النجــوم - السوبرنوفا ( Supernovae

السوبرنوفا هو إنفجار لنجم هائل ينتج عنه أجسام لامعة جدا من البلازما والتي تستمر لمدة من أسابيع إلى شهور، وهناك عدة أنواع مختلفة للسوبرنوفا، وطريقتان محتملاتان لتشكيلهم.

إما أن يكون نجم هائل قد توقّف عن توليد طاقة الإنشطار من دمج نوى الذرات في قلبه وينهار على نفسة داخليا تحت قوة جاذبيته الخاصة لتشكيل نجم نيوترون أو ثقب أسود .

أو نجم قزم أبيض قد يجمع مادة من نجم رفيق له أو قريب منه حتى يقترب من كتلته القصوى المحتملة لنجم قزم أبيض ويحدث تعطيل للإنشطار النووي في داخله ويعرقله بالكامل، وفي هذه الحالة يحدث إنفجار عظيم للنجم ينتج عنه طرد جزء كبيرا أو كل المادة النجمية جراء هذا الانفجار.

يؤدي الإنفجار الى تكون موجة تنتشر في الفضاء المحيط، ويتم تشكيل سديم يسمى بقايا السوبرنوفا. مثال لواحد من هذه العملية SN 1604.

قسم الفلكيون السوبرنوفا الى تصنيفين طبقا لخطوط العناصر الكيميائية المختلفة التي تظهر في أطيافهم.

العنصر الأول لهذا التقسيم هو وجود أو غياب طيف الهيدروجين. فإذا كان طيف السوبرنوفا يحتوي على خط هيدروجين، يصنف نوع ثاني Type II، ما عدا ذلك نوع أول Type I.

بين تلك المجموعتين، هناك مجاميع فرعية تصنف طبقا لوجود خطوط أخرى وشكل المنحنى الضوء الصادر من السوبرنوفا.

النوع الاول I - خالي من الهيدروجين

تصنيف يسمى La - وهو يمثل كثافة في عنصر السيليكون وضعف في الهليوم, ويكون هذا التصنيف غالبا للنجوم البيضاء القزمة والتي تقوم بجذب مواد وعناصر من نجم قريب منها أو مرافق لها.

تصنيف يسمى Lb - وهو يمثل كثافة في عنصر السيليكون وضعف في الهليوم، وهي في الغالب ناتج عن نجوم عملاقة قد استنفذا وقودها في داخل النجم، من الممكن أن يكون قد حدث ذلك بسبب فقد النجم لغلافة المحيط به نتيجة الرياح النجمية الضخمة أو نتيجة تفاعل جذبي بين النجم وأي نجم قريب منه..

تصنيف يسمى Lc - وهو يمثل كثافة في عنصر السيليكون وضعف في الهليوم، وهو في الغالب ناتج عن نجوم عملاقة قد استنفذت وقودها الموجود في داخلها.

النجوم الأكبر من الشمس تتطور في ظروف أكثر تعقيدا، في مركز الشمس الهيدروجين يتحول إلى الهليوم ويصدر الطاقة التي تعمل على تسخين مركز الشمس، وتزيد الضغط الذي يدعم طبقات الشمس من الإنهيار، أما الهليوم الذي أنتج في المركز يتجمع هناك حيث ان درجات الحرارة في القلب ليست عالية بما فيه الكفاية لتتسبب بإنشطاره.

في النهاية وعندما يكون الهيدروجين في القلب قد انتهي، يبدأ الإنشطار بالتباطأ وتبدا الجاذبية بالعمل على تقلص المركز، يرفع هذا الإنكماش مستوى درجة الحرارة لتكون مرتفعة بما فيه الكفاية لبدء مرحلة أقصر من اندماج الهليوم، في النجوم أقل من عشرة كتل شمسية، الكربون الذي أنتج بإنشطار الهليوم لا يندمج، ويبرد النجم بشكل تدريجي إلى أن يصبح قزم أبيض. النجوم القزمة البيضاء، إذا وجد قربهم نجم، قد يساعد على إنفجار النجم مكونا سوبرنوفا من نوع Ia .

النوع الثاني II

في حالة النجم الأكبر بكثير، هائل بما فيه الكفاية لخلق درجات الحرارة والضغط التي يحتاجها الكربون في القلب للبدء بالدمج عندما يبدا في الانكماش في نهاية مرحلة حرق الهليوم. يبدأ مركز هذه النجوم الهائلة بالانفصال كطبقات مثل طبقات البصل فبينما النوى الذرية الأثقل تتقدم بشكل تدريجي الى المركز محاطة بطبقة من غاز الهيدروجين، الملفوفة بطبقة من الهيدروجين الذي ينشطر إلى الهليوم، واخرى من الهليوم المتحول إلى الكربون (عن طريق عملية ألفا الثلاثية)، يحيط الطبقات التي تندمج إلى العناصر الأثقل بشكل تدريجي. بينما يمر هذا النجم ابتطورات هائلة، ويجتاز النجم المراحل المتكررة لتوقف التفاعلات النووية في قلبه، وتبدأ المرحلة التالية عند توفر الضغط ودرجة الحرارة الكافيين لبدء المرحلة التالية للإنشطار، يعيد النجم إشعالها لإيقاف عمية إنهيار القلب.