الفضاء - المستعرات الأعظم / أفيشي جال يام

تموت أكبر النجوم في انفجارات أقوى مما كنا نعتقد. بعضها يحدث، من بين أمور أخرى، بعد تكوين المادة المضادة

في منتصف عام 2005، تم الانتهاء من ترقية أحد التلسكوبات العملاقة في مرصد V. M. Keck على مونا كيا في هاواي. وباستخدام نظام تصحيح التشوهات الناتجة عن مرور الأشعة الضوئية في الغلاف الجوي، أصبح من الممكن الآن التقاط صور حادة من الأرض كتلك التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي. شجع سرينيفاس كولكارني من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا (Caltech) العديد من الباحثين الشباب من هذا المعهد - وأنا من بينهم - على التقدم بطلب للحصول على وقت المراقبة. وأخبرنا أنه بمجرد أن يدرك بقية المجتمع الفلكي مدى روعة هذه التلسكوبات، سيكون هناك قدر كبير من المنافسة على كل فترة زمنية متاحة.

بناءً على نصيحته، قررت أنا وزملائي في مرحلة ما بعد الدكتوراه في ذلك الوقت، ديريك فوكس ودوغ ليونارد، محاولة إجراء بحث تم إجراؤه سابقًا بشكل حصري تقريبًا باستخدام تلسكوب هابل الفضائي: البحث عن النجوم التي انفجرت على شكل مستعرات أعظم. بمعنى آخر، أردنا أن نعرف كيف تبدو النجوم التي على وشك الانفجار.

لعقود من الزمن، تمكن علماء الفيزياء الفلكية من التنبؤ بالأجرام السماوية التي على وشك أن تتحول إلى مستعر أعظم. على سبيل المثال، نحن نعلم أنه من المتوقع أن تنفجر النجوم الزرقاء اللامعة قريبًا. لكن معنى كلمة "قريبا" عند علماء الفلك هو في حدود مليون سنة، أكثر أو أقل. لذلك، على الرغم من أن مشاهدة العملية برمتها وهي تتكشف أمام أعيننا ستسمح لنا بفهمها بشكل أفضل، إلا أننا لا نستطيع أن نجلس ببساطة ونراقب بصبر نجمًا واحدًا فقط.

كنا نظن أن متسبيه كيك قادر على مساعدتنا، وحصلنا على ليلة واحدة من المراقبة في نوفمبر/تشرين الثاني 2005. وعندما سافرت بالطائرة إلى هاواي كنت قلقاً للغاية، وكنت آمل أن يكون الطقس جميلاً، لأنها كانت الفرصة الوحيدة لتجربة هذا النهج الجديد. ولحسن الحظ، تعاون الطقس. لقد وضعتني ليلة المراقبة تلك على طريق البحث الذي ساعد في النهاية على قلب وجهات النظر السائدة منذ فترة طويلة حول تكوين النجوم الكبيرة وكيفية موت هذه النجوم العملاقة.

وكان الرأي السائد في ذلك الوقت هو أن النجوم الكبيرة جدًا لا تنفجر. وبدلًا من ذلك، فإنها تفقد كتلتها تدريجيًا في شكل رياح نجمية. في الواقع، زعم معظم علماء الفيزياء الفلكية النظرية أن هذه الرياح القوية لا تسمح للنجوم في عالم اليوم بالوصول إلى أحجام هائلة في المقام الأول، وهذا يعني أنها لا يمكن أن تكون أثقل بكثير من كتلة شمسنا، على سبيل المثال، 100 مرة أو نحو ذلك.

ومع ذلك، نتيجة لمغامرتنا في هاواي، بدأنا نفهم ببطء أن النجوم التي تبلغ كتلتها 200 كتلة شمسية على الأقل موجودة بالفعل في الكون المعاصر، وأنها تنتهي حياتها في الانفجارات الأكثر نشاطًا في الكون. لقد فوجئنا بنفس القدر عندما وجدنا أن بعض هذه النجوم تنفجر بطريقة مختلفة تمامًا عن أي شيء شاهده علماء الفلك على الإطلاق، وهي عملية تنطوي على إنتاج المادة المضادة في مركز النجم.

وربما كانت مثل هذه النجوم الضخمة، وربما النجوم الأكبر منها، هي أولى الأجرام السماوية التي تشكلت من الغاز البدائي الذي ملأ الكون في بداية تاريخه. وبالتالي فإن طريقة انفجارها تخبرنا كيف يمكن للعناصر التي خلقتها تلك النجوم أن تنتشر في جميع أنحاء الكون وتضع في نهاية المطاف بذور الشموس والكواكب والبشر اليوم.

بداية غير محتملة

في تلك الليلة من المراقبة، كنا نأمل أنا وفوكس وليونارد أن نرصد مستعرًا أعظم نشطًا ثم نجد صورة للنجم، قبل أن ينفجر، في أرشيف صور هابل. ولذلك كان علينا أن نبحث عن مستعر أعظم في ذلك المساء في واحدة من المجرات العديدة التي صورها تلسكوب هابل الفضائي في الماضي. الجزء الصعب من تحليل صور هابل هو تحديد النجم الذي انفجر، من بين مليارات النجوم التي تسكن كل مجرة. للقيام بذلك كان علينا قياس موضع المستعر الأعظم بدقة عالية جدًا. قبل وصول أنظمة البصريات التكيفية (AO) مثل تلك الموجودة في مرصد كيك، لم تكن مثل هذه العملية ممكنة إلا باستخدام هابل نفسه. وحتى في ذلك الوقت، كانت المهمة صعبة للغاية لدرجة أن علماء الفلك لم يتمكنوا من التعرف على وجه اليقين إلا على ثلاثة نجوم فقط.

ومن بين المستعرات الأعظمية التي كانت نشطة في ذلك الوقت، اخترنا واحدًا اسمه SN 2005gl. كان من الممكن أن تعتقد مجموعات أخرى أن هذا كان خيارًا مؤسفًا، وذلك لسبب وجيه: الباحثون الذين يريدون دراسة النجوم التي انفجرت على شكل مستعرات أعظمية يدرسون عادةً الأحداث التي تقع ضمن نصف قطر يبلغ حوالي 60 مليون سنة ضوئية من الأرض، في حين أن هذا المستعر الأعظم كان أكبر بثلاث مرات من ذلك. بعيدة: حوالي 200 مليون سنة ضوئية منا. لكي نتمكن من العثور على النجم المصدر لـ SN 2005gl في صور هابل، يجب أن يكون هذا النجم واحدًا من أكثر النجوم سطوعًا التي تم رصدها على الإطلاق. كانت احتمالية النجاح منخفضة، لكننا شعرنا أنه في بعض الأحيان فقط الرهانات المحفوفة بالمخاطر هي التي يمكن أن تسفر عن ثمار كبيرة.

وقد أتى رهاننا بثماره. بعد قياس موضع SN 2005gl باستخدام بيانات كيك، نظرنا إلى صورة هابل ورأينا شيئًا هناك يشبه النجم، لكننا لم نكن متأكدين. وإذا كان نجمًا واحدًا، فإن سطوعه (حوالي مليون مرة أكبر من سطوع الشمس) أظهر أنه ضخم: كتلة الشمس 100 مرة. ولكن في ضوء الموقف السائد، وهو أن مثل هذا النجم الثقيل لن ينفجر على الإطلاق، فإن معظم علماء الفلك يفترضون أنه من المعقول أكثر أن النقطة المضيئة في صورة هابل تأتي من مجموعة من النجوم الأصغر حجما والأقل سطوعا، والتي تشكل معا السطوع الذي رأيناه. وبمساعدة البيانات التي بين أيدينا، لا يمكننا استبعاد هذا الاحتمال في الوقت الحالي.

انفجار غريب آخر

وعلى الرغم من أن نتائجنا لم تكن حاسمة، إلا أنني أصبحت مهتمًا بشكل متزايد بالعثور على أدلة رصدية تشير إلى مصير النجوم الأكثر ضخامة. لكن العلم لا يسير أبدًا في خط مستقيم من طرح سؤال إلى العثور على الإجابة. في ذلك الوقت، تحولت إلى التعامل مع الانفجارات النجمية من نوع مختلف تمامًا، والمعروفة باسم انفجارات أشعة جاما، لفترة من الوقت، عندما أدى حدث عشوائي في عام 2006 إلى اكتشاف آخر مثير للدهشة، مما أثار احتمال عدم قدرة النجوم العملاقة فقط على ذلك. يتحولون إلى مستعر أعظم، لكنهم قد يفعلون ذلك بطريقة مذهلة.

بدأ هذا الفصل الجديد من القصة في ليلة أخرى في متسبيه كيك عام 2006. هذه المرة بدا أن الآلهة كانت أقل لطفًا معنا وكان الطقس سيئًا. جلست بجانب جهاز التحكم بالكمبيوتر وانتظرت الوقت يمر ساعة بساعة. عندما بدأت أفكر بأن الرحلة الطويلة إلى هنا ربما كانت بلا جدوى، بدأت الغيوم تنقشع. لم تكن السماء صافية حقًا، لكن كان بإمكانك رؤية بعض النجوم. قررت أن أشاهد ألمع انفجار سوبر نوفا يمكن رؤيته في ذلك الوقت، وهو حدث مشرق بشكل غير عادي يعرف باسم SN 2006gy. كان روبرت كويمبي، الذي كان حينها طالب أبحاث في جامعة تكساس، قد اكتشفه قبل ثمانية أيام باستخدام تلسكوب أصغر بـ 20 مرة من تلسكوبات كيك العاكسة العملاقة. وتمكنت من مشاهدة الحدث لمدة 15 دقيقة حتى تكاثفت الغيوم مرة أخرى، وهذه المرة بشكل نهائي. يبدو أن كل جهودنا في تلك الليلة كانت بلا جدوى.

ولكن بعد ذلك، قامت مجموعة بقيادة زميلي من كاتاك، عيران أوفيك [عالم فيزياء فلكية إسرائيلي درس في جامعة تل أبيب وهو الآن زميل في معهد وايزمان]، بتحليل البيانات التي جمعتها ووجدت أن SN 2006gy كان الأكثر سطوعًا تم اكتشاف انفجار سوبر نوفا على الإطلاق (اعتبارًا من ذلك الوقت). توصلت دراسة موازية بقيادة ناثان سميث، الذي كان يعمل آنذاك في جامعة كاليفورنيا في بيركلي، إلى نتيجة مماثلة. ولا معنى على الإطلاق. لم نعرف أي نوع من المستعرات الأعظم يمكنه إنتاج هذا القدر من الضوء. كان المستعر الأعظم SN 2006gy موجودًا في مجرة ​​لم يلتقطها هابل من قبل، لذلك لم تكن لدينا طريقة لدراسة النجم الذي تشكل منه عن كثب. ومع ذلك، تشير القوة الهائلة لانفجار النجم إلى أن كتلته ربما كانت أكبر من كتلة الشمس بـ 100 مرة على الأقل.

لقد فكرنا في عدة تفسيرات محتملة لهذا المستوى من الوضوح، ويبدو أن اثنين منها كانا الأقل احتمالا للتصديق. وفقًا للتفسير الأول، كانت شدة الضوء الكبيرة نتيجة للإشعاع المنبعث من موجة الصدمة التي نشأت عندما اصطدمت بقايا انفجار المستعر الأعظم بالرياح النجمية الأبطأ التي أطلقها النجم نفسه قبل أن ينفجر ويجرف تلك الرياح النجمية بعيدًا. الاحتمال الثاني الذي أخذناه في الاعتبار هو النشاط الإشعاعي. تقوم المستعرات الأعظم بتصنيع عناصر جديدة، بما في ذلك النظائر المشعة، والتي تتحلل بعد ذلك إلى عناصر أخرى أكثر استقرارًا. وربما أدى هذا الانفجار الضخم إلى تخليق كمية هائلة من المواد المشعة، وحقن اضمحلالها البطيء الطاقة في السحابة المنتشرة من الحطام النجمي وتسبب في توهج السحابة بضوء الفلورسنت. ولكن ما الذي يمكن أن ينتج مادة مشعة بهذه الكمية التي يمكن أن تفسر هذه الكثافة الهائلة للإشعاع؟

السؤال الأخير استحوذ على فضولنا. لمحاولة الإجابة عليه، بدأنا بمراجعة العمل النظري الذي تم إنجازه في الماضي. عثرنا على مقالات نظرية قديمة ومغبرة من أواخر الستينيات، كتبها ثلاثة علماء فيزياء فلكية إسرائيليين شباب في ذلك الوقت: جدعون رحابي [أستاذ الفيزياء في الجامعة العبرية في القدس]، جيورا شابيف [أستاذ الفيزياء في التخنيون] وزلمان بركات. [أستاذ الفيزياء في الجامعة العبرية في القدس، والد نير بركات، رئيس بلدية القدس]. لقد اقترحوا طريقة جديدة قد ينفجر بها النجم.

تتألق النجوم لأن قلوبها كثيفة وساخنة بما يكفي للسماح لذرات الهيدروجين بالاندماج (أي الخضوع للاندماج النووي) والتحول إلى الهيليوم وعناصر أثقل في عملية تطلق الطاقة. وهذان المتغيران، الكثافة ودرجة الحرارة، هما المسؤولان الرئيسيان عن العمليات الفيزيائية التي تجري في قلب النجم الهائل وعملية تطوره. بشكل عام، بمرور الوقت، يصبح اللب أكثر كثافة وسخونة. ثم يعبر اللب العتبة تلو العتبة في عمليات الاندماج التي تنتج عناصر أثقل وأثقل. من الهيليوم إلى الكربون في البداية، ثم من الكربون إلى الأكسجين وهكذا. وبين عبور عتبة وأخرى قد تمر آلاف السنين إلى مليارات السنين، حسب سرعة تأثير الاحتراق النووي في النجم على درجة الحرارة والضغط في قلبه.

قام رافافي وزملاؤه بحساب ما يمكن أن يحدث عندما يصل نجم ضخم جدًا، ربما أثقل من الشمس بمئات المرات، إلى مرحلة يتكون فيها قلبه في الغالب من الأكسجين. نحن نعلم ما يحدث في النجوم الأصغر حجمًا: يتقلص النجم، ويسخن قلبه حتى تسمح الظروف باندماج نوى الأكسجين لتكوين السيليكون. لكن في النسخة النظرية للنجم العملاق، سينكمش القلب بسبب الجاذبية ويسخن دون أن يصبح كثيفًا للغاية. وهكذا بدلًا من اندماج الأكسجين، سيحدث شيء آخر: يسمي الفيزيائيون هذا خلق الأزواج.

في المادة الساخنة بدرجة كافية، تبعث الجسيمات ذات الطاقة العالية، مثل النوى والإلكترونات، ضوءًا بكثافة كبيرة. طاقة الفوتونات (جسيمات الضوء) عالية جدًا بحيث يقع الضوء في نطاق أشعة جاما من الطيف. وفقا لمعادلة ألبرت أينشتاين الشهيرة التي تربط بين الكتلة والطاقة، E = MC²إذا اصطدم فوتونان عاليا الطاقة، فيمكنهما التحول تلقائيًا إلى أزواج من الجسيمات الأخرى؛ على وجه الخصوص، يمكن أن يصبحوا زوجًا يتكون من إلكترون وجسيمه المضاد، البوزيترون. يتم تحويل معظم طاقة الفوتونات إلى مادة بهذه الطريقة. ونتيجة لذلك، تمارس الإلكترونات والبوزيترونات ضغطًا أقل بكثير من الفوتونات التي نشأت منها: فهي ببساطة ذات وزن زائد. إذا وصل قلب نجم ضخم جدًا إلى مثل هذه الظروف، فإن الضغط داخله ينخفض ​​فجأة، كما لو كان النجم يحتوي على صمام لتخفيف الضغط. في السابق، كان الضغط هو الذي يمنع النجم من الانهيار تحت ثقله؛ الآن يصبح القلب غير مستقر ويبدأ في الانكماش بسرعة.

ومع ارتفاع الكثافة، بدأت عملية اندماج الأكسجين أخيرًا. نظرًا لتجاوز عتبة اندماج الأكسجين في قلب منهار وليس في قلب مستقر، يصبح الاشتعال انفجارًا: يطلق الاندماج طاقة نووية تسخن المادة أكثر، ومن ثم يتم تسريع عملية الاندماج، في تفاعل متسلسل جامح . يمكن للنجم أن "يحرق" الكثير من الأكسجين في مثل هذه الفترة القصيرة من الزمن - بضع دقائق - بحيث تكون الطاقة التي يطلقها النجم أكبر من كل طاقة الجاذبية المرتبطة به. وهكذا، في حين أن المستعرات العظمى العادية تخلف وراءها بقايا متفحمة مثل النجم النيوتروني أو الثقب الأسود، إلا أنه في هذا النوع من الانفجارات يتفكك الجسم تمامًا وينتشر في كل مكان. كل ما تبقى هو سحابة سريعة الانتشار، تتكون في معظمها من عناصر تم تصنيعها في العاصفة المضيئة.

يُطلق على مثل هذا الحدث اسم المستعر الأعظم الزوجي لعدم الاستقرار، لأن استقرار النجم يتزعزع بسبب تكوين أزواج الإلكترون والبوزيترون. وتوقع المنظرون أن مثل هذا المستعر الأعظم سينتج كمية هائلة من النيكل 56 وعناصر أخرى ثقيلة نسبيًا. على الرغم من أن الروابط الموجودة في نواة النيكل-56 قوية، إلا أنه نظير مشع يضمحل في عملية تنتج في النهاية الحديد-56 غير المشع. لذلك، اعتقدنا أنه إذا حدث هذا السيناريو في النجم السلف SN 2006gy، فإن اضمحلال Ni-56 قد يفسر السطوع الشديد للمستعر الأعظم.

على الرغم من أن نظرية علماء الفيزياء الفلكية الثلاثة كانت صحيحة، إلا أن الحكمة التقليدية كانت لعقود من الزمن هي أن عمليتهم المفترضة لن تحدث فعليًا في الطبيعة. يعتقد المنظرون الذين يدرسون تكوين وتطور الأجرام السماوية أن مثل هذه النجوم الضخمة لا يمكن أن تكون قد تشكلت في المقام الأول، على الأقل ليس في الكون الحالي. وحتى لو تشكلت، فإنها ستصدر رياحًا نجمية قوية ستفقد معظم كتلتها بسرعة كبيرة وستُترك غير قادرة على تكوين نوى ضخمة بما يكفي للوصول إلى عدم الاستقرار الزوجي. كان الوضع مختلفًا بعد أقل من مليار سنة من الانفجار الكبير. لذلك ربما كانت النجوم الأولى ضخمة بما يكفي لتنفجر في شكل مستعرات أعظمية غير مستقرة. ربما.

وفي الوقت نفسه، حقق المستعر الأعظم SN 2006gy، الذي حطم الأرقام القياسية، نجاحًا كبيرًا بين علماء الفلك، مما دفع الباحثين إلى إجراء المزيد من الدراسات والملاحظات النظرية. ومن المفارقات أنه على الرغم من أن SN 2006gy دفعنا والآخرين في مجتمع المستعرات الأعظم إلى إعادة النظر في نموذج عدم الاستقرار الزوجي، إلا أن هذا الحدث بالذات لا يبدو أنه يحمل في النهاية توقيع النيكل المشع الصحيح، مما يعني أن الضوء لم يخفت بمرور الوقت كما كان متوقعًا. في انفجار مزدوج غير مستقر، لن يأتي معظم الضوء من الانفجار نفسه، بل من النيكل 56 والنظائر المشعة الأخرى التي يلدنها. النشاط الإشعاعي هو عملية تمت دراستها قبل وبعد، ويستمر التحلل في مثل هذه العملية بمعدل تدريجي ويمكن التنبؤ به. ولكن بعد أن تألق المستعر الأعظم 2006gy لعدة أشهر، اختفى مرة واحدة تقريبًا، وبسرعة كبيرة جدًا بحيث لا يمكننا أن نفترض أنه كان مدفوعًا بالقوة الإشعاعية. ولذلك فمن المعقول أن نفترض أنه في نهاية المطاف لم يكن مستعرًا أعظم من نوع الزوج غير المستقر. الاحتمال الثاني الذي أخذناه في الاعتبار، وهو أن السطوع غير المعتاد للحدث كان بسبب موجة الصدمة، أصبح التفسير المقبول. ومع ذلك، نظرًا لأنه كان قريبًا جدًا، بدأت في مراقبة حالات عدم الاستقرار بين الزوجين.

الشيء الحقيقي؟

بعد بضعة أشهر من الاختراق المحظوظ عبر السحب فوق هاواي، ذهبت في إجازة في كولورادو. ولكن سرعان ما قاطعتها رسالة بريد إلكتروني من بيتر نوجنت من مختبر لورانس بيركلي الوطني الأمريكي. لقد بدأنا أنا ونوجنت للتو "التشغيل التجريبي" لمشروع كبير خططنا للبحث عن المستعرات الأعظم. أرسل لي في رسالته تفاصيل مستعر أعظم ذو طيف غريب لم أر مثله من قبل.

وبما أن ذرات كل عنصر في الطبيعة تمتص وتصدر الضوء بأطوال موجية فريدة لها، فإن طيف المصدر الفلكي يوفر معلومات حول التركيب الكيميائي للمادة التي ينبعث منها الضوء. أظهر الطيف المنبعث من جسم نوجنت، SN 2007bi، أن نسب الكميات بين العناصر التي تشكله كانت غير عادية، وأنه كان ساخنا بشكل لا يصدق.

بعد عودتي إلى معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا، واصلت متابعة تطور هذا الحدث. لقد بعث ضوءًا أكثر بحوالي 10 مرات من المستعر الأعظم النموذجي. وتلاشت كمية الضوء ببطء شديد: رفض المصدر ببساطة أن يتلاشى، حتى مع تحول الأيام إلى أسابيع والأسابيع إلى أشهر. لقد أصبحت مقتنعًا أكثر فأكثر بأن هذا كان أخيرًا مثالًا على زوج من المستعرات الأعظم غير المستقرة. لكنني كنت بحاجة إلى المزيد من البيانات لأكون واثقًا حقًا في تفسيري.

طوال عامي 2007 و2008، واصلت أنا والعديد من الزملاء الآخرين مراقبة المستعر الأعظم 2007bi باستخدام التلسكوبات في مرصد بالومار في كاليفورنيا. عندما بدأ ضوء هذا الانفجار يتلاشى أخيرًا، بعد حوالي عام من اكتشافنا له، طلبت من زملائي في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا، ريتشارد إليس وكولكارني، رصده باستخدام تلسكوبات كيك الكبيرة ووعدتهم في رسائل البريد الإلكتروني التي أرسلتها لهم بأن هذا كان " الشيء الحقيقي."

في هذه الأثناء، انتقلت إلى إسرائيل مع عائلتي بعد أن حصلت على وظيفتي الحالية في معهد وايزمان للعلوم في رحوفوت. في أغسطس 2008، أرسل لي كولكارني وباحثه مانسي كاسليوال أحدث طيف من SN 2007bi. عندما أجريت عملية جراحية أولية وخشنة، لم أصدق عيني. لقد قمت بتحليل الطيف مرارًا وتكرارًا، لكن الإجابة كانت دائمًا هي نفسها: أدى هذا الانفجار إلى تخليق كمية هائلة من النيكل-56، أي ما يعادل خمسة إلى سبعة أضعاف كتلة شمسنا بأكملها. لقد كان عشرة أضعاف ما رأيناه نحن أو أي شخص آخر على الإطلاق، وهو بالضبط ما تتوقعه من انفجار سوبر نوفا مزدوج عدم الاستقرار. في تلك الليلة كنت أتجول في شقتي ذهابًا وإيابًا أفكر في هذا الاكتشاف وآثاره. وعندما نظرت إلي زوجتي بنظرة غريبة وسألتني عما يحدث، قلت: "أعتقد أننا توصلنا إلى اكتشاف عظيم".

الائتمان: رون ميلر

وفي نهاية عام 2008 ذهبت إلى جيرشينج في ألمانيا للعمل مع باولو مازيلي في معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية. ميتزلي هو خبير عالمي في التحليل الكمي للبيانات الطيفية من المستعرات الأعظم، لذا يمكنه فحص نتائج تحليلي التقريبي. وكان لديه أيضًا بيانات إضافية مفيدة تم الحصول عليها من أداة كبيرة أخرى، وهي التلسكوب الكبير جدًا (VLT) الموجود في المرصد الأوروبي الجنوبي في تشيلي. جلسنا معًا في مكتب متسلي بينما كان يدير برنامجه. يوجد! وكانت النتائج متوافقة مع تحليلاتي السابقة: وجود كتل شمسية كثيرة للنيكل-56، ووجود العناصر بنسب نسبية تتوافق مع تنبؤات نماذج عدم الاستقرار الزوجي.

رد فعل متأخر

على الرغم من أنني كنت متأكدًا تمامًا من أننا اكتشفنا مستعرًا أعظم مزدوجًا غير مستقر، عندما عدت إلى إسرائيل، وضعت البيانات جانبًا لبضعة أشهر لأنني كنت مشغولًا بمشروع آخر متعلق بالمستعر الأعظم الذي دفعني إلى هذه الرحلة في المقام الأول: SN 2005 جرام. عندما عثرنا أنا وفوكس وليونارد على النجم المفترض في عام 2005، لم نتمكن من القول على وجه اليقين أنه كان بالفعل كيانًا واحدًا وليس مجموعة من النجوم. الآن، بعد ثلاث سنوات، اختفى المستعر الأعظم وخطر لي أنه يمكننا إجراء اختبار بسيط: إذا لم يكن مرشحنا هو النجم الذي انفجر، فيجب أن يكون موجودًا. عدت أنا وليونارد إلى هابل والتقطنا صورة أخرى للتحقق.

وفي نهاية عام 2008، تأكدنا أخيراً: أن النجم قد اختفى. كان مصدر SN 2005gl بالفعل مضيئًا جدًا ويبدو أيضًا ضخمًا جدًا، وهو توأم متطابق لإيتا كاريناي، أحد أكبر العمالقة الزرقاء في مجرتنا.

وبالتالي فإن النظرية السائدة حول النجوم العملاقة، والتي تقول إنها تفقد معظم كتلتها قبل أن تنفجر، كانت خاطئة، على الأقل في هذه الحالة. هناك نجوم مضيئة وضخمة جدًا تنفجر قبل أن تفقد كل كتلتها. وإذا كانت نظرية فقدان الكتلة خاطئة، فقد تكون هناك أيضًا نجوم عملاقة قد تنفجر في نهاية المطاف في مستعر أعظم مزدوج غير مستقر.

لقد كنت الآن على استعداد لإعادة فحص SN 2007bi والبحث عن أدلة لا لبس فيها على انفجارات عدم الاستقرار الزوجية. قمنا بالتعاون مع فريق من الزملاء من جميع أنحاء العالم بفحص البيانات بكل الطرق التي يمكن أن نفكر بها. قمنا بتحليل طيفه بالتفصيل وفحصنا كيفية تطور كمية الضوء المنبعثة مع مرور الوقت. وقمنا بمقارنة الملاحظات بالنماذج القديمة والجديدة للانفجارات النجمية. قرب نهاية عام 2009، تراكمت كل الأدلة للتوصل إلى استنتاج واحد: الطريقة الأكثر منطقية، والتي تكاد تكون حتمية لتفسير SN 2007bi، هي أنه عبارة عن مستعر أعظم مزدوج غير مستقر. وبعد أكثر من عامين من البحث، حان الوقت أخيرًا لبدء نشر نتائجنا.

قمنا حاليًا بجمع ثلاثة أحداث أخرى تعتبر مرشحة قوية لمستعر أعظم مزدوج غير مستقر. بشكل عام، من المحتمل أنها نادرة جدًا، حيث يوجد واحد فقط من بين 100,000 مستعر أعظم مثل هذا، ويبدو أنها تتطلب نجمًا تبلغ كتلته 140 كتلة شمسية على الأقل وربما حتى 200 أو أكثر. لكنها تعمل كمصانع ضخمة لتكوين العناصر، وتولد الانفجارات الأكثر نشاطًا التي عرفها العلم - وربما ينبغي أن يطلق عليها "المستعرات الفائقة".

ولعل الجانب الأكثر إثارة لهذا النوع الجديد من المستعرات الأعظم هو أنه يعطينا لمحة عن الكون المبكر. النجوم الأولى التي اشتعلت، بعد حوالي 100 مليون سنة من الانفجار الكبير، كانت كتلتها أكبر من كتلة الشمس بـ 100 مرة على الأقل، وربما حتى 1,000 مرة. يبدو أن بعض هذه الحيتان انفجرت من خلال آلية عدم الاستقرار الزوجي. ولذلك فمن الممكن أن يكون أبناء العمومة البعيدين لبعض المستعرات الأعظمية اليوم هم الانفجارات الأولى التي زرعت الكون بعناصر أثقل، وبالتالي شكلت في الواقع النجوم والكواكب التي تلتها، بما في ذلك شمسنا والأرض.

لا تشير ملاحظاتنا إلى طريقة جديدة لانفجار النجوم فحسب، بل تعني أيضًا أنه، على عكس وجهات النظر السابقة، من المحتمل أن تكون النجوم العملاقة منتشرة في جميع أنحاء الكون الحديث. لم يكن النمو إلى هذه الأبعاد الضخمة ممكنًا للنجوم البدائية إلا في بيئة تتكون بشكل حصري تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم. "التلوث" الناتج عن منتجات الاندماج النووي أعاق نمو النجوم من خلال امتصاص المادة: في وجود عناصر أثقل، تنهار النجوم بشكل أسرع، وبالتالي تشتعل في وقت مبكر، وتطاير أي غاز متبقي في محيطها قبل أن تتمكن من زيادة كتلتها كثيرًا . ولكن ليس هناك شك الآن في أن العناصر الثقيلة تمنع نمو النجوم بدرجة أقل مما يعتقد علماء الفيزياء الفلكية.

إن مسح المستعر الأعظم الذي بدأنا أنا وناجيت التخطيط له في عام 2007 لا يزال حيًا وينبض بالحياة اليوم: يُطلق عليه اسم مصنع بالومار العابر (PTF). كجزء من هذا المشروع، نبحث عن المزيد من الأمثلة على انفجارات عدم الاستقرار الزوجية؛ في الواقع، أتاح لنا المشروع العثور على بعض من أحدث المرشحين لمثل هذا الحدث، والتي تبدو مشابهة جدًا لـ SN 2007bi. ومع تراكم البيانات، أصبحنا نفهم بشكل أعمق هذه الانفجارات وكيف تساهم في خلق العناصر الثقيلة في الكون. من المرجح أن تكون الأدوات المستقبلية، مثل مرصد الجيل التالي التابع لناسا، وتلسكوب جيمس وويب الفضائي، قادرة على اكتشاف انفجارات عدم الاستقرار الزوجية البعيدة جدًا. ربما في يوم من الأيام سيكشفون عن الانفجارات المحتضرة للنجوم الأولى التي تشكلت في عالمنا.

_________________________________________________________________________________

عن المؤلف

حصل أفيشاي جال يام على درجة الدكتوراه في الفيزياء الفلكية من جامعة تل أبيب في عام 2004 وكان زميلًا باحثًا في برنامج هابل لما بعد الدكتوراه في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا (كالتيك). وهو حاليا أحد كبار العلماء في معهد وايزمان للعلوم في رحوفوت.

والمزيد حول هذا الموضوع

كيفية تفجير نجم. فولفغانغ هيلبراندت، وهانز توماس يانكا، وإيفالد مولر العلمي الأميركي، المجلد. 295، لا. 4، الصفحات 42-49؛ أكتوبر 2006.

نجم عملاق هائل باعتباره سلف المستعر الأعظم SN 2005gl. أ.جال يام ودي سي ليونارد في الطبيعة، المجلد. 458، الصفحات 865-867؛ 16 أبريل 2009.

المستعر الأعظم 2007bi باعتباره انفجارًا مزدوجًا لعدم الاستقرار. أ. جال يام وآخرون. في الطبيعة، المجلد. 462، الصفحات 624-627؛ 3 ديسمبر 2009.

ساينتفيك أمريكان أون لاين

لمشاهدة رسوم متحركة تفاعلية للانفجارات النجمية، تفضل بزيارة

ScientificAmerican.com/jun2012/gal-yam