مستعر أعظم، نوع 1أ

صورة الأشعة السينية والأشعة تحت الحمراء المستعر الأعظم SN 1572 (مستعر تيخو) وهومن نوع Ia

مستعر أعظم نوع Ia' في فهم الفلك (بالإنجليزية: Type Ia supernova) هوأحد أنواع مستعر أعظم حيث ينتهي عمر نجم متغير بحدوث أنفجار ينشأ عنه نجم قزم أبيض. والقزم الأبيض هوماتخلف عن النجم الأصلي بعد انتهاء عمره واستهلاكه للهيدروجين عن طريق الاندماج النووي. ولكن يوجد نوع من نجوم الأقزام الصغيرة تقوم باندماج نووي للكربون والأكسجين وينتج عنها طاقة كبيرة تحمل من درجة حرارتها.

وتكون مدة دورة القزم الأبيض حول محوره منخفضة عندما تقل كتلته عن حد شاندراسيخار الذي يقدر ب 38و1 كتلة شمسية. وتلك هي أكبر كتلة يمكن لضغط انفطار مستويات الطاقة للإلكترونات فيها إحداث توازن مع قوة الجاذبية التي تدفعه إلى التقلص . فإدا تعدت كتلة القزم الأبيض ذلك الحد فإنه يستمر في التقلص والانكماش.

وإذا كان للقزم الأبيض قرين وكان القرين عملاقا أحمرا واسع الانتشار فإن القزم الأبيض يقوم بجذب غاز من العملاق الأحمر ويضيفها إلى كتلته . فترتفع كتلة القزم الأبيض رويدا رويدا حتى تصل إلى حد شاندراسيخار فيبدأ اندماج نووي يندمج فيه الكربون. وإذا اصتدم أوإتحد قزم أبيض - وهذا وقع نادر جدا - فإنه يبدأ التقلص، فترتفع درجة حرارته إلى درجة بدء الاندماج النووي فيه من جديد. وخلال عدة ثوان من بدء الاندماج النووي فيه يتفاعل جزء كبير من مادته بما يسمى تفاعل نووي منفلت thermal runaway reaction، مصحوبا بإصدار كمية هائلة من الطاقة ( 1 –7044200000000000000♠2×10⁴⁴ جول) مؤدية بانفجار النجم في هيئة مستعر أعظم.

وتتميز ذلك النوع من المستعرات العظمى وهومستعر أعظم من النوع Ia بأن لها بريق ثابت حيث حتى النجم ينفجر بعد تجميعه لكمية معينة من الوقود. ويستخدم الفهماء ذلك الانفجار وما ينشأ عنه من بريق ثابت كمقياس معايرة، تمكنهم من فهم بعد المجرات التي تحويهم عنا ،ذلك لأن القدر الظاهري للمستعرات العظمي يعتمد على بعدها عنا.

النموذج المرجح

طيف المستعر الأعظم SN1998aq وهومن نوع Ia, بعد يوم واحد من الانفجار، في نطاق الطيف B.

توضيح نشأة مستعر أعظم Ia

قام بتصنيف المستعر الأعظم نوع Ia العالمان الفلكيين رودولف منكوفسكي وفريتز تزفيكي. وتوجد عدة طرق لنشأة هذا النوع من المستعرات العظمى ولكنهم يشهجرون جميعا في ميكانيكية نشأتهم (عملية تجميع مادة من نجم مجاور ثم الانفجار عندما تصل كتلة النجم (المنفجر) إلى الكتلة 38و1 من كتلة الشمس). فعندما تكون سرعة دوران النجم حول محوره بطيئة ويجذب إليه غاز من نجم قرين و"يشتعل" فيه اندماج الكربون والأكسجين فإنه لا يستطيع تعدية حد شاندراسيخار ويبدأ في التقلص. وعندما لاقد يكون هناك تفاعل يقاوم تقلصه فقد يتقلص القزم الأبيض مكونا نجم نيوتروني. وهذا ما يحدث في العادة لقزم أبيض يقوم بإدماج المغنسيوم والأكسجين.

ويعتقد فهماء الفلك حاليا حتى النوع Ia للمستعرات العظمى حتى حد شاندراسيخار لا يتحقق ولا يبدأ تقلص النجم. وإنما يعمل زيادة الضغط وزيادة الكثافة بسبب زيادة الكتلة على حمل درجة حرارة قلب النجم وتقترب كتلة القزم الأبيض إلى نحو1% من الحد.

يتبع ذلك تبادل حراري يستمر نحو1000 سنة. وعند نقطة معينة من تلك الحالة الهادئة يشتعل وهج موجة ضاغطة بسبب اندماج الكربون. ولا تزال تفاصيل عملية الانفجار هذه غامضة، وخاصة أين يبدأ "الاشتعال " وعدد النقاط التي يبدأ فيها. ويبدأ بعد ذلك الاندماج النووي للأكسجين ولكنه لا يستهلك لالقدر الذي يستهلك به الكربون.

وبمجرد بدء اندماج الكربون تزداد درجة حرارة القزم الأبيض في الارتفاع. فإذا كان النجم من نجوم النسق الأساسي حيث يعتمد في توازنه على الضغط الحراري لمعادلة قوى الجاذبية، فإنه يتمدد تحت عمل الحرارة في باطنه . ولكن الضغط الناشئ عن انفطار مستويات الطاقة للإلكترونات لا تعتمد على درجة الحرارة ، وعلى ذلك فلا يستطيع القزم الأبيض تنظيم عملية الاندماج بالكيفية التي تحدث في النجوم العادية ، ويصبح معرضا للدخول في تفاعل اندماجي منفلت thermal runaway fusion. ويتزايد معدل التفاعل الاندماجي بشكل كبير بسبب عدم استقرار رايلي-تايلور ( تفاعلات دوامية ) . ولا يزال الفهماء في سبيل تفسير عما إذا كان الوهج يتحول إلى انفجار ذوسرعة فوق صوتية عبر تمدد بالتوصيل الحراري تقلل من سرعته عن سرعة الصوت.

وبصرف النظر عن تفاصيل الاشتعال النووي فيتفق الفهماء على حتى جزءا كبيرا من الكربون والأكسجين تندمج في القزم الأبيض وتتحول إلى عناصر أثقل منهما خلال فترة تقدر بعدة ثوان. وتحمل درجة الحرارة في باطن النجم إلى عدة مليارات درجة. وتنطلق طاقة قدرها (1–7044200000000000000♠2×10⁴⁴ جول) من "الاشتعال النووي الحراري" وهي كافية للتغلب على قوي الجاذبية وتحطم النجم. فكل جزيئ من القزم الأبيض يكتسب طاقة حركة كافية لكي ينطلق مفارقا الجزيئات الأخرى. أي ينفجر النجم بعنف وينشأ عن ذلك موجة ضاغطة تتسبب في تطاير المادة بسرعات تبلغ 5.000 إلى 20.000 كيلومتر في الثانية أي نحو3% من سرعة الضوء.

وانطلاق الطاقة كهذه ينتج بريقا شديدا. ويقدر القدر المطلق لسطوع مستعر أعظم من نوع Ia عادة ب M_v = −19.3 ، أي نحوخمسة مليار مرة أشد من الشمس، ويكون التغير في مقداره قليل. ويعتمد إمكان احتفاظ النجم القرين بمخلفات النجم المنفجر على كمية المادة المتفجرة المبعثرة.

وتشابه نظرية المستعر الأعطم نوع Ia بنظرية المستعر والتي تقول حتى القزم الأبيض يجذب المادة إليه ببطء ولا يصل إلى حد شاندراسيخار. وفي حالة المستعر فإن المادة المنجذبة تتسبب في اندماج نووي للهيدروجين وانفجار على السطح ولا تسبب انفجار النجم نفسه.

ويختلف هذا النوع من المستعرات العظمى عن مستعر أعظم II في حتى الثاني يتميز بتقلص في قلب النجم قبل الانفجار، وهذا ينشأ من انفجار عنيف في الطبقات العليا لنجم ضخم ذوكتلة كبيرة عندما ينهار القلب على نفسه ويتقلص تقلصا مفاجئا.

مستعر أعظم نوع Ib ومستعر أعظم نوع Ic

بالنسبة إلى المستعر الأعظم نوع Ib تُطرد طبقة الهيدروجين قبل الانفجار ولذلك فلا تظهر خطوط طيف الهيدروجين في عند الانفجار.

وبالنسبة إلى المستعر الأعظم من نوع Ic فإن طبقة الهيليوم هي الأخرى تكون قد طـُردت من النجم قبل الانفجار ولذلك لا تظهر خطوط طيف الهيدروجين ولا طيف الهيليوم في طيف الانفجار.

وفي كلتا الحالتين للمستعرات يتقلص قلب النجم وقت الانفجار ويتبقى إما نجم نيوتروني أوثقب أسود، وذلك ويعتمد على كتلة النجم (اقرأ حد شاندراسيخار).

المنحنى الضوئي

قدر السطوع (بالمقارنة بالشمس L₀) وتغير المنحنى الضوئي لمستعر أعظم ، نوع 1أ . القمة الأولي تنتسب إلا النشاط الإشعاعي للنيكل Ni ، والفترة التي تتبعها تنتمي إل تحلل الكوبلت Co. المحور الأفقي هوالزمن .

يتميز المنحنى الضوئي للمستعر الأعظم من نوع 1أ بشكله المميز لسطوعة وتغيره مع الزمن بعد الانفجار . وتحتوي فترة السطوع القصوى على خطوط أطياف عناصر متوسطة الكتلة مثل خطوط طيف الأكسجين والكالسيوم ، فتلك هي المكونات الاساسية للطبقات العليا للنجم .

وبعد عدة أشهر من الانفجار عندما تميل الطبقات المتناثرة إلى الشفافية تبدأ خطوط أطياف ضوء آتية من قلب النجم في الظهور ، وهي أطياف عناصر ثقيلة تكونت أثناء الانفجار ، ومعظمها من أطياف العناصر القريبة من الحديد . ويصدر التحلل الإشعاعي للنيكل-56 حيث يتحول إلى الكوبلت-56 ثم إلى الحديد-56 ، يصدر فوتونات عالية الطاقة تكون غالبة في الإصدارات الإشعاعية التي تستمر بعض الوقت .

وبسبب التماثل في قدر سطوع جميع الأنواع المعروفة للمستعر الأعظم من نوع 1أ وشكل منحنهاه الضوئي ، يستغله الفلكيون "كشمعة عيارية" في دراساتهم للأجرام السماوية خارج مجرتنا ، مجرة درب التبانة . .

ولا يزال هذا التماثل في المنحنى الضوئي للمستعرات العظمى 1أ محل التساؤل بين الفهماء . ففي عام 1998 تشير قياسات لبعض المستعرات العظمى نوع 1أ بأنه يظهر حتى الكون في حالة اتساع مستمر بل ومتزايد السرعة .

وصلات خارجية

Falck, Bridget (2006). "Type Ia Supernova Cosmology with ADEPT". Johns Hopkins University. Retrieved 2007-05-20.
Staff (February 27, 2007). "Sloan Supernova Survey". Sloan Digital Sky Survey. Retrieved 2007-05-25.
"Novae and Supernovae". peripatus.gen.nz. Retrieved 2007-05-25.
"Source for major type of supernova". Pole Star Publications Ltd. August 6, 2003. Retrieved 2007-11-25. (A Type Ia progenitor found)
"Novae and Supernovae explosions found". peripatus.gen.nz. Retrieved 2007-05-25.

المراجع

^ Krause, Oliver; Tanaka, Masaomi; Usuda, Tomonori; Hattori, Takashi; Goto, Miwa; Birkmann, Stephan; Nomoto, Ken'ichi (2008-10-28). "Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia explosion revealed from its light echo spectrum". arXiv.org. Retrieved 2008-12-06.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
^ Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). "Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation". Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 623. doi:10.1051/0004-6361:20035822. Retrieved 2007-05-30.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
^ Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). "A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae". Science. 315 (5813): 825–828. doi:10.1126/science.1136259. PMID 17289993. |access-date= requires |url= (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
^ Khokhlov, A.; Mueller, E.; Hoeflich, P. (1993). "Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms". Astronomy and Astrophysics. 270 (1–2): 223–248. Retrieved 2007-05-22.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
^ Staff (2006-09-07). "Introduction to Supernova Remnants". NASA Goddard/SAO. Retrieved 2007-05-01.
^ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh; et al. (2008). "Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae". Astronomical Journal. 135: 1598–1615. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1598. Retrieved 2008-05-19. Explicit use of et al. in: |author= (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
^ da Silva, L. A. L. (1993). "The Classification of Supernovae". Astrophysics and Space Science. 202 (2): 215–236. doi:10.1007/BF00626878. Retrieved 2008-06-04.
^ Lieb, E. H. (1987). "A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse". Astrophysical Journal. 323 (1): 140–144. doi:10.1086/165813. Retrieved 2007-02-01. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Canal, R. (1997). "The possible white dwarf-neutron star connection". Astrophysics and Space Science Library. 214: 49. Retrieved 2007-02-01. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (2006-01-24). "2.1 Collapse scenario". Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft. Retrieved 2007-06-07.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
^ Wheeler, J. Craig (2000-01-15). . Cambridge, UK: Cambridge University Press. p. 96. ISBN .
^ Hillebrandt, W. (2000). "Type IA Supernova Explosion Models". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38: 191–230. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. Retrieved 2007-02-01. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ "Science Summary". ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2001. Retrieved 2006-11-27.
^ Röpke, F. K. (2004). "The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics. 420: L1–L4. doi:10.1051/0004-6361:20040135. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Gamezo, V. N. (2003-01-03). "Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications". Science. 299 (5603): 77–81. doi:10.1126/science.1078129. PMID 12446871. Retrieved 2006-11-28. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Gilmore, Gerry (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132. Retrieved 2007-05-01.
^ Macri, L. M. (2006). "A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant". Astrophysical Journal. 652 (2): 1133–1149. doi:10.1086/508530. Retrieved 2007-02-01. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Colgate, S. A. (1979). "Supernovae as a standard candle for cosmology". Astrophysical Journal. 232 (1): 404–408. doi:10.1086/157300. Retrieved 2007-02-01.
^ Perlmutter, S. (1999). "Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae" (subscription required). Astrophysical Journal. 517: 565–86. doi:10.1086/307221. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Riess, Adam G. (1998). "Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant" (subscription required). Astronomical Journal. 116: 1009–38. doi:10.1086/300499. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Leibundgut, B. (2001). "A cosmological surprise: the universe accelerates". Europhysics News. 32 (4): 121. doi:10.1051/epn:2001401. Retrieved 2007-02-01. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ "Confirmation of the accelerated expansion of the Universe". Centre National de la Recherche Scientifique. 2003-09-19. Retrieved 2006-11-03.

	مواضيع فلكية
فروع فهم الفلك : علوم الفضاء \| فهم الفلك \| فهم الفلك المجري \| فهم الفلك خارج-المجري \| فيزياء فلكية \| فهم الكون \| ولادة الكون Cosmogony \| بيولوجيا فلكية \| هندسة الفضاء Aerospace engineering .
الكون والأجسام الفلكية : فضاء كوني \| فضاء خارجي Outer space \| جسم فلكي Astronomical object \| مجرة \| مجموعات وتجمعات المجرات \| نظام شمسي \| نجم \| كوكب \| الأرض \| قمر طبيعي Natural satellite \| حزام كويكبي \| مذنب \| عملاق أحمر \| قزم أبيض \| نجم نيوتروني \| قزم احمر \| متغير سيفيدي Cepheid variable \| ثقب أسود \| نباض Pulsar \| كوازار \| نجم ثنائي Binary star \| مستثمن Nova \| مستثمن أعظم
مفاهيم فيزيائية فلكية : ثنطقة \| سرعة الإفلات Escape velocity \| النسبية العامة \| ثقب أسود \| متفرد ثنطقي Gravitational singularity \| أفق الحدث Event horizon \| قطر تشفارزتشايلد \| حد تشاندراسيخار \| الزمكان \| سرعة الضوء
فهم الكون ونظرياته : فهم الكون الفيزيائي \| معادلات فريدمان \| نماذج الكون \| قانون هابل \| تشكل البنية Structure formation \| الانفجار العظيم \| نظرية الحالة الثابتة Steady state theory \| انزياح أحمر Redshift \| مادة مظلمة \| مادة مضادة \| إشعاع الخلفية الميكروية الكوني \| عوالم متعددة Multiverse (science) \| كون اهتزازي Oscillatory universe
أدوات وقياسات فلكية : مرقاب Telescope - مرصد فلكي - وحدة فلكية - مرصد فضاء هابل