باز کردن منو اصلی

تغییرات

هیچ تغییری در اندازه به وجود نیامده‌ است.، ۲ سال پیش
جز
[[پرونده:SN1994D.jpg|بندانگشتی|چپ|[[اس ان ۱۹۹۴ دی|SN1994D]] به صورت ستاره‌ای درخشان در گوشهٔ پایین سمت چپ تصویر نور افشانی می‌کند!]]
'''ابرنواختر''' {{انگلیسی|Supernova}} و یا '''سوپرنوا''' پرجرم ترینپرجرم‌ترین [[ستاره|ستاره‌های]]‌های عالم، زندگی خود را با انفجاری عظیم به نام ابرنواختر به پایان می‌برند. یک ابرنواختر زمانی رخ می دهدمی‌دهد که یک ستاره یستارهٔ در حال مرگ شروع به خاموش شدن می کندمی‌کند. انآن گاه به طور ناگهانی منفجر شده و مقدار بسیار زیادی نور تولید می کندمی‌کند و در پس خود یک هسته یهستهٔ کوچک نوترونی به جای می گذاردمی‌گذارد. نوترون سنگین ترینسنگین‌ترین ماده در فضا است. مقداری نوترون به اندازه یاندازهٔ یک سر سوزن می تواندمی‌تواند هزاران تن وزن داشته باشد. [[ستاره]] مادهٔ خود را به سوی فضا پرتاب می‌کند و ممکن است [[درخشندگی]] آن چند روزی از کل یک [[کهکشان]] هم بیش تر باشد. هنوز هم می‌توان بقایای درخشان [[ستاره|ستاره‌های]]‌های منفجر شده را، که صدها یا هزاران سال پیش از هم پاشیده‌اند، دید. ابرنواخترها نادراند؛ در [[کهکشان راه شیری|کهکشان خودمان]] به طور میانگین در هر قرن یک یا دو ابرنواختر رخ می‌دهد که برخی از آن‌ها نیز در پس غبار [[کهکشان]] پنهان می‌شوند. آخرین ابرنواختر قطعی که در [[کهکشان راه شیری|راه‌شیری]] دیده‌شد، ابرنواختر کپلر در سال ۱۶۰۴ میلادی بود. اما اخترشناسان، به‌خصوص رصدگران‌رصدگران آماتور، تعداد بسیار بیشتری را در دیگر [[کهکشان|کهکشان‌ها]]‌ها یافته‌اند.
 
[[پرونده:Keplers supernova.jpg|بندانگشتی|300px|چپ|تصویر پرتو ایکس دارای چند طول موج از باقی‌مانده ابرنواختر [[یوهانس کپلر|کپلر]] به نام [[اس‌ان ۱۶۰۴]]، تهیه‌شده در [[تلسکوپ فضایی چاندرا]].]]
ابرنواخترها بر پایهٔ نحوهٔ تشکیل به دو دستهٔ کلی تقسیم می‌شوند:
 
==== گونه‌یگونهٔ دوم ====
ابرنواخترهای با هسته رمبنده می‌باشند که در حقیقت [[ستاره]]‌های پرجرمی هستند که سوخت هسته‌ای درونشان به اتمام رسیده استرسیده‌است و با توجه به اینکه جرم هسته به ماوراء [[حد چاندراسخار]] یعنی بسیار بیشتر از ۱/۴۴ برابر جرم خورشید می‌رسد انقباض هسته تا رسیدن به فشار تبهگنی نوترونی ودر واقع تبدیل شدن ستاره به یک ستاره نوترونی ادامه پیدا می‌کند ودر نتیجه مواد در لایه‌های بالایی جو ستاره به شکل انفجار مهیب به بیرون پرتاب می‌شوند.
 
==== گونه‌یگونهٔ اول ====
انفجار ابرنواختری نوع اول، در ستاره‌های دوتایی بسیار نزدیک رخ می‌دهد که در آن جرم ستاره کوتوله سفید به‌دلیل جاری شدن مواد از ستاره همدم به سوی آن از [[حد چاندراسخار]] بیشتر می‌شود و به علت جرم زیاد [[کوتوله سفید]]، کوتوله بر خود فرو می‌ریزد و ابرنواختر بوجود می‌آید.
 
{{آغاز تاشو|حد چاندراسخار|width=۴۰۰px}}
{{اصلی|حد چاندراسخار}}
جرم یک ستاره [[کوتوله سفید]] نمی‌تواند از ۱٫۴۴ [[جرم خورشیدی]]، که اکنون با نام حد چاندراسخار شناخته می‌شود (به نام منجم هندی سوبرامانیان چاندراسخار نامیده شده استشده‌است)، بیشتر باشد. ستاره‌هایی که جرم هستهٔ شان از این حد بیشتر باشد در انتها به [[ستاره نوترونی]] و یا [[سیاهچاله]] تبدیل می‌شوند.
{{پایان تاشو}}
 
 
=== نوع Ia ===
ابرنواخترهای نوع Ia در تمام کهکشانها وجود دارند اما در [[کهکشان مارپیچی#ساختار|بازوهای مارپیچی کهکشانهای مارپیچی]] کمتر به چشم می‌خورند. این ابرنواخترها دارای عناصری مانند [[منیزیم]]، [[سیلیکون]]، [[گوگرد]] و [[کلسیم]] هستند که در زمان حداکثر نورانیت در طیف آشکار می‌شوند و بعد از گذشتن از حال حداکثر نورانیت با کاهش نور، [[آهن]] نیز در طیف آن خودنمایی می‌کند. نمودار نور این گونهاین‌گونه ابرنواخترها طی حدود دو هفته افزایش نورانیت را نشان می‌دهد و پس از آن با کاهش نورانیت طی چند ماه روبرو می‌شود. تصور براین است که ابرنواخترهای نوع Ia ناشی از انفجار به دلیل انتقال جرم بین ستاره‌ای پیر باعمر زیاد و یک [[کوتوله ی سفید|کوتوله‌ی‌سفید]] در یک ستاره دوتایی بسیار نزدیک به هم باشند.
 
=== نوع Ib و Ic ===
 
=== نوع II ===
ابرنواخترهای نوع II در [[کهکشان بیضوی|کهکشانهای بیضوی]] به چشم نمی‌خورند، اما به جای آن در بازوهای کهکشانهای مارپیچی و گاهی در کهکشانهای نامنظم بچشم می‌خورند. این ابرنواخترها طیف معمولی مانند بقیه ستاره‌ها از خود نشان می‌دهند. منحنی نور این ابرنواخترها طی حدود یک هفته به حداکثر می‌رسد، برای حدود یک ماه تقریباً ثابت می‌ماند، و سپس طی چند هفته ناگهان کاهش می‌یابد و طی چند ماه در همین وضعیت با نور ناچیز باقی می‌ماند. تصور براین است که این گونهاین‌گونه ابرنواخترها نتیجهٔ انفجار در هستهٔ یک [[غول سرخ]] با یک گسترهٔ پرجرم باشند.
 
== رویدادهای پس از انفجار ==
 
== تعداد ابرنواخترها ==
آهنگ مشاهدهٔ ابرنواختر در یک کهکشان معمولی در حدود یک ابرنواختر در صد سال است و در کهکشانهایی که از لبه دیده می‌شوند به دلیل غبارهای تیره کننده بسیار کم هستند. در هزاره گذشته تنها پنج ابرنواختر در [[کهکشان راه شیری]] مشاهده شده‌اند به علاوهٔ ابرنواختر SN ۱۹۸۷ که در [[ابر ماژلانی بزرگ]] روی داد. با آمدن فناوری [[سی سی دی]] به میان اخترشناسان آماتور همواره بر تعداد ابرنواخترهایی که در دیگر [[کهکشان|کهکشانها]]ها کشف می‌شوند افزوده شده‌است. تلسکوپ‌های خودکار نیز که با هدایت [[رایانه]] به طور اتوماتیک به عکسبرداری ومقایسهٔ عکس‌ها از هزاران کهکشان طی یک شب می‌پردازند کمک بزرگی به کشف ابرنواخترها کرده‌اند.
 
== ابرنواختر ۱۰۵۴ ==
ابرنواختر سال ۱۰۵۴ به عنوان منشاءمنشأ [[سحابی خرچنگ]] در صورت فلکی [[گاو (صورت فلکی)|گاو]] توسط [[ادوین هابل]] معرفی شده‌است. مانند دو ابرنواختر سال ۱۰۰۶ و ۱۱۸۱ این ابرنواختر نیز توسط ستاره شناسانی از مشرق زمین ثبت شده بود. ستاره شناسانی از [[چین]]، [[شبه جزیره کره]]، [[جغرافیای اسلام]] و [[اروپا]] در ثبت این ابرنواخترها سهم داشته‌اند. نشانه‌هایی از ابرنواختر سال ۱۰۵۴ در نقاشی‌هایی در [[قاره آمریکا]] به چشم می‌خورند.
 
[[پرونده:Supernova in M101 2011-08-25.jpg|300px|بندانگشتی|مکان ابرنواختر [[اس‌ان ۲۰۱۱اف‌ای]] در پایین سمت چپ تصویر]]
== منابع ==
{{پانویس}}
* [http://www.IASAiasa.ir/iasa/fate-star.htm آکادمی علوم فضایی ایران ] {{پیوند مرده}}
* [http://www.haftaseman.ir/webdb/article.asp?id=763 دانشنامه ستاره‌شناسی]
{{یادکرد
|نام=مهرداد
|کتاب=واژه نامهٔ اخترشناسی
| ناشر=فرهنگ معاصر}}[http://www.farhangmoaser.com/ سایت ناشر]
* http://biblioteca.universia.net (در انگلیسی)
{{یادکرد