رسم توضيحي لانفجار المستعر الأعظم من الأرض في القرن السابع عشر في كوكبة كاسيوبيا. لعبت المادة المحيطة بها والانبعاث المستمر للإشعاع الكهرومغناطيسي دورًا في الإضاءة المستمرة لبقايا النجماصنع نجمًا ضخمًا بما فيه الكفاية ، ولن ينهي أيامه بهدوء - كما هو الحال مع شمسنا ، التي ستحترق بسلاسة لمليارات ومليارات السنين ، ثم تتقلص إلى قزم أبيض. بدلاً من ذلك ، ينهار جوهره ويبدأ تفاعل اندماج غير متحكم فيه ، والذي ينثر الطبقات الخارجية للنجم في انفجار مستعر أعظم ، ويضغط الأجزاء الداخلية في نجم نيوتروني أو ثقب أسود. على الأقل ، يعتقد أنه شائع. ولكن إذا أخذت نجمًا ضخمًا إلى حد ما ، فقد لا تعمل السوبرنوفا. بدلاً من ذلك ، هناك احتمال آخر - انهيار مباشر ، يختفي فيه النجم بأكمله ببساطة ، ويتحول إلى ثقب أسود. وهناك احتمال آخر يعرف باسم
hypernova - فهو أكثر نشاطًا وإشراقًا من المستعر الأعظم ، ولا يترك أي بقايا من النواة. كيف سينهي أعظم النجوم حياتهم؟ هذا ما يقوله العلم عن ذلك.
سديم من بقايا المستعر الأعظم W49B ، لا يزال مرئيًا في نطاق الأشعة السينية ، وكذلك في موجات الراديو والأشعة تحت الحمراء. يجب أن يتجاوز النجم الشمس في الكتلة بمقدار 8-10 مرات على الأقل من أجل توليد مستعر أعظم وإنشاء عناصر ثقيلة ضرورية لظهور كواكب مثل الأرض في الكون.يقوم كل نجم بعد الولادة مباشرة بتوليف الهيليوم في قلبه من الهيدروجين. نجوم تشبه الشمس ، والأقزام الحمراء التي تكون أكبر بعدة مرات فقط من المشتري ، والنجوم فائقة الكتلة التي تزيد بعشرات المرات ومئات المرات عن نجومنا - كلها تمر في هذه المرحلة الأولى من التفاعلات النووية. وكلما زاد حجم النجم ، زادت درجات الحرارة التي يصل إليها قلبه ، وكلما أسرع في حرق الوقود النووي. عندما ينتهي الهيدروجين في قلب النجم ، ينقبض ويسخن ، وبعد ذلك - إذا وصل إلى الكثافة ودرجة الحرارة المطلوبة - يمكن أن يبدأ في تخليق العناصر الثقيلة. ستتمكن النجوم الشبيهة بالشمس من الاحماء بما يكفي بعد نفاد وقود الهيدروجين وبدء تصنيع الكربون من الهيليوم ، ولكن هذه المرحلة ستكون الأخيرة لشمسنا. للانتقال إلى المستوى التالي ، التوليف من الكربون ، يجب أن يتجاوز النجم الشمس في الكتلة بمقدار 8 (أو أكثر).
النجم الضخم للغاية WR 124 ( نجم فئة Wolf-Rayet ) مع السديم المحيط به هو واحد من آلاف نجوم درب التبانة التي يمكن أن تصبح المستعر الأعظم التالي. كما أنها أكبر بكثير وأكثر ضخامة من تلك النجوم التي يمكن إنشاؤها في الكون الذي يحتوي فقط على الهيدروجين والهيليوم ، وقد تكون بالفعل في مرحلة حرق الكربون.إذا كان النجم ضخمًا جدًا ، فستكون لعبة نارية كونية حقيقية. على عكس النجوم الشبيهة بالشمس ، تمزيق طبقاتها العليا بلطف ، والتي يتكون منها سديم كوكبي ، وتتقلص إلى قزم أبيض غني بالكربون والأكسجين ، أو إلى قزم أحمر ، لن يصل أبدًا إلى مرحلة حرق الهيليوم ، ويتقلص ببساطة إلى قزم أبيض غني بالهيليوم ، أكبر النجوم متجهة إلى كارثة حقيقية. في معظم الأحيان ، خاصة في النجوم التي لا تحتوي على أكبر كتلة (mass 20 كتلة شمسية أو أقل) ، تستمر درجة حرارة القلب في الارتفاع مع انتقال عملية التوليف إلى العناصر الأثقل: من الكربون إلى الأكسجين و / أو النيون ، ثم إلى أبعد من ذلك ، وفقًا للجدول الدوري ، إلى المغنيسيوم والسيليكون والكبريت ، في نهاية المطاف إلى الحديد والكوبالت والنيكل. قد يتطلب تخليق المزيد من العناصر طاقة أكثر مما يتم إطلاقه أثناء التفاعل ، لذلك ينهار اللب ويظهر مستعر أعظم.
تشريح نجم فائق الكتلة خلال حياته ينتهي بنوع مستعر أعظم من النوع الثانيهذه نهاية مشرقة وملونة للغاية ، تتفوق على العديد من النجوم الضخمة في الكون. من بين جميع النجوم التي ظهرت فيه ، اكتسب 1٪ فقط كتلة كافية للوصول إلى هذه الحالة. مع زيادة الكتلة ، ينخفض عدد النجوم التي وصلت إليها. حوالي 80٪ من جميع نجوم الكون أقزام حمراء. كتلة 40٪ منها لا تتجاوز كتلة الشمس. في هذه الحالة ، تكون الشمس أكبر من 95٪ من النجوم في الكون. السماء الليلية مليئة بالنجوم الساطعة جدًا: تلك التي يسهل رؤيتها على الشخص. ولكن ما وراء عتبة الحد الأدنى لظهور مستعر أعظم ، هناك نجوم أكبر بعشرات أو حتى مئات المرات من كتلة الشمس. إنها نادرة جدًا ، ولكنها مهمة جدًا للفضاء - كل ذلك لأن النجوم الضخمة يمكن أن تنهي وجودها ليس فقط على شكل مستعر أعظم.
يقع سديم الفقاعة في الجزء الخلفي من بقايا مستعر أعظم ظهر منذ آلاف السنين. إذا كانت المستعرات الأعظمية البعيدة في بيئة أكثر غبارًا من نظيراتها الحديثة ، فإن هذا سيتطلب تصحيحًا لفهمنا الحالي للطاقة المظلمة.أولاً ، العديد من النجوم الضخمة لديها تيارات متدفقة ورميت المواد. بمرور الوقت ، عندما يقتربون من نهاية حياتهم أو نهاية إحدى مراحل التوليف ، يتسبب شيء ما في تقلص القلب لفترة قصيرة ، ولهذا السبب يسخن. عندما يصبح القلب ساخنًا ، تزداد سرعة جميع أنواع التفاعلات النووية ، مما يؤدي إلى زيادة سريعة في كمية الطاقة التي يتم إنشاؤها في قلب النجم. يمكن أن تؤدي هذه الزيادة في الطاقة إلى إطلاق كمية كبيرة من الكتلة ، مما يؤدي إلى ظهور ظاهرة تعرف باسم
المستعر الأعظم الزائف : يحدث تفشي أكثر إشراقًا من أي نجم عادي ، ويتم فقدان ما يصل إلى عشر كتل شمسية. النجم
This Kiel (أدناه) أصبحت مستعر أعظم مستعار في القرن التاسع عشر ، ولكن داخل السديم الذي صنعته ، لا تزال تحترق ، في انتظار المصير النهائي.
تجلت المستعر الأعظم الزائف في القرن التاسع عشر في شكل انفجار ضخم ، ورمي المواد في العديد من المساحات بين النجوم من إيتا كيل. تنبعث مثل هذه النجوم ذات الكتلة الكبيرة في المجرات الغنية بالمعادن (مثل مجرتنا) جزءًا كبيرًا من كتلتها ، والذي يختلف عن النجوم في المجرات الصغيرة التي تحتوي على معادن أقلإذن ما هو المصير النهائي للنجوم أكثر من 20 ضعف كتلة شمسنا؟ لديهم ثلاثة احتمالات ، وما زلنا غير متأكدين تمامًا من الشروط التي تؤدي إلى تطوير كل من الثلاثة. إحداها سوبرنوفا ، التي ناقشناها بالفعل. يمكن لأي نجم ضخم للغاية يفقد الكثير من كتلته أن يتحول إلى مستعر أعظم إذا وقعت كتلته فجأة ضمن الحدود الصحيحة. ولكن هناك فترتان إضافيتان من الجماهير - ومرة أخرى ، لا نعرف بالضبط ما هي كتلته - مما يسمح بحدوث حدثين آخرين. كل من هذه الأحداث موجودة بالتأكيد - لقد لاحظناها بالفعل.
تظهر الصور في الضوء المرئي والقريب من الأشعة تحت الحمراء من هابل نجمًا ضخمًا ، حوالي 25 مرة كتلة الشمس ، اختفت فجأة ، ولم تترك أي مستعر أعظم أو أي تفسير آخر. التفسير المعقول الوحيد هو الانهيار المباشر.ثقوب سوداء من الانهيار المباشر. عندما يتحول النجم إلى مستعر أعظم ، ينهار جوهره ، ويمكن أن يصبح إما نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود - اعتمادًا على الكتلة. ولكن في العام الماضي فقط ، وللمرة الأولى ،
لاحظ علماء الفلك كيف اختفى ببساطة نجم يزن 25 شمسيًا. لا تختفي النجوم بدون أثر ، ولكن يمكن أن يكون هناك تفسير مادي لما يمكن أن يحدث: توقف قلب النجم عن خلق ضغط إشعاعي كافٍ لموازنة ضغط الجاذبية. إذا أصبحت المنطقة المركزية كثيفة بما فيه الكفاية ، أي إذا تم ضغط كتلة كبيرة بما فيه الكفاية في حجم صغير بما فيه الكفاية ، يتم تشكيل أفق حدث وينشأ ثقب أسود. وبعد ظهور الثقب الأسود ، يتم سحب كل شيء آخر للداخل.
تبرز النجوم الزرقاء الضخمة قصيرة العمر واحدة من المجموعات العديدة في هذه المنطقة. في غضون 10 ملايين سنة فقط ، ستنفجر معظم النجوم الأكثر ضخامة ، لتصبح مستعرات أعظم من النوع الثاني - أو ببساطة تواجه الانهيار المباشرتم توقع الاحتمال النظري للانهيار المباشر للنجوم الضخمة جدًا ، أكثر من 200-250 كتلة شمسية. لكن الاختفاء الأخير لنجم بهذه الكتلة الصغيرة نسبيًا شكك في النظرية. ربما لا نفهم العمليات الداخلية للنوى النجمية كما اعتقدنا ، وربما يكون للنجم عدة طرق للانهيار تمامًا والاختفاء دون إسقاط أي كمية ملموسة من الكتلة. في هذه الحالة ، يمكن أن يكون تكوين الثقوب السوداء من خلال الانهيار المباشر ظاهرة أكثر تكرارا مما كان يعتقد ، ويمكن أن تكون هذه طريقة ملائمة للغاية للكون لخلق ثقوب سوداء فائقة الضخامة في المراحل الأولى من التطور. لكن هناك نتيجة أخرى ، على العكس تمامًا: عرض ضوئي ، أكثر حيوية من المستعر الأعظم.
في ظل ظروف معينة ، يمكن أن ينفجر النجم بحيث لا يترك شيئًا خلفه!انفجار Hypernova. يُعرف أيضًا باسم سوبرنبرا سوبرنوفا. مثل هذه الأحداث أكثر إشراقًا وتعطي منحنيات ضوء مختلفة تمامًا (سلسلة من السطوع المتزايد والمتناقص) من أي مستعر أعظم. يُعرف التفسير الرائد لهذه الظاهرة باسم "
المستعر الأعظم غير المستقر الثنائي ". عندما تنهار كتلة كبيرة - مئات وآلاف بل وملايين المرات أكثر من كتلة كوكبنا بأكمله - إلى حجم صغير ، يتم إطلاق كمية هائلة من الطاقة. نظريًا ، إذا كان النجم ضخمًا بما فيه الكفاية ، من 100 كتلة شمسية ، فإن الطاقة المنبعثة منه ستصبح كبيرة جدًا بحيث يمكن أن تبدأ الفوتونات الفردية في التحول إلى أزواج إلكترون بوزيترون. كل شيء واضح مع الإلكترونات ، لكن البوزيترونات هي نظيراتها من المادة المضادة ، ولها خصائصها الخاصة.
يوضح الرسم البياني عملية إنتاج البخار ، والتي ، وفقًا لعلماء الفلك ، أدت إلى ظهور hypernova SN 2006gy . عندما تظهر الفوتونات ذات الطاقة العالية بما فيه الكفاية ، ستظهر أيضًا أزواج الإلكترون البوزيترون ، والتي بسببها سينخفض الضغط وسيبدأ رد فعل غير منضبط ، يدمر النجمفي وجود عدد كبير من البوزيترونات ، سيبدأون في الاصطدام بأي إلكترونات متاحة. ستؤدي هذه التصادمات إلى إبادةهم وظهور فوتونين من أشعة غاما ذات طاقة عالية معينة. إذا كان معدل حدوث البوزيترونات (وبالتالي أشعة جاما) منخفضًا بما فيه الكفاية ، يظل قلب النجم مستقرًا. ولكن إذا زادت السرعة بما يكفي بما فيه الكفاية ، فإن هذه الفوتونات ، التي تزيد طاقتها عن 511 كيلو فولت ، ستسخن النواة. أي ، إذا بدأت إنتاج أزواج الإلكترون البوزيترون في نواة منهارة ، فإن سرعة إنتاجها ستزداد بشكل أسرع وأسرع ، مما سيؤدي إلى تدفئة القلب أكثر! لا يمكن أن يستمر هذا إلى أجل غير مسمى - ونتيجة لذلك ، سيؤدي إلى ظهور أكثر المستعرات الأعظم إثارة من بين الجميع: مستعر أعظم غير مستقر ينفجر فيه نجم بأكمله بكتلة تزيد عن 100 شمس!
هذا يعني أنه بالنسبة للنجم الهائل ، هناك أربعة خيارات لتطوير الأحداث:
- تولد المستعرات الأعظمية منخفضة الكتلة نجمًا نيوترونيًا وغازًا.
- تولد المستعرات الأعظمية ذات الكتلة الأعلى ثقبًا أسود وغازًا.
- النجوم الضخمة نتيجة للانهيار المباشر تؤدي إلى ثقب أسود ضخم دون أي بقايا أخرى.
- بعد انفجار hypernova ، يبقى الغاز فقط.
على اليسار صورة توضيحية لأحواض الفنان لسيلكون ضخم يحترق النجم ، وتقع في المراحل الأخيرة التي تسبق السوبرنوفا. على اليمين توجد صورة تلسكوب شاندرا لبقايا المستعر الأعظم من Cassiopeia A التي توضح وجود عناصر مثل الحديد (الأزرق) والكبريت (الأخضر) والمغنيسيوم (الأحمر). لكن هذه النتيجة لم تكن حتمية بالضرورة.عند دراسة نجم ضخم للغاية ، هناك إغراء لافتراض أنه سيصبح مستعر أعظم ، وبعد ذلك سيبقى ثقب أسود أو نجم نيوتروني. ولكن في الواقع ، هناك سيناريوهان محتملان تمت ملاحظتهما بالفعل ، ويحدثان في كثير من الأحيان بالمعايير الكونية. لا يزال العلماء يعملون على فهم متى وتحت أي ظروف تحدث كل من هذه الأحداث ، لكنها تحدث بالفعل. في المرة القادمة ، عند النظر إلى نجم يتفوق عدة مرات على الشمس من حيث الحجم والحجم ، لا تعتقد أن المستعر الأعظم سيكون نتيجة حتمية. في مثل هذه الأشياء ، لا يزال هناك الكثير من الحياة ، والعديد من الخيارات لموتهم. نحن نعلم أن كوننا الذي يمكن ملاحظته بدأ بانفجار. في حالة النجوم الأكثر ضخامة ، ما زلنا غير متأكدين مما إذا كانوا سينهون حياتهم في انفجار ، أو تدمير أنفسهم بالكامل ، أو في انهيار صامت ، مضغوط تمامًا في هاوية الجاذبية من الفراغ.