يحدث المستعر الأعظم المنهار عندما يصل نجم ضخم إلى نهاية حياته. بعد نفاد الهيدروجين والعناصر الخفيفة الأخرى المراد حرقها، يقوم النجم بمحاولة أخيرة لمواجهة الجاذبية، حيث يقوم بدمج العناصر الأثقل بوتيرة أسرع من أي وقت مضى. وفي النهاية يصل إلى النقطة التي يستخرج فيها الاندماج الثقيل الطاقة من النواة بدلاً من إضافتها. ينقبض القلب بسرعة، ثم يتراجع. يؤدي الانفجار الناتج إلى تمزيق النجم إلى أجزاء ويتفوق لفترة وجيزة على المجرة بأكملها. لكن ليس كل النجوم العملاقة تنتهي بانفجار. يتعرض البعض منهم لانهيار جوهري سريع وكثيف للغاية لدرجة أن النواة تضغط على نفسها في ثقب أسود. تنتهي هذه النجوم بأنين وليس ضجة.
إذن ما الذي يسبب هذا الاختلاف بالضبط؟ لماذا تنفجر بعض النجوم والبعض الآخر لا؟ ما هي السمات الرئيسية التي تميز بين الاثنين؟ يمكن أن تكمن الإجابة في أحد جوانب النيوترينوات المعروفة باسم النكهة.
النيوترينوات هي أبناء عمومة عديمة الشحنة ومنخفضة الكتلة لليبتونات المشحونة مثل الإلكترون. الإلكترون هو أخف لبتون مشحون، بينما الميون والتاون هما النسختان الأثقل. ولكل من هذه اللبتونات هناك نيوترينو مناظر. إذًا هناك نيوترينو الإلكترون، والميون، والتاوون، ويُعرف كل منها بنكهة النيوترينو. لفترة طويلة، اعتقد الفيزيائيون أن النيوترينوات عديمة الكتلة، مما يعني أن نكهة النيوترينو كانت فريدة من نوعها. لكننا اكتشفنا لاحقًا أن النيوترينوات لها كتلة صغيرة تسمح للنيوترينوات بالانتقال من نكهة إلى أخرى.
عندما يتعرض نجم ضخم لانهيار جوهري، يتم إنتاج كمية هائلة من النيوترينوات. وبما أن النيوترينوات لا تتفاعل بقوة مع المواد الأخرى، فإن معظم النيوترينوات تهرب من النواة بجهد قليل. في الواقع، إحدى الطرق لمعرفة ما إذا كان قلب النجم ينهار هو مراقبة ارتفاع النيوترينوات قبل انفجار النجم مباشرة.
معظم عمليات محاكاة انهيار قلب النجم لا تقلق بشأن هذه النيوترينوات. ليس لديهم قدر كبير من الكتلة، وبما أنهم يفرون من مكان الحادث في وقت مبكر، فلن تتوقع منهم أن يلعبوا دورًا رئيسيًا. لكن النكهات المختلفة للنيوترينوات لها كتلة مختلفة، لذا فإن حالات تغير النكهة قد تعني الفرق بين امتلاك كتلة كافية للانهيار مباشرة في ثقب أسود. وهذا هو محور دراسة جديدة.
تُظهر عمليات المحاكاة كيف تحدد عتبات النكهة المختلفة حالة الانهيار. الائتمان: جوجيلاشفيلي وتامبورا
يعد تغيير النكهة عملية معقدة، لذلك استخدم الفريق أسلوبًا مبسطًا لإدراجها في عمليات محاكاة النماذج. وبدلاً من القلق بشأن التفاصيل، افترضوا مستويات مختلفة من تغيرات النكهة. وبهذه الطريقة يمكنهم تحديد مدى تأثير مستوى تغير النكهة على النتيجة. أجرى الباحثون بعد ذلك عمليات محاكاة لانهيار قلب نجمي لـ 195 نجمًا أسلافًا بكتل تتراوح بين 9 كتلة شمسية إلى 120 كتلة شمسية. تم تشغيل كل واحدة منها بنسب مختلفة لتغيير النكهة لتحديد ما إذا كان القلب قد انفجر أم انهار بالكامل.
ما وجدوه هو أنه حتى كمية صغيرة من تغيير النكهة يمكن أن تقلب النتيجة بالنسبة للنجم. ويكون التأثير أقوى بالنسبة للنجوم الموجودة في نطاق الكتلة الشمسية 16-30، مما يعني أن معظم النجوم في نطاق الكتلة هذا تنهار مباشرة إلى ثقوب سوداء. تصبح النجوم الأصغر والنجوم الأكبر مستعرات أعظم ما لم يكن تغير نكهة النيوترينو قويًا بشكل خاص. تشير هذه النتيجة إلى أن النيوترينوات تلعب دورًا حاسمًا في نتيجة موت النجم. يمكن أن يساعد هذا أيضًا في تفسير السبب الذي يجعلنا نلاحظ عددًا أقل من المستعرات الأعظم مما نتوقع نظرًا لمعدل تكوين النجوم في المجرات.
الآن بعد أن عرفنا تغير نكهة النيوترينو يستطيع بغض النظر عن الفرق بين أن يصبح النجم مستعرًا أعظم أو ثقبًا أسود، فإن التحدي التالي سيكون تحديد ما إذا كانا سيتحولان إلى مستعر أعظم أو ثقب أسود نكون اللاعب الرئيسي. إحدى الطرق للقيام بذلك هي مراقبة المزيد من أسلاف المستعرات الأعظم النجمية. مع توفر مسوحات السماء الكبيرة عبر الإنترنت، سنلتقط صورًا للنجوم قبل أن تنفجر، وحتى أثناء وجودها في مرحلة التحول الحرجة.
يمكن حل أحد الألغاز العظيمة لتطور النجوم عن طريق الجسيمات الأولية ذات الكتلة الأصغر.
مرجع: جوجيلاشفيلي، مريم، وإيرين تامبورا. “يحدد تحويل نكهة النيوترينو معدل انهيار المستعرات الأعظم الفاشلة.” المراجعة البدنية د 114.6 (2026): L061304.
