چه زمانی اولین ستاره ها شكا گرفتند؟كهكشانهای منفرد چگونه تشكیل شدندوچطورتكامل می یابند؟كی وكجا عناصر شیمیایی ای كه بعداز عناصر موجود درانفجار بزرگ بودند (عناصر سنگین تری كه برای حیات ما مفید هستند)پدید آمدند؟ قسمت عمده ماده معمولی جهان كجاست وآیا فقط شامل گاز داغ است؟ پاسخ به این سئولات نیازمندرصدها ووسایل جدید وهمچنین مدلهای جدید وپیچیده تری است كه مادرمیانه دوران بزرگی از اكتشافات كیهان شناختی هستیم.اگر موفق شویم نظریه هایمان راباهركشف جدیدی تطبیق دهیم،می توانیم به جهشی بزرگ در دركمان از جهان وجای خودمان درمیان آن برسیم.
a ) در مدل انفجار بزرگ ، فضا گسترش پیدا می كند و درحین این گسترش كهكشانها را با خود حمل می كند. كهكشانها به نقطه ای مشخص و یا به خلاء پرتاب نمی شوند .
b ) یك فوتون یا ذره نور ،كه از كهكشانهای دور دست می آید ( مانند وقتی كه ابر نو اختری اتفاق می افتد ) با گسترش جهان كشیده می شود.اگر فاصله كهكشان میزبان تاكهكشان ما درطول مسافرت فوتون دو برابرشود،طول موج فوتون نیز دو برابر می شود.
نمودار ادوین هابل كه درسال ۱۹۲۹رسم شدوسرعت های دورشدن كهكشانهارا درمقابل فاصله هایشان كه تنها به چندمیلیون سال نوری اززمین می رسد نشان می دهد.این نموداراشتبا هاًنشان می دادكه جهان۱یا۲ میلیاردساله است.
این عكس كه درسال ۱۹۲۳ گرفته شده جایی را نشان می دهدكه هابل اولین ستاره متغیر قیفاووسی در ۳۱M (كهكشان آندرومدا) را شناسایی كرد.این عكس با تلسكوپ بازتابی ۱۰۰ اینچی دركوه ویلسون گرفته شده چون درآن زمان درخشش ذاتی ستارگان قیفاووسی شناخته شده بود.(هرچند به صورتی مبهم) هابل توانست ازاین كشف برای اندازه گیری فاصله ۳۱ M استفاده كند.این كشف همچنین راه را برای پی بردن به گسترش جهان هموار كرد.
وحالا… تلسكوپ فضایی هابل ( SHT ) به فردمن( Freedman ) وگروهش اجازه داد قیفاووسی های متفاوت دركهكشانهایی با فاصله بیش از۶۰ میلیون سال نوری بررسی كندواین نمونه ازنموداراثرگذارهابل رابدست آوردند.
این دو نمودار نشان می دهندكه فاكتور مقیاس - منظور اندازه نسبی جهان است – چگونه تكامل پیدا می كرد. اگر طبق آنچه برای چند دهه فرض می شد،ماده سیاه برآرایش جهان حكمفرمایی می كرد( آبی ) ویا اگر انرژی تاریك با نسبت بیش از ۲ به ۱ نسبت به ماده تاریك وجود می داشت – كه اكنون اینطور تصور می شود (قرمز) جهان تحت تاثیر انرژی سیاه برای چند میلیار سال بیشتر از جهان تحت سلطه ماده تاریك كه شتابی منفی دارد، در حال گسترش پیدا كردن بوده واین ، زمان لازم را به ستارگان خوشه های ستاره ای می دهد تا به سن تخمین زده ی كنونی برسند.
نمودار بالا ابر نواخترهای نوع Ia را كه اخیراً در فاصله های چند میلیارد سال نوری رصد شده اند نشان می دهد . درخشش ابرنواخترها كمتر از آن چیری است كه ازیك جهان حاوی ماده تاریك كه شتاب منفی سریعی دارد انتظار می رود. این پدیده وجود انرژی تاریك ودر نتیجه عصر نهایی گسترش كنترل ناپذیر را اثبات می كند.
با محاسبه چگونگی تاثیر ذرات ماده ی تاریك در سراسر زندگی ۵/۱۳ میلیارد ساله كیهان تحت تاثیر انرژی تاریك ، گروهی از دانشكده ی اختر فیزیك شیكاگو تحت رهبری آنده كراوتسف ( Andrey Krawtsov ) فیلمی تهیه كرده اندكه آغاز وتكامل ساختاركیهانی را نشان می دهد. ذرات ماده تاریك نشان داده شده در این تصاویر مستقل از نیروهای پیچیده ای مانند فشار وتشعشع هستند ونشان می دهند كه هركدام ازذرات به آرامی و با زیادكردن كنتراست میان مكانهای چگال و رقیق ترتحت تاثیر گرانش دیگری قرار می گیرند وبه آن می پیوندند. چیزی كه هنوز جای بحث باقی می گذارد این است كه چطور ماده اتمی نیز عیناً همچنین ساختار نامرئی رادنبال می كند.هر مكعب چگالی محاسبه شده ی ماده سیاه موجود در فضایی به ابعاد ۲۸۰ میلیون سال نوری را نشان می دهد.

تحلیلی بر نظریه های تشکیل ابر نو اختر 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.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 ۸ 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 ۱.۴۴ برابر جرم خورشید است و بیشتر کوتوله ها هم جرمی بسیار کمتر یعنی درحدود ۰.۵ الی۰.۶ 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 ۲۰۰۲، در این سال یک کهکشان گمنام در صورت فلکی حوت توجه همگان را به خود جلب کرد. ابر نو اختری موسوم به ۲۰۰۲ 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 ۲۰۰۲ 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 ۲۰۰۵سوپرنوای مشابه نوع اول در کهکشان ان جی سی ۱۳۷۱ روی داد که ۲۰۰۵ KA نامیده شد و رصد خانه ی فضایی ناسا موسوم به سوئیفت که در سال ۲۰۰۴ 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 ۲۰۰۲ 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 ۲۰۰۲ 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 ۱A ،کربن طی مراحل همجوشی به نیکل ۵۶ تبدیل می شود. این انحطاط بعد از مدت ۶.۱ روز به کبالت۵۶ تبدیل شده و ظرف کمتر از دو هفته به اوج نور افشانی خود در طول عمرش می رسد. کبالت هم بعد از ۷۷ روز جای خود را به ایزوتوپ ۵۶ آهن می دهد.
کوتوله ی سفید کربن و اکسیژن که تنها۰.۶ تا ۰.۷برابرجرم خورشید را داشت و در مرحله ی نیکل سوزی بود، منفجر شد و تمامی شواهد نشان داد که باید جزء انفجارات نوع ۱A 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 ۲۰۰۴ FG که نه تنها ویژگی های ابر نواختر قبلی را حفظ کرد بلکه انتقال به سرخی معادل ۰.۲۴۴ داشت و از کهکشان ما فقط یک توده ی مه آلود بود که ۳ میلیون سال نوری با ما فاصله داشت و جرقه اش هم ۱.۳ اندازه ی خورشید و حامل طیف نیکل ۵۶ 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 ۲۰۰۶ 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 ۵۰ 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 ۲.۱ برابر جرم خورشید افزایش داد و اثبات کرد که کوتوله ی سفید ۱.۴ 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 ۱.۴ 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 ۲۰۰۴ FG نبودیم در حالی که می دانستیم نیکل-۵۶ 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 ۲ 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 ۱A را به چالش بکشد. البته ممکن است موضوع به این پیچیدگی ها هم نباشد و توجیه بسیار ساده و واحدی نیز وجود داشته باشد.

کامبیز خالقی