Το βραβείο Νόμπελ φυσικής του 1983 στους Chandrasekhar και Fowler

Το 1983 έλαβαν το Νόμπελ Φυσικής αφ' ενός ο Ινδός Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), που ανήκε τότε στο Πανεπίστήμιο του Σικάγου, για τις θεωρητικές μελέτες του για τις φυσικές διαδικασίες που είναι σημαντικές για τη δομή και την εξέλιξη των άστρων και αφ' ετέρου ο William Fowler (1911-1995), του Τεχνολογικού Ιδρύματος της Καλιφόρνιας, για τις θεωρητικές και πειραματικές μελέτες του για τις πυρηνικές αντιδράσεις που είναι σημαντικές για το σχηματισμό των χημικών στοιχείων στο Σύμπαν. Και οι δύο συνέβαλαν στη θεμελίωση της αστροφυσικής.

Το κοινό τους θέμα ήταν η αστρική εξέλιξη. Ένα άστρο σχηματίζεται από νέφη αερίου και σκόνης, που υπάρχουν στους γαλαξίες. Κάτω από την επίδραση της βαρύτητας, υπάρχει μια αργή συμπύκνωση, που συμβάλλει στη διαμόρφωση ενός άστρου. Σε αυτήν την διαδικασία, ελευθερώνεται ενέργεια η οποία οδηγεί στη θέρμανση του νέου άστρου. Τελικά όταν η θερμοκρασία γίνει αρκετά υψηλή αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό του άστρου. Σαν αποτέλεσμα αυτών των αντιδράσεων, συντήκεται το υδρογόνο, που αποτελεί σημαντικό μέρος του άστρου, προς ήλιο. Αυτό εν συνεχεία δημιουργεί μια πίεση που σταματά τη συστολή και σταθεροποιεί το άστρο έτσι ώστε να συνεχίζεται η καύση του υδρογόνου, άρα και η ζωή του, για εκατομμύρια ή δισεκατομμύρια χρόνια.

Όταν όλο το υδρογόνο καταναλωθεί, τότε ξεκινούν άλλες πυρηνικές αντιδράσεις, ιδιαίτερα στα πιο μεγάλα αστέρια, αυξάνοντας όλο και περισσότερο το σχηματισμό των βαριών στοιχείων, μέχρι όμως το σίδηρο. Όταν η εξέλιξη φθάσει σε αυτό το στάδιο, το άστρο δεν μπορεί πλέον να αντισταθεί στη βαρύτητα, και ξεκινά κάποια μορφή κατάρρευσης, η ακριβής φύση της οποίας εξαρτάται από τη μάζα του αστεριού.

Σε μερικές περιπτώσεις η κατάρρευση παίρνει τη μορφή μιας γιγαντιαίας έκρηξης το ορατό αποτέλεσμα της οποίας είναι η δημιουργία ενός υπερκαινοφανούς. Τότε δημιουργείται μια σύντομη αλλά εξαιρετικά έντονη ροή νετρονίων στο διάστημα, η οποία οδηγεί στο σχηματισμό των βαρύτερων στοιχείων. Για τα λιγότερα βαριά αστέρια που έχουν μια μάζα σαν τον ήλιο μας, η κατάρρευση προκαλεί έναν λευκό νάνο. Η ύλη σε αυτά έχει συμπιεστεί τόσο έτσι ώστε το ένα κυβικό εκατοστό να ζυγίζει γύρω στο 1 κιλό. Οι φλοιοί των ηλεκτρονίων στα άτομα έχουν συμπιεστεί και το άστρο αποτελείται μόνο από  τους πυρήνες και αέριο ηλεκτρονίων. Για τα ελαφρώς βαρύτερα αστέρια, το τελικό στάδιο είναι μια ακόμη συμπιεσμένη κατάσταση στην οποία τα ηλεκτρόνια εισχωρούν στους πυρήνες και τα πρωτόνια ενώνονται με τα ηλεκτρόνια για να σχηματίσουν τα νετρόνια. Για τα βαρύτερα αστέρια που έχουν μια μάζα πάνω από 2-3 ηλιακές μάζες, η δύναμη της βαρύτητας γίνεται τόσο ισχυρή που η ύλη "εξαφανίζεται" σχηματίζοντας μια μαύρης τρύπα.

Ο Chandrasekhar περιέγραψε θεωρητικά την εξέλιξη ορισμένων άστρων, ειδικά αυτών που τελειώνουν τη ζωή τους σαν λευκοί νάνοι. Με τη βοήθεια σχετικιστικών εξισώσεων για εκφυλισμένα αέρια ηλεκτρονίων βρήκε τη σχέση πίεσης και πυκνότητας, που έδωσε ένα ανώτατο όριο μάζας για αυτούς τους λευκούς νάνους. Σύμφωνα με τον Chandrasekhar όταν εξαντλήσουν τα πυρηνικά τους καύσιμα, τα βαριά άστρα, δεν μπορούν στο τέλος της ζωής τους να γίνουν λευκοί νάνοι αστέρες αλλά θα καταρρεύσουν σε αστέρες νετρονίων, ένα πολύ συμπυκνωμένο αντικείμενο, όπου όλα τα πρωτόνια μετατράπηκαν σε νετρόνια.

Ο Fowler ερμήνευσε τη παραγωγή ενέργειας των άστρων όταν τελειώνουν τα πυρηνικά τους καύσιμα καθώς γερνάνε. Σε αυτό το στάδιο δημιουργούνται νέα, βαριά, στοιχεία, τα οποία εκτοξεύονται στο διάστημα, που μαζί με την διαστρική πρώτη ύλη συνθέτουν νέα άστρα. Ένα τέτοιο παράδειγμα αποτελούν οι εκρήξεις των υπερκαινοφανών, στις οποίες ύλη από τα πολύ μεγάλα  άστρα εκτινάσσονται στο διάστημα, μέσα στην οποία βρίσκονται τα βαριά στοιχεία. Τις λεπτομερείς έρευνες για αυτές τις πολύ σπουδαίες πυρηνικές αντιδράσεις στα άστρα και το σχηματισμό των βαρέων στοιχείων αποσαφήνισε ο Fowler και θεωρητικά και πειραματικά χρησιμοποιώντας επιταχυντές. Μια από τις επιτυχίες του ήταν η αποσαφήνιση του κύκλου Άνθρακα-Αζώτου-Οξυγόνου (CNO). Έδειξε επίσης ότι ο κύκλος πρωτονίου-πρωτονίου (p-p) κυριαρχεί στα μικρά άστρα με μάζα μικρότερη από  το 1.2 της μάζας του ήλιου μας.

Από την ιστορία της φυσικής

Η αστροφυσική είναι μια από τις περιοχές της φυσικής που αναπτύχθηκε πολύ γρήγορα κατά τη διάρκεια των τελευταίων σαράντα ετών. Μέσω των δορυφόρων έγινε δυνατόν να μελετηθούν οι διαφορετικές φυσικές διαδικασίες που πραγματοποιούνται στα αστέρια, γαλαξίες, μαύρες τρύπες και κβάζαρς. Το διάστημα έγινε το νέο εργαστήριο των φυσικών. Είναι αλήθεια ότι πειράματα δεν μπορούν να πραγματοποιηθούν, όπως πραγματικά τα εννοούμε, αλλά μπορούμε να παρατηρήσουμε φαινόμενα που δεν μπορούν ποτέ να παρατηρηθούν στα επίγεια εργαστήρια. Στο διάστημα βρίσκουμε την ύλη στις πιο ακραίες μορφές, άστρα σε πάρα πολύ υψηλές θερμοκρασίες και με πάρα πολύ υψηλές πυκνότητες, και σωματίδια και ακτινοβολία με μια ενέργεια που δεν μπορούμε να φθάσουμε, ακόμα και με τους μεγαλύτερους επιταχυντές.

Από τη στιγμή της γέννησής τους από τη διαστρική πρώτη ύλη μέχρι το θάνατο τους, τα αστέρια υφίστανται πολλές φυσικές διεργασίες. Στην πρώτη φάση τα αστέρια σχηματίζονται από πυκνά νέφη αερίου και σκόνης, που βρίσκονται εντός των γαλαξιών. Κάτω από την επίδραση της βαρύτητας, αυτή η ύλη συμπυκνώνεται και συμβάλλει για να σχηματισθεί ένα αστέρι. Κατά τη διάρκεια αυτών των διαδικασιών ελευθερώνεται ενέργεια η οποία οδηγεί σε μια άνοδο της θερμοκρασίας του νεοδημιουργηθέντος άστρου. Τελικά, όταν η θερμοκρασία γίνεται πάρα πολύ υψηλή αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις μέσα στο αστέρι.

Το υδρογόνο, που είναι το αρχικό συστατικό των άστρων, συντήκεται για να σχηματισθεί το ήλιο. Κατά τη διάρκεια αυτής της διαδικασίας ενισχύεται η πίεση, προς τα έξω, αποτρέποντας έτσι την περαιτέρω συστολή ενώ το αστέρι σταθεροποιείται. Σε αυτή την κατάσταση μπορεί να συνεχίσει την καύση του υδρογόνου για εκατομμύρια ή για δισεκατομμύρια χρόνια ανάλογα με το μέγεθος του. Όταν το υδρογόνου τελειώσει, αρχίζει η πυρηνική καύση άλλων στοιχείων και ειδικά στα πιο μεγάλα αστέρια σχηματίζονται νέα βαρύτερα στοιχεία. Ένας ιδιαίτερα αποτελεσματικός τύπος πυρηνικής αντίδρασης είναι η διαδοχική προσθήκη νετρονίων. Τελικά, όταν το αστέρι εξαντλήσει όλα του τα καύσιμα αποτελείται σε μεγάλο βαθμό από βαρύτερα στοιχεία, κυρίως από σίδηρο και γειτονικά του στοιχεία. Σε αυτή τη φάση το αστέρι δεν μπορεί πλέον να αντισταθεί στην πίεση της βαρύτητας και καταρρέει. Στο τέλος αυτό που απομένει εξαρτάται από τη μάζα του αρχικού άστρου.

Για τα ελαφρύτερα άστρα με μια μάζα κατά προσέγγιση ίση με αυτήν του ήλιου, η κατάρρευση οδηγεί σε έναν λευκό νάνο. Το άστρο ονομάζεται έτσι λόγω του μικρού του μεγέθους, που οδηγεί σε μια αύξηση της πυκνότητάς του σε περίπου 10 τόνους ανά κυβικό εκατοστό. Ο μηχανισμός για αυτή την κατάρρευση είναι ο εξής: Οι φλοιοί των ηλεκτρονίων συντρίβονται, και έτσι το άστρο αποτελείται από τους πυρήνες μέσα σε ένα αέριο ηλεκτρονίων.

Για τα κάπως βαρύτερα αστέρια, η κατάρρευση μπορεί να οδηγήσει σε μια έκρηξη και το ορατό αποτέλεσμα της είναι ένας υπερκαινοφανής. Αυτή συνοδεύεται από μια σύντομη αλλά έντονη ροή νετρονίων η οποία οδηγεί στο σχηματισμό των βαρύτερων στοιχείων από το σίδηρο. Σε αυτά τα βαριά αστέρια η κατάρρευση μπορεί να οδηγήσει σε ένα ακόμη στάδιο. Τα ηλεκτρόνια συμπιέζονται τόσο που εισχωρούν στον πυρήνα. Εκεί ενώνονται με τα πρωτόνια και σχηματίζουν νετρόνια. Έτσι σχηματίζεται ένα άστρο νετρονίων, με πάρα πολύ υψηλή πυκνότητα, 100 εκατομμύρια τόνοι ανά κυβικό εκατοστό. Ένα αστέρι με μια μάζα 1 έως 2 φορές αυτή του ήλιου μας μπορεί να συμπιεστεί τόσο ώστε η ακτίνα του να είναι περίπου 10 km μόνο. Ένα αστέρι νετρονίων είναι ουσιαστικά μια σφαίρα νετρονίων σε μια ρευστή μορφή, που περιβάλλεται από μια στερεά κρούστα η οποία είναι πάρα πολύ σκληρότερη από το χάλυβα.

Η κατάρρευση των ακόμα βαρύτερων άστρων μπορεί να οδηγήσει στο πιο εξωτικό αντικείμενο του Σύμπαντος, μια μαύρη τρύπα. Εδώ η βαρυτική δύναμη είναι τόσο ισχυρή ώστε όλη η ύλη, που απορροφάται από την οπή χάνει την ταυτότητά της, και συμπιέζεται σε ένα απείρως μικρό όγκο, δηλ. ένα μαθηματικό σημείο. Ακόμη και το φως, δεν μπορεί να ξεφύγει από το εσωτερικό της μαύρης τρύπας, προς τον εξωτερικό κόσμο, για αυτό και λέγεται μαύρη τρύπα. Η ύπαρξη μιας μαύρης οπής μπορεί να αποκαλυφθεί μέσω της ακτινοβολίας που εκπέμπεται από την ύλη η οποία, καθώς απορροφάται, αυξάνει την θερμοκρασία της σε υψηλά επίπεδα πριν τελικά εξαφανιστεί μέσα σε αυτήν.

Με τα παραπάνω έγινε νομίζουμε σαφές ότι κατά τη διάρκεια της εξέλιξής τους τα άστρα υπόκεινται σε πολλές διαφορετικές φυσικές διαδικασίες θεμελιώδους σημασίας. Η συμβολή των Subrahmanyan Chandrasekhar και William Fowler ήταν σημαντική για την πλήρη κατανόηση αυτών των διαδικασιών.

Home