Αστρικές Εκρήξεις

Τα τελευταία χρόνια ανιχνεύουμε όλο και πιο συχνά τον απόηχο αστρικών εκρήξεων, αρκετές απ’ τις οποίες δεν μοιάζουν με τις «συνηθισμένες» εκρήξεις σουπερνόβα, εάν βέβαια μπορεί κάποιος να προσδιορίσει κατ’ αυτόν τον τρόπο ορισμένα από τα βιαιότερα φαινόμενα του Σύμπαντος.

Για παράδειγμα, έχουμε παρατηρήσει αστρικές εκρήξεις 100 φορές ισχυρότερες, αλλά και 100 φορές ασθενέστερες απ’ αυτές των τυπικών σουπερνόβα, και παρόλο που έχει σημειωθεί σημαντική πρόοδος στην προσπάθεια να κατανοηθούν οι βαθύτερες αιτίες που τις προκαλούν, αρκετά ακόμη ερωτήματα που σχετίζονται μ’ αυτές εξακολουθούν να παραμένουν αναπάντητα.

Κάθε άστρο οφείλει την ενέργειά του στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης που λαμβάνουν χώρα στο εσωτερικό του, οι οποίες αρχικά μετατρέπουν το υδρογόνο σε ήλιο και στη συνέχεια, εάν η μάζα τους είναι αρκετά μεγάλη, σε όλο και βαρύτερα στοιχεία.

Τα άστρα καθ’ όλη τη διάρκεια της ζωής τους υπόκεινται σε μία αδιάκοπη διελκυστίνδα μεταξύ της βαρύτητας, που τείνει να τα συρρικνώσει, και της εσωτερικής τους πίεσης, που τείνει να τα διογκώσει, η οποία οφείλεται στην τεράστια θερμότητα που εκλύουν οι αντιδράσεις αυτές, αλλά και στην ακτινοβολία που παράγουν.

Οι κολοσσιαίες ποσότητες ύλης που εμπεριέχουν τα άστρα εγγυώνται ότι τα πυρηνικά τους καύσιμα είναι αρκετά, προκειμένου να παράγουν ενέργεια για εκατομμύρια ή και δισεκατομμύρια χρόνια, ανάλογα βέβαια με την αρχική τους μάζα.

Πραγματικά, ο κύριος παράγοντας που καθορίζει την εξέλιξη των άστρων, δηλαδή, την διάρκεια της ζωής τους, το είδος των πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης που λαμβάνουν χώρα στο εσωτερικό τους, τον τρόπο που θα «σβήσουν» και το αστρικό λείψανο που θα αφήσουν με τον «θάνατό» τους εξαρτώνται από την αρχική τους μάζα.

Ειδικότερα, όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα ενός άστρου, τόσο ταχύτερα καταναλώνει τα πυρηνικά του καύσιμα και τόσο νεώτερο «πεθαίνει». Έτσι, το ένα άκρο στην κλίμακα μαζών των άστρων καταλαμβάνουν οι κόκκινοι νάνοι, δηλαδή τα μικρότερα αλλά και πολυπληθέστερα άστρα στο Σύμπαν, με μάζα που σπάνια υπερβαίνει το 40% της μάζας του Ήλιου, επιφανειακή θερμοκρασία χαμηλότερη των 3.500 °C και φωτεινότητα αντίστοιχα μικρότερη. Η διάρκεια ζωής των κόκκινων νάνων είναι πραγματικά τεράστια, αφού συνεχίζουν να λάμπουν ακόμη και για δεκάδες δισ. έτη.

Αντιθέτως, τα γιγάντια άστρα του Σύμπαντος, που είναι και τα πιο σπάνια, έχουν μάζα τουλάχιστον δεκαπλάσια απ’ αυτήν του Ήλιου και, καθώς οι θερμοπυρηνικές τους αντιδράσεις καταναλώνουν ταχύτατα τα πυρηνικά τους καύσιμα, η «ζωή» τους δεν διαρκεί περισσότερο από λίγα εκατ. χρόνια.

Παρόλο που δεν είναι σαφές το πόσο μεγάλη μπορεί να είναι τελικά η μάζα ενός άστρου, αρκετοί επιστήμονες θεωρούν ότι είναι δυνατόν να υπάρξουν άστρα, ελάχιστα είναι η αλήθεια, με μάζα 300–1.000 μεγαλύτερη απ’ αυτήν του Ήλιου. Σε αντίθεση, όμως, μ’ αυτό που θα περίμενε κάποιος, ότι δηλαδή τα άστρα αυτά θα προκαλούσαν και τις ισχυρότερες εκρήξεις σουπερνόβα, η βαρύτητά τους είναι τόσο ισχυρή, ώστε εάν διαταραχθεί η ισορροπία μεταξύ της βαρύτητας και της εσωτερικής τους πίεσης υπέρ της πρώτης, τα άστρα αυτά καταρρέουν απευθείας σε μία μαύρη τρύπα, χωρίς να προκαλούν αστρικές εκρήξεις.

Οι ηπιότερες, σχετικά, αστρικές εκρήξεις που έχουν ανακαλυφθεί έως τώρα είναι γνωστές ως καινοφανείς (νόβα) και εμφανίζονται σε διπλά αστρικά συστήματα, τα οποία αποτελούνται από έναν λευκό νάνο, καθώς και από ένα άλλο άστρο.

Οι λευκοί νάνοι είναι τα «λείψανα» άστρων σαν τον Ήλιο, δηλαδή ουράνια σώματα στο μέγεθος περίπου της Γης, αλλά με μάζα όση περίπου αυτή του Ήλιου, τα οποία σχηματίζονται όταν τα άστρα αυτά διογκωθούν σε κόκκινους γίγαντες και εκτινάξουν τις εξωτερικές τους στιβάδες στο Διάστημα, σχηματίζοντας αέρια νεφελώματα.

Στο κέντρο του διαστελλόμενου νεφελώματος, ο αστρικός πυρήνας έχει συμπιεστεί σ’ έναν λευκό νάνο, στο εσωτερικό του οποίου οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης έχουν σβήσει.

Σ’ αυτά τα διπλά συστήματα άστρων, λοιπόν, το βαρυτικό πεδίου του λευκού νάνου έλκει την πλούσια σε υδρογόνο ύλη από τις εξωτερικές στιβάδες του γειτονικού του άστρου, η οποία στροβιλίζεται γύρω του και εντέλει εναποτίθεται στην επιφάνειά του.
 
Καθώς η ύλη αυτή σταδιακά συμπιέζεται και θερμαίνεται όλο και πιο πολύ, κάποια στιγμή η θερμοκρασία της φτάνει στο όριο που απαιτείται για την έναρξη της καύσης του υδρογόνου.

Ο λευκός νάνος, τότε, «αναφλέγεται» ξαφνικά και η φωτεινότητά του αυξάνει ακόμη και δεκάδες χιλιάδες φορές, εκτινάσσοντας υλικά από την επιφάνειά του στο Διάστημα.

Είναι μάλιστα δυνατό να υπάρξουν πολλαπλές τέτοιες εκρήξεις, καθώς ύλη από το άστρο-συνοδό συνεχίζει να εναποτίθεται στην επιφάνεια του λευκού νάνου και η όλη διαδικασία ξεκινά από την αρχή.

Αυτά τα διπλά αστρικά συστήματα, ωστόσο, μπορούν να προκαλέσουν τις πολύ ισχυρότερες αστρικές εκρήξεις υπερκαινοφανών τύπου Ia, όπως ονομάζονται. Ο φυσικός μηχανισμός που παράγει αυτές τις εκρήξεις είναι περίπου ίδιος μ’ αυτόν που μόλις περιγράψαμε, με την διαφορά ότι η συνεχής προσθήκη ύλης από το άστρο-συνοδό αυξάνει όλο και περισσότερο την μάζα του λευκού νάνου, ώσπου αυτή υπερβαίνει το επονομαζόμενο όριο Chandrasehkar, που ισούται με περίπου 1,4 ηλιακές μάζες.

Από το σημείο αυτό και μετά, καθώς η εσωτερική του πίεση δεν επαρκεί πλέον, ώστε να αντισταθεί στην βαρύτητά του, ο λευκός νάνος καταρρέει κάτω από το ίδιο του το βάρος, αυξάνοντας την πυκνότητα και την θερμοκρασία στον πυρήνα του σε ακραία επίπεδα, και δίνοντας έτσι το έναυσμα για μία «εκρηκτική» περίοδο πυρηνοσύνθεσης.

Καθώς ο άνθρακας που εμπεριέχει συντήκεται ραγδαία σε όλο και βαρύτερα στοιχεία, ο λευκός νάνος μετατρέπεται σ’ έναν θερμοπυρηνικό αντιδραστήρα εκτός ελέγχου, που εντέλει εκρήγνυται με πρωτοφανή βιαιότητα και καταστρέφεται ολοκληρωτικά, εκτινάσσοντας στο Διάστημα τα βαρύτερα στοιχεία που σχημάτισε στο εσωτερικό του. Η φωτεινότητα ενός  τέτοιου σουπερνόβα υπερβαίνει την φωτεινότητα του Ήλιου κατά 10 δισ. φορές!

Αντιθέτως, άστρα με δεκαπλάσια τουλάχιστον μάζα από αυτή του Ήλιου εκρήγνυνται ως υπερκαινοφανείς τύπου II. Τα άστρα αυτά καταναλώνουν με ταχύτατο ρυθμό τα πυρηνικά τους καύσιμα, συντήκοντας όλο και βαρύτερα στοιχεία στο εσωτερικό τους.

Όταν, όμως, ο πυρήνας τους μετατραπεί εξ ολοκλήρου σε σίδηρο, οι πυρηνικές αντιδράσεις σταματούν, διότι δεν είναι ενεργειακά εφικτό να συντηχθεί ο σίδηρος σε βαρύτερα στοιχεία.

Χωρίς, όμως, την πίεση που οφείλεται στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης, η βαρύτητα κυριαρχεί και ο πυρήνας του άστρου υφίσταται μία καταστροφική ενδόρρηξη και συμπιέζεται ίσως και στο ένα εκατομμυριοστό του αρχικού του μεγέθους, απελευθερώνοντας ασύλληπτα ποσά ενέργειας.

Εντέλει, μετατρέπεται σε μία υπέρπυκνη σφαίρα νετρονίων, με μάζα μεγαλύτερη απ’ αυτήν του Ήλιου, συμπιεσμένη σε μία σφαίρα με διάμετρο λίγων μόνο χιλιομέτρων.

Την ίδια στιγμή, οι εξωτερικές στιβάδες του άστρου, που συνεχίζουν την κατάρρευσή τους προς το κέντρο, επιταχύνονται από την ακραία βαρυτική έλξη σε τεράστιες ταχύτητες και προσκρούουν στον συμπαγή αστρικό πυρήνα με απίστευτη βιαιότητα και στην συνέχεια εκτινάσσονται προς τα έξω.

Η πρωτοφανής βιαιότητα της έκρηξης που ακολουθεί, εκτινάσσει τις εξωτερικές στιβάδες του άστρου στο Διάστημα, αφήνοντας ωστόσο ως «λείψανο» τον πυρήνα του. Εάν ο αστρικός αυτός πυρήνας έχει μάζα μικρότερη από τις περίπου 3 ηλιακές μάζες, τότε η περαιτέρω συμπίεσή του σταματά και το αστρικό «λείψανο» που επιβιώνει της καταστροφικής έκρηξης είναι αυτός ακριβώς ο αστρικός πυρήνας, δηλαδή ένας αστέρας νετρονίων¹ .

Εάν, όμως, η αρχική μάζα του άστρου είναι αρκετά μεγαλύτερη, έτσι ώστε η μάζα του αστρικού πυρήνα να υπερβαίνει τις περίπου 3 ηλιακές μάζες, τίποτε δεν μπορεί να αντισταθεί στην οριστική και αμετάκλητη κατάρρευσή του σ’ ένα σημείο μηδενικού όγκου και άπειρης πυκνότητας, δηλαδή σε μία μαύρη τρύπα. Η συνολική ενέργεια που απελευθερώνουν υπερκαινοφανείς τύπου II είναι περίπου εκατονταπλάσια απ’ αυτήν των υπερκαινοφανών τύπου Ia.

Υπάρχουν, όμως, κάποιες αστρικές εκρήξεις, γνωστές ως υπερνόβα, οι οποίες είναι τουλάχιστον 100 φορές ισχυρότερες, γεγονός που υποδεικνύει ότι η αρχική μάζα του άστρου που τις προκαλεί, μπορεί να είναι ακόμη και 200 φορές μεγαλύτερη απ’ αυτήν του Ήλιου.

Δεν είναι ακόμη απολύτως κατανοητός ο φυσικός μηχανισμός που προκαλεί τις εκρήξεις υπερνόβα, υπάρχουν ωστόσο 3 ερμηνείες, με επικρατέστερη, ίσως, τους υπερκαινοφανείς αστάθειας ζεύγους, (pair-instability supernova).

Οι υπερκαινοφανείς αστάθειας ζεύγους προκαλούνται όταν άστρα με μάζα της τάξης των 150–250 ηλιακών μαζών εκρήγνυνται χωρίς να αφήνουν πίσω τους κανενός είδους αστρικό υπόλειμμα.

Αυτό που συμβαίνει είναι το εξής: η θερμοκρασία στον πυρήνα τους αυξάνεται τόσο πολύ, ώστε υψηλότατης ενέργειας ακτινοβολία γ αρχίζει να μετατρέπεται σε ζεύγη σωματιδίων ύλης και αντιύλης, κυρίως ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια.

Αυτό έχει ως αποτέλεσμα την μείωση της εσωτερικής πίεσης του άστρου, γεγονός που εξαναγκάζει τον πυρήνα του, που εμπεριέχει μεγάλες ακόμη ποσότητες πυρηνικών καυσίμων, να καταρρεύσει.

Η περαιτέρω συμπίεση του πυρήνα, όμως, οδηγεί σε μία εκρηκτική και εκτός έλεγχου θερμοπυρηνική σύντηξη, που σχεδόν ακαριαία «καίει» τα πάντα.

Η ξαφνική και ακραία απελευθέρωση ενέργειας, 100 φορές ισχυρότερη απ' αυτήν των συνηθισμένων υπερκαινοφανών, αναστρέφει την περαιτέρω κατάρρευση του πυρήνα και το άστρο εκρήγνυται σε μία θερμοπυρηνική έκρηξη αδιανόητης ισχύος, που κυριολεκτικά διαμελίζει το άστρο, χωρίς να αφήσει κανένα αστρικό «λείψανο», χωρίς δηλαδή να σχηματιστεί αστέρας νετρονίων ή μαύρη τρύπα.

Μία άλλη ερμηνεία για τις εκρήξεις υπερνόβα είναι ότι προέρχονται από άστρα λίγο μικρότερης μάζας απ’ αυτήν που μόλις αναφέραμε (70-150 ηλιακές μάζες περίπου). Τα άστρα αυτά, όπως και στην προηγούμενη περίπτωση, παράγουν ζεύγη ηλεκτρονίων και ποζιτρονίων, οδηγώντας και πάλι στην κατάρρευση του πυρήνα τους και την επακόλουθη έναρξη μίας εκρηκτικής περιόδου πυρηνοσύνθεσης.

Προτού, όμως, αυτή ολοκληρωθεί, ο πυρήνας του άστρου επανέρχεται σε μία κατάσταση σταθερής πυρηνικής καύσης.

Δεδομένης, δηλαδή, της σχετικά μικρότερης μάζας των άστρων αυτών, η ενέργεια που εκλύεται σ’ αυτό το στάδιο είναι αρκετά μικρότερη και δεν επαρκεί, ώστε να καταστρέψει το άστρο.

Είναι, παρολ’ αυτά, αρκετά ισχυρή, ώστε να εκτινάξει σημαντικό μέρος από τις επιφανειακές του στιβάδες στο Διάστημα, σε μία «έκρηξη» που μοιάζει κάπως με εκείνη ενός ασθενούς σουπερνόβα.

Αυτές οι ενεργειακές «εξάρσεις», που εκτινάσσουν τα επιφανειακά υλικά του άστρου στο Διάστημα, μπορούν να επαναληφθούν αρκετές φορές, ενώ σε κάθε νέα «έξαρση» εκτινάσσεται μικρότερη ποσότητα συντριμμιών από την προηγούμενη, τα οποία όμως έχουν περισσότερη ενέργεια.

Κατά συνέπεια, καθώς απομακρύνονται με τεράστιες ταχύτητες από το άστρο τους, προλαβαίνουν και εντέλει προσκρούουν σε εκείνα που προηγήθηκαν, μετατρέποντας την κινητική τους ενέργεια σε ακτινοβολία, που μπορεί να είναι ισχυρότερη απ’ αυτήν ενός τυπικού σουπερνόβα. 

Εντέλει, τα άστρα αυτά, όταν πια εξαντλήσουν τα πυρηνικά τους καύσιμα, εκρήγνυνται ως συνηθισμένοι σουπερνόβα. Αυτή ωστόσο η τελευταία έκρηξη, εκτινάσσει τα υπόλοιπα υλικά του άστρου στο Διάστημα, σε ένα περιβάλλον το οποίο έχει ήδη «επιμολυνθεί» από τις προηγούμενες «εξάρσεις» του άστρου.

Η βίαιη σύγκρουση των υλικών που προέρχονται απ’ αυτήν την τελευταία έκρηξη με τις στιβάδες των υλικών που είχαν εκτιναχθεί προηγουμένως, απελευθερώνει μία εκτυφλωτική λάμψη, η οποία μπορεί ίσως να ερμηνεύσει ορισμένους από τους υπερνόβα που έχουμε ανακαλύψει.

Τέλος, σύμφωνα με μία ακόμη πιθανή ερμηνεία, η φωτεινότητα των εκρήξεων υπερνόβα μπορεί να ενισχύεται από ένα μάγναστρο (magnetar), δηλαδή έναν ταχύτατα περιστρεφόμενο αστέρα νετρονίων με ακραία υψηλό μαγνητικό πεδίο. Σύμφωνα, δηλαδή, με την ερμηνεία αυτή, η ακραία φωτεινότητα ορισμένων υπερνόβα δεν οφείλεται τόσο στο ότι προέρχονται από άστρα τεράστιας μάζας, όσο στην ταχύτατη περιστροφή τους.

Όπως είπαμε και νωρίτερα, άστρα με μάζες μεγαλύτερες των περίπου 10 ηλιακών μαζών ολοκληρώνουν την ζωή τους ως «συνηθισμένοι» σουπερνόβα, ενώ το αστρικό λείψανο που αφήνουν με τον θάνατό τους είναι αστέρες νετρονίων.

Εάν ένα τέτοιο άστρο περιστρεφόταν γύρω από τον εαυτό του με μεγάλες ταχύτητες, η κατάρρευσή του μπορεί να επιταχύνει την περιστροφή του αστέρα νετρονίων σε πραγματικά ακραίες ταχύτητες, που αγγίζουν τις 1.000 περιστροφές το δευτερόλεπτο.

Η κινητική ενέργεια που αποθηκεύεται σ’ αυτήν την περίπτωση είναι πραγματικά τεράστια, ακόμη και δεκαπλάσια απ’ την ενέργεια ενός τυπικού σουπερνόβα. Κάποιες φορές, όμως, και για λόγους που δεν είναι ακόμη απολύτως κατανοητοί, αυτοί οι αστέρες νετρονίων ενδέχεται να εκλύουν τεράστια ποσά μαγνητικής ενέργειας, καθώς επιβραδύνονται. Η ενέργεια αυτή μεταφέρεται στα διαστελλόμενα υλικά του άστρου που είχαν εκτιναχθεί στο Διάστημα κατά την έκρηξή του, αυξάνοντας έτσι δραματικά την φωτεινότητά τους.

Κλείνοντας αυτήν την σύντομη και αναγκαστικά ελλιπή παρουσίαση των αστρικών εκρήξεων, αξίζει να αναφερθούμε σε ένα ακόμη είδος αστρικών εκρήξεων, οι οποίες οφείλονται στην σύγκρουση δύο αστέρων νετρονίων. Όταν δύο αστέρες νετρονίων συγκρούονται και συγχωνεύονται, ένα μικρό ποσοστό ύλης από τις εξωτερικές τους στιβάδες, που αποτελείται κυρίως από νετρόνια, αναμεμιγμένων με πολύ μικρότερες συγκεντρώσεις πρωτονίων και ηλεκτρονίων, εκτινάσσεται στο Διάστημα.

Στο εσωτερικό αυτού του διαστελλόμενου νέφους ύλης, τα σωματίδια  αυτά ενώνονται μεταξύ τους σχηματίζοντας όλο και βαρύτερους ατομικούς πυρήνες, περιλαμβανομένων και ραδιενεργών ισοτόπων, που καθώς διασπώνται, εκλύουν μεγάλα ποσά θερμότητας που προσδίδουν στο νέφος αυτό μία ηλεκτρομαγνητική έκλαμψη, η οποία θυμίζει σουπερνόβα, αλλά είναι περίπου 100 φορές ασθενέστερη. Αυτού του είδους οι εκρήξεις ονομάζονται κιλονόβα, ενώ η πιο πρόσφατη απ’ αυτές παρατηρήθηκε στις 16 Οκτωβρίου 2017, κατά την τελευταία ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων, που απελευθερώθηκαν από την σύγκρουση δύο αστέρων νετρονίων (για περισσότερες πληροφορίες, στο θέμα Νοεμβρίου 2017).

----------------------------------------------

¹Στην εικόνα που παραθέτουμε διακρίνεται το Νεφέλωμα Καρκίνος. Το νεφέλωμα αυτό είναι το λείψανο μιας έκρηξης σουπερνόβα, περίπου 6.000 έτη φωτός μακριά, η οποία παρατηρήθηκε για πρώτη φορά το 1054 από Κινέζους αστρονόμους. Ο αστέρας νετρονίων, που βρίσκεται στο κέντρο του, περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του 30 φορές το δευτερόλεπτο (φωτογρ. ESO).