Ο πιο λαμπρός υπερκαινοφανής της σύγχρονης εποχής
Τον Φεβρουάριο του 1987, ο Ίαν Σέλτον εργαζόταν στο Las Campanas Observatory στη Χιλή. Στις 24 του ίδιου μήνα, στις 2.40 το πρωί, μελετούσε τη φωτογραφία του Μεγάλου Νέφους του Μαγγελάνου που είχε τραβήξει, όταν παρατήρησε κάτι συγκλονιστικό: ένα νέο λαμπρό αστέρι, που δεν υπήρχε σε προηγούμενες φωτογραφίες. Βγήκε έξω από το παρατηρητήριο και κοίταξε στον ουρανό. Πράγματι, ένας υπερκαινοφανής αστέρας, ένας supernova, ο πρώτος που μπορούσε να παρατηρηθεί με γυμνό μάτι από το 1604, όταν ο μαθητής του Κέπλερ, ο Γιόχαν Μπρουνόβσκι, ανακάλυψε έναν πολύ λαμπρό υπερκαινοφανή στον αστερισμό του Οφιούχου.
Αμέσως ειδοποιήθηκαν τα παρατηρητήρια του νότιου ημισφαιρίου όπως επίσης και τα διαστημικά παρατηρητήρια της εποχής για να τροποποιήσουν το πρόγραμμα των παρατηρήσεών τους και να παρατηρήσουν το φαινόμενο. Η ανθρωπότητα είχε για πρώτη φορά τη δυνατότητα να παρατηρήσει με σύγχρονα όργανα την εξέλιξη μιας έκρηξης supernova.
Σχεδόν τα πάντα ήταν σαν να βγήκαν από εγχειρίδιο Αστροφυσικής. Περίπου τρεις ώρες πριν από την έκρηξη, έφτασαν στη Γη τα μυστηριώδη νετρίνα, ως αποτέλεσμα της σύνθλιψης του πυρήνα υπό το βάρος του ίδιου του αστέρα. Τα νετρίνα μετρήθηκαν από τα πειράματα Kamiokande II στην Ιαπωνία, του IMB των ΗΠΑ και του BAKSAN στον Καύκασο, στην τότε Σοβιετική Ένωση.
Η λαμπρή εκπομπή ορατού φωτός ακολούθησε έπειτα από λίγες ώρες και αποτυπώθηκε στη φωτογραφία του Σέλτον. Το ορατό φως οφείλεται στο κύμα κρούσης από τη σύνθλιψη του πυρήνα, το οποίο διατρέχει τον αστέρα και φτάνει στην επιφάνειά του. Ως αποτέλεσμα της έκρηξης, το υλικό του αστέρα εκσφενδονίζεται προς τον μεσοαστρικό χώρο, όπου συνεχίζει το ταξίδι του για χρόνια.
Όταν η λάμψη του υπερκαινοφανούς έσβησε, «έλαμψε» διά της απουσίας του ο αστέρας γεννήτορας. Συγκρίνοντας με προηγούμενες εικόνες του Μεγάλου Νέφους του Μαγγελάνου, εντοπίστηκε στο σημείο ο Sanduleak -69° 202 ένας γαλάζιος γίγαντας με αρχική μάζα περίπου είκοσι φορές μεγαλύτερη του Ήλιου μας.
Η εξέλιξη μιας έκρηξης υπερκαινοφανούς διαρκεί τουλάχιστον έτη ή δεκαετίες. Επομένως, όταν παρακολουθούμε το φαινόμενο, είναι σαν να βλέπουμε μια έκρηξη σε αργή κίνηση. Φέτος συμπληρώνονται τριάντα χρόνια παρατηρήσεων και οι επιστήμονες έχουν μάθει ήδη πολλά από αυτές. Με αφορμή αυτή την επέτειο, έχουν δοθεί στη δημοσιότητα εντυπωσιακές εικόνες και animations, τα οποία μπορεί να αναζητήσει κανείς στο Διαδίκτυο.
Η μελέτη του SN1987A
Ο εντοπισμός ενός γαλάζιου γίγαντα ως γεννήτορα αστέρα ήταν το πρώτο πρόβλημα που είχαν να αντιμετωπίσουν οι επιστήμονες, καθώς μέχρι τότε πιστεύαμε ότι μόνο οι ερυθροί γίγαντες μπορούν να οδηγηθούν σε εκρήξεις υπερκαινοφανούς. Μια σειρά από πιθανά σενάρια προτάθηκαν ώστε να εξηγήσουν το παράδοξο και πλέον η επιστημονική κοινότητα έχει αναθεωρήσει αυτή την άποψη. Είναι πιθανό ο αστέρας να είχε κάποιον συνοδό, κάτι που είναι πολύ κοινό, καθώς τα αστέρια είναι διπλά ή πολλαπλά. Αυτό θα είχε ως αποτέλεσμα είτε ένα μεγάλο μέρος της μάζας του αστέρα να έχει χαθεί λόγω του συνοδού αστέρα ή μια συγχώνευση των δύο πριν από την έκρηξη. Επίσης, το διαφορετικό χρώμα του Sanduleak -69° 202 μπορεί να οφείλεται στη διαφορετική σύστασή του από τα αστέρια, π.χ. του Γαλαξία μας. Πάντως, από τις πρώτες παρατηρήσεις του SN1987A έγινε σαφές ότι επρόκειτο για μια μοναδική ευκαιρία να ελέγξουμε και να βελτιώσουμε όσα γνωρίζουμε για τους αστέρες και την εξέλιξή τους.
Οι φωτογραφίες που τραβήχτηκαν από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble λίγο καιρό αργότερα αποκάλυψαν την ύπαρξη τριών φωτεινών δαχτυλιδιών. Πιστεύουμε ότι αυτά εμφανίστηκαν μερικούς μήνες μετά την έκρηξη, όταν η ακτινοβολία του υπερκαινοφανούς συνάντησε τα απομεινάρια του αστρικού ανέμου που είχε αποβάλει ο γαλάζιος γίγαντας χιλιάδες χρόνια πριν από την έκρηξη.
Αρκετά χρόνια αργότερα, το 2001, το ίδιο το υλικό της έκρηξης, στο ταξίδι του στον μεσοαστρικό χώρο, συνάντησε τα απομεινάρια του αστρικού ανέμου με αποτέλεσμα τη θέρμανσή του και την περαιτέρω εκπομπή ακτίνων Χ. Τα τελευταία χρόνια, η λαμπρότητα του δακτυλίου μειώνεται καθώς το υλικό της έκρηξης τον προσπερνά και πιστεύεται ότι τελικά ο φωτεινός δακτύλιος θα «σβήσει» μέχρι το 2030. Ωστόσο, η εντατική παρατήρηση για μεγάλο χρονικό διάστημα του περάσματος του κύματος κρούσης μέσα από τον αστρικό άνεμό του θα δώσει την ευκαιρία στους επιστήμονες να βγάλουν πολύτιμα συμπεράσματα για τον ίδιο το γεννήτορα αστέρα πριν αυτός πάψει να υπάρχει.
Κοσμική σκόνη: Ο θάνατός σου η ζωή μου!
Οι παρατηρήσεις από το διαστημικό παρατηρητήριο Herschel, το 2011, μας έδειξαν ότι ο SN1987A είχε ως αποτέλεσμα τη δημιουργία τεράστιων ποσοτήτων αστρικής σκόνης, επιβεβαιώνοντας τις θεωρητικές προβλέψεις. Η σκόνη αυτή, η οποία δημιουργείται καθώς το υλικό που αποβάλλεται ψύχεται και συμπυκνώνεται, παίζει σημαντικό ρόλο στην αστρογένεση, δηλαδή στη διαδικασία δημιουργίας νέων άστρων. Η σκόνη βοηθά στην περαιτέρω συμπύκνωση και συγκέντρωση του υλικού στις γύρω περιοχές, το οποίο, αν αποκτήσει μια κρίσιμη μάζα, μπορεί να αποτελέσει ένα μελλοντικό άστρο.
Οι πιο πρόσφατες παρατηρήσεις, από τη συστοιχία ραδιοτηλεσκοπίων ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) στη Χιλή, έχουν καταφέρει να απεικονίσουν στις τρεις διαστάσεις την κατανομή της σκόνης γύρω από τον υπερκαινοφανή. Η παρατηρήσεις μας δείχνουν μόρια ενώσεων που παρατηρούνται για πρώτη φορά, όπως το φορμύλιο ή το μονοξείδιο του θείου.
Τα άστρα σαν τον Ήλιο μας πιστεύεται ότι οφείλουν την ύπαρξή τους σε προγενέστερες κοντινές εκρήξεις υπερκαινοφανών, καθώς περιέχουν σχετικά μεγάλες ποσότητες βαρέων στοιχείων. Τα στοιχεία αυτά μπορούν να δημιουργηθούν μόνο κατά τη διάρκεια των εκρήξεων υπερκαινοφανών και, όπως γνωρίζουμε, είναι απαραίτητα για τη δημιουργία πλανητών και για την εμφάνιση της ζωής.
Τα τελευταία στάδια ζωής των άστρων
Μας αρέσει να λέμε ότι τα αστέρια γεννιούνται, ωριμάζουν και πεθαίνουν, περίπου όπως οι άνθρωποι. Η πορεία αυτή για τα αστέρια είναι πραγματικά συναρπαστική και οι θεωρίες τής αστρικής εξέλιξης αποτελούν τη ραχοκοκαλιά της Αστροφυσικής. Με παρατηρήσεις όπως αυτές του SN1987A μας δίνεται η δυνατότητα να ελέγξουμε την ορθότητα και να τροποποιήσουμε τις θεωρίες μας. Φυσικά, κάτι τέτοιο χρειάζεται υπομονή και μεγάλο πλήθος παρατηρήσεων, καθώς τα φαινόμενα εξελίσσονται πολύ αργά για τα ανθρώπινα δεδομένα.
Σήμερα γνωρίζουμε ότι η εξέλιξη της ζωής των αστεριών καθορίζεται σημαντικά από τη μάζα τους. Τα μεγάλα σε μάζα αστέρια εξελίσσονται πολύ γρήγορα και οδηγούνται στο τέλος τους πολύ πιο σύντομα από ό,τι τα μεσαίας και μικρής μάζας. Μπορούμε με σχετικά απλό τρόπο να περιγράψουμε τη ζωή των αστεριών παραλείποντας πολλές λεπτομέρειες, οι οποίες αποτελούν ακόμα αντικείμενο μελέτης.
Τα αστέρια είναι τεράστιοι θερμοπυρηνικοί αντιδραστήρες, στο εσωτερικό των οποίων παράγεται ενέργεια μέσω σύντηξης. Κατά τη διάρκεια της «κανονικής» ζωής των αστέρων, το υδρογόνο του πυρήνα τους μετατρέπεται στο στοιχείο ήλιο, αποδίδοντας τεράστια ποσά ενέργειας. Αυτά είναι αρκετά για να εξασφαλίσουν τη σταθερότητα των άστρων, αλλιώς αυτά θα κατέρρεαν και θα διαλύονται υπό το ίδιο τους το βάρος. Η ίδια ενέργεια εκπέμπεται στο διάστημα υπό τη μορφή φωτός ή άλλων ειδών ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας.
Ωστόσο, το υδρογόνο στον πυρήνα ενός αστέρα κάποτε εξαντλείται, οπότε και ο αστέρας θα πρέπει να αναζητήσει άλλη πηγή ενέργειας. Αρχικά, το βάρος του αστέρα συμπιέζει τον πλούσιο σε ήλιο πυρήνα, με αποτέλεσμα αυτός να θερμαίνεται περαιτέρω. Όταν η θερμοκρασία αυξηθεί επαρκώς, θα είναι η σύντηξη του ηλίου η διαδικασία που θα παρέχει την απαραίτητη ενέργεια. Η ζωή του αστέρα έχει πάρει πλέον παράταση, αλλά όχι χωρίς τίμημα. Ο αστέρας διαστέλλεται και μετατρέπεται σε έναν ερυθρό γίγαντα, σηματοδοτώντας την αναπόφευκτη πορεία προς το αστρικό τέλος. Εν ολίγοις, ακολουθώντας παρόμοια πορεία και εφόσον ο αστέρας έχει επαρκώς μεγάλη μάζα, η πυρηνική σύντηξη θα έχει ως αποτέλεσμα συνεχώς βαρύτερα στοιχεία να σχηματίζονται στο εσωτερικό του αστέρα. Η διαδικασία αυτή, όμως, έχει ένα όριο. Όταν στον πυρήνα δημιουργηθεί σίδηρος, ο αστέρας πλέον έχει χάσει κάθε εναλλακτική πηγή ενέργειας και οδεύει με βεβαιότητα προς το τέλος της ζωής του.
Το τέλος αυτό σηματοδοτείται, για τα αστέρια με μεγάλη μάζα, από μια εντυπωσιακή κοσμική έκρηξη, η οποία αυξάνει κατά πολύ τη λαμπρότητα του αστέρα. Ο αστέρας θα λάμψει για μια τελευταία φορά ως ένας υπερκαινοφανής. Το μέρος του αστέρα που παραμένει συμπιέζεται με βιαιότητα μέχρι τα ηλεκτρόνια και τα πρωτόνια (τα μικρότερα ελεύθερα σωματίδια που αποτελούν το αστρικό πλάσμα) να ενωθούν και να δημιουργήσουν έναν αστέρα νετρονίων. Αυτή η διαδικασία έχει ως αποτέλεσμα την εκπομπή των σωματιδίων που ονομάζονται νετρίνα. Αυτά κινούνται με ταχύτητες κοντά στην ταχύτητα του φωτός και εκπέμπονται πριν από την ορατή ακτινοβολία του υπερκαινοφανούς. Αν η μάζα του εναπομείναντα αστέρα είναι ακόμα μεγαλύτερη, τότε ο αστέρας θα καταλήξει σε μια μελανή οπή, ένα από τα πιο εξωτικά αντικείμενα στο σύμπαν.
Αξίζει να θυμόμαστε ότι, χάρη σε αυτά τα τελευταία στάδια ζωής των αστέρων, το σύμπαν μας δεν αποτελείται μόνο από υδρογόνο, αλλά περιέχει και τα βαρύτερα στοιχεία του περιοδικού πίνακα. Χάρη στις εκρήξεις των υπερκαινοφανών, τα στοιχεία αυτά διασκορπίζονται στον μεσοαστρικό χώρο και τον εμπλουτίζουν τον, διευκολύνοντας τη δημιουργία αστέρων σαν τον Ήλιο.
