Μια έκρηξη υπερκαινοφανούς αστέρα πιθανότατα θα είναι πολύ θεαματική από έναν πλανήτη που περιφέρεται γύρω του, αλλά θα είναι καταστροφική για τη ζωή πάνω σ' αυτόν, πιθανότατα και για τον ίδιο τον πλανήτη
Εδώ και δεκαετίες οι αστροφυσικοί μπορούν να προβλέψουν ποια ουράνια σώματα πρόκειται να γίνουν υπερκαινοφανείς (σουπερνόβα). Για παράδειγμα, ξέρουν ότι τα φωτεινά γαλάζια άστρα πρόκειται να εκραγούν σύντομα. Αλλά το «σύντομα» με την αστρονομική έννοια σημαίνει μέσα στο επόμενο ένα εκατομμύριο χρόνια... Ετσι, αν και η παρατήρηση του φαινομένου από την πρώτη στιγμή εκδήλωσής του θα βοηθούσε στην καλύτερη κατανόησή του, η υπομονετική παρακολούθηση ενός μεμονωμένου υποψήφιου υπερκαινοφανούς δεν είναι εφικτή.
Μέχρι πρόσφατα, οι ειδικοί θεωρούσαν ότι τα πολύ μεγάλα άστρα δεν εκρήγνυνται, αλλά σταδιακά συρρικνώνονται διαχέοντας τη μάζα τους στο διαστρικό χώρο με τη μορφή αστρικού ανέμου. Μάλιστα, πολλοί αστροφυσικοί εκτιμούσαν ότι εξαιτίας αυτών των πανίσχυρων ανέμων, τα άστρα που παρατηρούμε σήμερα στο ορατό μέρος του σύμπαντος δεν μπορούν να έχουν τεράστιο μέγεθος και ειδικότερα ότι δεν μπορούν να έχουν μάζα μεγαλύτερη από 100 φορές τη μάζα του Ηλιου.
Ωστόσο, παρατηρήσεις με το αναβαθμισμένο τηλεσκόπιο Κεκ στη Χαβάη, που τώρα έχει διακριτική ικανότητα ανάλογη με εκείνη που είχε το τροχιακό τηλεσκόπιο Χαμπλ, έδειξαν ότι υπάρχουν σήμερα άστρα με μάζα μεγαλύτερη από 200 ηλιακές μάζες και ότι ακριβώς αυτά τα άστρα τελειώνουν τη σύντομη ζωή τους με τις πιο μεγαλειώδεις εκρήξεις στο ορατό σύμπαν, εκλύοντας τεράστιες ποσότητες ενέργειας. Μάλιστα, μερικά από τα άστρα αυτά εκρήγνυνται με ένα τρόπο πολύ διαφορετικό απ' οτιδήποτε είχαν παρατηρήσει ως τώρα οι αστρονόμοι, μέσω μιας διαδικασίας που περιλαμβάνει το σχηματισμό αντιύλης στον πυρήνα τους!
Για να καταλήξουν στα συμπεράσματα αυτά, οι αστρονόμοι έπρεπε να ξεκινήσουν ανάποδα, ελέγχοντας παλιότερες φωτογραφίες για να εντοπίσουν σε αυτές τα άστρα που αργότερα εξελίχθηκαν σε υπέρλαμπρους υπερκαινοφανείς. Ετσι εντόπισαν το SN 2005gl, σε απόσταση 200 ετών φωτός από τη Γη, που πριν εκραγεί είχε μάζα 100 φορές μεγαλύτερη από του Ηλιου και φωτεινότητα περίπου ένα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη. Κάλλιστα, θα μπορούσε αυτό το φωτεινό σημείο στις παλιές φωτογραφίες να θεωρηθεί όχι ως άστρο, αλλά ως μικρό πυκνό αστρικό σμήνος ασθενέστερων άστρων.
Στα μικρότερα ...μεγάλα άστρα, σε κάποιο στάδιο της ζωής τους ο πυρήνας καταλήγει να αποτελείται κυρίως από οξυγόνο. Τότε αρχίζουν να συρρικνώνονται, με αποτέλεσμα να αυξηθεί η θερμοκρασία του πυρήνα τους ως το σημείο έναυσης της σύντηξης των πυρήνων οξυγόνου σε πυρήνες πυριτίου. Αλλά στους υπεργίγαντες αστέρες, σύμφωνα με θεωρία της αστροφυσικής, ο πυρήνας συρρικνώνεται και θερμαίνεται χωρίς όμως να γίνει αρκετά πυκνός. Ετσι, αντί της σύντηξης του οξυγόνου αρχίζει μια εντελώς διαφορετική διαδικασία, που οι φυσικοί ονομάζουν παραγωγή ζευγών.
Στην ύλη που είναι αρκετά θερμή, τα υποατομικά σωματίδια εκπέμπουν φωτόνια πολύ υψηλής ενέργειας, δηλαδή ακτίνες γάμμα. Δύο τέτοια φωτόνια αν συγκρουστούν μπορούν να πάρουν τη μορφή ζεύγους άλλων σωματιδίων και συγκεκριμένα ενός ζεύγους ηλεκτρονίου - ποζιτρονίου (αντιηλεκτρόνιο). Ομως, τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια ασκούν πολύ μικρότερη πίεση από τα φωτόνια από τα οποία προήλθαν. Οταν ο πυρήνας ενός άστρου πολύ μεγάλης μάζας προσεγγίσει τέτοιες συνθήκες, η πίεση στο εσωτερικό του πέφτει απότομα σαν να ανοίγει κάποια βαλβίδα. Η πίεση που εμπόδιζε την κατάρρευση μειώνεται και το άστρο γίνεται ασταθές και αρχίζει να συρρικνώνεται γρήγορα.
Καθώς η πυκνότητα αυξάνεται, πυροδοτείται η σύντηξη οξυγόνου, που όμως δεν είναι σταθερή, αλλά εκρηκτική, αφού είναι αποτέλεσμα απότομης εμφάνισης των συνθηκών που την προκαλούν. Η πυρηνική σύντηξη του οξυγόνου απελευθερώνει ενέργεια που θερμαίνει το υλικό, επιταχύνοντας παραπέρα την αντίδραση. Η εξέλιξη του φαινομένου κορυφώνεται μέσα σε λίγα λεπτά της ώρας, με αποτέλεσμα την έκρηξη. Ενώ σε ένα συνηθισμένο υπερκαινοφανή απομένει στη θέση του ο πυρήνας με τη μορφή αστέρα νετρονίων ή μαύρης τρύπας, στην περίπτωση του άστρου που εκδηλώθηκε παραγωγή ζευγών δεν απομένει σχεδόν τίποτα, με εξαίρεση το διογκούμενο νέφος υλικών γύρω από τη θέση του άστρου, μεγάλο μέρος από τα οποία παράχθηκαν (μέσω της σύντηξης) μέσα στο καμίνι πριν την έκρηξη.
Εκρήξεις υπερκαινοφανών παραγωγής ζευγών σύμφωνα με τη θεωρία παράγουν μεγάλη ποσότητα νικελίου 56 και αυτό πράγματι εντοπίστηκε στο φάσμα εκπομπής του SN 2007bi, επιβεβαιώνοντας οριστικά την ύπαρξη αυτής της νέας κατηγορίας υπερκαινοφανών, αλλά και την ύπαρξη σήμερα άστρων τεράστιας μάζας.
Επιμέλεια:
Σταύρος ΞΕΝΙΚΟΥΔΑΚΗΣ
Πηγή: «Scientific American»
Δεν υπάρχουν σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου