Μετά την έκρηξη ενός μεγάλου άστρου μια σουπερνόβα σπείρει νέους πλανήτες

Πηγή: ScienceDaily, 24 Οκτωβρίου 2007

Μια θεαματική νέα εικόνα δείχνει  πόσο σύνθετη μπορεί να είναι η μετά θάνατον ζωή ενός άστρου. Μελετώντας λεπτομερώς αυτή την εικόνα,  που φτιάχτηκε μετά από μια μακροχρόνια παρατήρηση του παρατηρητηρίου Chandra των ακτίνων X της NASA, οι αστρονόμοι μπορούν τώρα να καταλάβουν καλύτερα πώς μερικά αστέρια πεθαίνουν και διασκορπίζουν στο διάστημα στοιχεία, όπως είναι το οξυγόνο, για την επόμενη γενεά των άστρων και των πλανητών.

Όταν ένα πολύ μεγάλο αστέρι εκρήγνυται, δημιουργεί ένα κέλυφος καυτού αερίου που λάμπει έντονα στις ακτίνες X. Το Chandra είναι σε θέση να παρατηρήσει τα αστρικά συντρίμμια, που αποκαλύπτουν τη δυναμική αυτής της έκρηξης.

Τοποθετημένο περίπου 20.000 έτη μακριά στον αστερισμό του Κενταύρου, το κατάλοιπο G292.0+1.8  μιας παλιάς υπερκαινοφανούς έκρηξης παρουσιάζεται με λεπτομέρειες σε αυτήν την νέα σύνθετη εικόνα. Με τα χρώματα είναι η εικόνα που τράβηξε το παρατηρητήριο Chandra - η πιο βαθιά εικόνα στις ακτίνες X που λήφθηκε από αυτό το κατάλοιπο της σουπερνόβας - και το λευκό χρώμα είναι του ορατού φάσματος, από τη Digitized Sky Survey. 

Το G292.0+1.8 είναι ένα νέο κατάλοιπο σουπερνόβας που βρίσκεται στο Γαλαξία μας. Παρουσιάζει θεαματικές λεπτομέρειες από ένα γρήγορα διαστελλόμενο κελύφους αερίου, που είναι διαμέτρου 36 ετών φωτός και περιέχει μεγάλα ποσά οξυγόνου, νέου, μαγνησίου, πυριτίου και θείου. Οι σουπερνόβες παρουσιάζουν μεγάλο ενδιαφέρον επειδή είναι μια πρωταρχική πηγή των βαρέων στοιχείων (βαρύτερα του ηλίου), που θεωρούνται απαραίτητα για να σχηματίσουν τους πλανήτες και τη ζωή.

Αν και θεωρείται μια κλασσική περίπτωση ενός κατάλοιπου έκρηξης σουπερνόβας, η περίπλοκη δομή που παρουσιάζεται εδώ μας αποκαλύπτει μερικές εκπλήξεις.

Κοντά στο κέντρο του αντικειμένου G292.0+1.8 είναι το αέριο νεφέλωμα γύρω από το πάλσαρ, που φαίνεται ευκολότερα στις υψηλής ενέργειας ακτίνες X. Είναι μια μαγνητισμένη φυσαλίδα από σωματίδια υψηλής ενέργειας που περιβάλλει το πάλσαρ, ένα ταχύτατα περιστρεφόμενο άστρο νετρονίων που είναι ότι παρέμεινε στη θέση του πυρήνα του αρχικού μεγάλου άστρου που εξερράγη.

Το στενό, σαν πίδακας. χαρακτηριστικό που διατρέχει την εικόνα από το Βορρά στο Νότο είναι πιθανώς παράλληλο στον άξονα περιστροφής του πάλσαρ.

Το πάλσαρ βρίσκεται ελαφρώς κάτω και αριστερά του κέντρου G292.0+1.8. Υποθέτοντας ότι το πάλσαρ γεννήθηκε στο κέντρο του κατάλοιπου, θεωρείται ότι η ανάκρουση μετά την ασύμμετρη έκρηξη μπορεί να είχε μεταφέρει το πάλσαρ σε αυτήν την κατεύθυνση. Εντούτοις, η κατεύθυνση που έγινε η ανάκρουση και η κατεύθυνση περιστροφής του πάλσαρ δεν εμφανίζονται να ευθυγραμμίζονται, σε αντίθεση με τις φαινόμενες ευθυγραμμίσεις μεταξύ της περιστροφής και της διεύθυνσης ανάκρουσης φαίνονται σε μερικά άλλα κατάλοιπα σουπερνοβών.

Ένα άλλο κύριο χαρακτηριστικό αυτού του κατάλοιπου είναι η μακριά λευκή γραμμή που διατρέχει από το αριστερό προς τα δεξιά σε ολόκληρο το κέντρο, την ισημερινή ζώνη. Αυτή η δομή δημιουργήθηκε πιθανά όταν απέβαλε το αστέρι - προτού να πεθάνει δηλαδή - υλικό γύρω από τον ισημερινό του μέσω των αστρικών ανέμων. Ο προσανατολισμός της ισημερινής ζώνης προτείνει ότι το μητρικό αστέρι διατήρησε τον ίδιο άξονα περιστροφής και πριν και μετά αφότου εξερράγη.

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.

Μια αινιγματική πτυχή της εικόνας είναι η έλλειψη στοιχείων για λεπτές ίνες εκπομπής ακτίνων X υψηλής ενέργειας, που είναι πιθανά μια σημαντική περιοχή για την επιτάχυνση κοσμικών ακτίνων στα κατάλοιπα των υπερκαινοφανών. Αυτές οι ίνες φαίνονται σε άλλα κατάλοιπα υπερκαινοφανών, όπως της Cassiopeia Α, του Tycho και του Kepler.

Μια εξήγηση γι αυτήν έλλειψη των 'νημάτων' εκπομπής μπορεί να είναι ότι η ικανοποιητική επιτάχυνση των φορτίων εμφανίζεται πρώτιστα στα πολύ αρχικά στάδια της εξέλιξης των καταλοίπων των υπερκαινοφανών, και επειδή η ηλικία του G292.0+1.8 είναι αρκετές χιλιάδες χρόνια, είναι πάρα πολύ μεγάλο για να παρουσιάσει αυτά τα αποτελέσματα. Τα άλλα κατάλοιπα έχουν ηλικία μερικές εκατοντάδες χρόνια, κι είναι έτσι πολύ νεώτερο.

Πώς ξεκινάει μια υπερκαινοφανή έκρηξη

Ένα άστρο με, για παράδειγμα, 25 ηλιακές μάζες σπαταλάει γρήγορα τα υλικά του λάμποντας 80.000 φορές πιο έντονα απ' ό,τι ο ήλιος, με μια θερμοκρασία 35.000 βαθμών Κελσίου. Γι' αυτό η ζωή ενός τέτοιου άστρου στην Κύρια Ακολουθία (στην περίοδο δηλαδή της ωριμότητας του) δεν διαρκεί περισσότερο από 3 εκατομμύρια χρόνια, γιατί τόσο διαρκεί η σύντηξη του υδρογόνου που έχει μέσα του.

Στα άστρα αυτά οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο κέντρο τους συνεχίζονται έστω κι αν το υδρογόνο τους μετατράπηκε σε ήλιο. Έτσι, έχουμε την επανάληψη του ίδιου κύκλου: καύσης, συστολής του πυρήνα λόγω βαρύτητας, αύξησης της θερμοκρασίας, σύντηξης των υλικών του πυρήνα - και πάλι από την αρχή. Μ* αυτό τον τρόπο το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο, το ήλιο σε βηρύλλιο και άνθρακα κ.ο.κ. σε οξυγόνο, νέον, μαγνήσιο, πυρίτιο, φωσφόρο, αργό, ασβέστιο, και μέχρι το 26ο χημικό στοιχείο, το σίδηρο. Στο συνεχή τους δηλαδή αγώνα ενάντια στη βαρύτητα, τ' άστρα «καίνε» διαδοχικά τη «στάχτη» τους, τα προϊόντα δηλαδή της καύσης, των προηγούμενων θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Πρόκειται όμως για μια πάλη που αργά ή γρήγορα θα χάσουν. Γιατί όλα τ' άστρα κάποια μέρα θα πεθάνουν.

Άστρα με πέντε ηλιακές μάζες και πάνω καταναλώνουν το καύσιμο υδρογόνο τους φτάνοντας στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα μέσα σε μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Τα άστρα αυτά εξογκώνονται σε πραγματικούς κόκκινους υπεργίγαντες με διάμετρο 500-1.000 φορές τη σημερινή διάμετρο του ήλιου. Στο εσωτερικό ενός τέτοιου κόκκινου υπεργίγαντα οι διεργασίες που συμβαίνουν είναι τέτοιες ώστε όταν φτάσει η στιγμή ν' αρχίσει η συστολή του, δεν μπορεί να μετατραπεί σε λευκό νάνο με την απλή εκτόξευση των εξωτερικών του στρωμάτων (όπως γίνεται σε άστρα σαν τον ήλιο μας).

Τέτοιου είδους άστρα αναγκάζονται να εκραγούν με μια τεράστια έκρηξη, που είναι ένα από τα πιο βίαια φαινόμενα στο Σύμπαν. Η έκρηξη αυτή ονομάζεται σουπερνοβα και έχει αποτέλεσμα την κυριολεκτική διάλυση του άστρου που την προκάλεσε.

Ανάλογα με την ποσότητα των υλικών που έχει ένα άστρο τόσο μεγαλύτερη είναι και η έκρηξη που συνοδεύει το θάνατο του, αλλά και τόσο μικρότερη η διάρκεια της ζωής του. Σ' ένα άστρο 25 ηλιακών μαζών, για παράδειγμα, τα αποθέματα του υδρογόνου στον πυρήνα του εξαντλούνται μέσα σε 3 εκατομμύρια χρόνια και το καύσιμο ήλιο σε μερικές χιλιάδες χρόνια. Από εκεί κι έπειτα τα πάντα γίνονται σχεδόν αστραπιαία σε σύγκριση με την όλη διάρκεια της ζωής του. Ο άνθρακας εξαντλείται σε 200 χρόνια, το νέον σ' ένα χρόνο και μερικοί μόνο μήνες είναι αρκετοί για να «καεί» το οξυγόνο σχηματίζοντας πυρίτιο και θείο. Τελικά το πυρίτιο, μέσα σε μία μόνο ημέρα μεταστοιχειώνεται σε σίδηρο. Σ' αυτό το σημείο η ήρεμη ζωή του άστρου σταματάει και η διαδικασία της μετατροπής του σε σουπερνοβα αρχίζει.

Όταν στον πυρήνα ενός άστρου η θερμοκρασία φτάσει τα 3 δισεκατομμύρια βαθμούς Κελσίου, το πυρίτιο που έχει συγκεντρωθεί εκεί αρχίζει να μετατρέπεται σε σίδηρο κι έτσι μέσα σε μερικές ώρες η ποσότητα του σιδήρου στο κέντρο αρχίζει να μεγαλώνει. Όταν η σιδερένια καρδιά του υπεργίγαντα αρχίσει να συμπιέζεται από τη βαρύτητα των ανώτερων στρωμάτων του, η θερμοκρασία του αυξάνει ακόμη πιο πολύ. Έτσι φτάνει κάποια στιγμή που η κεντρική θερμοκρασία είναι αρκετά υψηλή για να αρχίσει η καύση του σιδήρου. Κάτι τέτοιο όμως δεν είναι μια απλή διαδικασία γιατί ο σίδηρος διαθέτει τον πιο σταθερό ατομικό πυρήνα, πράγμα που σημαίνει ότι όταν το χημικό αυτό στοιχείο εμπλέκεται σε πυρηνικές αντιδράσεις διάσπασης ή σύντηξης όχι μόνο δεν παράγει ενέργεια, αλλά αντίθετα την απορροφάει, γιατί η 'φωτοδιάσπαση' του σιδήρου (με τη βοήθεια φωτονίων υψηλής ενέργειας) είναι μια «ενδόθερμη» διαδικασία. Για να μετατραπεί δηλαδή ο σίδηρος σε βαρύτερα ή ελαφρότερα χημικά στοιχεία χρειάζεται ενέργεια, που σημαίνει ότι η ενέργεια αυτή δεν είναι διαθέσιμη για να συγκρατήσει το τεράστιο βάρος των ανώτερων στρωμάτων του άστρου, με αποτέλεσμα την ακόμη μεγαλύτερη συμπίεση του σιδερένιου αστρικού πυρήνα και την ακόμη μεγαλύτερη αύξηση της θερμοκρασίας σε αυτόν.

Έτσι όταν ο συγκεντρωμένος σίδηρος στην καρδιά του άστρου φτάσει στο Όριο Chandrasekhar (Τσαντρασεκάρ) 1,4 ηλιακές μάζες, η συμπίεση είναι τόσο μεγάλη ώστε η θερμοκρασία στο σιδερένιο πυρήνα του άστρου ξεπερνάει τους 4 δισεκατομμύρια βαθμούς Κελσίου. Τα υψηλής ενέργειας φωτόνια που παράγονται διασπούν το σίδηρο (με τη φωτοδιάσπαση του) σε ελαφρότερα χημικά στοιχεία (πχ ηλίου), με αποτέλεσμα την όλο και μεγαλύτερη απορρόφηση ενέργειας από την καρδιά του άστρου. Από εκεί και πέρα στο επόμενο ένα δευτερόλεπτο τα πάντα γίνονται με αστραπιαία ταχύτητα. Ο πυρήνας του άστρου διασπάται σε δύο τμήματα. Το εσωτερικό τμήμα του πυρήνα καταρρέει ανεμπόδιστο προς το κέντρο με ταχύτητα που φτάνει τα 80.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (πάνω από το 25% της ταχύτητας του φωτός). Η κατάρρευση αυτή συμπιέζει τα υλικά του τόσο πολύ, ώστε η διάμετρος του συρρικνώνεται από 6.000 σε μόνο 6 χιλιόμετρα. Έτσι η ύλη του κεντρικού αστρικού πυρήνα διασπάται στα θετικά πρωτόνια, στα αρνητικά ηλεκτρόνια και σε νετρόνια. Αλλά οι διαδικασίες δεν σταματούν εδώ.

Επειδή η πίεση είναι τεράστια, τα ηλεκτρόνια συγχωνεύονται με τα πρωτόνια δημιουργώντας νετρόνια και νετρίνα Σε χιλιοστά του δευτερολέπτου η ύλη του πυρήνα αποτελείται μόνο από νετρόνια και τεράστιες ποσότητες νετρίνων, που λόγω της μεγάλης πυκνότητας της ύλης δεν μπορούν να δραπετεύσουν. Σε δέκα χιλιοστά του δευτερολέπτου η πυκνότητα της αστρικής καρδιάς φτάνει να είναι τέσσερις φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα ενός ατομικού πυρήνα, ενώ η θερμοκρασία έχει φτάσει τους 100 δισεκατομμύρια βαθμούς Κελσίου. Πυκνότητα δηλαδή τόσο μεγάλη που αναγκάζει όλα αυτά τα υλικά (τα νετρόνια και τα νετρίνα) να εξοστρακιστούν με δύναμη προς τα έξω, σχηματίζοντας μια σφαίρα περίπου 20 χιλιομέτρων, όπου η πυκνότητα των υλικών είναι παρόμοια με την πυκνότητα ενός ατομικού πυρήνα (περίπου 200 εκατομμύρια τόνους ανά κυβικό εκατοστό).

Η εκτίναξη αυτή του εσωτερικού πυρήνα τον κάνει να συγκρουστεί βίαια με τον ακόμη καταρρέοντα εξωτερικό πυρήνα, δημιουργώντας έτσι ένα κρουστικό κύμα με περισσότερη ενέργεια απ* αυτήν που εκλύει ένας ολόκληρος γαλαξίας σε περίπου δέκα χρόνια Η δημιουργία του κρουστικού αυτού κύματος σηματοδοτεί τη γέννηση της σουπερνόβα Κι έτσι, καθώς το κρουστικό αυτό κύμα μαζί με τα νετρίνα διαστέλλεται μέσα στο καταρρέοντα εξωτερικό τμήμα του πυρήνα, επιτρέπει στα νετρίνα να διαφύγουν στο διάστημα Με την ταχύτητα του φωτός τα νετρίνα αυτά διαδίδουν πλέον στο Σύμπαν τα πρώτα μηνύματα του αστρικού θανάτου.

Κατάρρευση και έκρηξη

Ένα δευτερόλεπτο μετά την αρχή της δραματικής αυτής κατάρρευσης, το κρουστικό κύμα, με ταχύτητα που φτάνει τα 30.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο, ξεκινάει προς τα εξωτερικά στρώματα του άστρου, που συνεχίζει να καταρρέει κανονικά. Το κρουστικό όμως κύμα παρασέρνει στο διάβα του και συντρίβει τα υλικά του εξωτερικού πυρήνα που συναντάει. Η σύγκρουση αυτή παράγει αρκετές ποσότητες όλων των βαρέων χημικών στοιχείων, όπως το ασβέστιο, ο μόλυβδος και το ουράνιο. Ο αστρικός πυρήνας εκπέμπει πλέον τεράστιες ποσότητες νετρίνων, τα οποία με την αναχώρηση τους μεταφέρουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας  από την καρδιά του άστρου.

Το κρουστικό κύμα διασχίζει το άστρο μέσα σε μερικές ώρες και η τεράστια έκρηξη που επακολουθεί παράγει ενέργεια ίση με 3*10⁵³ έργια (μονάδα έργου), την ενέργεια δηλαδή που παράγει ο ήλιος σε δέκα τρισεκατομμύρια χρόνια, αν μπορούσε να ζήσει τόσο πολύ. Και όλη αυτή η ενέργεια εκλύεται σε μερικά μόνο δευτερόλεπτα. Τέτοιου είδους εκρήξεις μπορούν να συγκριθούν μόνο με τη Μεγάλη Έκρηξη που δημιούργησε το Σύμπαν στο οποίο ζούμε, πριν από περίπου 13.7 δισεκατομμύρια χρόνια. Με την διάλυση του άστρου η πρώτη φωτεινή αναλαμπή του ανακοινώνεται στο Σύμπαν.

Η αναλαμπή αυτή αποτελείται κυρίως από υπεριώδη ακτινοβολία που είναι αόρατη στα ανθρώπινα μάτια Μια ώρα όμως αργότερα τα εκτοξευόμενα υλικά έχουν χάσει αρκετή από την ταχύτητα τους και η ακτινοβολία που εκπέμπεται είναι ορατή.

Ύστερα από μια έκρηξη σουπερνόβα και ενώ το μεγαλύτερο μέρος του άστρου καταστρέφεται εκτοξευόμενο στο Διάστημα, ο πυρήνας του παραμένει στη θέση του ανέπαφος μεν αλλά σε φοβερά ασταθή κατάσταση. Αν η μάζα του αστρικού πυρήνα δεν ξεπερνάει περίπου τις 3 ηλιακές μάζες τότε οποιαδήποτε περαιτέρω συμπίεση του σταματάει. Αυτό που απομένει όταν η κατάρρευση και ο εξοστρακισμός σταματήσουν, είναι ένας γιγάντιος ατομικός πυρήνας νετρονίων με διάμετρο περίπου 20 χιλιομέτρων που περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του εκατοντάδες φορές κάθε δευτερόλεπτο. Είναι ένα άστρο νετρονίων γνωστότερο με την ονομασία πάλσαρ, γιατί εξαιτίας της γρήγορης περιστροφής του εκπέμπει περιοδικά ραδιοκύματα που δημιουργούνται από επιταχυνόμενα ηλεκτρόνια στο στροβιλιζόμενο μαγνητικό πεδίο του.

Όλα τα υπόλοιπα υλικά του άστρου εκτοξεύονται στο Διάστημα εμπλουτίζοντας έτσι το Σύμπαν με όλα τα χημικά στοιχεία της φύσης. Κι έτσι η έκρηξη μιας σουπερνόβα είναι ταυτόχρονα ένα τέλος και μια αρχή. Το εκρηκτικό τέλος της ζωής ενός άστρου απελευθερώνει όλα τα χημικά στοιχεία που είχαν δημιουργηθεί στην καρδιά του κατά τη διάρκεια της σύντομης σχετικά ζωής του, καθώς και πολλά άλλα που γεννήθηκαν τη στιγμή της έκρηξης. Η «σούπα» αυτή των χημικών στοιχείων εμπλουτίζει τα διάσπαρτα νεφελώματα αερίων και διαστημικής σκόνης από τα οποία θα γεννηθούν τα άστρα και οι πλανήτες των επόμενων γενεών. Χωρίς τις εκρήξεις των σουπερνόβα δηλαδή δεν θα υπήρχαν πλανήτες και δορυφόροι. Χωρίς τις σουπερνόβα δεν θα υπήρχε η Γη, δεν θα υπήρχαν βράχια, φυτά και ζώα. Χωρίς τις εκρήξεις των σουπερνόβα δεν θα υπήρχε ο άνθρωπος. Γιατί ολόκληρη η ύλη στο σώμα μας, όλα τα χημικά στοιχεία που το αποτελούν φτιάχτηκαν μέσα στην «κόλαση» τέτοιων αστρικών θανάτων. Ας μην ξεχνάμε ότι εκτός του υδρογόνου, του ηλίου, του δευτερίου και λίγου λιθίου όλα τα άλλα στοιχεία στο Σύμπαν 'γεννήθηκαν' δισσεκατομμύρια χρόνια τώρα σε εκρήξεις των σουπερνόβα.