مرگ ستارگان پرجرم و درخشان بسیار تماشایی تر از ستارگان معمولی مانند خورشید است . آنها پس از آن که در پایان زندگی خود متورم شده و به ابَرغول پیکری جوشان و خروشان بدل شدند ، در انفجار مهیب ابرنواختری از هم می پاشند . هنگامی که آتش ابرنواختر برمی فروزد نورانیت ستاره به طور اعجاب آوری افزایش می یابد که بسیار بیشتراز افزایش نورانیت در مورد نواختران است . در حالی که وقتی نواختربه حداکثر  درخشندگی خود می رسد به یکی از نورانی ترین ستارگان کهکشان تبدیل می شود ، ابرنواختر ممکن است به چنان نورانیتی دست یابد که با مجموع نورانیتهای تمام ستارگان کهکشان برابری کند ، نورانیترین ابرنواختران مشاهده شده در کهکشان های دیگر گاه از خود کهکشان چندین بار پرنورتر بوده اند .

گهگاه در طول قرون منجمان از ظهور ستاره جدید در آسمان در حیرت شده اند . در ژوئیه ی 1054 میلادی منجمان چینی ظهور ستاره میهمان (ایشن آن را چنین می خواندند ) را در ثبت کرده ند . ستاره ی میهمان به مدت سه هفته در روز مشهود بود و تا دوسال پیش از آنکه به ژرفای تاریکی برود شبها دیده می شد .اکنون باقیمانده این ابرنواختر سحابی خرچنگ است . ستاره های میهمان دیگری نیز دیده شده اند . مثلا در نوامبر 1572 تیکوبراهه درصورت فلکی ذات الکرسی ستاره جدیدی را دید . او کتابی درباره ی این مشاهداتش نوشت که عنوان آن به لاتین De Nova Stella(راجع به ستاره جدید ) بود.پس از تیکو همه ستارگان جدید را نواختر نامیدند . در دهمه ی 1930 شناخته شد که  یک رده ی خاص از این ستارگان جدید وجود دارد که متشکل از ستارگان منفجر شونده است . این انفجارات نام ابرنواختر را برخود گرفتند.در سال 1604 نیز کپلر موفق به رویت یک ابرنواختر دیگر شد. گرچه از ابرنواختر تیکو کم فروغ تر بود اما از هرجسم ستاره ای در آسمان نورانیتر دیده می شد . آخرین ابر نواختر پرنور تقریباً در نزدیکی ما در سال 1987 در ابر ماژلانی دیده شد که بعد از حدود 400 سال پرنورترین ابرنواختر دیده شد بود.

در جهان دو نوع انفجارابرنواختری وجود دارد که به نوع I وII موسومند .

نوع I

کوتوله سفیدی را در نظر بگیرید که از کربن و اکسیژن ساخته شده است .(  این ختم ستارگانی است که جرم "اولیه" انها بین 0.4 تا 6 برابر خورشید است )وقتی که چنین کوتوله سفیدی در انزوا باشد موجودیتی پایدار و ملال آور را سپری می کند . به تدریج انرژی خود را پراکنده می کند تا کم کم خنک شود .اما اگر کوتوله سفید در یک سیستم دوتایی نزدیک به هم قرار داشته باشد ، زوجه اش با انبساط و تبدیل شدن به یک غول یا ابر غول ، شروع به فرا افکندن گاز بر کوتوله سفید می کند . اگر جر م کوتوله سفید از 1.4 برابر خورشید بیشتر شود دیگر در برابر فروپاشی ایستادگی نمی کند . (حد چاندراسکار) . به مجرد اینکه کوتوله سفید جرمش به 1.4برابرخورشید رسید سریعاً فرو می پاشد  : شعاع اش کم می شود ، چگالی اش افزایش می یابد  و دمایش زیاد می شود .در دما و چگالی بالای جدید همجوشی کربن و اکسیژن  تبدیل به آهن به صورت افسار گسیخته  آغاز می شود . کوتوله سفید به یک بمب همجوشی تبدیل می گردد و دراثر انفجار کاملاً در هم می پاشد . این موضوع نشانگر استیلای نیروی برونگرای فشار بر نیروی درونگرای گرانش است . با انبساط ابرنواختر، وی آهن را به میزان 1.4 برابر خورشید را در فضای بین ستاره ای پراکنده می کند .

نوع II

در اواخر عمر یک ستاره غول سرخ ، هسته ی کربنی به آرامی می رمبد  و سرانجام به دمایی بسیار بالا می رسد . ستاره های کم جرم تر هرگز به چنین دماهایی نمی رسند ، اما درستاره های پرجرم رسیدن به دمایی تا 600 میلیون درجه امکانپذیر است . محاسبات و آزمایشها نشان می دهند که اگر چنین دمایی حاصل شود ، کربن هسته واکنش همجوشی را آغاز می کند و عناصر باز سنگینتری مانند سیلیسیوم ومنیزیم  پدید می آورد . سپس این همجوشی باز هم هسته را داغ تر می کند و فشار تولید شده از این انرژی موقتاً جلوی انقباض هسته را می گیرد . اما ، پس از دوره ای کوتاه ، کربن هسته تمام می شود و هسته شروع به انقباض می کند .هنگامی که انقباض بیشتر شد و دما باز هم بیشتر شد.عناصر سنگینتری شروع به ایجاد شدن می کنند تا عنصر آهن . دلیل توقف نهایی در عنصر سازی، در ماهیت کاملاً خاص عنصر آهن نهفته است . برخلاف سابق که عنصرهای  سبکتر شکل می گرفتند و انرژی آزاد می کردند ، شرکت آهن در چنین واکنش هسته ای انرژی آزاد نمی کند بلکه آن را جذب می کند . بنابراین وقتی که آهن شکل می گیرد ، به عوض تامین انرژی بیشتری برای هسته ستاره ، انرژی آن را مصرف می کند . از این رو آهن عنصر نهایی است و مرحله نهایی را در رمبش هسته تدارک می بیند .به سبب نبود هیچ منبع انرژی ،هسته آهن شروع به انقباض می کند و فقط چندثانیه اندازه آن به 10 تا 50 کیلومتر می رسد . در این زمان ، چگالی چنان بالا و دما چنان زیاد است که حتی عناصر سنگینتر نیز می توانند تولید شوند ، اما فقط در لحظه های بسیار کوتاه (در واقع به همین دلیل عناصر سنگین تر از آهن کمیاب هستند).رمبش هسته در این زمان چنان شدید  صورت می گیرد که در پی خود ، ماده را به همان شدت وا می جاند و ماده با انرژی بسیار زیادی به فضا پرتاب می شود این همان انفجاریست که به صورت ابرنواختر می بینیم .

باقیمانده ابرنواختران:

ابرنواختران عناصر سنگین را به محیط بین ستاره ای تزریق می کنند ، ابرهای مولکولی را فشرده می کنند و تشکیل ستارگان را چاشنی می زنند . در مرکز پس مانده ی یک ابرنواختر ، هسته چلانده ای قرار دارد که حالا یا دیگر ستاره نوترونی است یا سیاهچاله . که اگر جرم پس مانده از 3برابر جرم خورشید کمتر باشد به ستاره نوترونی تبدیل می شود و اگر 3برابر جرم خورشید بیشتر باشد به سیاهچاله تبدیل می شود .

 

خوشه های ستاره ای باز عمدتا در صفحه کهکشان یافت می شوند و دارای ستارگانی جوان هستند. ستاره های سازنده  آن ها بین چند عدد تا چند هزار ستاره هستند مثل خوشه باز پروین در صورت فلکی ثور که دارای 3000 ستاره است.

 

خوشه باز و زیبای پروین دارای بیشتر از 3000 ستاره است

 

خوشه های کروی بر عکس خوشه های باز در هر کجای کهکشان آن ها را می توان یافت. این خوشه های دارای ستارگانی پیر مثل غول های سرخ هستند که  ستارگان تشکل دهنده آنها از صدها هزار شروع می شود و در بیشترین آن ها به میلیون ها ستاره می رسد.

 

خوشه کروی M15  دارای بیشتر از   100,000  ستاره است

 

بهبود فناوري آشكارسازهاي نوري در پروژه اكسس، دانشمندان را به تعيين روشنايي دقيق پرنورترين ستارگان آسمان نزديك كرده است تا بتوان به درك دقيق‌تري از روشنايي ستارگان و تغييرات آن در طول زمان دست يافت.

نور پايه نجوم است و اين‌كه هنوز ستاره‌شناسان نتوانسته‌اند به راه حلي دقيق براي اندازه‌گيري ميزان درخشش ستارگان برسند، كمي دور از ذهن به نظر مي‌رسد. اما واقعيت اين است كه علم اخترشناسي گذشته موفقي داشته و با اين حال، اين روزها مي‌رود كه با يك جهش بزرگ علاوه بر نورسنجي بهتر سيارات به پاسخ دقيق‌تري براي ماهيت انرژي تاريك نيز دست پيدا كند.

به گزارش نيوساينتيست، بيش از دوهزار سال پيش، ابرخوس، منجم و رياضي‌دان شهير يوناني روشي هوشمندانه را براي درجه‌بندي درخشندگي يا «قدر ظاهري» ستارگان گوناگون پيشنهاد كرد كه هنوز هم مورد استناد ستاره‌شناسان است و روشي مشابه آن و بر مبناي اندازه‌گيري درخشش نسبي ستارگان در مقايسه با تعدادي از ستارگان مرجع براي اين دسته‌بندي‌ها مورد استفاده قرار مي‌گيرد.

مشكل اينجاست كه مقياس درخشندگي ستارگان مرجع از دقت چنداني برخوردار نيست و هنوز اين بخش از ستاره‌شناسي نتوانسته همگام با ساير پيشرفت‌ها در فناوري آشكارساز‌ها رو به جلو حركت كند. به عنوان مثال، دقيق‌ترين سنجش براي تخمين قدر ظاهري ستاره روشن «نسر واقع»، يكي از درخشان‌ترين ستارگان آسمان به دهه 1970 برمي‌گردد. گري برنشتاين از دانشگاه پنسيلوانيا در فيلادلفيا مي‌گويد: «اين حيرت‌انگيز است. در دو دهه گذشته نيز تنها شاهد پژوهش‌‌هاي اندكي در اين بخش از علم نجوم بوده‌ايم».

 

 

 

 

به منظور جبران كاستي‌هاي مربوط سال‌هاي اخير، تيمي متشكل از محققان دانشگاه جانز هاپكينز در بالتيمور، مريلند به رهبري دكتر مري‌اليزابت كايزر، تصميم دارد با استفاده از يك موشك حامل تلسكوپ، دقيق‌ترين سنجش ممكن از قدر ظاهري ستارگان مرجع را طي سال‌هاي اخير به انجام برساند. اين پروژه كه اكسس يا «پروژه درجه‌بندي مطلق طيف در ستارگان مرجع» نام دارد، مأموريتي است كه توسط ناسا تأمين اعتبار شده و احتمالا ظرف يكي، دوسال آينده به نتيجه خواهيد رسيد. اين مأموريت فضايي شامل چهار پرواز هم‌زمان به فضاي مياني مدار زمين است كه براي اجتناب از انحراف نور، هر يك كمي بالاتر از جو زمين صورت خواهد گرفت. اين پروازهاي هم‌زمان تنها چند دقيقه به طول خواهند انجاميد.

پروژه اكسس در طول اين پروازهاي كوتاه به سنجش درخشش چهار عدد از شناخته‌شده‌ترين ستارگان مرجع آسمان خواهد پرداخت. اكسس درخشش شعراي يماني و نسر واقع، دو ستاره از روشن‌ترين ستارگان آسمان را در كنار يك‌جفت از كم‌نور‌ترين ستارگان با دقتي حدود 1 درصد يا بهتر از آن اندازه‌گيري خواهد كرد. محققان اين پروژه دستيابي به دقت پيش‌‌بيني‌شده را كه دو برابر دقت سنجش‌هاي كنوني است، مديون بهبود فناوري آشكارسازها در تلسكوپ‌هاي جديد و كاليبره‌شدن آنها توسط نور مصنوعي پيش از آغاز اين مأموريت هستند.

نتايج حاصل از اين پژوهش مي‌تواند در ايجاد استانداردهاي جديد براي كاليبراسيون مشاهدات ساير تلسكوپ‌ها نيز به‌كار گرفته شود. علاوه بر اين امكان سنجش دقيق‌تر درخشش ابرنواخترها و ديگر اجرام آسماني نيز فراهم خواهد شد. چنين دقتي در سنجش درخشش ستارگان مي‌تواند پرده از راز گسترش بي‌پايان جهان هستي يا ماهيت انرژي تاريك نيز بردارد. وجود اين انرژي حدود 12 سال پيش و به دليل مشاهده كاهش روشنايي ابرنواخترهاي دوردست كه در نتيجه دور شدن پيوسته آنها از كهكشان راه شيري بود، توسط ستاره‌شناسان مورد توجه قرار گرفت.

هنوز ستاره‌شناسان از منشاء انرژي تاريك چيزي نمي‌دانند. اين انرژي مي‌تواند محصول يك نيروي بنيادي ناشناخته باشد؛ شايد هم نشاني است از عدم درك صحيح ما از نيروي گرانش و اثرات آن. محققان براي درك بهتر اين پديده به بررسي روند گسترش كيهان و مشاهده تغييرات جزئي در آهنگ گسترش آن در طول زمان روي آورده‌اند و اين مطالعه مستلزم بهره‌گيري از ابزارهايي با دقت بالاتر براي سنجش درخشش ابرنواخترها در دوره‌هاي گوناگون كيهاني است.

آدام ريس از دانشگاه جانز هاپكينز و يكي از اعضاي پروژه اكسس و از جويندگان انرژي تاريك، در گفتگوي با نيوساينتيست مي‌گويد: «استفاده از اطلاعات سنجش نور دريافت‌شده توسط چندين تلسكوپ به شكل هم‌زمان و ادغام آنها در هم مي‌تواند احتمال اشتباهات جزئي را خصوصا در درك ماهيت شتاب توسط ستاره‌شناسان به نحو چشم‌گيري كاهش دهد. آنچه كه ما به عنوان تغييرات انرژي تاريك در بازه‌هاي گوناگون زماني يا شتابي متفاوت مي‌دانيم مي‌تواند تنها يك فريب و نتيجه مشاهداتي باشد كه همگي مرجع مشتركي را به كار نگرفته‌اند. نتايج حاصل از مأموريت اكسس مي‌تواند ستارهشناسان را از دام اين ترديدها برهاند و باعث شود علم درك بهتري از انرژي تاريك داشته باشد».

گرانش، نيروي مرموزي است كه هرچند نظريه نسبيت عام اينشتين، آن‌را به خوبي توصيف مي‌كند؛ اما منشا آن كماكان ناشناخته است. آيا مي‌توان جهت‌گيري آرايش اطلاعات اجسام مادي را در فضا عامل گرانش دانست؟

محمود حاج‌زمان: اگرچه نيروي جاذبه ابتدا توسط قوانين نيوتن و سپس نسبيت عام اينشتين به خوبي توصيف شد، با اين وجود ما هنوز نمي‌دانيم چگونه خواص بنيادين جهان با هم تركيب مي‌شوند و اين پديده را ايجاد مي‌كنند.

به گزارش نيوساينتيست، اريك ورليند از دانشگاه آمستردام هلند، رويكرد جديدي را براي توصيف نيروي جاذبه پيشنهاد كرده است. اين فيزيكدان نظري و از تئوريسين‌هاي برجسته نظريه ريسمان، استدلال مي‌كند كه جاذبه گرانشي ممكن است ناشي از جهت آرايش اطلاعات اجسام مادي در فضا باشد. وي مي‌گويد: «از نظر من به عنوان يك فيزيكدان، اين بسيار متقاعد كننده است.»

اولين، دوربردترين و تنهاترين
نخستين بار نيوتن با در نظر گرفتن جاذبه به عنوان نيروي بين اجسام، نشان داد كه جاذبه چطور در مقياس‌هاي بزرگ عمل مي‌كند. سپس اينشتين ايده‌هاي نيوتن را در نظريه نسبيت عام خود اصلاح كرد. وي نشان داد كه توصيف جاذبه به‌وسيله انحناي چارچوب فضا-زمان توسط يك جسم، بهتر انجام مي‌شود. همه ما ازآن‌رو به سمت زمين كشيده مي‌شويم كه جرم سياره، چارچوب فضا-زمان پيرامون خود را خم كرده است.

اما اين پايان ماجرا نيست. اگرچه نيوتن و اينشتين بينش عميقي را براي درك نيروي جاذبه فراهم كردند، اما قوانين آنها تنها توصيف‌هاي رياضي است. اين نظريه‌ها تنها نحوه عملكرد جاذبه را تشريح مي‌كنند، بدون اين‌كه بگويد جاذبه از كجا مي‌آيد. فيزيكدانان نظري تلاش زيادي را براي ايجاد ارتباط بين نيروي جاذبه با ديگر نيروهاي بنيادين شناخته شده جهان انجام داده‌اند. مدل استاندارد فيزيك كه بهترين چارچوب ما براي توصيف دنياي زيراتمي است، شامل نيروي الكترومغناطيسي و نيروهاي هسته‌اي قوي و ضعيف است؛ اما نيروي جاذبه را دربر نمي‌گيرد.

بسياري از فيزيكدانان نسبت به اين‌كه مدل استاندارد فيزيك بتواند در برگيرنده نيروي جاذبه باشد، ترديد دارند. نيروي گرانش را مي‌توان بوسيله عملكرد ذرات فرضي گراويتون توصيف كرد، اما تاكنون مدركي دال بر وجود اين ذرات به‌دست نيامده است. ضعف جنبه گرانشي نظريه‌هاي موجود، از دلايل اصلي ارائه تئوري‌هاي جديد مانند نظريه ريسمان و گرانش كوانتومي در دهه‌هاي اخير بوده است.

سلام خدمت دوستان عزیزم

امیدوارم که مطالب ارائه شده در وبلاگ براتون مفید باشه و بتونم کاری کرده باشم

فقط نظر یادتون نره