یونس بخشی

دانشمندان می دانند که دو جریان یا پروسه فیزیکی باعث این انفجار های عظیم میشود: اول، سقوط هسته یک ستاره سنگین در پایان عمر آن و دوم انفجار گرما- هسته ی یک ستاره کوتوله  سفید پیر.

یک تیم از پژوهشگران بین المللی شامل دانشمندان انستیتو ماکس پلانک در بخش اخترفیزیک نوع سوم این انفجار های ستاره ی را مشخص نمودند که در سیستم های ستاره ی پیر سرشار از هیلیوم اتفاق می افتد.       
با توجه به عناصر شیمیایی که در ابرنواختر ها مشخص شده، این انفجار های ستاره ی به نوع های Ia, Ib, Ic  و نوع II (2) تقسیم بندی شده اند. از آنجائیکه انحنای نور ابرنواخترهای Ia بسیار مشخص و یکنواخت است، اخترشناسان این انحنای نور را به مثابه "معیار" یا شمع کیهانی در فضای بین کهکشانی به کار می برند تا فاصله کهکشان های میزبان این انفجار ها را مشخص سازند.
تصور دانشمندان بر این است که این ابرنواختر ها زمانی بوجود می آیند که یک ستاره کوتوله سفید یعنی بقایای سوخته و مصرف شده یک ستاره معمولی مانند خورشید ما با بلعیدن یا دزدیدن مواد ستاره همدم خود به حدی بنام حد چاندراسکار میرسد. هسته متراکم یا چگال یک ستاره که عمدتأ از کربن و اکسیژن ساخته شده مشتعل میشود و به حدی انرژی آزاد میکند که ستاره منفجر میشود.
حد چاندراسکار نام حدی در نجوم است که وضعیت ستاره بعد از انفجار را مشخص میکند به طوری که اگر جرم هسته ستاره بعد از انفجار از حد چاندراسکار کمتر بود هسته ستاره به کوتوله سفید تغییر می‌کند(خورشید در این دسته جای میگیرد) اگر بیشتر بود هسته ستاره به ستاره نوترونی تغییر می‌کند. پروسه دیگری که به یک انفجار ابرنواختری مبدل میشود سقوط گرانشی یا جاذبه ی هسته ستاره های سنگین و کم عمر در پایان زندگی شان می باشد. اخترشناسان باور دارند که این گونه انفجار ها در ابرنواختر های نوع Ib, Ic و II دیده شده که در ستاره های جوان اتفاق می افتد. اکثر مواد ستاره به علت مقدار زیاد انرژی آزاد شده در انفجار به فضا پخش میشود و فقط یک بخشی از جرم اولیه ستاره باقی می ماند.



در ماه ژانویه  2005 یک ابرنواختر کم فروغ (SN 2005E) در هاله کهکشان (NGC 1032) آشکار شد و یک تیمی از اخترشناسان بین المللی از سراسر دنیا با تلسکوپ شاهد پیدایش این ابرنواختر بودند. 

جالب این است که اندازه گیری های ترکیب شیمیایی و مقدار ماده پخش شده در این انفجار با دو میکانیزم شناخته شده در انفجار های ستاره ی مطابقت نداشت. هیچ ستاره ی هم در نزدیکی این انفجار در حال تولد نبود و میزان بسیار کم مواد پخش شده (فقط حدود یک سوم جرم خورشید ما) هم با انفجار یک ستاره بزرگ یعنی سقوط هسته یک ستاره مطابقت نمی کرد.
از سوی دیگر نور انفجار یک ستاره کوتوله سفید پیر که مدتها قبل از محل تولد ستاره حرکت کرده و به هاله کهکشان رسیده باشد هم با رصد ها مطابقت نداشت، زیرا طیف های نور رصد شده با ترکیبات کیمیاوی متفاوت بود.
اما حالا شبیه سازی های رایانه ای  نشان داد که به احتمال زیاد این انفجار ستاره ی در یک سیستم دو ستاره ی کوتوله های سفید رخ داده که در آن یک ستاره کوتوله سفید لایه بیرونی هیلیومی ستاره کوتوله سفید همدم خود را بلعیده است.
شاید ابرنواختر (SN 2005E) تنها یکی از زیرمجموعه ابرنواختر های کم فروغ باشد که به این گروه از انفجار های ستاره ی متعلق است. در کهکشان های بیضی باز چندین انفجار ابرنواختری دیگر از این دست دیده شده که طی آن نور منحنی یا کج شده، محیط و مواد پخش شده ستاره در نتیجه بررسی انفجار هیلیوم به خوبی مشخص شده است.
احتمال این هم میرود که ستاره های بسیار سنگین در پایان عمر شان و در نتیجه یک انفجار ابرنواختری کاملأ ناپدید شوند. در این گونه ابرنواختر های دوگانه بی ثبات، ذرات شارژ دار نور به جفت های الکترون-پروتون تبدیل میشوند که نمی توانند سقوط گرانشی را خنثی نمایند. تقابل خشن باعث چنان انفجار هسته ی میگردد که ستاره را به دو نیم میکند و می ترکاند.