و ناگهان سکوت کیهان شکست

احسان سنایی

میلیاردها سال، کسل‌کننده گذشته است. یک ثانیه باقیست. کوره هسته‌ای جوشان قلب ستاره به ناگاه آرام می‌شود. نبود فشار شکننده حاصل از شعله‌های سرکش کوره، به‌معنای فروریزش ستاره است. ستاره فرومی‌ریزد؛ فشار هسته سر به آسمان گذارده و تک‌تک اتم‌ها مچاله می‌شوند. سراسر هسته در سیطره نوترون‌هاست. ۰.۸ ثانیه باقی است.

هسته هم‌اکنون سخت‌‌ترین جسم کیهان است و این‌بار هم‌چون‌ آینه، فشار درون‌گرای ستاره از آن باز‌می‌تابد. ماده با 15 درصد سرعت نور از هسته به سوی پوسته روانه می‌شود. ششم آوریل ۲۰۰۷؛ بزرگترین انفجار ستاره‌ای کیهان به دست بشر ثبت می‌شود.

تصویری شماتیک از مراحل وقوع یک ابرنواختر عادی. تصویر شماره 1، لایه‌های هم‌مرکز ستاره که هر کدام مختص به عنصری خاص است را نشان می‌دهد. هسته خاکستری‌رنگ این تصویر، معرف عنصر نهایی، یعنی آهن است. تصاویر دوم و سوم، فروریزش افسارگسیخته ستاره را در نبود فشار برون‌گرا نشان می‌دهد و تصاویر بعدی نیز بازتاب این فشار در برخورد به هسته سخت آهنی که همچون موج شوکی به سمت بیرون روانه می‌شود را به شکل دوایر قرمزرنگ نشان داده‌ است / طرح از: R.J. Hall

یک ستاره را تا زمانی می‌توان زنده پنداشت که فشار درون‌گرای حاصل از وزن لایه‌های فوقانی؛ با فشار برون‌گرای حاصل از انبساط لایه‌های داغ درونی برابری کند. به چنین شرایطی اصطلاحاً "تعادل هیدرواستاتیک" گفته می‌شود. هر چه جرم یک ستاره بیش‌تر باشد، طبیعتاً هسته برای برقراری چنین تعادلی مجبور است از هیدروژن بیشتری برای تولید سپر گرمایی خود استفاده کند.

با اتمام زودهنگام سوخت هیدروژن، ستاره به ترتیب از هلیوم، کربن، نئون، اکسیژن و سیلیسیمی که خود آن‌ها را پله‌به‌پله در واکنش‌های پیشین ایجاد می‌کرده، تغذیه می‌کند. آهن اما ایستگاه آخر است.

به دلیل پیوند‌های اتمی مستحکم عنصر آهن، هیچ ستاره‌ای در شرایط عادی قادر به تولید عناصر سنگین‌تر از آهن در هسته‌اش نیست و از طرفی هیچ محیط طبیعی دیگری نیز جز هسته یک ستاره سنگین این عنصر را نمی‌سازد. پس آهن موجود در خون شما نیز روزگاری دور، در قلب یک ستاره متولد شده است!

توقف نابه‌هنگام فعالیت کوره هسته‌ای ستاره که در بالا به آن اشاره شد، مربوط به زمانی است که ستاره حداکثر آهن ممکن را در درونش ایجاد ‌کند؛ آن‌زمان است که صدای ناقوس مرگ ستاره را تا دوردست‌های کیهان می‌توان شنید.

انفجار نهایی یک ستاره سنگین را "ابرنواختر" (Supernova) می‌نامند. خورشید هیچ‌گاه انفجاری این‌چنین را تجربه نخواهد کرد؛ چراکه حداقل جرم مورد نیاز برای وقوع یک ابرنواختر، هشت برابر جرم خورشید ماست.

این رویدادها آن‌چنان درخشانند که خروجی نوری آن‌ها در لحظات نخستین، معادل مجموع نور تمامی ستارگان آن کهکشان است! سابقه مشاهده آخرین ابرنواختر کهکشان ما به ۴۰۰ سال پیش بازمی‌گردد؛ انفجاری که در روشنای روز نیز در پهنه آسمان دیده می‌شد!

حال تصور کنید ابرنواختر فوق‌العاده نادری با درخشش یکصد برابر حالت عادی، در پهنه کیهان چه نمایش باشکوهی به‌پا خواهد کرد. ستاره‌شناسان وقوع این نوع خاص از ابرنواخترها را در حدود نیم‌قرن پیش، پیش‌بینی کرده بودند؛ انفجارهایی موسوم به «ابرنواخترهای جفت ناپابدار» یا به اختصار PISN.

تصویری از انفجار SN2007bi که با دایره مشخص شده است. تصویر، به منظور نمایش جزئیات بیشتر بصورت نگاتیو تهیه شده است / NSF

در حالت عادی، زمانی‌که کوره هسته‌ای یک ستاره خاموش شود، فشار سرسام‌آور حاصل از وزن لایه‌های فوقانی هسته آهنی را به شدت مچاله می‌کند اما آهن همچنان مقاومت کرده و دما آن‌چنان افزایش می‌یابد که قلمرو هسته‌ را پرتوهای پرانرژی گاما فتح می‌کنند.

اگر ستاره در حدود هشت تا یک‌صد برابر خورشید ما جرم داشته باشد، آنگاه قدرت این پرتوها کافی است تا آهنی که ستاره در طی میلیون‌ها سال آرام‌آرام در هسته خود جمع‌آوری کرده بوده را در کسری از ثانیه تحت فرآیندی موسوم به «فروپاشی نوری» (Photodisintegration) ، به هسته‌های هلیومی خرد کند.

هر چند قاعدتاً هسته ستاره را از آن پس نمی‌توان از جنس آهن دانست؛ اما هلیوم ایجاد شده از راه فرآیند فروپاشی نوری نیز با وجود طبیعت گازی‌اش، در فشار خردکننده آن‌جا بارها از فولاد مستحکم‌تر است!

در این شرایط غیرقابل تصور حتی حجم فضای مابین هسته‌ اتم تا الکترون پیرامونش (که نسبت ابعادی‌‌شان معادل حجم توپ به یک استادیوم فوتبال است!) نیز آن‌چنان نزول می‌کند که عملاً الکترون و پروتون به‌هم برخورد کرده و از ترکیب‌شان نوترون بوجود می‌آید.

اما در ستاره‌ای با جرم بیش از یکصد برابر خورشید که حقیقتاً ستارگانی نادرند، پرتوهای گامای هسته‌ای آن‌چنان پرانرژی‌اند که پیش از ازهم‌پاشندگی اتم‌های آهن، با برخورد مستقیم به یکدیگر، در فرآیندی موسوم به «جفت‌سازی» (Pair-production) سیلی از الکترون و پادذره‌اش یعنی پوزیترون را به هسته تزریق می‌کنند.

در این فرآیند که مقادیر هنگفتی انرژی به ماده تبدیل شده است، بر خلاف ابرنواخترهای عادی عملاً قانون بقای انرژی (و نه قانون بقای مجموع ماده و انرژی) نقض می‌شود.

انگار که کرسی از زیرپای فیل سنگینی به یک‌باره کشیده باشند؛ لایه‌های فوقانی ستاره نیز در کسری از ثانیه فروریخته و ستاره در انفجار سهمگینی موسوم به PISN، تماماً بخار می‌شود. گویی که هیچ در آن‌جا نبوده است.

تا ده‌ها سال، نشان این انفجارهای کیهانی را تنها در ذهن ستاره‌شناسان می‌شد جست؛ اما در ششم آوریل ۲۰۰۷، ابرنواختر مرموزی به نام SN2007bi در دوردست‌های کیهان کشف گردید. بلافاصله گروهی به سرپرستی «آویشای گال-یام» از «انیستیتو علمی وایزمن» اسرائیل، با هدف انجام پژوهشی تفصیلی پیرامون این انفجار، گرد‌هم‌آمدند. بررسی‌ها نشان از این می‌داد که تا ۷۰ روز، انفجار در حال نزدیک شدن به اوج درخشندگی بوده و ۵۵۵ روز نیز تا ناپدید شدن کامل آن به طول انجامیده است.

درازای این بازه در اختر‌شناسی به یک معناست: انفجار، به طرز خارق‌العاده‌ای سهمگین بوده است.

در آگوست ۲۰۰۸، تلسکوپ کک-1 مستقر در جزیره هاوایی و رصدخانه VLT در رشته‌کوه‌های آند، هر دو به طیف‌سنجی از انفجار مربوطه پرداختند و دانشمندان دریافتند که اکثریت نور این آتش‌بازی جذاب کیهانی، مربوط به تلاشی رادیواکتیو ایزوتوپ نیکل-۵۶ است؛ عنصری که در حین انفجار ایجاد شده بود. به گفته گال-یام این انفجار، نخستین نمونه رصدشده از ابرنواخترهای نوع PISN بود. جرم ستاره مادر، در حدود ۲۰۰ برابر جرم خورشید بوده است.

در همسایگی کهکشان ما، ستاره‌ای به نام اتا-کارینا خفته است. ساکنان نیم‌کره جنوبی زمین آن را به‌راحتی و با چشم غیرمسلح می‌توانند در آسمان ببینند. این ستاره در حدود 200 برابر خورشید ما جرم دارد و شدیداً ناپایدار است. تصویر بالا، بخشی از ابر گازی عظیم و باشکوهی را نشان می‌دهد که در طی فوران‌های متمادی این ستاره در پیرامونش تشکیل شده است. مرگ اتا-کارینا، مرگی از نوع PISN خواهد بود. چنین انفجاری با توجه به فاصله اندکش از ما ممکن است در میزان درخشندگی در آسمان، با خورشید برابری کند! / عکس از:Rainer Sparenberg, Stefan Binnewies, Volker Robering – رصدخانه کاپلا

اگر SN2007bi یک PISN بوده باشد، آن‌گاه نه تنها ستاره‌شناسان به نوع جدیدی از انفجارهای ستاره‌ای نگریسته‌اند؛ بلکه شانس تماشای چشم‌انداز بدیعی از نخستین دوران‌های عمر کیهان را نیز داشته‌اند؛ چراکه PISNها تنها با مرگ ستارگان فوق‌سنگین رخ می‌دهند و امروزه کهکشان‌های بزرگ، این دست از ستارگان را تولید نمی‌کنند. انفجار SN2007bi، در کهکشان کوتوله‌ای با فاصله ۱.۶ میلیارد سال نوری از ما رخ داد.

کهکشان‌های کوتوله، توده‌هایی محو و رنگ‌پریده از ستارگانی‌اند که به زحمت عناصری سنگین‌تر از هیدروژن و هلیوم را در آن‌ها می‌توان یافت. در نبود عناصر سنگین‌تری چون کربن گرافیتی و سیلیکون، فرآیند سردسازی و تراکم گازهای پیش‌ستاره‌ای به سختی صورت می‌پذیرد و گاز هیدروژن خنثی به جای عناصر سنگین‌تر، ناچاراً این وظیفه را عهده‌دار می‌شود.

شرایط شیمیایی خاص هیدروژن خنثی نیز موجب می‌شود که یک ستاره در اجتماعات عظیم و بی‌نظمی از گاز داغ پدید آید و جرم سرسام‌آوری را به خود اختصاص دهد. چنین شرایطی در ابتدای جهان نیز در همه جا حکم‌فرما بود. از این‌رو، کهکشان‌های کوتوله همچون فسیل‌های دیرپا، روایت‌گر اعصار کهن کیهان‌اند.

نتایج حاصل از پژوهش‌های تیم گال-یام، در شماره سوم دسامبر نشریه علمی نیچر به چاپ رسیده است.