Υπερκαινοφανείς
Τα πιο κατακλυσμικά φαινόμενα του σύμπαντος

Άρθρο, Μάιος 2002

Ένα από τα πιό ενεργητικά εκρηκτικά γεγονότα, που είναι γνωστά στο Σύμπαν, είναι ο υπερκαινοφανής αστέρας. Ξαφνικά ένα άστρο ακτινοβολεί εκατομμύρια φορές πιό πολύ ενώ η ενέργεια που ελευθερώνουν σε λίγες μέρες ισοδυναμεί με την ενέργεια που ελευθερώνει ο ήλιος μας για δισεκατομμύρια έτη. Τα αέρια της έκρηξης αυτής δημιουργούν γύρω από το υπόλειμμα του αρχικού άστρου ένα νεφέλωμα ενώ το υπόλειμμα το ίδιο δημιουργεί ένα αστέρι νετρονίων ή και μία μαύρη τρύπα ανάλογα με την αρχική του μάζα. Αυτά τα κατακλυσμικά φαινόμενα εμφανίζονται στο τέλος της διάρκειας της ζωής ενός αστεριού, όταν εξαντληθούν τα πυρηνικά καύσιμά του και δεν μπορεί να ελευθερώσει πλέον ενέργεια.

Αν κοιτάξουμε ψηλά τίποτα δεν μας φαίνεται τόσο μόνιμο και σταθερό όσο τ' άστρα του ουρανού. Χρόνια και χρόνια τώρα, τα ίδια άστρα, στους ίδιους αστερισμούς φωτοβολούν σταθερά όσο και ο Ήλιος μας. Κι όμως, αυτή η "μονιμότητα" και η "σταθερότητα" των άστρων δεν είναι παρά μόνο φαινομενική και παραπλανητική. Γιατί τα άστρα, όπως και ο,τιδήποτε άλλο στο Σύμπαν, εξελίσσονται και πεθαίνουν.

Κατά τη διάρκεια της ζωής τους τα άστρα βρίσκονται σε μια ακατάπαυστη μάχη με τις δυνάμεις της καταστροφής. Όλα τα άστρα είναι σφαίρες αερίων που διατηρούνται συμπαγή λόγω της βαρύτητας. Αν όμως δρούσε στο εσωτερικό τους μόνο η βαρύτητα, τότε τα άστρα θα κατέρρεαν μέσα σε λίγες ώρες κάτω από την επίδραση του βάρους τους.

Ο λόγος που δεν συμβαίνει αυτό είναι ότι η δύναμη της βαρύτητας εξισορροπείται από την κατευθυνόμενη προς τα έξω δύναμη της πίεσης των συμπιεσμένων αερίων που βρίσκονται στο εσωτερικό των άστρων. Υπάρχει μάλιστα ανάλογη σχέση ανάμεσα στην πίεση αυτή και την θερμοκρασία.

Έτσι για να έχουμε τις τεράστιες εξισορροπητικές πιέσεις που απαιτούνται, πρέπει να έχουμε και τεράστιες θερμοκρασίες, της τάξεως των εκατομμυρίων βαθμών . Η υψηλή όμως θερμοκρασία παράγεται από τις θερμοπυρηνικές συντήξεις της μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιον, του ηλίου τελικά σε άνθρακα και του άνθρακα σε σίδηρο (μέσω πολλών ενδιάμεσων σταδίων).

Και τότε επειδή η θερμοπυρηνική καύση του σιδήρου δεν είναι εξώθερμος αντίδραση αλλά ενδόθερμος, η θερμοκρασία του άστρου πέφτει, η εσωτερική πίεση δεν αρκεί πια για να εξισορροπήσει την βαρύτητα και τότε το άστρο περνά από διάφορες φάσεις ανάλογα της αρχικής μάζας του άστρου μέχρι να έλθει ο θάνατος.

Μετά την πρώτη συστολή λόγω τέλους ορισμένων θερμοπυρηνικών συντήξεων, έχουν απομείνει στον πυρήνα του άστρου  κι άλλα θερμοπυρηνικά  καύσιμα. Αυτά όμως τώρα συμπιέζονται πολύ περισσότερο από πριν, με αποτέλεσμα και συνεπώς ο ρυθμός των πυρηνικών αντιδράσεων να αυξηθεί απότομα ενώ ο πυρήνας του άστρου υπερθερμαίνεται.

Αυτή όμως η υπερθέρμανση παράγει τεράστια ώθηση, αντίθετη (και τώρα μεγαλύτερη) της βαρύτητας, που κινεί τα αστρικά υλικά με κατεύθυνση από μέσα τα έξω. Η αστρική ύλη αρχίζει να κινείται βίαια προς τα έξω και το άστρο εκρήγνυται, έως ότου το αστρικό υλικό ψυχθεί, οπότε υπερτερεί εκ νέου η βαρύτητα και το άστρο και πάλι αρχίζει να συστέλλεται. Βέβαια ένα μέρος της αστρικής ύλης εξακοντίζεται για πάντα στο διάστημα και δεν επιστρέφει ποτέ στο άστρο. Το άστρο μπορεί να πεθάνει μετά από μερικές τέτοιες διαδοχικές διαστολές και συστολές. Ο μηχανισμός συμπίεσης της ύλης που απομένει τελικά, βασίζεται στην βαρύτητα.

Με αυτή την έκρηξη την περίφημη, εκρηξη υπερκαινοφανούς ή σουπερνόβα, όπως λέγεται, το αστέρι έχει πλέον εξαντλήσει τα περισσότερα από τα θερμοπυρηνικά του καύσιμα, από όπου αντλούσε την θερμότητα του επί δισεκατομμύρια χρόνια.

Τότε έρχεται και ο θάνατος. Αλλά δεν τελειώνουν όλα τα άστρα νε τον ίδιο τρόπο. Μπορούν να γίνουν τελικά λευκοί νάνοι, αστέρες νετρονίων ή και μαύρες τρύπες.

Ο λευκός νάνος

Όταν το νεαρό αστέρι φθάσει σε ορισμένη θερμοκρασία αρχίζει να καίει το υδρογόνο του σε ήλιο, απελευθερώνει μεγάλα ποσά ενέργειας ασκώντας μια πίεση προς τα έξω, ικανή να ισορροπήσει την βαρυτική πίεση και για πάρα πολλά χρόνια βρίσκεται σε μια θερμοδυναμική ισορροπία.

Αυτή τη περίοδο την χαρακτηρίζουμε φάση της Κύρια Ακολουθία του αστέρα. Όταν όμως αρχίσουν να τελειώνουν τα αποθέματα του αστέρα σε υδρογόνο, παύει να υφίσταται θερμοδυναμική ισορροπία και η βαρυτική έλξη αναγκάζει το αστέρι να συστέλλεται αυξάνοντας πάλι τη θερμοκρασία του. Αυτό συνεχίζεται μέχρι η θερμοκρασία ν' αυξηθεί τόσο, της τάξεως των 10⁸ βαθμών, ώστε να φτάσει στο κατώφλι σύντηξης του ηλίου σε νέο.

Το ήλιο που ήταν το προϊόν σύντηξης του υδρογόνου μετατρέπεται με τη διαδικασία της σύντηξης σε νέον και τελικά σε άνθρακα, απελευθερώνοντας μια τρομακτική ενέργεια, διαστελλόμενο πάρα πολύ και δημιουργώντας έτσι εκ νέου μια θερμοδυναμική ισορροπία, σώζοντας όμως προσωρινά τον αστέρα από τη βαρυτική του κατάρρευση. 

Αυτή τη διαδικασία την ακολουθούν τα αστέρια με μια μάζα σαν τον ήλιο μας, που δεν έχουν να κάψουν τίποτε άλλο εκτός του άνθρακα, μετατρεπόμενοι τελικά με την εξάντληση των καυσίμων τους σε ερυθρούς γίγαντες (για άστρα σαν τον ήλιο μας) ή υπεργίγαντες (για πιό μεγάλα άστρα). Ο αστρικός άνεμος μεταφέρει μέρος της μάζας τους στο διάστημα και η ύλη αυτή σχηματίζει το πλανητικό νεφέλωμα. Τέλος η ύλη στον πυρήνα βρίσκεται σε μορφή πλάσματος ενώ τα εκφυλισμένα ηλεκτρόνια αντιστέκονται στην βαρυτική συστολή. Ο πυρήνας σχηματίζει ένα υπόλειμμα που λέγεται λευκός νάνος.

Δημιουργία υπερκαινοφανούς και αστέρος νετρονίων

Αν το αστέρι όμως είναι ιδιαίτερα μεγάλης μάζας, περίπου 5-10 ηλιακές μάζες τότε η ιστορία αυτή των διαδοχικών συντήξεων θα συνεχιστεί, μέχρις ότου φτάσουμε στην μεταστοιχείωση του πυριτίου σε σίδηρο, που είναι και ο σταθερώτερος πυρήνας. Τότε η θερμοκρασία γίνεται τρία δισεκατομμύρια βαθμούς Κελσίου και ο θάνατος του άστρου είναι πλέον θέμα μερικών ωρών μέχρι να σχηματισθεί στο κέντρο του αστεριού ένας πυρήνας από σίδηρο, μεγαλύτερος από το όριο Chandrasekhar. Από κει και πέρα, μετά το σίδηρο, η πυρηνική σύντηξη δεν απελευθερώνει ενέργεια, αλλά αντίθετα για να γίνει σύντηξη χρειάζεται προσφορά ενέργειας.

Η κατάρρευση του πυρήνα γίνεται μέσα σε ένα κλάσμα του δευτερολέπτου ενώ η πυκνότητα του πυρήνα του άστρου αυξάνεται υπερβολικά ως προς την πυκνότητα του πυρήνα ενός λευκού νάνου. Δεν μπορεί να εξισορροπήσει τη βαρύτητα πια η υπάρχουσα πίεση των ηλεκτρονίων. Αναγκαστικά τα ηλεκτρόνια μπαίνουν στον πυρήνα αντιδρώντας με τα πρωτόνια του πυρήνα προς νετρόνια. Δημιουργείται έτσι ένας πυρήνας του άστρου από αέριο νετρονίων, του οποίου η πίεση σταματάει την περαιτέρω βαρυτική κατάρρευση στον πυρήνα.

Όταν η πυκνότητα του κεντρικού πυρήνα φθάσει τα 4.10¹¹ gr/cm³, η ύλη γίνεται για πρώτη φορά αδιαφανής ακόμη και για τα νετρίνα, που παγιδεύονται στον πυρήνα. Όμως η κατάρρευση των ανωτέρων στρωμάτων του άστρου συνεχίζεται προς τα κάτω με μια τρομακτική ταχύτητα (δεκάδων χιλιάδων χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο). Το υλικό των ανωτέρων στρωμάτων έτσι (τεράστιου βάρους) συγκρούεται βίαια με τον ήδη σχηματισμένο συμπαγή πυρήνα από τα νετρόνια   και αναπηδά.

Επίσης τα νετρίνα, που κανονικά παράγονται στο εσωτερικό των άστρων, και έβγαζαν προς τα έξω το μεγαλύτερο ποσό της ενέργειας του αστέρα δυσκολεύονται τώρα να ξεφύγουν από τον πυρήνα και έτσι η συσσωρευμένη ενέργεια στον πυρήνα μαζί με τα νετρίνα που φεύγουν και αυτά προς τα έξω, δημιουργεί ένα ωστικό κύμα, ένα κύμα σοκ (shock wave), που κινείται προς τα έξω με ταχύτητες 30.000 km/sec.

Ένα μέρος από αυτή την συσσωρευμένη ενέργεια που ανεβαίνει προς τα πάνω χρησιμοποιείται για πυρηνικές συντήξεις και σχηματισμό βαρύτερων στοιχείων από τον σίδηρο. Έτσι η μάζα που εκτοξεύεται είναι πλούσια σε βαριά στοιχεία πέραν του σιδήρου. Αυτό το υλικό θα αποτελέσει τη πρώτη ύλη για τη δημιουργία αστέρων δεύτερης γενιάς, όπως ο ήλιος μας και το πλανητικό μας σύστημα και περιέχει βαριά στοιχεία πέραν του σιδήρου.

Η αύξηση της λαμπρότητας του σουπερνόβα οφείλεται εν μέρει και στην ραδιενέργεια που εκλύουν ραδιενεργά ισότοπα, τα οποία παράγονται την εποχή αυτή. Συγχρόνως έχει μια εκθαμβωτική και επικίνδυνη εμφάνιση που διαρκεί αρκετές εβδομάδες.

Μερικούς αιώνες μετά την έκρηξη η μάζα που εκτοξεύτηκε παρατηρείται σαν ένα σφαιρικό κέλυφος που διαστέλλεται με ταχύτητα 3.000 km/sec.

Τύποι εκρήξεων υπερκαινοφανών

Οι εκρήξεις υπερκαινοφανών διαιρούνται σε δύο βασικούς φυσικούς τύπους:

Εντούτοις, αυτές οι κατηγορίες υπερκαινοφανών ήταν αρχικά ταξινομημένοι βασισμένοι στην ύπαρξη των φασματικών γραμμών του υδρογόνου: Ο τύπος Ia δεν εμφανίζει γραμμές υδρογόνου, ενώ ο τύπος ΙΙ τις εμφανίζει.

Γενικά αυτή η παρατηρητική ταξινόμηση συμφωνεί με τη φυσική ταξινόμηση που περιγράφεται πιό πάνω, επειδή τα ογκώδη αστέρια έχουν ατμόσφαιρες (συνήθως από υδρογόνο) ενώ οι λευκοί νάνοι αστέρες είναι γυμνά. Εντούτοις, εάν το αρχικό αστέρι ήταν τόσο μεγάλης μάζας που ο ισχυρός αστρικός άνεμος του, είχε ήδη απομακρύνει το υδρογόνο από από την ατμόσφαιρά του την εποχή της έκρηξης, τότε κι αυτό επίσης δεν θα εμφανίσει τις φασματικές γραμμές του υδρογόνο. Αυτοί οι σουπερνόβα καλούνται συχνά σουπερνόβα τύπου Ib, κι όχι τύπου ΙΙ.

Η έρευνα αυτής της απόκλισης μεταξύ της σύγχρονης ταξινόμησής μας (βασισμένης σε μια αληθινή διαφορά στο πώς εκρήγνυνται οι σουπερνόβα), και της ιστορικής ταξινόμησης (βασισμένης στις αρχικές παρατηρήσεις) δείχνει πώς οι ταξινομήσεις στην επιστήμη μπορούν να αλλάξουν κατά τη διάρκεια του χρόνου, καθώς καταλαβαίνουμε καλύτερα το φυσικό κόσμο.

Ποιες δηλαδή είναι οι αιτίες της έκρηξης ενός αστεριού;

Η βαρύτητα δίνει στον υπερκαινοφανή την ενέργειά του. Για κάθε τύπο υπερκαινοφανούς, οι μαζικές ροές προς τον πυρήνα, από ένα γειτονικό αστέρι που είναι σε τροχιά (τύπος I), είτε με τη συνεχή δημιουργία του σιδήρου από την πυρηνική σύντηξη (τύπος II).

Μόλις αποκτήσει ο πυρήνας τόση μάζα που δεν μπορεί να αντισταθεί στη βαρύτητα του, ο πυρήνας καταρρέει. Αυτή η κατάρρευση μπορεί συνήθως να σταματήσει λόγω των νετρονίων, τα μόνα πράγματα στη φύση που μπορούν να σταματήσουν μια τέτοια βαρυτική κατάρρευση. Αλλά ακόμη και τα νετρόνια αποτυγχάνουν μερικές φορές,  ανάλογα με τη μάζα του πυρήνα του αστεριού, να την συγκρατήσουν.

Όταν η βαρυτική κατάρρευση των ανωτέρω στρωμάτων σταματά απότομα από τα νετρόνια, εμφανίζεται ένα ωστικό κύμα προς τα πάνω, μια αναπήδηση, μετατρέποντας κατά συνέπεια την κατάρρευση σε έκρηξη.

Και πως δημιουργείται μια μαύρη τρύπα;

Όταν ο πυρήνας είναι μικρότερος των 10 ηλιακών μαζών, περίπου, θεωρείται ότι τα νετρόνια μπορούν να σταματήσουν την κατάρρευση του αστεριού, που δημιουργεί έτσι ένα αστέρι νετρονίων. Τα αστέρια νετρονίων μπορούν μερικές φορές να παρατηρηθούν ως pulsars ή ζεύγη που εκπέμπουν ακτίνες-X.

Όταν όμως ο πυρήνας είναι βαρύτερος (M_πυρήνα > ~ 20 ηλιακές μάζες), τίποτα στο γνωστό κόσμο δεν είναι σε θέση να σταματήσει την κατάρρευση των πυρήνων, έτσι ο πυρήνας περιέρχεται εντελώς μέσα σε αυτόν, δημιουργώντας μια μαύρη τρύπα, ένα αντικείμενο τόσο πυκνό που ακόμη και το φως δεν μπορεί να δραπετεύσει από το βαρυτικό έλεγχό του.

Για να καταλάβετε το φαινόμενο της κατάρρευσης των πυρήνων καλύτερα, θεωρήστε ένα ανάλογο φαινόμενο με έναν πύραυλο που δραπετεύει από τη γήινη βαρύτητα. Σύμφωνα με το νόμο της βαρύτητας του Νεύτωνα, η ενέργεια που χρειάζεται για να διαχωριστούν εντελώς δύο αντικείμενα δίνεται από:

E = G M m / r

όπου η G είναι μια σταθερά, το M είναι η μάζα της Γης, το m είναι η μάζα του πυραύλου και το r είναι η απόσταση μεταξύ τους (η ακτίνα της Gης). Όταν ο πύραυλος εκτοξεύεται μακριά με μια δεδομένη ταχύτητα v, η ενέργειά της είναι:

E = 1/2 m v²

Για τον πύραυλο που θέλει να δραπετεύσει από το γήινο πεδίο βαρύτητας, αυτή η ενέργεια πρέπει να είναι τουλάχιστον όσο και η βαρυτική ενέργεια που δόθηκε πιο πάνω. Κατά συνέπεια, για να βρούμε εάν ο πύραυλος θα φύγει εντελώς το Γήινο πεδίο, βρίσκουμε την ελάχιστη ταχύτητα v:

v = ( 2 G M / r )^1/2

Aυτό το αποτέλεσμα καλείται ταχύτητα διαφυγής.

Έπειτα φανταστείτε τον κεντρικό πυρήνα ενός αστεριού στο ρόλο της Γης. Εξετάστε τι θα συνέβαινε εάν κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης του πυρήνα, ο κεντρικός πυρήνας γινόταν τόσο πυκνός που για να διαφύγει κάτι από το βαρυτικό πεδίο του πυρήνα θα έπρεπε να ταξιδεψει γρηγορότερα από την ταχύτητα του φωτός.

Όποτε αυτό το φαινόμενο εμφανίζεται (δηλ., M_πυρήνα > ~ 10 ηλιακές μάζες, ο σουπερνόβα δημιουργεί μια μαύρη τρύπα από τον πυρήνα του αρχικού αστεριού.

Και πως σχηματίζονται τα πιό βαριά υλικά;

Ο πυρήνας είναι μόνο το πολύ μικρό κέντρο ενός εξαιρετικά μεγάλου αστεριού, που για πολλά εκατομμύρια έτη δημιούργησε πολλά (αλλά όχι όλα) τα στοιχεία που βρίσκουμε εδώ στη Γη. Όταν ο πυρήνας ενός αστεριού καταρρέει προς το κέντρο του με ταχύτητα 80.000 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο, ενώ η θερμοκρασία πλησιάζει τα 100 δισεκατομμύρια βαθμούς, ένα τεράστιο ωστικό κύμα δημιουργείται με ενέργεια περίπου 10²⁸ μεγατόνων. Αυτό το ωστικό κύμα προχωρά προς τα εξωτερικά στρώματα του άστρου, συντρίβοντας στο διάβα του τα διάφορα υλικά του άστρου και μετατρέποντάς τα σε βαρέα χημικά στοιχεία, από το κοβάλτιο μέχρι το ουράνιο. Συγχρόνως το αστέρι γίνεται ένα υπόλοιπο σουπερνόβας.

Δηλαδή αποτελούμαστε από αστρική σκόνη;

Πολλά από τα πιό κοινά στοιχεία έγιναν μέσω της πυρηνικής τήξης στους πυρήνες των αστεριών, αλλά πολλά δεν έγιναν με αυτό το τρόπο. Επειδή οι αντιδράσεις πυρηνικής τήξης που κάνουν στοιχεία βαρύτερα από το σίδηρο απαιτούν περισσότερη ενέργεια από αυτήν που εκπέμπουν, τέτοιες αντιδράσεις δεν εμφανίζονται υπό κανονικές συνθήκες. Οι υπερκαινοφανείς, αφ' ετέρου, δεν είναι σταθεροί, έτσι μπορούν να κάνουν αυτά τα βαρέα στοιχεία.

Εκτός από την παραγωγή των στοιχείων, οι υπερκαινοφανείς διασκορπίζουν τα στοιχεία (που έχουν γίνει και από το αστέρι κατά την κανονική σύντηξη και από τον υπερκαινοφανή) προς τα έξω, στο διαστρικό χώρο. Αυτά είναι τα στοιχεία που αποτελούν τα αστέρια, τους πλανήτες και όλα πάνω στη Γη -- συμπεριλαμβανομένων και των ανθρώπων.

Και πόσο συχνά εμφανίζονται οι σουπερνόβα;

Αν και πολλοί υπερκαινοφανείς έχουν φανεί στους κοντινούς γαλαξίες, οι εκρήξεις υπερκαινοφανών είναι σχετικά σπάνια γεγονότα στο γαλαξία μας, που συμβαίνουν μιά φορά τον αιώνα ή τόσο κατά μέσον όρο. Η τελευταία κοντινή έκρηξη υπερκαινοφανούς που εμφανίστηκε ήταν το 1680. Πριν από 1680, οι δύο πιό πρόσφατες εκρήξεις υπερκαινοφανούς παρατηρήθηκαν από τους μεγάλους αστρονόμους Tycho και Kepler το 1572 και το 1604 αντίστοιχα. Το 1987 υπήρξε μια έκρηξη σουπερνόβα σε έναν γαλαξία κοντινό του δικού μας Γαλαξία.