23.3: ملاحظات السوبرنوفا

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197418

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

وصف السمات المرصودة لـ SN 1987A قبل وبعد السوبرنوفا
اشرح كيف ساعدت ملاحظات أجزاء مختلفة من حدث SN 1987A في تأكيد النظريات حول المستعرات الأعظمية

تم اكتشاف المستعرات الأعظمية قبل وقت طويل من إدراك علماء الفلك أن هذه الكوارث المذهلة تشير إلى موت النجوم (انظر مربع المستعرات الأعظمية في التاريخ أدناه). كلمة نوفا تعني «جديد» باللغة اللاتينية؛ قبل التلسكوبات، عندما اندلع نجم خافت جدًا بحيث لا يمكن رؤيته بالعين المجردة فجأة في انفجار رائع، استنتج المراقبون أنه يجب أن يكون نجمًا جديدًا. أعاد علماء الفلك في القرن العشرين تصنيف الانفجارات ذات اللمعان الأكبر على أنها سوبر نوفا.

من السجلات التاريخية لمثل هذه الانفجارات، ومن دراسات بقايا المستعرات الأعظمية في مجرتنا، ومن تحليلات المستعرات الأعظمية في المجرات الأخرى، نقدر أن انفجارًا واحدًا في المتوسط يحدث في مكان ما في مجرة درب التبانة كل 25 إلى 100 عام. ولكن لسوء الحظ، لم يتم ملاحظة أي انفجار سوبر نوفا في مجرتنا منذ اختراع التلسكوب. إما أننا لم يحالفنا الحظ بشكل استثنائي أو، على الأرجح، حدثت انفجارات حديثة في أجزاء من المجرة حيث يمنع الغبار بين النجوم الضوء من الوصول إلينا.

المستعرات الأعظمية في التاريخ

على الرغم من مرور العديد من انفجارات السوبرنوفا في مجرتنا دون أن يلاحظها أحد، إلا أن بعضها كان مذهلاً للغاية لدرجة أنه تم رؤيتها وتسجيلها بوضوح من قبل مراقبي السماء والمؤرخين في ذلك الوقت. يمكننا استخدام هذه السجلات، التي تعود إلى ألفي عام، لمساعدتنا في تحديد مكان النجوم المتفجرة وبالتالي أين نبحث عن بقاياها اليوم.

تمت ملاحظة السوبرنوفا الأكثر إثارة في عام 1006. ظهرت في مايو كنقطة ضوء رائعة يمكن رؤيتها خلال النهار، وربما أكثر سطوعًا 100 مرة من كوكب الزهرة. كان الجو ساطعًا بما يكفي لإلقاء الظلال على الأرض أثناء الليل وتم تسجيله برهبة وخوف من قبل المراقبين في جميع أنحاء أوروبا وآسيا. لم ير أحد شيئًا مثل هذا من قبل؛ حيث أشار علماء الفلك الصينيون إلى أنه كان مشهدًا مؤقتًا، ووصفوه بأنه «نجم ضيف».

قام علماء الفلك ديفيد كلارك وريتشارد ستيفنسون بمسح السجلات من جميع أنحاء العالم للعثور على أكثر من 20 تقريرًا عن المستعر الأعظم 1006 (SN 1006) (الشكل\(\PageIndex{1}\)). وقد سمح لهم ذلك بتحديد مكان الانفجار في السماء بشيء من الدقة. يضعونها في كوكبة الذئبة الحديثة؛ في الموقع الذي حددوه تقريبًا، نجد بقايا السوبرنوفا، التي أصبحت الآن خافتة جدًا. من الطريقة التي تتوسع بها خيوطها، يبدو بالفعل أنها تبلغ من العمر حوالي 1000 عام.

بديل — الشكل:\(\PageIndex{1}\) سوبرنوفا 1006 المتبقية. يُظهر هذا المنظر المركب لـ SN 1006 من مرصد شاندرا للأشعة السينية الأشعة السينية القادمة من البقايا باللون الأزرق والضوء المرئي باللون الأبيض والأصفر والإرسال الراديوي باللون الأحمر.

تم تسجيل نجمة ضيف أخرى، تُعرف الآن باسم SN 1054، بوضوح في السجلات الصينية في يوليو 1054. تعتبر بقايا هذا النجم واحدة من أشهر الأشياء وأكثرها دراسة في السماء، وتسمى سديم السرطان (الشكل\(23.4.1\) في القسم 23.4). إنه كائن معقد بشكل رائع، وكان مفتاحًا لفهم موت النجوم الضخمة. عندما شوهد انفجاره لأول مرة، نقدر أنه كان ساطعًا مثل كوكب المشتري: ليس في أي مكان قريب من الإبهار مثل حدث 1006 ولكنه لا يزال مثيرًا للغاية لأي شخص يتتبع الأشياء في السماء. شوهد سوبر نوفا آخر خافت في عام 1181.

أصبح المستعر الأعظم التالي مرئيًا في نوفمبر 1572، ولكونه أكثر سطوعًا من كوكب الزهرة، تم رصده بسرعة من قبل عدد من المراقبين، بما في ذلك الشاب تايكو براهي (انظر المدارات والجاذبية). أظهرت قياساته الدقيقة للنجم على مدار عام ونصف أنه ليس مذنبًا أو شيئًا في الغلاف الجوي للأرض لأنه لم يتحرك بالنسبة للنجوم. لقد استنتج بشكل صحيح أنها يجب أن تكون ظاهرة تنتمي إلى عالم النجوم وليس النظام الشمسي. لا يزال من الممكن اكتشاف بقايا Tycho Supernova (كما يطلق عليها الآن) في العديد من النطاقات المختلفة للطيف الكهرومغناطيسي.

لا ينبغي التفوق على ذلك، فقد وجد يوهانس كيبلر، الوريث العلمي لتايكو براهي، مستعر أعظم خاص به في عام 1604، والمعروف الآن باسم سوبر نوفا كيبلر (الشكل\(23.2.3\) في القسم 23.2). ولكنه أخف من تايكو، ومع ذلك ظل مرئيًا لمدة عام تقريبًا. كتب كيبلر كتابًا عن ملاحظاته قرأه الكثيرون المهتمون بالسماء، بما في ذلك غاليليو.

لم يتم رصد أي سوبر نوفا في مجرتنا على مدار الـ 300 عام الماضية. نظرًا لأن انفجار المستعر الأعظم المرئي هو حدث عرضي، فلا توجد طريقة لتحديد متى قد يحدث التالي. في جميع أنحاء العالم، يراقب العشرات من علماء الفلك المحترفين والهواة بعناية النجوم «الجديدة» التي تظهر بين عشية وضحاها، على أمل أن يكونوا أول من يكتشف النجم الضيف التالي في سماءنا ويصنعون القليل من التاريخ بأنفسهم.

في أقصى درجات السطوع، تتمتع المستعرات الأعظمية الأكثر سطوعًا بحوالي 10 مليارات مرة من لمعان الشمس. لفترة وجيزة، قد يتفوق السوبرنوفا على المجرة بأكملها التي يظهر فيها. بعد السطوع الأقصى، يتلاشى ضوء النجم ويختفي من الرؤية التلسكوبية في غضون بضعة أشهر أو سنوات. في وقت انفجارها، تقوم المستعرات الأعظمية بإخراج المواد بسرعات نموذجية تبلغ 10000 كيلومتر في الثانية (وسرعات ضعف تلك التي تمت ملاحظتها). سرعة 20,000 كيلومتر في الثانية تقابل حوالي 45 مليون ميل في الساعة، وهو حقًا مؤشر على عنف كوني كبير.

يتم تصنيف المستعرات الأعظمية وفقًا لمظهر أطيافها، ولكن في هذا الفصل، سنركز على السببين الرئيسيين للمستعرات الأعظمية. يتم إشعال المستعرات الأعظمية من النوع Ia عندما يتم إلقاء الكثير من المواد على الأقزام البيضاء المتدهورة (الشكل\(\PageIndex{2}\))؛ ستتم مناقشة هذه المستعرات الأعظمية لاحقًا في هذا الفصل. في الوقت الحالي، سنواصل قصتنا حول موت النجوم الضخمة والتركيز على المستعرات الأعظمية من النوع الثاني، والتي يتم إنتاجها عندما ينهار قلب نجم ضخم.

سوبرنوفا 1987A

تأتي معلوماتنا الأكثر تفصيلاً حول ما يحدث عند حدوث المستعر الأعظم من النوع الثاني من حدث تمت ملاحظته في عام 1987. قبل فجر يوم 24 فبراير، قام إيان شيلتون، عالم الفلك الكندي الذي يعمل في مرصد في تشيلي، بسحب لوحة فوتوغرافية من المطور. قبل ذلك بليلتين، بدأ مسحًا لسحابة ماجلان الكبيرة، وهي مجرة صغيرة تعد واحدة من أقرب جيران درب التبانة في الفضاء. حيث كان يتوقع رؤية النجوم الخافتة فقط، رأى نقطة مضيئة كبيرة. خوفًا من أن صورته كانت معيبة، ذهب شيلتون إلى الخارج للنظر إلى سحابة Magellanic Cloud الكبيرة... ورأى أن جسمًا جديدًا قد ظهر بالفعل في السماء (انظر الشكل\(\PageIndex{3}\)). سرعان ما أدرك أنه اكتشف مستعرًا أعظم، يمكن رؤيته بالعين المجردة على الرغم من أنه كان على بعد حوالي 160 ألف سنة ضوئية

يُعرف الآن باسم SN 1987A، منذ أن كان أول مستعر أعظم تم اكتشافه في عام 1987، أعطى هذا الوافد الجديد اللامع إلى السماء الجنوبية علماء الفلك أول فرصة لدراسة موت نجم قريب نسبيًا بأدوات حديثة. كانت أيضًا المرة الأولى التي يلاحظ فيها علماء الفلك نجمًا قبل أن يصبح مستعرًا أعظم. تم إدراج النجم الذي انفجر في استطلاعات سابقة لسحابة ماجلان الكبيرة، ونتيجة لذلك، نعلم أن النجم كان عملاقًا أزرقًا قبل الانفجار مباشرة.

من خلال الجمع بين النظرية والملاحظات في العديد من الأطوال الموجية المختلفة، أعاد علماء الفلك بناء قصة حياة النجم الذي أصبح SN 1987A. تشكلت قبل حوالي 10 ملايين سنة، وكانت كتلتها في الأصل حوالي 20\(M_{\text{Sun}}\). طوال 90٪ من عمرها، عاشت بهدوء على التسلسل الرئيسي، حيث حولت الهيدروجين إلى هيليوم. في هذا الوقت، كان لمعانه حوالي 60،000 مرة من الشمس (\(L_{\text{Sun}}\))، وكان نوعه الطيفي هو O. عندما تم استنفاد الهيدروجين الموجود في مركز النجم، تقلص اللب وأصبح في النهاية ساخنًا بدرجة كافية لدمج الهيليوم. في هذا الوقت، كان النجم عملاق أحمر، ينبعث منه طاقة أكثر بنحو 100000 مرة من الشمس. أثناء وجوده في هذه المرحلة، فقد النجم بعضًا من كتلته.

تم اكتشاف هذه المادة المفقودة بالفعل من خلال الملاحظات باستخدام تلسكوب هابل الفضائي (الشكل\(\PageIndex{4}\)). يتصادم الغاز الذي تم دفعه إلى الفضاء بسبب انفجار السوبرنوفا اللاحق حاليًا مع المادة التي تركها النجم وراءه عندما كان عملاقًا أحمر. عندما يصطدم الاثنان، نرى خاتمًا متوهجًا.

استمر اندماج الهيليوم حوالي مليون سنة فقط. عندما تم استنفاد الهيليوم في مركز النجم، انقبض اللب مرة أخرى، وانخفض نصف قطر السطح أيضًا، وأصبح النجم عملاقًا أزرقًا مع لمعان لا يزال يساوي حوالي 100000\(L_{\text{Sun}}\). هذا ما كان لا يزال يبدو عليه من الخارج عندما وصل، بعد فترات وجيزة من المزيد من الاندماج، إلى أزمة الحديد التي ناقشناها سابقًا وانفجرت.

يتم سرد بعض المراحل الرئيسية لتطور النجم الذي أصبح SN 1987A، بما في ذلك تلك التي أعقبت استنفاد الهيليوم، في الجدول. في حين أننا لا نتوقع منك أن تتذكر هذه الأرقام، لاحظ الأنماط في الجدول: كل مرحلة من مراحل التطور تحدث بسرعة أكبر من المرحلة السابقة، وتزداد درجة الحرارة والضغط في النواة، والعناصر الثقيلة تدريجيًا هي مصدر طاقة الاندماج. بمجرد إنشاء الحديد، بدأ الانهيار. لقد كان انهيارًا كارثيًا، استمر فقط بضعة أعشار من الثانية؛ وصلت سرعة السقوط في الجزء الخارجي من النواة الحديدية إلى 70000 كيلومتر في الثانية، أي حوالي ربع سرعة الضوء.

الجدول\(\PageIndex{1}\): تطور النجم الذي انفجر باسم SN 1987A
المرحلة	درجة الحرارة المركزية (K)	الكثافة المركزية (جم/سم ³)	الوقت المستغرق في هذه المرحلة
إندماج هيدروجين	40 × 10 ⁶	5	8 × 10 ⁶ سنوات
انصهار الهيليوم	190 × 10 ⁶	970	10 ^{- 6} سنوات
إنصهار الكربون	870 × 10 ⁶	170,000	2000 عاماً
نيون فيوجن	1.6 × 10 ⁹	3.0 × 10 ⁶	6 أشهر
انصهار الأكسجين	2.0 × 10 ⁹	5.6 × 10 ⁶	1 عام
انصهار السيليكون	3.3 × 10 ⁹	4.3 × 10 ⁷	أيام
الانهيار الأساسي	200 × 10 ⁹	2 × 10 ¹⁴	أعشار الثانية

في غضون ذلك، بينما كان القلب يعاني من كارثته الأخيرة، لم تكن الأصداف الخارجية للنيون والأكسجين والكربون والهيليوم والهيدروجين في النجم تعرف بعد عن الانهيار. تنتقل المعلومات حول الحركة الفيزيائية للطبقات المختلفة عبر نجم بسرعة الصوت ولا يمكن أن تصل إلى السطح في بضعة أعشار من الثانية المطلوبة لحدوث الانهيار الأساسي. وهكذا، تم تعليق الطبقات السطحية لنجمنا لفترة وجيزة، مثل شخصية كرتونية تنطلق من حافة الهاوية وتتدلى للحظات في الفضاء قبل أن تدرك أنه لم يعد يعيقه أي شيء.

استمر انهيار النواة حتى ارتفعت الكثافة إلى عدة أضعاف كثافة النواة الذرية. ثم أصبحت المقاومة لمزيد من الانهيار كبيرة جدًا لدرجة أن النواة انتعشت. اصطدمت المواد المتساقطة بـ «جدار القرميد» للنواة المرتدة وتم إلقاؤها للخارج بموجة صدمة كبيرة. تدفقت النيوترينوات من النواة، مما ساعد موجة الصدمة على تفجير النجم. وصلت الصدمة إلى سطح النجم بعد بضع ساعات، وبدأ النجم يضيء في السوبرنوفا إيان شيلتون الذي لاحظه في عام 1987.

توليف العناصر الثقيلة

ساعدت الاختلافات في سطوع SN 1987A في الأيام والأشهر التي أعقبت اكتشافه، والتي تظهر في الشكل\(\PageIndex{5}\)، في تأكيد أفكارنا حول إنتاج العناصر الثقيلة. في يوم واحد، ارتفع سطوع النجم بعامل يبلغ حوالي 1000 وأصبح مرئيًا بدون تلسكوب. ثم استمر النجم في الزيادة ببطء في السطوع حتى أصبح تقريبًا نفس السطوع الواضح للنجوم في Little Dipper. حتى اليوم 40 تقريبًا بعد الانفجار، كانت الطاقة التي يتم إشعاعها بعيدًا تنتج عن الانفجار نفسه. ولكن بعد ذلك لم يستمر SN 1987A في التلاشي، كما كنا نتوقع أن يفعل الضوء المنبعث من الانفجار. بدلاً من ذلك، ظل SN 1987A ساطعًا مع ظهور الطاقة من العناصر المشعة التي تم إنشاؤها حديثًا.

أحد العناصر التي تشكلت في انفجار السوبرنوفا هو النيكل المشع، بكتلته الذرية 56 (أي أن العدد الإجمالي للبروتونات والنيوترونات في نواته هو 56). Nickel-56 غير مستقر ويتغير تلقائيًا (بعمر نصف يبلغ حوالي 6 أيام) إلى cobalt-56. (تذكر أن نصف العمر هو الوقت الذي يستغرقه نصف النوى في العينة للخضوع للتحلل الإشعاعي.) يتحلل Cobalt-56 بدوره بعمر نصف يبلغ حوالي 77 يومًا إلى الحديد 56، وهو أمر مستقر. تنبعث أشعة جاما النشطة عندما تتحلل هذه النوى المشعة. تعمل أشعة جاما هذه بعد ذلك كمصدر جديد للطاقة للطبقات المتوسعة من السوبرنوفا. يتم امتصاص أشعة جاما في الغاز المغطي وإعادة انبعاثها بأطوال موجية مرئية، مما يجعل بقايا النجم مشرقة.

كما ترى في الشكل\(\PageIndex{5}\)، لاحظ علماء الفلك الإشراق بسبب النوى المشعة في الأشهر القليلة الأولى بعد انفجار السوبرنوفا ثم رأوا الضوء الإضافي يموت مع تحلل المزيد والمزيد من النوى المشعة إلى حديد مستقر. كان تسخين أشعة جاما مسؤولاً تقريبًا عن جميع الإشعاعات المكتشفة من SN 1987A بعد اليوم 40. كما هربت بعض أشعة جاما مباشرة دون أن يتم امتصاصها. تم اكتشافها بواسطة التلسكوبات التي تدور حول الأرض بالأطوال الموجية المتوقعة لانحلال النيكل المشع والكوبالت، مما يؤكد بوضوح فهمنا أن عناصر جديدة قد تشكلت بالفعل في بوتقة السوبرنوفا.

نيوترينوات من SNA 1987A

لو كان هناك أي مراقبين بشريين في سحابة ماجلان الكبيرة منذ حوالي 160 ألف عام، لكان الانفجار الذي نسميه SN 1987A مشهدًا رائعًا في سمائهم. لكننا نعلم أن أقل من 1/10 من 1٪ من طاقة الانفجار ظهرت كضوء مرئي. كانت هناك حاجة إلى حوالي 1٪ من الطاقة لتدمير النجم، وتم نقل الباقي بواسطة النيوترينوات. كانت الطاقة الإجمالية في هذه النيوترينوات مذهلة حقًا. في المرحلة الثانية الأولى من الحدث، كما لاحظنا سابقًا في مناقشتنا العامة حول المستعرات الأعظمية، تجاوز لمعانها الكلي لمعان جميع النجوم في أكثر من مليار مجرة. وقد ولد السوبرنوفا هذه الطاقة بحجم يقل قطره عن 50 كيلومترًا! تعد المستعرات الأعظمية واحدة من أعنف الأحداث في الكون، وتبين أن ضوءها ليس سوى غيض من فيض في الكشف عن كمية الطاقة التي تنتجها.

في عام 1987، تم اكتشاف النيوترينوات من SN 1987A بواسطة جهازين - يمكن تسميتهما «التلسكوبات النيوترينو» - قبل يوم كامل تقريبًا من ملاحظات شيلتون. (هذا لأن النيوترينوات تخرج من النجم المتفجر بسهولة أكبر من الضوء، وأيضًا لأنك لست بحاجة إلى الانتظار حتى حلول الظلام لالتقاط «لمحة» عنها.) يتكون كلا التلسكوبين النيوترينو، أحدهما في منجم عميق في اليابان والآخر تحت بحيرة إيري، من عدة آلاف من الأطنان من المياه النقية المحاطة بعدة مئات من أجهزة الكشف الحساسة للضوء. تتفاعل النيوترينوات الواردة مع الماء لإنتاج البوزيترونات والإلكترونات، التي تتحرك بسرعة عبر الماء وتنبعث منها ضوء أزرق عميق.

تم اكتشاف 19 نيوترينو إجمالاً. نظرًا لأن التلسكوبات النيوترينو كانت في نصف الكرة الشمالي وحدث السوبرنوفا في نصف الكرة الجنوبي، فقد مرت النيوترينوات المكتشفة بالفعل عبر الأرض وكانت في طريق العودة إلى الفضاء عندما تم التقاطها.

تم اكتشاف عدد قليل فقط من النيوترينوات لأن احتمال تفاعلها مع المادة العادية منخفض جدًا. تشير التقديرات إلى أن السوبرنوفا أطلق بالفعل 1058 نيوترينو. جزء صغير منها، حوالي 30 مليار، مر في النهاية عبر كل سنتيمتر مربع من سطح الأرض. لقد عانى حوالي مليون شخص بالفعل من تفاعل النيوترينو داخل أجسادهم نتيجة السوبرنوفا. حدث هذا التفاعل لنواة واحدة فقط في كل شخص وبالتالي لم يكن له أي تأثير بيولوجي على الإطلاق؛ لم يلاحظه أحد تمامًا من قبل جميع المعنيين.

نظرًا لأن النيوترينوات تأتي مباشرة من قلب السوبرنوفا، فقد وفرت طاقاتها مقياسًا لدرجة حرارة النواة أثناء انفجار النجم. كانت درجة الحرارة المركزية حوالي 200 مليار كلفن، وهو رقم مذهل لا يمكن لأي نظير أرضي أن يجلب له معنى كبير. باستخدام تلسكوبات النيوترينو، ننظر إلى اللحظة الأخيرة في قصص حياة النجوم الضخمة ونراقب الظروف التي تتجاوز كل التجارب البشرية. ومع ذلك، فإننا نرى أيضًا تلميحات لا لبس فيها عن أصولنا.

المفاهيم الأساسية والملخص

يحدث السوبرنوفا في المتوسط مرة كل 25 إلى 100 عام في مجرة درب التبانة. على الرغم من الصعاب، لم يتم رصد أي سوبر نوفا في مجرتنا من الأرض منذ اختراع التلسكوب. ومع ذلك، فقد لوحظ وجود مستعر أعظم قريب (SN 1987A) في مجرة مجاورة، وهي سحابة ماجلان الكبيرة. بدأ النجم الذي تطور ليصبح SN 1987A حياته كعملاق أزرق، وتطور ليصبح عملاق أحمر، وعاد إلى كونه عملاق أزرق في الوقت الذي انفجر فيه. كشفت دراسات SN 1987A عن نيوترينوات من الانهيار الأساسي وأكدت الحسابات النظرية لما يحدث أثناء هذه الانفجارات، بما في ذلك تكوين عناصر خارج الحديد. تعد المستعرات الأعظمية مصدرًا رئيسيًا للأشعة الكونية عالية الطاقة ويمكن أن تكون خطرة على أي كائن حي في أنظمة النجوم القريبة.