Οι αστρικές υπερκαινοφανείς εκρήξεις

Άρθρο, Ιούλιος 2007

Στους διάφορους γαλαξίες τα άστρα γεννιούνται, εξελίσσονται και πεθαίνουν διαρκώς. Το πώς όμως θα πεθάνουν και τι θα αφήσουν πίσω τους εξαρτάται από την αρχική τους μάζα. Τα περισσότερα βέβαια πεθαίνουν ήρεμα, και ψύχονται αργά αργά όταν τελειώσουν τα καύσιμα τους. Όμως, μερικά πεθαίνουν απότομα και βίαια. Εκρήγνυνται ως υπερκαινοφανείς, με εκρήξεις τόσο ισχυρές, που για ένα σχετικά μικρό χρονικό διάστημα λάμπουν περισσότερο ακόμη και από έναν ολόκληρο γαλαξία.

Αριστερά: Το Νεφέλωμα του Καρκίνου που είναι τα αεριώδη συντρίμμια της κατάρρευσης του πυρήνα του σουπερνόβα που παρατηρήθηκε το 1054 μ.Χ.

Μια από αυτές τις θεαματικές επιθανάτιες εκρήξεις παρατηρήθηκε από Κινέζους και Άραβες αστρονόμους το 1054, καθώς η λάμψη της ήταν τόσο έντονη, που φαινόταν στο φως της μέρας επί 23 μέρες. Παρόμοια ο Δανός αστρονόμος Tycho Brahe παρατήρησε μια παρόμοια έκρηξη το 1572, ενώ από τη δεκαετία του 1930 έχουμε δει εκατοντάδες άστρα να πεθαίνουν με τον ίδιο δραματικό τρόπο.

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.

Οι αστρικές υπερκαινοφανείς εκρήξεις συμβαίνουν στο τέλος της ζωής γιγάντιων άστρων με υλικά μερικές δεκάδες ηλιακές μάζες. Σ' ένα τέτοιο άστρο τα αποθέματα του υδρογόνου στον πυρήνα του εξαντλούνται μέσα σε μερικά εκατομμύρια χρόνια και το καύσιμο ήλιο σε μερικές χιλιάδες χρόνια. Μετά τα πάντα γίνονται σχεδόν αστραπιαία σε σύγκριση με την όλη διάρκεια της ζωής του άστρου. Οι πυρηνικές στάχτες του υδρογόνου και του ηλίου, δηλαδή ο άνθρακας εξαντλείται σε 200 χρόνια, ύστερα το νέον εξαντλείται σε ένα χρόνο και μερικοί μόνο μήνες είναι αρκετοί για να καεί το οξυγόνο σχηματίζοντας πυρίτιο και θείο. Τελικά το πυρίτιο, μέσα σε μία μόνον ημέρα,  μεταστοιχειώνεται σε σίδηρο. Σ' αυτό το σημείο η ήρεμη ζωή του άστρου σταματάει και αρχίζει η διαδικασία της μετατροπής του σε σουπερνόβα.
 

Όταν στον πυρήνα ενός άστρου η θερμοκρασία φτάσει τα τρία δισεκατομμύρια βαθμοί 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, π 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 οδηγεί σε πραγματικά καταστροφικές διαδικασίες γιατί ο σίδηρος διαθέτει τον πιο σταθερό ατομικό πυρήνα, άρα για να μετατραπεί ο σίδηρος σε βαρύτερα χημικά στοιχεία χρειάζεται ενέργεια που σημαίνει ότι η ενέργεια αυτή δεν είναι διαθέσιμη για να συγκρατήσει το τεράστιο βάρος των ανώτερων στρωμάτων του άστρου. Το αποτέλεσμα είναι η ακόμη μεγαλύτερη συμπίεση του σιδερένιου αστρικού πυρήνα και η ακόμη μεγαλύτερη αύξηση της  θερμοκρασίας μέσα σ' αυτόν.

Ταξινόμηση υπερκαινοφανών

Η μελέτη των υπολειμμάτων των σουπερνόβα μας διδάσκει πολλά για τη φύση της έκρηξης που τους δημιούργησε. Συνήθως οι σουπερνόβα ταξινομούνται σε δύο τύπους που διαφέρουν μεταξύ τους ως προς την εξέλιξη της φωτεινότητας τους. Στον Τύπο Ι, η μέγιστη φωτεινότητα είναι μεγαλύτερη απ' ό,τι στον Τύπο ΙΙ, και η μείωση της είναι πιο ακανόνιστη, κατά διαδοχικά στάδια.

Οι θεωρητικοί αστροφυσικοί δεν συμφωνούν απόλυτα μεταξύ τους σχετικά με την ερμηνεία που θα πρέπει να δοθεί σε αυτά τα δύο είδη σουπερνόβα. Κάποιοι από αυτούς, με βάση τη σύγκριση φασμάτων εκπεμπόμενου φωτός από τα δύο είδη σουπερνόβα, πιστεύουν πως οι εκρηγνυόμενοι αστέρες διαφέρουν απλώς ως προς τη χημική τους σύνθεση. Γενικά, κατατάσσουμε τους αστέρες σε δύο διαφορετικούς «πληθυσμούς» που διαφέρουν ως προς τη χημική τους σύνθεση και την ηλικία τους.

Ο Πληθυσμός II αποτελείται από γηραιούς αστέρες, σύγχρονους του σχηματισμού των γαλαξιών, οι οποίοι για αυτόν ακριβώς το λόγο, περιέχουν λίγα μόνο «μέταλλα» (όλα τα στοιχεία εκτός του υδρογόνου και του ήλιου). Ο Πληθυσμός ΙΙ επικρατεί στους ελλειπτικούς γαλαξίες, που έχουν χάσει σχεδόν όλη την ποσότητα των αερίων τους και όπου ο ρυθμός γενέσεων νέων αστέρων είναι μηδενικός, καθώς επίσης και στην άλω των σπειροειδών γαλαξιών.

Ο Πληθυσμός Ι αντίθετα, αποτελείται από νεαρούς αστέρες που σχηματίσθηκαν στους δίσκους των σπειροειδών γαλαξιών, άρα εμπλουτισμένους από γεννησιμιού τους με «μέταλλα» που πλαστουργήθηκαν από ολόκληρες γενιές αστέρων. Οι σουπερνόβα, λοιπόν, του Τύπου Ι παρατηρούνται σε όλα τα είδη των γαλαξιών (σπειροειδείς ή ελλειπτικούς), ενώ του Τύπου II παρατηρούνται μόνο στους σπειροειδείς. Επομένως, θα ήταν εύλογο να υποθέσουμε πως οι σουπερνόβα τύπου II ανήκουν στον πληθυσμό Ι, ενώ οι σουπερνόβα τύπου Ι ανήκουν στον πληθυσμό ΙΙ. Ωστόσο, η αντιστοιχία αυτή είναι αν μη τι άλλο ανακριβής, μια και η κατάσταση είναι πολύ πιο περίπλοκη.

Ενώ οι θεωρητικοί συμφωνούν πως οι σουπερνόβα Τύπου II οφείλονται στην έκρηξη αστέρων μεγάλης μάζας (μεγαλύτερης από 10 ηλιακών μαζών M) με ταυτόχρονο σχηματισμό αστέρων νετρονίων, υπάρχουν πολλαπλές διαφορετικές ερμηνείες σχετικά με τον Τύπο Ι. Τα θεωρητικά πρότυπα υποδεικνύουν πως η βαρυτική κατάρρευση ενός μοναδικού αστέρα μίας έως οκτώ ηλιακών μαζών δεν αποφέρει πολύ σπουδαία αποτελέσματα: ένα πλανητικό νεφέλωμα με ένα λευκό νάνο ή, το πολύ-πολύ, έναν αστέρα νετρονίων, αλλά χωρίς μεγάλη έκλυση ενέργειας. Αντίθετα, οι αστέρες μεταξύ οκτώ και δέκα ηλιακών μαζών μπορούν να εκραγούν γεννώντας σουπερνόβα Τύπου Ι, αφού η ενέργεια παρέχεται από την καύση του άνθρακα.

Η διάσπαση του λευκού νάνου και η έκρηξη του

Η πρώτη ομάδα άστρων τύπου που εκρήγνυται σε υπερκαινοφανείς τύπου la, δε φαίνεται να περιέχουν ούτε ίχνος υδρογόνου. Αυτό σημαίνει ότι προέρχονται από άστρα που, όταν βρίσκονταν ακόμη εν ζωή, μετέτρεψαν εξ ολοκλήρου το υδρογόνο τους σε βαρύτερα στοιχεία. Αυτοί οι υπερκαινοφανείς εκλύουν πάντοτε την ίδια ποσότητα ενέργειας, και η λαμπρότητα τους ελαττώνεται με τον ίδιο ρυθμό που αυξανόταν κατά την αρχική έκρηξη. Άστρα χωρίς όμως καθόλου υδρογόνο είναι οι λευκοί νάνοι, που είναι περίπου στο μέγεθος της Γης αλλά με μάζα συγκρίσιμη με αυτή του ήλιου.

Συνεπώς οι λευκοί νάνοι λόγω της έλλειψης υδρογόνου στη σύσταση τους, θα έλεγε κάποιος ότι είναι υποψήφια αντικείμενα για να γίνουν υπερκαινοφανείς. Το πρόβλημα είναι, ωστόσο, ότι οι λευκοί νάνοι είναι από τα πιο σταθερά άστρα που θα μπορούσε να φανταστεί κανείς. Η ύλη τους έχει συμπυκνωθεί και βρίσκεται υπό τεράστια πίεση λόγω της βαρύτητας, αλλά όταν η πυκνότητα της ύλης γίνεται τόσο μεγάλη, οι τροχιές των ηλεκτρονίων προσεγγίζουν τόσο πολύ μεταξύ τους, που προκύπτει μια τρομακτική δύναμη απώθησης. Οι λευκοί νάνοι οφείλουν τη σταθερότητα τους στην κατάσταση ισορροπίας μεταξύ αυτού του φαινομένου, που ονομάζεται εκφυλισμός των ηλεκτρονίων, και της βαρύτητας.

Αλλά υπάρχουν και όρια για το πόση βαρυτική πίεση μπορούν να αντέξουν. 0 Subrahmanyan Chandrasekhar (Τσαντρασεκάρ) απέδειξε ότι η μάζα των λευκών νάνων δεν μπορεί να υπερβεί τις 1,4 - κατά προσέγγιση- ηλιακές μάζες, γιατί τότε η βαρύτητα θα υπερνικήσει την πίεση του εκφυλισμού των ηλεκτρονίων, με αποτέλεσμα ο λευκός νάνος να χάσει τη σταθερότητα του. Αυτό σημαίνει ότι αν οι λευκοί νάνοι μπορούν να οδηγήσουν σε υπερκαινοφανή έκρηξη, θα πρέπει να υπάρχει ένας τρόπος να αυξηθεί η μάζα τους πάνω από αυτό το όριο.

Το 1960 οι αστρονόμοι Fred Hoyle και Willy Fowler υποστήριξαν ότι θα μπορούσε ο λευκός νάνος να είναι η αιτία μιας υπερκαινοφανούς έκρηξης, αν βρίσκεται σε ένα σύστημα δύο άστρων. Αν η απόσταση μεταξύ των δύο άστρων του δυαδικού συστήματος είναι αρκετά μικρή, τότε το ισχυρό βαρυτικό πεδίο του λευκού νάνου θα αρχίσει να απορροφά ύλη από το άστρο-συνοδό του, έως ότου φτάσει στο κρίσιμο όριο των 1.4 ηλιακών μαζών. Τότε διαταράσσεται η σταθερότητα του λευκού νάνου, λόγω της πίεσης από τον εκφυλισμό των ηλεκτρονίων, και για ελάχιστο χρονικό διάστημα στο εσωτερικό του θα δημιουργηθούν τόσο υψηλές πιέσεις και θερμοκρασίες, που θα πυροδοτηθούν άμεσα διεργασίες σύντηξης άνθρακα και οξυγόνου με εκρηκτικό τρόπο.

Οι βίαιες αυτές θερμοπυρηνικές διεργασίες εξελίσσονται περίπου με τον τρόπο που ξεσπάει μια πυρκαγιά. Ένα μέτωπο «φωτιάς» εξαπλώνεται μέσα στο άστρο, αφήνοντας πίσω του «πυρηνική στάχτη» υπό μορφή νικελίου. Κάποια στιγμή, οι διεργασίες σύντηξης θα επικεντρωθούν μόνο σε ορισμένες περιοχές, πιθανότατα στην επιφάνεια θυλάκων που είναι γεμάτοι από αυτή τη στάχτη και οι οποίοι βρίσκονται βαθιά μέσα στο εσωτερικό του λευκού νάνου. Επειδή αυτοί οι θύλακες με τα υπολείμματα των διεργασιών σύντηξης είναι ελαφρύτεροι από το γύρω περιβάλλον, θα αναδυθούν προς την επιφάνεια του άστρου, όπως οι φυσαλίδες του ατμού μέσα σε ένα καζάνι με νερό που βράζει.

Δυστυχώς ούτε και αυτή η περιγραφή έκανε τους αστρονόμους να πειστούν για το ότι μια ανεξέλεγκτη θερμοπυρηνική αντίδραση (σε ένα λευκό νάνο δυαδικού συστήματος) μπορεί να είναι η αιτία των υπερκαινοφανών εκρήξεων. Το πρόβλημα είναι ότι η πυρηνική «φλόγα» σβήνει πριν οι αντιδράσεις προλάβουν να μεταδοθούν σε ολόκληρο το άστρο. Η ενέργεια που εκλύεται κάνει το άστρο να διαστέλλεται και να ψύχεται, και τότε σταματούν οι θερμοπυρηνικές διεργασίες. Σε αντίθεση με μια συνηθισμένη βόμβα, δεν υπάρχει κάποιο τοίχωμα που να συγκρατεί το υλικό που εκρήγνυται και να το εμποδίζει να σβήσει από μόνο του.

Μια εξήγηση για τους λευκούς νάνους πάνω από 1.4 ηλιακές μάζες

Πάνω από το το όριο Τσαντρασεκάρ δεν είναι δυνατό να υπάρξει ισορροπία μεταξύ βαρύτητας και κβαντικής πίεσης των ηλεκτρονίων. Εντούτοις, ο 'νέος' σίδηρος που παράγεται αδιάκοπα στις στιβάδες που περιβάλλουν τον πυρήνα του υπεργίγαντα άστρου, βυθίζεται λόγω του βάρους του και επικάθεται στον πυρήνα. Έτσι, έρχεται αναπόφευκτα κάποια στιγμή που η κεντρική μάζα - η οποία αποτελείται από πυρήνες σιδήρου και εκφυλισμένα ηλεκτρόνια - ξεπερνά το όριο Chandrasekhar.

Κάνοντας εκτεταμένες, τρισδιάστατες προσομοιώσεις σε υπολογιστή, οι Γερμανοί αστρονόμοι Wolfgang Hillebrandt, Hans-Thomas Janka και Ewald Mullerrou του Ινστιτούτου Αστροφυσικής Max Planck απέδειξαν ότι, λόγω των αναταράξεων, ένας λευκός νάνος μπορεί να κομματιαστεί μέσα σε δευτερόλεπτα. Τα υπολείμματα του εκσφενδονίζονται με ταχύτητες 10.000 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο, κάτι που επιβεβαιώνεται από παρατηρήσεις που έχουν γίνει. Οι προσομοιώσεις αυτές βοήθησαν πάρα πολύ στη διαλεύκανση του μυστήριου, παραμένουν όμως αναπάντητα αρκετά ερωτήματα.

Ένα σενάριο για τους λευκούς νάνους λέει το εξής: υπολογίζεται ότι κάθε αστέρας με αρχική μάζα μεγαλύτερη από 10 ηλιακές μάζες Μ (πυρήνας και στρώματα μαζί), μπορεί να αναπτύξει έναν πυρήνα με μάζα μεγαλύτερη από 1,4 Μ. Η πυκνότητα φθάνει τότε το 1 δισεκατομμύριο g/cm3. Ο πυρήνας από εκφυλισμένη ύλη υποχωρεί ξαφνικά και καταρρέει, ενώ μέσα σε ένα δέκατο του δευτερολέπτου η θερμοκρασία εκτοξεύεται στα 5 δισεκατομμύρια βαθμούς. Από εκεί και πέρα στο επόμενο δευτερόλεπτο τα πάντα γίνονται με αστραπιαία ταχύτητα. Ο πυρήνας του άστρου διασπάται σε δυο 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 διάμετρός του συρρικνώνεται από 6.000 σε 6 μόνο χιλιόμετρα. Φανταστείτε, δηλαδή, τη Γη ολόκληρη να συμπιέζεται ξαφνικά και σε χιλιοστά του δευτερολέπτου να παίρνει το μέγεθος μιας μικρής πόλης.

Εν συνεχεία τα φωτόνια που ξεχύνονται από την τεράστια θερμοκρασία μεταφέρουν τόση ενέργεια, ώστε προκαλούν διάσπαση των πυρήνων του σιδήρου, μετατρέποντας τους σε σκόνη από πυρήνες ηλίου. Πρόκειται για το φαινόμενο της φωτοδιάσπασης.

Η νετρονιοποίηση του πυρήνα και η δημιουργία ενός χειμάρρου νετρίνων

Αντίθετα με τις πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης που αυξάνουν το μέγεθος των πυρήνων και απελευθερώνουν ενέργεια, η φωτοδιάσπαση θραύει τους πυρήνες και απορροφά ενέργεια. Τίποτε πιο καταστροφικό δεν μπορεί να συμβεί για την ισορροπία του αστρικού πυρήνα. Όλο και πιο ανήμπορος ο πυρήνας του άστρου απέναντι στην επερχόμενη συντριβή, βλέπει τη θερμοκρασία του να αυξάνεται ακατάπαυστα, μέχρις ότου ακόμη και τα άτομα του ηλίου να αποσυντεθούν στα πιο στοιχειώδη συστατικά τους: πρωτόνια, νετρόνια και ηλεκτρόνια.

Σε τέτοιες θερμοκρασίες, όμως, τα ηλεκτρόνια κινούνται με ταχύτητες παραπλήσιες με εκείνη του φωτός. Έτσι, αν και εκφυλισμένα, χάνουν πια και τις τελευταίες δυνατότητες να αντισταθούν στις δυνάμεις συμπίεσης. Μέσα σε ένα δέκατο του δευτερολέπτου τα ηλεκτρόνια συνωθούνται στο εσωτερικό των πρωτονίων, όπου τα ηλεκτρικά τους φορτία εξουδετερώνονται. Με αυτόν τον τρόπο δημιουργούνται νετρόνια και χείμαρροι νετρίνων με την ταχύτητα σχεδόν του φωτός.

Το νετρίνο παρουσιάζει συνήθως τόσο μικρή αλληλεπίδραση με την ύλη ώστε μπορεί να διαπεράσει ένα τεράστιο πάχος της χωρίς να αναχαιτίζεται, ούτε να εκτρέπεται. Ωστόσο, μέσα στον πυρήνα ενός συμπαγούς αστέρα υπό βαρυτική κατάρρευση, ο κατακλυσμός των νετρίνων που απελευθερώνονται από τη διαδικασία νετρονιοποίησης του πυρήνα του άστρου, μεταφέρει τόση πολλή ενέργεια, ώστε το αστρικό περίβλημα «υποδέχεται» το ωστικό κύμα των νετρίνων και απορροφά ένα σημαντικό τμήμα του. Το υπόλοιπο μέρος διαφεύγει από τον αστέρα με την ταχύτητα του φωτός και αρχίζει να διασχίζει, χωρίς κανένα πια εμπόδιο, το διαστρικό διάστημα.

Η περιγραφή μιας υπερκαινοφανής έκρηξης

Όταν η πυκνότητα της αστρικής καρδιάς γίνεται τέσσερις φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα ενός ατομικού πυρήνα, αναγκάζει όλα τα υλικά του εσωτερικού πυρήνα του άστρου (τα νετρόνια και τα νετρίνα όπως είπαμε) να εξοστρακιστούν με δύναμη προς τα έξω. Η εκτίναξη αυτή του εσωτερικού πυρήνα τον κάνει να συγκρουστεί βίαια με τον καταρρέοντα ακόμα εξωτερικό πυρήνα, δημιουργώντας έτσι ένα ωστικό 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 κύμα αυτό μαζί με τα νετρίνα διαστέλλεται μέσα στον καταρρέοντα εξωτερικό αστρικό πυρήνα, επιτρέπει στα νετρίνα να διαφύγουν στο διάστημα.

Τα νετρίνα αυτά με την ταχύτητα του φωτός μεταφέρουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας από την καρδιά του άστρου και διαδίδουν πλέον στο Σύμπαν τα πρώτα μηνύματα του αστρικού θανάτου.

Ένα δευτερόλεπτο μετά την αρχή της δραματικής αυτής κατάρρευσης το ωστικό κύμα με ταχύτητα που φτάνει τα 30.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο, σαν μια απόκοσμη τεράστια μπουλντόζα ξεκινάει προς τα εξωτερικά στρώματα του άστρου, που δεν έχει προφτάσει ακόμη να «συνειδητοποιήσει» τι συμβαίνει στον πυρήνα του. Το ωστικό αυτό κύμα παρασέρνει στο διάβα του και συντρίβει τα αστροϋλικά που συναντά. Η σύγκρουση αυτή παράγει αρκετές ποσότητες όλων των βαρέων χημικών στοιχείων, όπως το ασβέστιο, ο μόλυβδος και το ουράνιο.

Το ωστικό κύμα διασχίζει το άστρο μέσα σε μερικές ώρες και η τεράστια έκρηξη που επακολουθεί παράγει ενέργεια ίση με την ενέργεια που παράγει ο ήλιος σε δέκα τρισεκατομμύρια χρόνια, αν μπορούσε να ζήσει τόσο πολύ. Και όλη αυτή η ενέργεια εκλύεται σε μερικά μόνον δευτερόλεπτα!

Το ωστικό κύμα μεταφέροντας την γιγάντια αυτή ποσότητα της ενέργειας, παρασύρει τα πάντα και σαρώνει κυριολεκτικά την επιφάνεια του αστέρα. Έτσι το «αστρικό πρότυπο» της αρχικής μάζας των 25 M που αναφερθήκαμε, εκτινάσσει τα 24 M και αφήνει μόνο ένα υπόλειμμα 1 M με τη μορφή ενός αστέρα νετρονίων.

Αυτό είναι το φαινόμενο της σουπερνόβα ή της υπερκαινοφανούς έκρηξης.

Η κατάρρευση στα βαριά άστρα και η δράση των νετρίνων στη δημιουργία των υπερκαινοφανών

Υπάρχει όμως και ένας άλλος τρόπος δημιουργίας υπερκαινοφανών. Αυτός ο τρόπος οφείλεται στη βαρυτική κατάρρευση των εσωτερικών στρωμάτων των πολύ βαρέων άστρων.

Τα στρώματα με τα στοιχεία όπως δημιουργούνται σε ένα άστρο

Το πρόβλημα είναι, ωστόσο, ότι ένα τέτοιο κρουστικό κύμα (λόγω της εκτίναξης προς τα έξω του εσωτερικού πυρήνα και της βίαιης σύγκρουσης του με τον καταρρέοντα ακόμα εξωτερικό πυρήνα), δεν είναι ικανό να διαμελίσει ένα βαρύ άστρο. Προσομοιώσεις δείχνουν ότι το ωστικό αυτό κύμα θα καταναλώσει την ενέργεια του και στο τέλος θα «σβήσει», καθώς η ενέργεια θα εξαπλώνεται αργά διαμέσου της ύλης.

Αυτό έκανε τον Αμερικανό πυρηνικό φυσικό Stirling Colgate να υποστηρίζει ότι θα πρέπει να μελετηθούν και τα νετρίνα που σχηματίζονται κατά την κατάρρευση. Κανονικά δε θα έπρεπε κανείς να ασχοληθεί καθόλου με αυτά τα σωματίδια φαντάσματα, εφόσον αλληλεπιδρούν πολύ ανεπαίσθητα με άλλη ύλη, αλλά σε μια αστρική κατάρρευση η ενέργεια και η πυκνότητα αρκούν και με το παραπάνω ώστε οι αλληλεπιδράσεις του με την ύλη να είναι ισχυρές. Έτσι, τα νετρίνα μπορούν να θερμάνουν μια ζώνη γύρω από τον πυρήνα, αυξάνοντας με τον τρόπο αυτό την πίεση πίσω από το ωστικό κύμα, το οποίο και «αναζωογονούν».

Μπορούν λοιπόν τα νετρίνα να ενεργοποιήσουν ξανά το ωστικό κύμα;

Οι πρώτοι υπολογισμοί έδωσαν αρνητικό αποτέλεσμα, αλλά έγιναν με βάση την υπόθεση ότι το άστρο διέθετε σφαιρική συμμετρία. Οι αστρονόμοι δεν είχαν λάβει αρχικά υπόψη τους την περιστροφική κίνηση, τη μετάδοση της θερμότητας και άλλα πολυδιάστατα φαινόμενα. Χάρη στις τρισδιάστατες προσομοιώσεις του Wolfgang Hillebrandt και των συνεργατών του, αποδείχθηκε ότι το πλάσμα γύρω από τον πυρήνα του άστρου, καθώς θερμαίνεται από τα νετρίνα, διογκώνεται και «κοχλάζει» με μεγάλη ορμή. Η κίνηση αυτή τροφοδοτεί με νέα ενέργεια το ωστικό κύμα, το οποίο εκτινάσσεται μακρύτερα και πυροδοτεί μια γιγάντια έκρηξη.

Ως εκ τούτου, τα νετρίνα θα πρέπει να θεωρούνται συνένοχοι του πραγματικού δράστη: της βαρυτικής κατάρρευσης του άστρου και του ωστικού κύματος που μεταδίδεται προς τα έξω.

Δεξιά: 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)

Οι προσομοιώσεις δείχνουν ταυτόχρονα ότι, επειδή η έκρηξη ξεκινάει με σχετικά αργούς ρυθμούς, υπάρχει χρόνος ώστε να προλάβει το θερμό, ανερχόμενο πλάσμα να αναμειχθεί με τα σχετικά ψυχρά υλικά που καταρρέουν προς το κέντρο του άστρου. Αυτό προκαλεί μια ασύμμετρη έκρηξη, κατά την οποία τα υπολείμματα του άστρου εκσφενδονίζονται με απίστευτη δύναμη προς μία κατεύθυνση, ενώ το άστρο νετρονίου εκσφενδονίζεται προς την αντίθετη. Αυτή η «στρεβλή» έκρηξη εξηγεί, επομένως, το λόγο για τον οποίο πολλά υπολείμματα υπέρ καινοφανών αυτού του τύπου έχουν ασύμμετρη όψη, κάτι που, για παράδειγμα, φαίνεται στο νεφέλωμα του Καρκίνου και στο Νεφέλωμα της Κιθάρας. Το νεφέλωμα της Κιθάρας είναι ένα χαρακτηριστικό παράδειγμα ασύμμετρου νεφελώματος που σχηματίστηκε από μια «στρεβλή» έκρηξη, που ξεκίνησε από το μικρό άστρο νετρονίου.

Με την κυριολεκτική αυτή διάλυση του άστρου η πρώτη φωτεινή του αναλαμπή ανακοινώνεται στο Σύμπαν. Η αναλαμπή αυτή αποτελείται κυρίας από υπεριώδη ακτινοβολία που είναι αόρατη στα ανθρώπινα μάτια. Μια ώρα όμως αργότερα τα εκτοξευόμενα υλικά έχουν χάσει αρκετή από την ενέργεια τους και η ακτινοβολία που εκπέμπεται είναι ορατή. Έπειτα από μια τέτοια έκρηξη 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.

Το ανθρώπινο πνεύμα δυσκολεύεται να αντιληφθεί την κατακλυσμιαία φύση μιας έκρηξης σουπερνόβα. Εκτοξεύει μέσα σε λίγες μέρες τόση ενέργεια, όση απελευθερώνει ένας αστέρας κατά τη διάρκεια εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών της ύπαρξης του στην Κύρια Ακολουθία. Η φωτεινότητα του αυξάνεται κατά πολλά δισεκατομμύρια φορές, έτσι ώστε επί αρκετές ημέρες ο «νέος» αστέρας να λάμπει όσο και ένας ολόκληρος γαλαξίας.

Για σύγκριση, το φαινόμενο του πλανητικού νεφελώματος, που συνοδεύει τη συμπύκνωση ενός αστέρα σε λευκό νάνο, μοιάζει με ήσυχο θάνατο, με ένα είδος ταφής δεύτερης κατηγορίας, ενώ η έκρηξη ενός σουπερνόβα είναι ένας θάνατος παράφορα βίαιος, που εκτοξεύει πολύ περισσότερες στάχτες, εγκαταλείποντας πίσω του ένα εξαιρετικά πυκνό αστρικό κουφάρι.

Εμπλουτίζοντας το διαστρικό περιβάλλον με όλα τα βαριά στοιχεία που διαμορφώθηκαν στο «φλοιό του κρεμμυδιού», το αέριο που εκτινάσσεται από τον σουπερνόβα παίζει ένα ρόλο ακόμη πιο σημαντικό απ' ό,τι τα πλανητικά νεφελώματα για την εξέλιξη των γαλαξιών. Τα αχανή μοριακά νέφη στους κόλπους των οποίων κυοφορήθηκαν ολόκληρες γενιές από αστέρες, γονιμοποιούνται από τις εκρήξεις των εγγύτερων σουπερνόβα. Πριν από πέντε δισεκατομμύρια χρόνια, όταν ο Ήλιος και ολόκληρη η συνοδεία του από αστεροειδείς, μετεωρίτες, κομήτες και πλανήτες αναδύθηκαν από το αρχέγονο νέφος, ο Γαλαξίας είχε ήδη ηλικία δέκα δισεκατομμυρίων ετών, ενώ ένας μεγάλος αριθμός από αστέρες είχαν ήδη καεί, διασπείροντας τις στάχτες τους στις τέσσερις γωνιές όλης της έκτασης του Γαλαξία. Η Γη δεν έκανε άλλο παρά να περισυλλέξει τα βαριά στοιχεία που κατασκευάσθηκαν στους πυρήνες αυτών των από πολύ καιρό εξαφανισμένων αστέρων.

Άστρο νετρονίων και μαύρη τρύπα

Τώρα, εάν η μάζα του αστρικού πυρήνα δεν ξεπερνάει περίπου τις 2.5 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 χιλιόμετρα, ο οποίος περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του εκατοντάδες φορές κάθε δευτερόλεπτο. Πρόκειται για ένα άστρο νετρονίων, γνωστότερο με την ονομασία πάλσαρ, γιατί εξαιτίας της γρήγορα περιστροφής του εκπέμπει περιοδικά ραδιοκύματα, που δημιουργούνται από επιταχυνόμενα ηλεκτρόνια στο στροβιλιζόμενο μαγνητικό πεδίο.

Εάν όμως η μάζα του αστρικού πυρήνα ξεπερνάει τις 3 ηλιακές μάζες τότε δεν υπάρχει καμιά δύναμη σαι φύση που να μπορεί να αντιταθεί στην ένταση της βαρύτητας του, με αποτέλεσμα την αστραπιαία κατάρρευση του αστρικού αυτού πυρήνα. Έτσι, και καθώς η ακτίνα του άστρου «μηδενίζεται», η ύλη του «αφανίζεται» κάτω από το τεράστιο βαρυτικό πεδίο που σχηματίζεται, δημιουργώντας σε τελική ανάλυση μια μαύρη τρύπα. Μια μαύρη τρύπα, δηλαδή, είναι το σημείο εκείνο του διαστήματος όπου κάποτε υπήρχε ο πυρήνας ενός γιγάντιου άστρου, το οποίο στην τελική φάση της εξέλιξης του χάνει την πάλη του ενάντια στη βαρύτητα, με αποτέλεσμα να καταρρεύσουν τα υλικά του καινά συμπιεστούν περισσότερο και από τα υλικά ενός άστρου νετρονίων ακόμη.

Αν μπορούσαμε να συμπιέσουμε τη Γη μας στο μέγεθος ενός κερασιού, θα την είχαμε μετατρέψει σ' μια μαύρη τρύπα. Φυσικά δεν υπάρχει καμιά γνωστή διαδικασία που θα μπορούσε να μετατρέψει τη Γη, ή και τον ήλιο ακόμη, σε μαύρη τρύπα. Ο καταρρέων πυρήνας μιας σουπερνόβα, με υλικά πάνω από 3 nλιακές μάζες, είναι ένα από τα ελάχιστα αντικείμενα στο Σύμπαν που μπορούν να δημιουργήσουν κάτι τέτοιο. Και αυτού του είδους η «τρύπα» θα πρέπει, εκ των πραγμάτων, να είναι «μαύρη», να μην μπορεί να διαφύγει τίποτα από το βαρυτικό της πεδίο.

Αν στην περίπτωση της Γης η ταχύτητα διαφυγής ενός αντικειμένου είναι 11 χλμ/δευτερόλεπτο, στην περίπτωση μιας μαύρης τρύπας η απαιτουμένη ταχύτητα διαφυγής υπερβαίνει την ίδια την ταχύτητα του φωτός (300.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο). Γι αυτό ακόμη και μια αχτίδα φωτός δεν μπορεί να ξεφύγει. Μ' αυτή λοιπόν την έννοια χρησιμοποιείται και ο όρος «μαύρη τρύπα». «Τρύπα» γιατί ένα τέτοιο αντικείμενο έλκει σαν «διαστημική ρουφήχτρα» οτιδήποτε συναντήσει στο διάβα του, και «μαύρη» γιατί ούτε κι αυτό ακόμη το φως δεν έχει τη δυνατότητα να δραπετεύσει από την «επιφάνεια» του και να καταγραφεί από τα μάτια μας ή τα διάφορα άλλα ευαίσθητα όργανα των αστεροσκοπείων μας. Δεν υπάρχει άλλωστε τρόπος ούτε να καταλάβουμε ούτε να εξηγήσουμε τη φυσική κατάσταση μιας ύλης κάτω απ' αυτές τις συνθήκες που χαρακτηρίζουν ένα σημείο «μοναδικότητας» για τη φυσική επιστήμη. Ένα σημείο, δηλαδή, όπου οι νόμοι της φυσικής παύουν να ισχύουν.

Ας θυμηθούμε επίσης ότι η θεωρία της βαρύτητας του Αϊνστάιν μας λέει ότι κάθε τι το υλικό στο Σύμπαν δημιουργεί μια παραμόρφωση στο χωρόχρονο γύρω του. Η παραμόρφωση μάλιστα αυτή είναι τόσο μεγαλύτερη όσο μεγαλύτερη είναι και η ποσότητα των υλικών που περιέχονται στο αντικείμενο. Η θεωρία αυτή μας λέει ότι η δύναμη της βαρύτητας μιας μαύρης τρύπας παραμορφώνει το διάστημα γύρω της σε τέτοιο βαθμό που «ανοίγει» μια «τρύπα» στη δομή του Σύμπαντος και «χάνεται» για πάντα απ' αυτό.

Η δημιουργία μιας μαύρης τρύπας

Εξάλλου, λεπτομερή μοντέλα εκρήξεων σουπερνόβα, που έχουν καταρτιστεί με τη βοήθεια ισχυρών ηλεκτρονικών υπολογιστών, αποδεικνύουν ότι μια μαύρη τρύπα σχηματίζεται στις εξής περιπτώσεις:
1. Όταν η μάζα του εκφυλισμένου αστρικού πυρήνα υπερβαίνει το όριο ευστάθειας των αστέρων νετρονίων (2.5 ηλιακές μάζες), η κατάρρευση οδηγεί απευθείας σε μια μαύρη τρύπα, αλλά αγνοούμε αν ο σχηματισμός της συνοδεύεται από εκτίναξη ύλης (επειδή το αστρικό περίβλημα είναι αδύνατο πια να αναπηδήσει προσκρούοντας πάνω στο σκληρό του πυρήνα, όπως στην περίπτωση ενός αστέρα νετρονίων).
2. Όταν η μάζα του πυρήνα είναι μικρότερη από την οριακή μάζα, αλλά η ποσότητα μάζας που εκτινάσσεται είναι λίγη, θα μπορούσε κατ' αρχήν να δημιουργηθεί ένας αστέρας νετρονίων. Ωστόσο, δεν θα είχε τη δυνατότητα να στηρίξει το βάρος του περιβλήματος, θα ήταν ασταθής και θα κατέρρεε καταλήγοντας σε μια μαύρη τρύπα.

Σε αυτές τις δυο πιθανότητες σχηματισμού μιας μαύρης τρύπας λίγων ηλιακών μαζών, προστίθεται ακόμη μία, που υλοποιείται σε πολλά διαδοχικά στάδια και σε πολύ μεγαλύτερη χρονική περίοδο.

Πρόκειται για το σχηματισμό ενός αστέρα νετρονίων στο εσωτερικό ενός σουπερνόβα, που ακολουθείται από μια μεγάλη περίοδο σύλληψης και εναπόθεσης ύλης στην επιφάνεια του αστέρα νετρονίων (οι ευνοϊκότερες συνθήκες γι' αυτό είναι, ασφαλώς, εκείνες ενός διπλού συστήματος) έως ότου η συνολική μάζα να παραβιάσει το κρίσιμο όριο ευστάθειας. Προκειμένου να λειτουργήσει αυτός ο μηχανισμός - που είναι παρόμοιος με εκείνον της αιφνίδιας μετατροπής ενός λευκού νάνου σε αστέρα νετρονίων -, το αέριο που εναποτίθεται πάνω στον αστέρα νετρονίων δεν θα πρέπει να εκτινάσσεται συχνά με επιφανειακές πυρηνικές αντιδράσεις, όπως συμβαίνει λόγου χάρη στους νόβα.

Συνοψίζοντας, μπορούμε να πούμε πως η μαύρη τρύπα εμφανίζεται στο προσκήνιο της αστρικής εξέλιξης ως ο υπέρτατος θρίαμβος της βαρύτητας και του ρυθμιστικού της ρόλου στη ζωή ενός αστέρα. Ωστόσο, είναι κάτι πολύ περισσότερο από αυτό.

Παρατηρώντας τους σουπερνόβα

Το φαινόμενο των σουπερνόβα δεν αποτελεί βέβαια ιδιαιτερότητα των αστέρων μεγάλης μάζας μόνο του δικού μας Γαλαξία. Αλλά αφού η φαινόμενη λαμπρότητα ενός αστέρα μειώνεται κατά πολύ με την απόσταση, χρειάστηκε να περιμένουμε τα μεγάλα τηλεσκόπια του 20ού αιώνα για να μπορέσουμε να ανακαλύψουμε εκρήξεις σουπερνόβα σε άλλους γαλαξίες. Σήμερα, έχουν καταγραφεί αρκετές εκατοντάδες σουπερνόβα, με μέσο ρυθμό εμφάνισης δύο κάθε μήνα, που είναι διασπαρμένοι σε χιλιάδες γειτονικούς γαλαξίες. Από αυτό συμπεραίνουμε ότι η συχνότητα των εκρήξεων σουπερνόβα μέσα σε ένα συγκεκριμένο γαλαξία είναι περίπου τέσσερις κάθε αιώνα.

Παρατηρώντας τον ουρανό με γυμνό μάτι δεν μπορούμε να δούμε παρά μόνο τους αστέρες του Γαλαξία μας. Υπάρχουν αστρονομικές παρατηρήσεις σε όλη τη διάρκεια των τελευταίων δύο χιλιάδων ετών. Στη διάρκεια αυτής της περιόδου θα πρέπει να έχουν εμφανισθεί περίπου εκατό εκρήξεις σουπερνόβα, αλλά μόνο λίγες από αυτές έχουν καταγραφεί.

Ο κύριος λόγος αυτής της σπανιότητας είναι ότι ο Ήλιος βρίσκεται στο επίπεδο του γαλαξιακού δίσκου, όπως και η συντριπτική πλειονότητα των αστέρων μεγάλης μάζας που κυοφορούν σουπερνόβα. Ωστόσο, η οπτική διείσδυση προς την κατεύθυνση του γαλαξιακού δίσκου (που είναι ορατός στο νυχτερινό ουρανό ως η λευκογάλαζη ζώνη του Γαλαξία), είναι εξαιρετικά περιορισμένη, λόγω των μεγάλων ποσοτήτων από σωματίδια σκόνης που απορροφούν το ορατό φως. Δεν μπορούμε να διερευνήσουμε το γαλαξιακό δίσκο παρά μόνο σε απόσταση μερικών εκατοντάδων ετών φωτός. Έτσι, τελικά, δεν έχουμε πρόσβαση παρά μόνο σε ένα ελάχιστο κλάσμα του όγκου του Γαλαξία μας. Όμως τα ραδιοκύματα, οι υπέρυθρες ακτίνες και οι ακτίνες Χ απορροφώνται λιγότερο και έτσι μπορούν να φθάσουν στη Γη.

Τα απομεινάρια της υπερκαινοφανούς έκρηξης

Αν η αύξηση της λάμψης ενός σουπερνόβα δεν διαρκεί παρά μόνο μερικούς μήνες, τα υπολείμματα που εκτοξεύθηκαν κατά την έκρηξη και διασκορπίστηκαν στο διαστρικό περιβάλλον είναι προσιτά στην παρατήρηση για πολύ μεγαλύτερες χρονικές περιόδους. Έτσι τα αεριώδη υπολείμματα των σουπερνόβα που εξερράγησαν σε πολύ αρχαιότερες χρονολογίες παραμένουν ακόμη ορατά στο Γαλαξία μας. Ωστόσο, τα υπολείμματα των υπερκαινοφανών είναι σχετικά βραχύβια. Πολλά από αυτά είναι τόσο διασκορπισμένα και τόσο αμυδρά, ώστε το φως τους να μη φτάνει πια ως εμάς. Παρ' όλα αυτά, στη διάρκεια της εξάπλωσης τους, συγκρούονται με το υλικό του διαστρικού περιβάλλοντος και ακτινοβολούν ραδιοκύματα και ακτίνες Χ. Συνολικά, γνωρίζουμε περίπου είκοσι παρατηρήσιμα υπολείμματα στη ζώνη του οπτικού φάσματος και περισσότερα από εκατό στην περιοχή των ραδιοκυμάτων.

Το υπόλειμμα του διασημότερου σουπερνόβα είναι το Νεφέλωμα του Καρκίνου, που δημιουργήθηκε με την έκρηξη του 1054 μ.Χ. Το υπόλειμμα, όμως, του σουπερνόβα στον αστερισμό των Ιστίων στο νεφέλωμα του Γκαμ (Από τον αυστραλό αστροφυσικό Κόλιν Γκαμ ο οποίος το ανακάλυψε το 1955), προήλθε από μια έκρηξη σε μια εποχή που οι άνθρωποι, αν και σίγουρα παρατηρούσαν τον ουρανό, ωστόσο δεν κατέγραφαν τις παρατηρήσεις τους: εννέα χιλιάδες χρόνια προ Χριστού. Στην περίοδο της μέγιστης λαμπρότητας του, ο αστέρας αυτός θα πρέπει να έφθανε τη λάμψη της Σελήνης κατά το πρώτο της τέταρτο. Όσο για τις υπέροχες Δαντέλες του Κύκνου, η αντίστοιχη έκρηξη θα πρέπει να συνέβη πριν από είκοσι με τριάντα χιλιάδες χρόνια.

Πηγές: Ένα αστέρι πεθαίνει (Jean-Pierre Luminet), Wikipedia, Scientific American, Γεωτρόπιο

Ένα ωστικό ή κρουστικό κύμα είναι η διάδοση μιας ασυνέχειας μέσα σε ένα υλικό μέσον, δηλαδή η διάδοση μιας απότομης μεταβολής ορισμένων φυσικών ιδιοτήτων όπως η πίεση, η θερμοκρασία ή η πυκνότητα. Στη Φύση, όλες οι εκρηκτικές καταστάσεις συνοδεύονται από ωστικά κύματα, που, σημειωτέον, παράγονται όταν η ταχύτητα διαστολής της ύλης υπερβαίνει την τοπική ταχύτητα του ήχου. Για παράδειγμα, η υπέρβαση του «φράγματος του ήχου», όταν ένα αεροπλάνο ξεπερνά σε ταχύτητα τα 330 mlsec, συνοδεύεται από ένα ωστικό κύμα που μεταδίδεται στα ατμοσφαιρικά στρώματα και προκαλεί ένα ακουστό «μπανγκ».

Ο όρος Nova στα λατινικά σημαίνει 'νέα' και αναφέρεται σε αυτό που μοιάζει να είναι ένα πολύ φωτεινό νέο αστέρι (το ουσιαστικό stella που σημαίνει αστέρας είναι θηλυκού γένους) στην ουράνια σφαίρα. Οι αστρονόμοι του Μεσαίωνα, μη γνωρίζοντας ότι παρατηρούσαν μια έκρηξη, θεωρούσαν ότι επρόκειτο για την εμφάνιση ενός νέου αστεριού, εξ ου και το όνομα, που χρησιμοποιήθηκε για πρώτη φορά απ' τον Tycho Brahe 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 πρόθεμα «υπερ-» ("Super") ξεχωρίζει αυτό το γεγονός από τους απλούς καινοφανείς αστέρες ή νόβες (novae), που είναι αστρικές εκρήξεις οι οποίες επίσης σχετίζονται με την αύξηση της φωτεινότητας ενός είδους διπλού αστέρα, αλλά σε μικρότερη κλίμακα και μέσω ενός διαφορετικού μηχανισμού. Παρ' όλα αυτά είναι λάθος να θεωρούμε τη σουπερνόβα ένα νέο αστέρι, επειδή στην πραγματικότητα είναι ο θάνατος ενός αστεριού (η τουλάχιστον η ριζική μετατροπή του σε κάτι τελείως διαφορετικό, ένα αστρικό πτώμα).

Ο Zwicky και ο συνάδελφός του Walter Baade σκέφτηκαν ότι η εκρηκτική ενέργεια των υπερκαινοφανών 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 και σπάει, 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.