انفجار ابرنواختری
سحابی خرچنگ ـ نخستین ابرنواختری که بشر آن را مطالعه کرده و اسناد آن ثبت شده است در این منطقه بوده و مربوط به سال 1054 میلادی می‌باشد. درخشندگی آن به حدی زیاد بوده که برای مدتی به هنگام روز هم قابل مشاهده بوده است.
بعد از مرحله‌ی غول سرخ، ستارگان بر حسب جرمی که دارند سرنوشت‌های متفاوتی در پیش روی خود خواهند داشت. این هفته به بررسی وضعیت ستارگان بسیار پرجرم می‌پردازیم و می‌بینیم که این ستارگان بعد از غول سرخ چه مراحلی را تا پایان عمرشان طی خواهند کرد. منظور ما از ستارگان پرجرم ستارگانی هستند که جرم آنها 20 برابر تا 100 برابر جرم خورشید باشد.
ستارگانى که جرم بالایى دارند و به اصطلاح بسیار پرجرم‌تر از دیگر ستارگان هستند از «غول سرخ» تبدیل به «اَبر غول سرخ» مى‌شوند. ابرغول ده‌ها بار بزرگ‌تر از غول سرخ است. ابرغول طى یک رشته واکنش‌هایى که طى میلیون‌ها سال رخ مى‌دهد، پس از آن که به بزرگ‌ترین حالت خود رسید به صورت یک «اَبَرنواَختر» (Super Nova) منفجر مى‌شود و نور بسیار زیادى را که حاصل آزادسازى انرژى‌هاى خود است را به محیط اطراف آزاد مى‌کند. وقتی انفجار ابرنواختری روی می‌دهد، نورانیت ستاره به طور شگفت‌انگیزی زیاد می‌شود، روشنایى حاصل از انفجارهاى ابرنواخترها به میزان روشنایى میلیاردها ستاره همچون خورشید است که در کنار یکدیگر قرار گرفته باشند. ابرنواختر به چنان نورانیتی دست می‌یابد که با مجموع نورانیت‌های تمام ستارگان یک کهشکان برابری می‌کند.
در فواصل نزدیک، تنها معدودی ابرنواختر مشاهده شده، اما در کهکشان‌های دیگر در بخش‌های مختلف جهان، صدها ابرنواختر عکسبرداری شده و از این مشاهدات، دانشی درباره‌ی ویژگی‌های مختلف آنها به دست آمده است. هنگامی که ابرنواختر منفجر می‌شود نورانیت آن در خلال یک روز یا بیش‌تر، به حداکثر می‌رسد. پس از رسیدن ابرنواختر به حداکثر، درخشندگی آن کاهش پیدا می‌کند. نورانیت به آرامی کاهش می‌یابد و چند ماه طول نمی‌کشد که ابرنواختری در یک کهکشان نزدیک از نظر ناپدید شود.
مراحل یک انفجار ابرنواختری
محاسباتی که در مورد سرنوشت ستارههای غول سرخ بسیار پرجرم‌تر از خورشید صورت گرفته است، علت انفجارهای ابرنواختری را از پرده‌ی ابهام بیرون آورده است. مشخص شده است که در اواخر فاز غول سرخی، هسته‌ی کربنی به آرامی فرو می‌ریزد و سرانجام به دمایی بسیار بالا می‌رسد. ستارههای کم جرم‌تر هرگز به چنین دماهایی نمی‌رسند، اما در ستارههای پرجرم، رسیدن به دمایی تا 600 میلیون درجه امکان پذیر است. محاسبات و آزمایش‌ها نشان می‌دهند که اگر چنین دمایی حاصل شود، کربن هسته‌ی ستاره، واکنش تبدیل را ـ همانند تبدیلی که پیش‌تر هلیوم و هیدورژن در مراحل قبلی زندگی ستاره داشتند ـ آغاز می‌کند و عناصر باز هم سنگین‌تری مانند نئون به وجود می‌آورد. سپس، این تبدیل هسته‌ی ستاره را باز هم داغ‌تر می‌کند و فشار تولید شده از این انرژی، موقتاً جلوی انقباض هسته را می‌گیرد. اما، پس از دوره‌ای کوتاه، کربن هسته‌ی ستاره تمام می‌شود و هسته به دلیل نبودن هیچ منبع تولید فشار رو به بیرون، دوباره انقباض را شروع می‌کند. هنگامی که هسته‌ی ستاره بیش‌تر و بیش‌تر منقبض می‌شود و به دمای باز هم بیش‌تری رسید، بار دیگر واکنش‌های هسته‌ای دیگری، مانند سوزاندن نئون، می‌تواند آغاز شود. این مراحل متوالی، تا تولید عناصر سنگین متعددی در مغزی، ادامه می‌یابند. در هسته‌ی ستاره نئون به اکسیژن، سپس اکسیزان به سلیسیوم و در نهایت سیلسیوم به نیکل و نیکلبه آهن تبدیل می‌شود. این فرایند‌ها نسبتاً سریع روی می‌دهد، و بسته به جرم ستاره، در طی تنها چند هزار سال یا کم‌تر، سرانجام زمانی می‌رسد که به طور طبیعی دیگر تولید عناصر سنگین‌تر در هسته‌ی ستاره متوقف می‌شود.
ابرنواختر تیکو ـ در سال 1572 میلادی دومین ابرنواختر توسط تیکوبراهه مطالعه شده است.
دلیل توقف نهایی در عنصرسازی، در ماهیت کاملاً خاص عنصر آهن نهفته است. وقتی که چرخه‌ی تولید عنصر در هسته‌ی ستاره به آهن می‌رسد، بر خلاف سابق، که عنصرهای سبک‌تر شکل می‌گرفتند و انرژی آزاد می‌کردند، شرکت آهن در چنین واکنش هسته‌ای، انرژی آزاد نمی‌کند بلکه آن را جذب می‌کند. بنابر این هنگامی که آهن شکل می‌گیرد، به عوض تأمین انرژی بیش‌تری برای هسته‌ی ستاره، انرژی آن را مصرف می‌کند. از این رو، آهن عنصر نهایی است.
به سبب نبودن هیچ منبع انرژی، هسته‌ی آهنی ستاره ابزاری برای جلوگیری از انقباض بیش‌تر خود ندارد، هسته‌ی آهنی بر روی خود خراب می‌شود و این رویداد چنان سریع اتفاق می‌افتد که در ظرف فقط چند ثانیه اندازه‌ی آن به 10 تا 50 کیلومتر می‌رسد. در این نقطه، چگالی چنان بالا و دما چنان زیاد است که حتی عناصر سنگین‌تر از آهن نمی‌توانند تولید شوند، مگر برای ثانیه‌هایی بس کوتاه. در واقع، احتمالاً به این دلیل است که می‌بینیم در طبیعت، عناصر سنگین‌تر از آهن بسیار کمیاب‌تر از عناصر سبک‌تر از آهن هستند. خراب شدن هسته‌ی ستاره در این زمان چنان شدید صورت می‌گیرد که در پی خود، ماده را به همان شدت به بیرون پرت می‌کند و ماده با انرژی بسیار زیادی به فضا پرتاب می‌شود. این همان انفجار است که به صورت فوران ابرنواختری می‌بینیم و مواد پراکنده شده از آن در فضا، سرانجام باقیمانده‌ی ابرنواختر را تشکیل می‌دهند.
ابرنواختر کپلر ـ سومین ابرنواختری که رصد شده است. در سال 1604 میلادی افتخار رصد این ابرنواختر نصیب کپلر شد
در خلال انفجار، مقدار زیادی از جرم کل ستاره، و شاید نصف آن، برای همیشه از ستاره دور می‌شود. این مواد نهایتاً در محیط عمومی میان ستاره‌ای پراکنده می‌شوند و با گاز هیدروژن که فراوان‌ترین گاز میان ستاره‌ای است، در هم می‌آمیزند. از روی این شواهد است که اخترشناسان عقیده دارند بیش‌تر عناصر سنگین‌تر از هیدروژن و هلیوم در جریان فوران‌های ابرنواختری شکل گرفته‌اند. خورشید و زمین، که حاوی مقادیر قابل توجهی از چنین عناصر سنگینی هستند، آنها را از انفجار ابرنواختری‌ای کسب کرده‌اند که در دوره‌ای از تاریخ کهکشان ما، پیش از شکل‌گیری خود خورشید از مواد میان ستاره‌ای، منفجر شده‌اند. از این رو، بسیاری از اتم‌های سازنده‌ی شما در طی رویدادهای آشوبناکی که به انفجار ابرنواخترهایی پیش‌تر از 5 میلیارد سال پیش انجامیده، شکل گرفته‌اند.
در زیر می‌توانید شبیه‌سازی یک انفجار ابرنواختری را مشاهده کنید.
پایان کار ستارههای بسیار پرجرم
پس از انفجار ابرنواختری، اگر جرم هسته‌ای که از ستاره باقی می‌ماند بیش از 3 برابر جرم خورشید تا 15 برابر جرم خورشید باشد، ستاره تبدیل به سیاهچاله مى‌شود. نکته‌ی جالبى که در مورد سیاه‌چاله‌ها وجود دارد چگونگى رصد آنها است. سیاه چاله را هرگز نمى‌توان حتى با قوى‌ترین تلسکوپ‌ها چه از روى زمین و چه خارج از جو با تلسکوپ‌هاى فضایى در حال گردش رصد کرد. آنچه که توسط سیاه چاله بلعیده مى‌شود پیش از آن که در سیاه چاله ناپدید شود از خود پرتوهاى ایکس و گاماى پرانرژى تابش مى‌کند. ستاره‌شناسان به وسیله‌ی آشکارسازهاى قوى و پیشرفته مى‌توانند پرتوهاى ایکس و گاماى پرانرژى ساطع شده از سیاه چاله‌ها را دریافت کرده و از وجود یک سیاه چاله که سرنوشت دسته‌اى از ستارگان است مطلع شوند.در فلش زیر می‌توانید سرنوشت ستارگان بسیار پرجرم را به صورت انیمیشن ببینید.
