یک پروفسور از UCSE مدلی ارائه کرد که به توضیح درخشندگی ابر نو اختر در مراحل انفجار رمبش (متلاشی شدن) و تکرار این مراحل کمک می کند.

سال گذشته ابرنواختری مشاهده شد که بسیار درخشان بود (در حدود 100 برابر درخشان تر از ابرنواخترها معمولی) و این با تئوری هایی که درکی از چگونگی به وجود آمدن ابرنواختر ها می دهند هم خوانی ندارد. اما استن ووزلای (Stan Woosley) پروفسور دانشگاه سانتاکروز کالیفرنیا نظری مبنی بر امکان وجود انفجار های پی در پی در ستاره های بزرگ داد. زمانی که ووزلای  و دو تن از همکارانش در تلاش برای محاسبات جزئیات مدل شان بودند نتایج حاصل از تحقیقات شان هم خوانی زیادی با مشاهداتی که از درخشان ترین ابرنواختر شناخته شده تا کنون SN2006gy)) به عمل آمد داشت.

ووزلای گفت:" ابرنواختر SN2006gy درخشش شگفت انگیزی دارد، ما فکر می کنیم مدلی را ارائه کرده ایم که در شرح این رخداد پیشتاز است. مدل پیشنهادی ما مکانیزم جدیدی برای به وجود آمدن یک ابرنواختر و تکرار انفجار های ابرنواختری در یک ستاره را بیان می کند." او افزود:"ما معمولا بر این باور بوده ایم که انفجار ابرنواختری پایان زندگی یک ستاره است، اما مدل پیشنهادی ما می گوید یک ستاره می تواند تا 6 انفجار ابرنواختری داشته باشد."

نخستین انفجار بیرونی ترین پوسته ی یک ستاره را بیرون می دهد و یک ابرنواختر نه چندان درخشان به نمایش می گذارد. انفجار بعدی پوسته دومی از ستاره را با سرعت بسیار زیاد به بیرون پرتاب می کند و از برخورد این ذرات  و موادی که سرعتی بسیار بالا دارند با بقایای پوسته نخست درخشش بسیار زیادی تولید می کنند.

ووزلای گفت:" برخورد دو پوسته در فاصله ای از ستاره سبب می شود که انرژی جنبشی کاملا به انرژی تابشی تبدیل شود و ایجاد ابرنواختری با درخششی در حدود 100برابر ابرنواختر های معمولی کند." او اضافه کرد:" معمولا ابرنواخترها تنها یک درصد از انرژی جنبشی را که دارا هستند به انرژی تابشی تبدیل می کنند، به این خاطر که پیش از خروج تابش به میزان بسیار زیادی منبسط می شوند."

او گفت:" این مکانیزم به ستاره ی پر جرمی در حدود 90 تا 130 بار بیش از جرم خورشید نیاز دارد. برای ستاره ای به این بزرگی که در پایان عمرش قرار دارد دمای هسته بسیار بالا می رود و مقداری انرژی که به صورت پرتو های گاما هستند را به زوج الکترون و پوزیترون (پاد ماده الکترون ) تبدیل می کند. نتایج این پدیده را «جفت ناپایدار» می گویند. این تبدیلات، انرژی تابشی به جفت الکترون-پوزیترون سبب کاهش فشار تابشی می شود و در نتیجه ی آن ستاره با سرعت زیادی متراکم می شود.

ووزلای می گوید:" همینطور هسته نیز منقبض می شود و در اعماق ستاره حالت ناپایداری تا حد متلاشی شدن بوجود می آید و سوختی با قابلیت انفجاری بالا شروع به واکنش می کند، سپس ستاره به سرعت منبسط  می شود اما نه آنقدر که کاملا تخریب شود."

"ستاره هایی با جرمی در حدود 90 تا 130 برابر جرم خورشید شروع به تپیدن می کنند. حالت ناپایداری، انبساط سریع، سپس تابش و منقبض شدن تا زمانی ادامه می یابد که ستاره بقدر کافی برای ناپایدار شدن دوباره گرم می شود و این چرخه تا زمانی که ستاره آنقدر جرم از دست بدهد تا به یک حالت پایدار برسد ادامه می یابد."

ستاره هایی با این اندازه بسیار کمیابند بویژه در کهکشان محلی ما، اما در آغاز بوجود آمدن کیهان شمار آنها بیشتر بوده است. ووزلای می گوید:" تا چندی پیش ما بر این باور بودیم که وجود این چنین ستارگانی امکان پذیر نیست، اما هر مکانیزمی که قصد تشریح این رخداد را داشته باشد به این ستاره های بسیار پر جرم نیاز دارد.

دیگر پژوهشگران نیز بر تاثیر احتمالی جفت های ناپایدار روی مکانیزم برخی از ابرنواختر ها اشاره کرده اند، اما ایده ی چرخه انفجار های که "ستاره های تپنده ناپایدار " نیز نامیده می شوند تازگی دارد. بر اساس گفته های ووزلای مکانیزم جدید تنوع زیادی برای انفجار ها (بیرون ریزی با سرعت مواد از ستاره ) ایجاد می کند.

او می گوید:" در هر جا امکان وجود انفجار های دوم تا ششم هست و این انفجار ها می توانند ضعیف یا قوی باشند. احتمالات بسیار متنوعی وجود دارد،و به این خاطر که در پایان هنوز جرمی 40 برابر جرم خورشید باقی می ماند از این هم پیچیده تر می شود. بیرون دادن مواد و انفجاراتی که سبب ساخته شدن یک هسته آهنی می شود ادامه می یابند و می توانند با یک انفجار اشعه گاما پایان پذیرد."    

برگردان از persiansky

برگرفته از astronomy