مستعر أعظم، نوع 2

تمدد بقايا النجم إثر انفجار مستعر أعظم 1987 أي، وهونوع II-P مستعر أعظم في سحابة ماجلان الكبرى، ناسا.

مستعر أعظم 2 أومستعر أعظم من النوع الثاني في الفلك (بالإنجليزية:type II supernova) ينتمي النوع مستعر اعظم إلى أحد تصنيفات نهاية عمر النجوم المتغيرة ويتميز النوع بانهيار قلب النجم الذي ينشأ عن انهيار داخلي في النجم مصحوبا بانفجار عنيف في نجم كبير الكتله يتعدى كتلة الشمس. ويفرق نوع المستعر أعظم II عن الأنواع الآخرى للمستعرات العظمى وجود طيف الهيدروجين في طيفه. وطبقا لتصنيف الفلكيين فلا بد من حتى تزيد كتلة النجم عنتسعة أضعاف الكتلة الشمسية لكي ينتهي عمره بذلك النوع من انهيار قلبه المصحوب بالنفجار بالغ العنف.

يولد النجم الكبير الطاقة عن طريق الاندماج النووي للعناصر. وهذه النجوم تختلف عن الشمس حيث تكفي كتلتها الكبيرة إلى الاندماج النووي للعناصر ذات كتلة ذرية أكبر من الهيدروجين والهيليوم. ويتطور النجم أثناء عمره في اندماج تلك العناصر المتكونة فيه إلى عناصر ثقيلة في عملية تسمى تخليق العناصر حتى تتكون في باطنه قلب من الحديد (الحديد له كتلة ذرية 56 بينما الهيدرة جين كتلته الذرية 1 والهيليوم كتلته الذرية 4). ولكن اندماج الحديد لا يكفي لاستمرار تفاعل الاندماج وإنتاج الطاقة فيكادقد يكون النجم خامدا ويوازن قوي الجاذبية التي تحاول جمع جميع مادته في المركز يوازنها ضغط انفطار الإلكترونات.

وينشأ هذا الضغط عندماقد يكون أي انضغاط تالي يستلزم الإلكترونات حتى تتخذ نفس مستوي الطاقة الكمومية في الذرات، وهي حالة لا تحدث في الطبيعة لجسيمات من نوع الفرميونات (إقرا مبدأ استبعاد باولي).

وعندما تزيد متلة الحديد في قلب النجم عن 44و1 من كتلة الشمس (وهوحد شاندراسيخار) يتبعه انهيار في قلب النجم. وترتفع درجة حرارة القلب بسبب التقلص مما يؤدي إلى بدء تفاعلات نووية تتسبب في انطلاق نيوترونات ونيوترينوات من تحلل بيتا المعكوس. وفي هذه المرة يعمل ضغط انفطار النيوترونات على منع الانكماش بل ويحوله إلى انفجار إلى الخارج. وتكفي الطاقة الصادرة من تلك الموجة الضاغطة إلى الخارج لأن تخلع طبقات النجم العلوية، فتتناثر بشدة مكونة انفجار مستعر أعظم.

ويصنف المستعر الأعظم من النوع 2 إلى عدة تصنيفات وذلك بحسب منحنى الضوء الصادر منها، وهورسم بياني يبين تغير القدر الظاهري للمعان مع الزمن بعد حدوث الانفجار.

النوع II-L من المستعرات العظمى تبين انخفاضا خطيا مستمرا لمنحنى الضوء بعد الانفجار، بينما يبين نوع المستعر الأعظم II-P فترة انخفاض ضعيف للضوء (مستوية Plateau) ثم يتبعها انخفاضا خطيا مستمرا عاديا.

أما نوعي المستعرات العظمى Ib وIc فمنمها نوع ينهار فيه قلب نجم كبير الكتلة مصحوبا بتطاير لطبقته الخارجية من الهيدروجين، والنوع Ic تتطاير طبقة النجم الخارجية النكونة من الهيليوم. ولذلك فيبدوهذان النوعان من المستعرات فاقدة لهذين العنصرين على التوالي.

تكون المستعر الأعظم نوع II

توزيع الطبقات في نجم كبير الكتلة (مثل البصلة) العناصر الخفيفة فوق والثقيلة قرب المركز في وقت قبل توقف التفاعل والانهيار.)

تتطور النجوم ذات كتل أكبر من كتلة الشمس بطريقة معقدة. ففي قلب الشمس يندمج الهيدروجين خلال الاندماج النووي مكونا الهيليوم مع إطلاق طاقة تعمل على حمل درجة حرارة الشمس وكذلك الضغط فيها بحيث يقاوم الضغط قوى الجاذبية المؤثرة على الطبقات العليا فيها ويحدث حالة من التوازن . ويتراكم الهيليوم المتكون في قلب الشمس حيث لا تكفي درجة الحرارة في القلب غلى بدء تفاعل الهيليوم. وعندما يبدأ رصيد الشمس من الهيدروجين في قلبه يقل يبدأ الاندماج في الانخفاص مما يجعل الجاذبية تضغط على قلب الشمس فتنكمش. ويسبب هذا الانكماش ارتفاعا في درجة الحرارة، حتى تصل إلى الدرجة التي تسمح لاندماج الهيليوم. وتلك الفترة تشكل 10 % من عمر النجم وهي تتسم باندماج الهيليوم.

ففي نجوم تحوي أقل منثمانية أضعاف كتلة الشمس لا يتفاعل الكربون المتكون من الاندماج النووي للهيليوم، لذلك تبدأ درجة حرارة النجم في الانخفاض، ويتحول النجم إلى قزم أبيض. وإذا كان للقزم الأبيض قرين قريب فقد يتحول إلى مستعر أعظم نوع Ia

أما في نجم أكبر ويكون له كتلة كافية بحيث ترتفع درجة الحرارة والضغط في قلبه ويسمحان باندماج الكربون وذلك في الفترة بعد انتهاء فترة اندماج الهليليوم. فيتشكل باطن النجم في هيئة طبقات فوق بعضها تشبه البصلة حيث تهجرز العناصر الثقيلة في القلب، وتهجرز العناصر الأخف في الطبقات فوقها حتى تصبح الطبقة الخارجية من أخف العناصر وهوالهيدروجين. وتقع تلك الطبقة فوق طبقة من الهيدروجين الذي يندمج مكونا الهيليوم ،هي بدورها طبقة يندمج فيها الهيليوم مكونا الكربون (بواسطة تفاعل ألفا الثلاثي)، وتحتها طبقات تتكون فيها وتهجرز العناصر الأثقل فأثقل.

تتطور النجوم الكبيرة الكتلة وتمر بمراحل يشتد في قلبها الاندماج النووي ثم يضعف فيتقلص قلب النجم، وترتفع درجة حرارته وضغطه فيبدأ الاندماج النووي في الفترة التالية للاندماج ويعمل ذلك على مقاومة انهيار النجم وتقلصه.

مراحل الاندماج النووي المتنوعة في قلب نجم ذوكتلة تعادل 25 كتلة شمسية
Process	الوقود الرئيسي	النواتج الرئيسية	نجم كتلته 25 كتلة شمسية
Process	الوقود الرئيسي	النواتج الرئيسية	درجة الحرارة (كلفن)	الكثافة (جرام/سنتيمتر³)	المدة
اندماج الهيدروجين	الهيدروجين	الهيليوم	7×10⁷	10	10⁷ years
تفاعل ألفا الثلاثي	الهيليوم	الكربون, الأكسجين	2×10⁸	2000	10⁶ years
اندماج الكربون	الكربون	النيون, الصوديوم, المغنسيوم, الألمونيوم	8×10⁸	10⁶	10³ years
اندماج النيون	النيون	الأكسجين, المغنسيوم	1.6×10⁹	10⁷	3 years
اندماج الأكسجين	الأكسجين	السيليكون, الكبريت, الأرجون, الكالسيوم	1.8×10⁹	10⁷	0.3 years
اندماج السيليكون	السيليكون	النيكل (يتحلل إلى الحديد)	2.5×10⁹	10⁸	5 days

انهيار قلب النجم

تتابع الاندماجات النووية في النجم البالغ الكتلة مبتدئة الاندماج النووي للهيدروجين عند درجة حرارة في قلب النجم تصل إلى 12 مليون كلفن والتي تنتج الهيليوم، ثم بدء اندماج الهيليوم عند درجة حرارة أعلى لإنتاج الكربون، إلى غير ذلك يتالى ازدياد درجة حرارة فلب النجم واندماج العناصر الأخرى حتى تنتهي بإنتاج الحديد، والشرط في ذلك حتىقد يكون النجم ذوكتلة كبيرة أكبر من الكتلة الشمسية. والحد الذي يحدد تلك التفاعلات هوكمية الطاقة التي تتولد عن الاندماج النووي، وهي تعتمد على طاقة الربط التي تربط بين النوكليونات في النواة الذرية. وكل فترة من مراحل اندماج العناصر ينتج عنها عناصر أثقل من العناصر الداخلة في الاندماج، وهذه تنتج طاقة أقل عند الانتنطق من فترة إلى فترة، ويتواصل ذلك الانخفاض حتى فترة اندماج السيليكون الذي يـُنتج النيكل-56 ثم يتحلل النيكل-56 عن طريق تحلل بيتا ويصبح كوبلت-56 ثم يتحلل هوأيضا فيكوّن الحديد-56 خلال أشهر قليلة. وبما حتى الحديد والنيكل لهما أكبر طاقة ربط لكل نيوكليون (بروتون أونيوترون) بالمقارنة بجميع العناصر فيتوقف الاندماج النووي بتكون الحديد، فلا يمكن إنتاج طاقة في قلب النجم بواسطة الاندماج، ويكبر بذلك القلب الحديدي النيكلي في النجم ويصبح قلب النجم تحت ضغط الجاذبية الشديد . ونظرا لعدم حدوث اندماج نووي يعمل على إنتاج طاقة ومقاومة الانهيار تحت وطأة الجاذبية حيث يوجد فيه فقط الضغط الناشيئ عن انفطار الإلكترونات. وفي تلك الحالة تكون المادة في النجم قد وصلت إلى درجة عالية الكثافة بحيث لا تظل وسيلة لاستمرار التقلص سوى حتى تشغل الإلكترونات نفس مستوى الطاقة الكمومي. ولكن هذا لا تسمح به الطبيعة لجسيمات من نفس النوع (تسمى فرميونات) ومن ضمنها الإلكترونات، ويعبر مبدأ استبعاد باولي عن تلك الظاهرة.

وعندئذ فيعتمد تظور النجم في الفترة القادمة على كتلة النجم. فعندما تكون كتلة قلب النجم أكبر من حد شاندراسيخار، فلا تستطيع طاقة انفطار الإلكترونات على منع الانهيار ويشتد تقلص قلب النجم منعزلا عن الطبقات الخارجية.

وتنهار الطبقات الخارجية أيضا على القلب وتصل سرعتها عند الانهيار سرعات تبلغ 70.000 كيلومتر في الثانية (نحو23% من سرعة الضوء) وهي تنهار في اتجاه المركز.

ويتقلص قلب النجم بسرعة كبيرة وترتفع درجة حرارته ويُنتج أشعة جاما عالية الطاقة، تعمل بدورها على تحلل أنوية الحديد إلى الهيليوم ونيوترونات حرة عن طريق التحلل الضوئي photodisintegration. وبزيادة كثافة قلب النجم يصبح الحال ملائما لاندماج الإلكترونات بالبروتونات (بطريق تحلل بيتا العكسي) وينتج عن الاندماج نيوترونات وجسيمات أولية أخرى تسمى نيوترينوات. ونظرا للضعف الشديد لتفاعل النيوترينوات مع المادة فإنها تفلت من قلب النجم حاملة طاقة كبيرة وتعجل بذلك سرعة الانهيار الذي يستغرق عدة مللي ثانية. وبانفصال قلب النجم عن الطبقات الخارجية تـُمتص بعض تلك النيوترينوات في الطبقات الخارجية ويبدأ انفجار المستعر الأعظم.

يتميز المستعر الأعظم من نوع II بأن تقلص القلب قد يتوقف فترة بسبب تآثر متنافر بين النيوترونات ناشئ عن التآثر القوي بالإضافة إلى ضغط انفطار مستويات الطاقة الكمومية للنيوترونات. ويحدث ذلك عندما تكون كثافة قلب النجم قد وصلت إلى كثافة نواة الذرة . فعندما يتوقف تقلص قلب النجم فجأة تنكبح المادة في الطبقات العليا فجأة وترتد محدثة موجة ضاغطة تنتشر إلى الخارج. ويتسبب ذلك الارتداد نحوالخارج في تصادم وتحطم بعض العناصر الثقيلة في النجم.

وترتفع الكثافة ارتفاعا كبيرا خلال فترة التقلص بحيث لا يفلت من النجم سوى النيوترينوات. وعندما يتحد الإلكترونات والبروتونات ليكونا نيوترون عن طريق التجاذب الكهربي فإنهما ينتجان نيوترينوإلكتروني. وفي نوع المستعر الأعظم IIقد يكون قلب النجم قد أصبح نيوترونيا بالكامل وتصل درجة حرارته إلى نحو100 مليار كلفن، أي أشد من درجة حرارة قلب الشمس 100.000 مرة. وتنتشر تلك الطاقة عن طريق النيوترينوات فيصبح قلب النجم مكونا من النيوترونات (نجم نيوتروني). وأما انتشار النيوترينوات فيكون شديدا وقصيرا لمدةعشرة ثوان، يطلق خلالها نحو10⁴⁶جول.

وخلال عملية لم يمكن تفسيرها حتى الآن تمتص الموجة الضاغطة المرتده طاقة قدرها 10⁴⁴ جول محدثة انفجارا عظيما

وقد شوهدت عملا النيوترينوات الصادرة من مستعر أعظم 1987 أي مما جعل الفهماء يتأكدون من صحة نموذج تقلص قلب النجم الذي اقترحوه . وقد استطاعت العدادات المائية عداد كاميوكاندي II وكذلك عداد أيرفينج-ميتشجان-بروكهافن IMB من تسجيل نقيض النيوترينوالتي تصدر من مصدر حراري، , بينما استطاع عداد الجاليوم-71 وهوعداد باكسان للنيوترينوات تسجيل نيوترينوات مصدرها حراري وأخرى ناتجة من امتصاص البروتونات للإلكترونات.

تطور نجم عظيم الكتلة(a) تندمج العناصر المتوسطة الكتلة التي تكون طبقات النجم حول قلبه وتنتج الحديد في القلب (b) فيبدأ القلب في التقلص عنما تصل كتلته حد شاندراسيخار ويصير الجزء الداخلي من قلب النجم نيوترونيا صرفا شديد الكثافة. (c) يتسبب ذلك في انهيار المادة في طبقات النجم العليا نحوالقلب المتقلص (d) وعند توقف التقلص ترتد المادة فوقه في هيئة موجة ضاغطة إلى الخارج (أحمر] - (e) ثم يأتيها اشعاع شديد من النيوترينوات الصادرة من قلب النجم يتفاعل معها فتنفجر الطبقات الخارجية وتنتشر في الفضاء متناثرة (f) ويبقى في المركز نجم نيوتروني.

في حالة نجم ذوكتلة أقل من 20 كتلة الشمس - ويعتمد ذلك على شدة الانفجار وكمية المادة التي تنهار على قلبه - يصبح القلب الباقي نجما نيوترونيا

وإذا كانت كتلة النجم الأصلية أكبر من ذلك فيكفي تقلص البقايا إلى تكوّن ثقب أسود.

وطبقا للنظريةقد يكون الحد الأعلى الذي يحد هذا النوع من المستعرات II نحو40 - 50 كتلة شمسية. فإذا تعدت كتلته تلك الكتله فإنه من المرجح حتى يتقلص النجم مباشرة مكونا ثقبا أسودا بدون حتى ينفجر في صورة مستعر أعظم. ويجب الإشارة إلى حتى تلك الحدود للكتلة إنما هي تقريبية، وهي تميز نوع تطور النجم : إما بحدوث انفجار مستعر أعظم مع تولد نجم نيوتروني، أوتولد ثقب أسود مباشرة بدون انفجار في صورة مستعر اعظم.

المنحنيات الضوئية

تغير شدة الضوء مع الزمن t ، وهويبين الشكل العام للمنحنى الضوئي لكل من النوعين :مستعر أعظم II-L و مستعر أعظم II-P .

يبين طيف المستعر الاعظم II مجموعة خطوط بالمر الخاصة بالهيدروجين حيث تمتص ذرات الهيدروجين طاقة . ويستخدم وجود تلك الخطوط للتمييز بين التصنيف II ومستعر أعظم، نوع 1أ.

ويبين الرسم البياني لتغير السطوع مع الزمن زيادة سريعة للسطوع ثم انخفاضها سريعا أيضا بعد الانفجار . ويصل معدل انخفاض السطوع قدر مطلق مقداره 008و0 في اليوم . وهذا المعدلقد يكون أقل بكثير من معدل انخفاض سطوع المستعر الاعظم من نوع 1أ.

تقسم مستعرات II إلى صنفين وذلك بحسب سير منحنيتها الضوئية مع الزمن . يتميز المنحنى الضوئي للنوع II-L بانخفاض مستمر في شدة الضوء بعد الوصول لقمة السطوع. أما نوع المستعر الأعظم II-P فتستمر شدة سطوعه ثابتة لفترة قبل حتى تبدأ في الانخفاض . ويكون معدل انخفاض شدتها اقل ويبلغ 0075و0 في اليوم للنوع II-P, بالمقارنة بمعدل انخفاض سطوع مستعر اعظم نوع II-L يبلغ 012و0 في اليوم .

ويعود تفسير اختلاف سير المنحنيات مع الزمن إلى حتى انفجار المستعر الأعظم من نوع II-L يتضمنه الغلاف الهيدروجيني في النجم الأصلي . وأما بقاء شدة السطوع متساوية لفترة بعد انفجار النوع II-P فيعتقد انها تكون بسبب تغير في درجة شفافية الطبقات الخارجية . وتحدث موجة تصادمية تعمل على تأين الهيدروجين في الطبقات الخارجية ، فهي تنزع الإلكترونات من ذرات الهيدروجين مما تعمل على انخفاض الشفافية . هذا يمنع الفوتونات (الضوء) من الخروج من الداخل إلى الخارج ، وبعد حتى يبرد الهيدروجين وتنخفض درجة حرارته وتأسر ذرات الهيدروجين لإلكترونها ثانيا recombine عندئذ تصبح الطبقة الخارجية شفافة ويمكن للضوء النفاذ منها إلى الخارج.

وصلات خارجية

مسقط "الكون" في الإنترنت

المراجع

^ 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.
^ Staff (2006-09-07). "Introduction to Supernova Remnants". NASA Goddard/SAO. Retrieved 2007-05-01.
^ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Retrieved 2006-08-04.
^ Hinshaw, Gary (2006-08-23). "The Life and Death of Stars". NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Mission. Retrieved 2006-09-01.
^ Woosley, S. (2006-01-12). "The Physics of Core-Collapse Supernovae". Nature Physics. 1 (3): 147–154. doi:10.1038/nphys172. Retrieved 2008-10-18. Unknown parameter |month= ignored (help); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help); Check date values in: |year= / |date= mismatch (help)
^ Fewell, M. P. (1995). "The atomic nuclide with the highest mean binding energy". American Journal of Physics. 63 (7): 653–658. doi:10.1119/1.17828. Retrieved 2007-02-01.
^ Fleurot, Fabrice. "Evolution of Massive Stars". Laurentian University. Retrieved 2007-08-13.
^ 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)
^ Fryer, C. L. (2006-01-24). "Gravitational Waves from Gravitational Collapse". Max Planck Institute for Gravitational Physics. Retrieved 2006-12-14. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Hayakawa, Takehito, Hayakawa, T.; (2006). "Principle of Universality of Gamma-Process Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernova Explosions". The Astrophysical Journal. 648: L47–L50. doi:10.1086/507703. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)CS1 maint: extra punctuation (link)
^ Fryer, C. L. (2006-01-24). "Gravitational Waves from Gravitational Collapse, section 3.1". Los Alamos National Laboratory. Retrieved 2006-12-09. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Mann, Alfred K. (1997). . New York: W. H. Freeman. p. 122. ISBN .
^ Gribbin, John R.; Gribbin, Mary (2000). . New Haven: Yale University Press. p. 173. ISBN .
^ Barwick, S. (2004-10-29). "APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group" (PDF). American Physical Society. Retrieved 2006-12-12. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ Michael, Chris L. (2003). "Black Hole Formation from Stellar Collapse". Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309. Retrieved 2007-02-01.
^ Fryer, Chris L. (1999). "Mass Limits For Black Hole Formation". The Astrophysical Journal. 522 (1): 413–418. doi:10.1086/307647. Retrieved 2007-02-01.
^ Doggett, J. B. (1985). "A Comparative Study of Supernova Light Curves". Astronomical Journal. 90: 2303–2311. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. doi:10.1086/113934. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
^ "Type II Supernova Light Curves". Swinburne University of Technology. Retrieved 2007-03-17.