Δεν είναι και τόσο εύκολο όσο νομίζετε. Τα υπάρχοντα μοντέλα της υπερκαινοφανούς έκρηξης των πολύ μεγάλων άστρων είχαν αποτύχει να αναπαραγάγουν αυτές τις εκρήξεις, όμως σήμερα μπορούμε να τις καταλάβουμε. 
Δεξιά: Δέκα δευτερόλεπτα μετά την ανάφλεξη, μια θερμοπυρηνική πύρινη φλόγα έχει ολοκληρώσει σχεδόν την αποτέφρωση ενός λευκού νάνου άσπρου νάνου σε μια πρόσφατη προσομοίωση. Προχωρώντας από το βαθύ εσωτερικό του άστρου προς τα εξωτερικά μέρη, η πυρηνική αλυσιδωτή αντίδραση έχει μετασχηματίσει τον άνθρακα και το οξυγόνο (μωβ, ερυθρό χρώμα), στο πυρίτιο (πορτοκαλί) και το σίδηρο (κίτρινο χρώμα). Οι προηγούμενες προσομοιώσεις, που ήταν ανίκανες να ακολουθήσουν τις ταραχώδεις κινήσεις, δεν θα μπορούσαν να εξηγήσουν γιατί τα αστέρια εξερράγησαν αντί να πεθάνουν ήσυχα.
Στις 11 Νοεμβρίου 1572, ο δανός αστρονόμος και ευγενής Tycho Brahe είδε ένα νέο αστέρι στον αστερισμό της Κασσιόπειας, να λάμπει τόσο φωτεινά όσο και ο Δίας. Από πολλές απόψεις, ήταν η γέννηση της σύγχρονης αστρονομίας — μια φωτεινή διάψευση της μέχρι τότε πεποίθησης ότι ο ουρανός ήταν σταθερός και αμετάβλητος. Τέτοια ‘νέα άστρα’ δεν έχουν πάψει να μας εκπλήσσουν. Περίπου 400 χρόνια αργότερα οι αστρονόμοι συνειδητοποίησαν ότι αυτά επισκιάζουν για πολύ μικρό χρονικό διάστημα τα δισεκατομμύρια των συνηθισμένων άστρων και πρέπει επομένως να είναι θεαματικές εκρήξεις. Το 1934 ο Fritz Zwicky του Τεχνολογικού Ιδρύματος της Καλιφόρνιας έπλασε το όνομα "σουπερνόβα" για αυτά τα ‘νέα άστρα’. Οι υπερκαινοφανείς ή σουπερνόβες είναι μακράν τα πιο δραματικά γεγονότα που είναι γνωστά στην επιστήμη, και διαδραματίζουν έναν ειδικό ρόλο στο σύμπαν και στη δουλειά των αστρονόμων: σπέρνουν το διάστημα με βαριά στοιχεία, ρυθμίζοντας έτσι τον σχηματισμό των γαλαξιών καθώς και την εξέλιξη τους, ενώ ακόμη χρησιμεύουν και ως οι δείκτες της κοσμικής διαστολής.
Ο Zwicky και ο συνάδελφός του Walter Baade σκέφτηκαν τότε ότι η εκρηκτική ενέργεια προέρχεται από τη βαρύτητα. Η ιδέα τους ήταν ότι ένα κανονικό άστρο συμπιέζεται βίαια μέχρι τον πυρήνα του φθάνοντας στην πυκνότητα ενός ατομικού πυρήνα. Όπως ένα κρυστάλλινο βάζο που πέφτει πάνω σε ένα τσιμεντένιο πάτωμα, το υλικό του άστρου που καταρρέει απελευθερώνει αρκετή βαρυτική δυναμική ενέργεια για να εκτοξεύσει το υπόλοιπο του άστρου μακριά. Μια εναλλακτική λύση προέκυψε το 1960, όταν ο Fred Hoyle του πανεπιστημίου του Καίμπριτζ και ο Willy Fowler του Caltech συνέλαβαν τις εκρήξεις σαν γιγαντιαίες πυρηνικές βόμβες. Όταν ένα αστέρι σαν τον ήλιο μας εξαντλεί τα καύσιμα του υδρογόνου του και έπειτα το ήλιό του, τα μετατρέπει σε άνθρακα και οξυγόνο. Όχι μόνο μπορεί η σύντηξη αυτών των στοιχείων να απελευθερώσει ένας τιτάνιο παλμό ενέργειας, αλλά παράγει το ραδιενεργό νικέλιο 56, η βαθμιαία διάσπαση του οποίου δίνει την αναγκαία ενέργεια για τη πολύμηνη μεταλαμπή της αρχικής έκρηξης.
Και οι δύο αυτές οι ιδέες έχουν αποδειχθεί σωστές. Από τους υπερκαινοφανείς που δεν παρουσιάζουν κανένα σημάδι υδρογόνου στα φάσματά τους (είναι ο τύπος I), οι περισσότεροι (τύπος Ia) εμφανίζονται να είναι θερμοπυρηνικές εκρήξεις, και οι υπόλοιποι (τύποι Ib και Ic) προκύπτουν από την κατάρρευση των άστρων που είχαν ρίξει τα εξωτερικά στρώματα του υδρογόνου τους. Οι υπερκαινοφανείς τα φάσματα των οποίων περιλαμβάνουν υδρογόνο (είναι ο τύπος II) θεωρούνται πως προκύπτουν επίσης από την κατάρρευση. Και οι δύο μηχανισμοί ελαχιστοποιούν ένα ολόκληρο άστρο σε ένα κέλυφος αεριωδών συντριμμιών, και τα γεγονότα της βαρυτικής κατάρρευσης αφήνουν, επίσης, πίσω τους ένα υπέρπυκνο άστρο νετρονίων ή, σε ακραίες περιπτώσεις, μια μαύρη τρύπα. Οι παρατηρήσεις, ειδικότερα του σουπερνόβα 1987A (ένας τύπος ΙΙ), έχουν τεκμηριώσει αυτήν την βασική θεωρητική εικόνα.
Ακόμα κι έτσι, η εξήγηση της σουπερνόβας έκρηξης είναι ακόμα μια σημαντική πρόκληση για τους αστροφυσικούς. Οι προσομοιώσεις σε υπολογιστές είχαν πρόβλημα να αναπαράγουν τις εκρήξεις, πόσο μάλλον τις λεπτομερείς ιδιότητές τους. Είναι πολύ δύσκολο να κάνουμε στις προσομοιώσεις τα άστρα να εκραγούν. Τα άστρα αυτορυθμίζονται, παραμένοντας πολύ σταθερά για εκατομμύρια ή και δισεκατομμύρια χρόνια. Ακόμη και τα νεκρά ή τα αστέρια που πεθαίνουν έχουν μηχανισμούς που τα αναγκάζουν να εξαντληθούν σταδιακά παρά να ανατιναχτούν. Για να γίνουν υπολογισμοί για το πώς υπερνικιούνται αυτοί οι μηχανισμοί έχουν γίνει πολλές προσομοιώσεις που ωθούν στα όρια τους την ισχύ των υπολογιστών. Εν τούτοις, τελευταία μόνο βελτιώθηκε αυτή η κατάσταση.
Η ανατίναξη ενός άστρου δεν είναι εύκολο να γίνει
Κατά ειρωνικό τρόπο, τα άστρα που θεωρούνται πως ανατινάζονται ως σουπερνόβες τύπου Ia είναι συνήθως υπόδειγμα σταθερότητας — συγκεκριμένα, το λευκό νάνο αστέρι. Ένας λευκός νάνος είναι το κατάλοιπο ενός άστρου σαν τον ήλιο μας αλλά βρίσκεται σε μια αδρανή κατάσταση. Εάν μείνει ανενόχλητο, μένει λίγο ή πολύ στην κατάσταση που γεννήθηκε, ψυχόμενο βαθμιαία και η ακτινοβολία του εξασθενίζει. Αλλά οι Hoyle και Fowler υποστήριξαν ότι εάν ένας λευκός νάνος είναι σε στενή τροχιά σε ένα άλλο άστρο, μπορεί να πάρει ύλη από το σύντροφό του άστρο, να αυξήσει τη μάζα του και να γίνει ακόμα περισσότερο συμπιεσμένο στο κέντρο του, έως ότου φθάσει σε τέτοιες μεγάλες πυκνότητες και θερμοκρασίες που αρχίζει να τήκεται ο άνθρακα και το οξυγόνο του κατά τρόπο εκρηκτικό.
Οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις πρέπει να συμπεριφέρονται μάλλον σαν μια συνηθισμένη πυρκαγιά. Στο εσωτερικό του άστρου η πυρηνική σύντηξη εξαφανίζει τα προαναφερθέντα υλικά που συντήκονται, αφήνοντας πίσω τους μια σωρό πυρηνικής τέφρας (κυρίως νικέλιο). Σε κάθε στιγμή, οι αντιδράσεις τήξης θα συμβαίνουν σε έναν μικροσκοπικό όγκο, πιθανότατα στην επιφάνεια των φυσαλίδων, των γεμάτων με τέφρα, που επιπλέουν στο βαθύ εσωτερικό του λευκού νάνου. Λόγω της μικρότερης πυκνότητάς τους, οι φυσαλίδες θα επιπλέουν και θα προσπαθούν να ανέβουν προς την επιφάνεια του άστρου — σαν τις φυσαλίδες του υδρατμού σε ένα δοχείο με νερό που βράζει.
Το πρόβλημα με αυτήν την περιγραφή ήταν ότι η θερμοπυρηνική σύντηξη θα έπρεπε να σβήσει. Γιατί η ενέργεια που απελευθερώνεται θα ανάγκαζε το άστρο να διαστέλλεται και να ψύχεται, και με αυτόν τον τρόπο η σύντηξη θα σβήσει. Αντίθετα από μια συνηθισμένη βόμβα, ένα άστρο δεν έχει κανέναν τοίχωμα για να περιοριστεί και να αποτρέψει την αυτο-κατάσβεση.
Μαζί με αυτά τα θεωρητικά προσκόμματα υπάρχει κι ένα πρακτικό. Κανένα εργαστηριακό πείραμα δεν μπορεί να εκτελεσθεί που να αναπαράγει τις συνθήκες στις σουπερνόβες, και οι παρατηρήσεις υπόκεινται σε περιορισμούς. Η καλύτερη προσέγγιση που έχουν οι αστροφυσικοί είναι να προσπαθήσουν να προσομοιώσουν την έκρηξη σε έναν υπολογιστή. Αυτός όμως είναι ένας βαρυσήμαντος στόχος. Αυτήν την περίοδο οι πιο ακριβείς προσομοιώσεις, με έναν υπερυπολογιστή της ΙΒΜ p690, διαιρούν το αστέρι σε ένα πλέγμα μέχρι 1.024 στοιχεία, συλλαμβάνοντας λεπτομέρειες τόσο μικρές πλάτους μερικά χιλιόμετρα. Ένα απλό τρέξιμο της προσομοίωσης απαιτεί 1020 αριθμητικές διαδικασίες, και για ένα τέτοιο σύνθετο πρόβλημα, ο υπερυπολογιστής μπορεί να εκτελέσει 1011 διαδικασίες το δευτερόλεπτο. Εν γένει, η προσομοίωση διαρκεί σχεδόν 60 επεξεργαστικά έτη. Τα υπολογιστικά τεχνάσματα που απλοποιούν τις προσομοιώσεις σε άλλους τομείς της επιστήμης δεν ισχύουν για τις σουπερνόβες, οι οποίες περιλαμβάνουν υψηλή ασυμμετρική ροή, ακραίες συνθήκες, και ένα τεράστιο εύρος χωρικών και χρονικών κλιμάκων. Η σωματιδιακή φυσική, η πυρηνική φυσική, η δυναμική των ρευστών και η γενική σχετικότητα είναι αρκετά περίπλοκες από μόνες τους, αλλά μια προσομοίωση για τα σουπερνόβα πρέπει να τα εξετάσει όλα τα φαινόμενα αμέσως.
Είναι γνωστό ότι τα αστέρια θέλουν να είναι σταθερά, νηφάλια πλάσματα, που προτιμούν να πεθάνουν αργά-αργά κι όχι με μία έκρηξη. Οι αστρονόμοι αγωνίζονται να καταλάβουν γιατί μερικά από αυτά γίνονται σουπερνόβα. Αυτές οι εκρήξεις έχουν δυσκολέψει τις προσπάθειες να περιγραφούν με έναν απλουστευμένο τρόπο, γι αυτό και είναι ίσως τα πιο σύνθετα φαινόμενα σε όλη την αστροφυσική.
Οι θεωρητικοί έχουν βαθμιαία εκλεπτύνει τα μοντέλα τους και έχουν πετύχει πρόσφατα επιτέλους να αναπαράγουν τους δύο κύριους τύπους υπερκαινοφανών. Το κλειδί γι αυτό ήταν να συλληφθούν και οι τρεις χωρικές διαστάσεις με αρκετή λεπτομέρεια για να ανιχνεύσουν τη στροβιλώδη δυναμική της ροής.
Οι θεωρητικοί ανακάλυψαν ότι οι εκρήξεις μπορούν να είναι αρκετά ασύμμετρες, ανακατώνοντας πλήρως τα συντρίμμια (που περιλαμβάνουν τα πρόσφατα συντεθειμένα χημικά στοιχεία). Στο είδος της έκρηξης που αφήνει πίσω του ένα αστέρι νετρονίων, αυτό το αστέρι οπισθοχωρεί (κάνει ανάκρουση) και ταξιδεύει σε όλο το γαλαξία με υψηλή ταχύτητα.
Κάτω από την επιφάνεια
Η λύση στο πρόβλημα προήλθε από ένα απροσδόκητο τμήμα: τη φυσική των μηχανών του αυτοκινήτων. Η βενζίνη που αναμιγνύεται με το οξυγόνο και η ανάφλεξη του σε μια μηχανή δημιουργούν μια ανατάραξη, μια δίνη. Η ανατάραξη, στη συνέχεια, αυξάνει την επιφάνεια της φλόγας με τη συρρίκνωση και τη διάτασή τους. Ο ρυθμός κατανάλωσης των καυσίμων, που είναι ανάλογος με την επιφάνεια της φλόγας, ανεβαίνει. Ένα άστρο, επίσης, είναι φυσικά στροβιλώδες. Επειδή το αέριο κινείται σε τεράστιες αποστάσεις με υψηλές ταχύτητες, ακόμη και μια μικρή διαταραχή μετατρέπει γρήγορα μια ομαλή ροή σε μια στροβιλώδη. Σε ένα σουπερνόβα, οι ανυψούμενες καυτές φυσαλίδες θα πρέπει να ανακατεύουν το υλικό, αναγκάζοντας την πυρηνική σύντηξη να διαδίδεται τόσο γρήγορα, που το αστέρι δεν έχει κανέναν χρόνο να αντισταθμίσει.
Σε μια κατάλληλα λειτουργική εσωτερική μηχανή, η φλόγα διαδίδεται με μια υποηχητική ταχύτητα που περιορίζεται από το ρυθμό με τον οποίο διασκορπίζεται η θερμότητα μέσα στο υλικό — μια διαδικασία που λέγεται ανάφλεξη. Σε μια μηχανή όμως που υποφέρει από το κτύπημα, η φλόγα διαδίδεται με ένα υπερηχητικό ρυθμό, που καθοδηγείται από ένα κύμα κλονισμού που περνά μέσω του μίγματος καύσιμου-οξυγόνου και που το συμπιέζει — μια διαδικασία γνωστή ως εκπυρσοκρότηση. Οι θερμοπυρηνικές φλόγες μπορούν να διαδοθούν με τους δύο τρόπους. Η έκρηξη, που είναι η πιο βίαιη, θα αποτέφρωνε το αστέρι πιο ολοκληρωτικά, αφήνοντας πίσω του μόνο τα στοιχεία που λιώνουν σε υψηλότερες θερμοκρασίες, όπως είναι το νικέλιο και ο σίδηρος. Με την παρατήρηση, εντούτοις, οι αστρονόμοι ανιχνεύουν μια μεγάλη ποικιλία στοιχείων σε αυτές τις εκρήξεις, συμπεριλαμβανομένου του πυριτίου, του θείου και του ασβεστίου. Αυτό λοιπόν δείχνει ότι η πυρηνική καύση διαδίδεται, τουλάχιστον αρχικά, ως ανάφλεξη.
Στο πρόσφατο παρελθόν, οι θερμοπυρηνικές αναφλέξεις τελικά μοντελοποιήθηκαν πειστικά από την ομάδα των Wolfgang Hillebrandt, Hans-Thomas Janka και Ewald Müller καθώς επίσης και από ομάδες στο πανεπιστήμιο της Καλιφόρνιας στη Santa Cruz, και του πανεπιστημίου του Σικάγου. Ο κώδικας των υπολογιστών που έχουν φτιάξει ανασύρει μεθόδους που αναπτύσσονται για τη μελέτη της χημικής καύσης, ακόμη και του καιρού. Ο στροβιλισμός είναι εγγενώς μια τρισδιάστατη διαδικασία. Σε έναν στροβιλιζόμενο καταρράκτη, η κινητική ενέργεια μετατοπίζεται από κλίμακες μεγάλου μήκους σε μικρές, όπου τελικά αποδίδεται ως θερμότητα. Με άλλα λόγια, η ροή γίνεται συνεχώς πιο λεπτά διαμορφωμένη. Επομένως, οι προσομοιώσεις πρέπει να είναι επίσης τρισδιάστατες. Κι αυτό έχει γίνει εφικτό μόνο πολύ πρόσφατα.
Η προσομοίωση των υπερκαινοφανών στον τρισδιάστατο χώρο μας έχει αποκαλύψει σύνθετες δομές σαν μανιτάρια — καυτές φυσαλίδες που ανέρχονται σε ένα στρωματοποιημένο ρευστό, που συρρικνώνονται και τεντώνονται από την αναταραχή. Η αύξηση του ρυθμού σύντηξης εξ αιτίας της αναταραχής οδηγεί στη διάσπαση του λευκού νάνου μόλις σε λίγα δευτερόλεπτα. Τα συντρίμμια διαστέλλονται με, περίπου, 10.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο, σε συμφωνία με αυτό που παρουσιάζουν οι παρατηρήσεις.
Ως εκ τούτου, καθυστερούν πολλές ανοικτές ερωτήσεις. Τι προκαλεί την αρχική ανάφλεξη του λευκού νάνου δεν γίνεται καθόλου κατανοητό. Ένα άλλο πρόβλημα είναι ότι η ανάφλεξη πρέπει να εκτινάξει ένα μεγάλο μέρος του λευκού νάνου ουσιαστικά αμετάβλητου, ενώ οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι το πολύ-πολύ ένα μικρό μέρος του άστρου παραμένει αμετάβλητο. Έτσι η έκρηξη δεν μπορεί να είναι μια καθαρή ανάφλεξη, θα πρέπει να συμπεριληφθεί και κάποια εκτονούμενη έκρηξη. Οι θεωρητικοί πρέπει να εξηγήσουν ακόμα γιατί θα υπάρχουν και οι δύο διαδικασίες μαζί. Ούτε μπορούν να αποτελούν την παρατηρηθείσα ποικιλία των εκρήξεων. Είναι πολύ πιθανό ότι η προσαύξηση σε έναν λευκό νάνο δεν είναι ο μόνος τρόπος για να πυροδοτηθεί η δημιουργία μιας σουπερνόβας τύπου Ia ή επίσης μια συγχώνευση δύο λευκών νάνων.
Τάφος της βαρύτητας
Ο άλλος σημαντικός τύπος σουπερνόβας, που προκύπτει από την κατάρρευση ενός αστρικού πυρήνα, είναι ακόμα πιο δύσκολο να εξηγηθεί. Παρατηρησιακά, αυτά τα γεγονότα συναντώνται σε μια ευρύτερη ποικιλία από ό,τι οι θερμοπυρηνικές σουπερνόβες: μερικές έχουν υδρογόνο, μερικοί όχι. Μερικές εκρήγνυνται σε ένα πυκνό διαστρικό περιβάλλον, μερικές σουπερνόβα σχεδόν στο κενό διάστημα. Μερικές εκτινάσσουν μεγάλα ποσά ραδιενεργού νικελίου, μερικές όχι. Το εύρος της ταχύτητας της εκρηκτικής ενέργειας και επέκτασης είναι τεράστιο. Οι ισχυρότερες εκρήξεις παράγουν όχι μόνο τις κλασικές εκρήξεις σουπερνόβα αλλά και εκρήξεις ακτίνων γάμμα μακράς διάρκειας. Αυτή η ετερογένεια είναι μόνο ένας από τους πολλούς εδώ και καιρό υφιστάμενους γρίφους. Ο καταρρέον πυρήνας στη σουπερνόβα είναι ο πρωταρχικός υποψήφιος για την προέλευση των πιο βαριών στοιχείων, όπως είναι ο χρυσός, ο μόλυβδος, το θόριο και το ουράνιο, τα οποία μπορούν να δημιουργηθούν μόνο υπό ειδικούς όρους. Αλλά κανένας δεν ξέρει εάν τέτοιοι όροι πραγματοποιούνται πράγματι όταν οι αστρικοί πυρήνες σκάνε προς τα μέσα ή συμπιέζονται βίαια.
Αν και η βασική ιδέα της κατάρρευσης του πυρήνα ακούγεται απλή — η κατάρρευση ελευθερώνει ενέργεια βαρυτικής σύνδεσης που ανατινάζει προς τα έξω υλικό — οι λεπτομέρειες είναι δύσκολο να βρεθούν. Μέχρι το τέλος της ζωής του, ένα αστέρι με περισσότερες από περίπου 10 ηλιακές μάζες έχει αναπτύξει μια δομή σαν του κρεμμυδιού, περιλαμβάνοντας στρώματα με διαδοχικά βαρύτερα στοιχεία. Ο πυρήνας αποτελείται κυρίως από σίδηρο, και η δομική ακεραιότητά του διατηρείται από την κβαντική άπωση μεταξύ των ηλεκτρονίων. Τελικά, εν τούτοις, το βάρος του αστεριού συντρίβει τα ηλεκτρόνια. Τα άτομα συμπιέζονται στους ατομικούς πυρήνες, όπου αντιδρούν με τα πρωτόνια προς νετρόνια και νετρίνα ηλεκτρονίων. Τα νετρόνια και τα παραμένοντα πρωτόνια, στη συνέχεια, κολλάνε ολοένα και πιο κοντά έως ότου οι απωστικές τους δυνάμεις σταματούν την κατάρρευση.
Σε αυτό το σημείο, η κατάρρευση αντιστρέφεται κάπως και γίνεται μια ισχυρή εκροή. Η ύλη βουτώντας βαθιά στο βαρυτικό πηγάδι σηκώνεται και πάλι. Στην κλασική θεωρία, αυτός ο στόχος επιτυγχάνεται από το κύμα κλονισμού που δημιουργείται καθώς τα εξωτερικά αστρικά στρώματα συντρίβονται με υπερηχητική ταχύτητα (όπως κατεβαίνουν) πάνω στον απότομα επιβραδυνόμενο εσωτερικό πυρήνα. Αυτό το κύμα κλονισμού κινείται προς τα έξω, συμπιέζοντας και θερμαίνοντας το υλικό που συναντά.
Το πρόβλημα είναι ότι ο κλονισμός καταναλώνει την ενέργεια του και τελικά ακινητοποιείται. Οι προσομοιώσεις δείχνουν ότι η ενέργεια της κατάρρευσης διαλύεται γρήγορα. Τότε πώς το αστέρι εκρήγνυται και εκτινάσσεται στο χώρο;
Δεξιά: μια θερμοπυρηνική έκρηξη που παρατηρήθηκε από το διάσημο δανό αστρονόμο Tycho Brahe το 1572, πίσω από ένα νέφος πυριτίου, σιδήρου και άλλων βαριών στοιχείων που λάμπουν στις ακτίνες X (πράσινο, κόκκινο). Το μέτωπο κλονισμού (λεπτός μπλε φλοιός) διαστέλλεται προς τα έξω με μια ταχύτητα 7.500 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο.
Το σπέρμα μιας απάντησης προέκυψε στην πρωτοποριακή εργασία των Stirling Colgate και Richard White το 1966 και στις πιο σύγχρονες προσομοιώσεις σε υπολογιστές από τον Jim Wilson στις αρχές της δεκαετίας του ’80 (και οι τρεις εργάζονται στο Εθνικό Εργαστήριο Lawrence Livermore.) Πρότειναν ότι το κύμα κλονισμού δεν είναι ο μόνος τρόπος που η ενέργεια από τον πυρήνα μπορεί να φθάσει στα εξωτερικά στρώματα του άστρου. Ίσως τα νετρίνα που παράγονται στην κατάρρευση διαδραματίζουν έναν ρόλο. Πρώτον, η ιδέα ακούγεται περίεργα: τα νετρίνα είναι εμφανώς χωρίς κοινωνικές επαφές, αλληλεπιδρούν με άλλα σωματίδια τόσο ασθενώς που είναι δύσκολο ακόμη και να ανιχνευθούν. Αλλά σε ένα αστέρι που καταρρέει, αποκτούν περισσότερη από αρκετή ενέργεια για να οδηγήσουν μια έκρηξη — και στις εξαιρετικά πυκνές συνθήκες, αλληλεπιδρούν με την ύλη εντονότερα. Αυτά θερμαίνουν ένα στρώμα γύρω από τον εσωτερικό πυρήνα ενός σουπερνόβα, αυξάνοντας έτσι την πίεση πίσω από το κύμα κλονισμού που χρονοτριβεί.
Αριστερά: Το Νεφέλωμα του Καρκίνου είναι τα αεριώδη συντρίμμια μιας κατάρρευσης του πυρήνα ενός σουπερνόβα που παρατηρήθηκε το 1054. Στο κέντρο είναι ένα άστρο νετρονίων που σκορπίζει σωματίδια, τα οποία αναγκάζουν το αέριο να καίγεται (μπλε χρώμα). Οι εξωτερικές ίνες αποτελούνται συνήθως από υδρογόνο και ήλιο από το διαλυόμενο ογκώδες άστρο.
Το φαινόμενο του πυραύλου στον υπερκαινοφανή
Είναι μήπως αυτή η πρόσθετη ώθηση αρκετή για να αναβιώσει τον κλονισμό, να τον οδηγήσει προς τα πάνω και να ολοκληρώσει την έκρηξη; Οι προσομοιώσεις στους υπολογιστές της διαδικασίας έδειξαν ότι δεν ήταν. Αν και το αέριο απορροφά τα νετρίνα, αυτό επίσης τα εκπέμπει, και τα μοντέλα πρότειναν ότι οι απώλειες θα κυριαρχούσαν και θα αποτύχαιναν οι εκρήξεις. Αυτά τα μοντέλα, εντούτοις, έκαναν μια ριζική απλοποίηση: υπέθεταν ότι το αστέρι ήταν σφαιρικά συμμετρικό. Κατά συνέπεια, αγνόησαν τα κρίσιμα πολυδιάστατα φαινόμενα, όπως είναι η μεταγωγή της θερμότητας και η περιστροφή, τα οποία είναι σαφώς σημαντικά επειδή οι παρατηρηθείσες σουπερνόβες αφήνουν πίσω ιδιαίτερα μη σφαιρικά, αναστατωμένα συντρίμμια.
Αυτή η αναγνώριση φαίνεται να είναι το κλειδί στην επίλυση του προβλήματος των υπερκαινοφανών. Οι πολυδιάστατες προσομοιώσεις δείχνουν ότι το πλάσμα στο στρώμα που θερμαίνεται από τα νετρίνα γύρω από τον εσωτερικό πυρήνα ενός σουπερνόβα αναπτύσσει επιπλέουσες φυσαλίδες και λοφία σαν τα μανιτάρια. Η μεταγωγή φέρνει ενέργεια στο κύμα του κλονισμού, που το ωθεί ολοένα και πιο μακριά προς τα έξω και είναι αυτό που τελικά προκαλεί μια έκρηξη.
Η νέα εικόνα έχει πολύ ελκυστικές επιπτώσεις. Όταν η έκρηξη γίνεται σχετικά αργά, οι φυσαλίδες του καυτού, διαστελλόμενου πλάσματος, που χωρίζεται από πιο ψυχρή ύλη που ρέει προς τα κάτω, έχουν χρόνο να συγχωνευτούν. Τελικά το μοτίβο της ροής περιέχει μόλις μερικούς ή ακόμα και μια απλή αναδυόμενη φυσαλίδα που περιβάλλεται από μια προς τα κάτω ροή υλικού. Η συνέπεια είναι μια ασύμμετρη έκρηξη, που εξηγεί γιατί τα κατάλοιπα των σουπερνοβών είναι τόσο λοξά. Μια άλλη ασυμμετρία είναι ότι το καθυστερημένο μέτωπο κλονισμού μπορεί να παραμορφωθεί, αναγκάζοντας έτσι την έκρηξη να αναπτύξει μια μορφή κλεψύδρας. Εμφανίζονται δε πρόσθετες αστάθειες ροής, όταν οι αναβιούμενοι κλονισμοί κινούνται απότομα προς τα έξω και περνούν μέσω των στρωμάτων του προγόνου τους, που μοιάζει με τη δομή του κρεμμυδιού. Τα χημικά στοιχεία που συντίθενται κατά τη διάρκεια της ζωής του άστρου και στη διαδικασία της έκρηξης αναμιγνύονται μαζί.
Επειδή τα αστρικά συντρίμμια εκτινάσσονται με περισσότερη δύναμη προς τη μια πλευρά, το αστέρι νετρονίων στο μέσον του νιώθει μια ‘κλωτσιά΄προς την αντίθετη κατεύθυνση, ακριβώς όπως τα σκέιτμπορντ γλιστράνε μακριά όταν πηδάτε από αυτά. Η ερευνητική ομάδα των Wolfgang Hillebrandt κλπ έχει βρει ταχύτητες ανάκρουσης μεγαλύτερες από 1.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο, που ταιριάζει με τις παρατηρηθείσες κινήσεις των περισσότερων άστρων νετρονίων. Μερικά αστέρια νετρονίων κινούνται πιο αργά, κάτι που προτείνει ότι οι φυσαλίδες στην έκρηξη που τις δημιούργησε δεν είχαν το χρόνο να συγχωνευτούν. Προκύπτει έτσι μια ενοποιημένη εικόνα, στην οποία διάφορα φαινόμενα προέρχονται από μία μόνο υποκείμενη βασική επίδραση.
Παρά τη σημαντική πρόοδο κατά τη διάρκεια των προηγούμενων χρόνων, εντούτοις, κανένα υπάρχον μοντέλο δεν έχει φθάσει ακόμα στον ικανοποιητικό ρεαλισμό για να δείξει πώς λειτουργούν στην πλήρη δόξα τους αυτοί οι υπερκαινοφανείς. Όλα τα μοντέλα περιλαμβάνουν ακόμα προσεγγίσεις και απλοποιήσεις. Ένα πλήρες μοντέλο θα είχε επτά διαστάσεις: χώρος (σε τρεις συντεταγμένες), χρόνος, ενέργεια νετρίνων, και ταχύτητα νετρίνων (που περιγράφεται από δύο γωνιακές συντεταγμένες). Επιπλέον, θα επέτρεπε και τους τρεις τύπους, ή τις γεύσεις, των νετρίνων. Σε όλο τον κόσμο, γίνεται μια σημαντική προσπάθεια για να αναπτυχθεί νέο υλικό και κατάλληλο λογισμικό υπολογιστών για να επιτύχει ένα τέτοιο μοντέλο.
Πάνω: Το Νεφέλωμα της Κιθάρας είναι ένα κύμα κλονισμού που απομακρύνεται από ένα άστρο νετρονίων με μια ταχύτητα 1.600 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. Η έκρηξη που δημιούργησε το άστρο πρέπει να είναι αρκετά ασύμμετρη για να το εκτοξεύσει με μια τέτοια ταχύτητα. Φαίνεται καθαρά το σχήμα της κιθάρας)
Ένας από πολλούς στόχους των ερευνητών είναι να μελετήσουν εάν οι εκρήξεις μπορούν να προκληθούν με περισσότερους από έναν τρόπους. Τα μαγνητικά πεδία, παραδείγματος χάριν, μπορεί να αντλήσουν περιστροφική ενέργεια από το πρόσφατα διαμορφωμένο άστρο νετρονίων, δίνοντας έτσι στο κύμα κλονισμού μια πρόσθετη ώθηση. Τα μαγνητικά πεδία επίσης μπορεί να συμπιέσουν την ύλη εξωτερικά κατά μήκος του άξονα περιστροφής σε δύο πολικούς πίδακες. Τέτοια αποτελέσματα μπορεί να εξηγήσουν τις ισχυρότερες εκρήξεις. Οι εκρήξεις ακτίνων γάμμα, ειδικότερα, εμφανίζονται να περιλαμβάνουν πίδακες που κινούνται σχεδόν με την ταχύτητα του φωτός. Ο πυρήνας μιας τέτοιας έκρηξης μπορεί να καταρρεύσει όχι σε ένα αστέρι νετρονίων αλλά σε μια μαύρη τρύπα.
Καθώς τα υπολογιστικά μοντέλα σημειώνουν πρόοδο, οι παρατηρητές, επίσης, παρακινούνται να ασχοληθούν σε μόλις εξερευνημένα πεδία σφαίρες, κοιτάζοντας όχι μόνο για την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία αλλά και για τα νετρίνα και τα κύματα βαρύτητας. Ο καταρρέων αστρικός πυρήνας, βίαια να βράσουν του στην αρχή της έκρηξης, και η πιθανή μετάβασή του σε μια μαύρη τρύπα όχι μόνο παράγει μια έντονη έκρηξη νετρίνων αλλά και προκαλεί κυμάνσεις στον ιστό του χωρόχρονου. Αντίθετα από το φως, που υποβάλλεται σε βαριά επεξεργασία από τα υπερκείμενα στρώματα, αυτά τα σήματα δραπετεύουν άμεσα από την κατακλυσμική άβυσσο στο κέντρο της έκρηξης. Οι νέοι ανιχνευτές νετρίνων καθώς και των κυμάτων βαρύτητας μπορούν να είναι η πηγή της επόμενης έκπληξής μας στο μακρύ περιπετειώδες μυθιστόρημα για το πώς πεθαίνουν τα αστέρια.
Περίληψη
Πηγή: Άρθρο των Wolfgang Hillebrandt, Hans-Thomas Janka και Ewald Müller στο Scientific American στην Αμερικανική έκδοση
Leave a Comment