Η σύντηξη στο Διάστημα: όταν ένα γιγαντιαίο άστρο πεθαίνει… Understand article

Μετάφραση Γιώργος Κουντουριώτης (George Kountouriotis). Ο Péter Székely από το Πανεπιστήμιο του Szeged, της Ουγγαρίας, και ο Örs Benedekfi από την Ευρωπαϊκή Συμφωνία για την Ανάπτυξη της…

Στις 7:35 το πρωί της 23ης Φεβρουαρίου 1987, ένα χιλόμετρο κάτω από το έδαφος, ο Γιαπωνέζικος ανιχνευτής νετρίνων Kamiokande II κατέγραψε 11 νετρίνο σε 15 δευτερόλεπτα. Αυτό δεν ακούγεται δραματικό, αλλά τα νετρίνο είναι δύσκολο να ανιχνευτούν γιατί αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς με την ύλη. Κανονικά, ο ανιχνευτής καταγράφει μόνο ένα ζευγάρι νετρίνο την ημέρα από τον Ήλιο, έτσι αυτό έδειξε ένα θεαματικό γεγονός κάπου στο Σύμπαν: ένα γιγαντιαίο αστέρι είχε πεθάνει.

Το μέγεθος είναι το πάν

Πιθανόν η πιο σημαντική ιδιότητα που καθορίζει τη μοίρα ενός αστεριού είναι η μάζα του. Όπως περιγράφεται νωρίτερα σ΄αυτή τη σειρά άρθρων (Boffin & Pierce-Price, 2007), τα αστέρια με παρόμοια μάζα σαν το δικό μας Ήλιο πεθαίνουν χωρίς καμιά αναστάτωση: καίνε το ήλιο σε άνθρακα και οξυγόνο, μετά ελευθερώνουν τα εξωτερικά τους στρώματα σαν πλανητικά νεφελώματα και μέσα σε δισεκατομμύρια χρόνια ο πυρήνας κρυώνει για να σχηματίσει ένα λευκό νάνο.

Τα μεγαλύτερης μάζας αστέρια έχουν μικρότερο χρόνο ζωής και περισσότερο βίαιο πεπρωμένο. Ενώ ένα αστέρι του μεγέθους του Ήλιου μας μπορεί να ζήσει για δισεκατομμύρια χρόνια, αστέρια που έχουν οκτώ έως δέκα φορές τη μάζα του Ήλιου μας ζουν μόνο εκατομμύρια χρόνια γιατί τους τελειώνουν γρήγορα τα καύσιμα. Όταν αυτό συμβαίνει, η ισορροπία μεταξύ δύο βασικών δυνάμεων χάνεται: η βαρύτητα, η οποία τείνει να συμπιέζει την ύλη των αστεριών και η πίεση της ακτινοβολίας η οποία παράγεται από τις πυρηνικές αντιδράσεις στο πυρήνα και τείνει να διαστέλλει το αστέρι. Ο πυρήνας συμπιέζεται για να σχηματίσει ένα αστέρι νετρονίων και τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού καταρρέουν (πέφτουν προς τα μέσα) και κατόπιν αναπηδούν από τον πολύ πυκνό πυρήνα σε μια γιγαντιαία έκρηξη: έναν τύπου ΙΙ σουπερνόβα.

Κύματα σωματιδίων, που περιλαμβάνουν και νετρίνο, φεύγουν από τον πυρήνα, μεταφέροντας τη βαρυτική ενέργεια του καταρρέοντος αστεριού. Τα εξωτερικά στρώματα που καταρρέουν απορροφούν πολλά από αυτά τα νετρίνο, οδηγώντας σε πάρα πολύ υψηλές θερμοκρασίες – τόσο υψηλές ώστε να προκαλέσουν τη σύντηξη στοιχείων όπως του χρυσού και του ουρανίου (όπως περιγράφεται στο Rebusco et al., 2007). Ένα μικρό μέρος αυτών των νετρίνο, ωστόσο, διαφεύγει από την ατμόσφαιρα του αστεριού που πεθαίνει και μπορεί να ανιχνευτεί στη γη, στην ησυχία βαθιά κάτω από την επιφάνεια του πλανήτη.

Ένας δεύτερος τύπος αστρικού κατακλυσμού συμβαίνει κατά τη διάρκεια της σύγκρουσης ενός λευκού νάνου και ενός πολύ μεγαλύτερου κόκκινου γίγαντα με μια εκτεταμένη ατμόσφαιρα (εκατοντάδες εκατομμύρια χιλιόμετρα διάμετρο). Αν ένας λευκός νάνος και ένας κόκκινος γίγαντας γυρίζουν ο ένας γύρω από τον άλλο αποτελώντας ένα διπλό αστέρα, ο λευκός νάνος μπορεί να συσσωρεύσει υλικό από τον συνοδό του και να αυξήσει τη μάζα του (δείτε την εικόνα). Όταν ο λευκός νάνος ξεπεράσει τις 1.44 φορές τη μάζα του Ήλιου μας (το όριο Chandrasekhar), γίνεται ασταθής, ξεκινάει σύντηξη που παράγει βαρέα στοιχεία όπως το λανθάνιο και το ρούθιο και τελικά διασπάται σε μια γιγαντιαία έκρηξη: ένα τύπου Ι σουπερνόβα (δείτε την εικόνα).

Είτε τύπου Ι είτε τύπου ΙΙ, ένας σουπερνόβα είναι από τα πιο ισχυρά γεγονότα στο Σύμπαν από την εποχή του Μπιγκ Μπανγκ. Τις εβδομάδες μετά την έκρηξη, το αστέρι και τα υπολείμματά του εκπέμπουν περισσότερη ενέργεια απ’ ότι ο Ήλιος μας στη διάρκεια δισεκατομμυρίων ετών. Αυτή η τεράστια έκρηξη μπορεί να ξεπεράσει σε λάμψη όλα τα αστέρια του γαλαξία που τη φιλοξενεί και το φως μπορεί να ανιχνευτεί από χιλιάδες εκατομμύρια έτη φωτός μακριά. Στην πραγματικότητα, μια έκρηξη σουπερνόβα που συμβαίνει οπουδήποτε στο Σύμπαν θα είναι πιθανότατα ορατή με ένα ισχυρό τηλεσκόπιο.

Τα υπολείμματα ενός αστεριού

Έτσι τι απομένει μετά από αυτό το βίαιο και δραματικό γεγονός; Στο κέντρο της έκρηξης ενός αστεριού που είναι μικρότερο από 20 ηλιακές μάζες σχηματίζεται ένα αστέρι νετρονίων, με τη μάζα του να συμπιέζεται σε μια σφαίρα με ακτίνα μόνο δέκα χιλιομέτρων – αφάνταστα πυκνής. Το βάρος ενός κουταλιού του γλυκού από ένα αστέρι νετρονίων είναι ίσο με το βάρος όλων των οχημάτων (εκατομμύρια αυτοκίνητα, λεωφορεία, τρένα) που έχουμε εδώ στη Γη (Swinton, 2006). Λόγω της διατήρησης της στροφορμής (όσο μικρότερη η ακτίνα, τόσο γρηγορότερη η περιστροφή), τα αστέρια νετρονίων συχνά περιστρέφονται πάρα πολύ γρήγορα (εκατοντάδες περιστροφές το δευτερόλεπτο), και αυτό μπορεί να προκαλεί ραδιοκύματα προερχόμενα από τους μαγνητικούς πόλους, οπότε ονομάζουμε το αστέρι πάλσαρ

Ένα ακόμη πιο εξωτικό είδος υπολείμματος από το αστέρι νετρονίων ή το πάλσαρ είναι μια μαύρη τρύπα, που γεννιέται όταν ένα αστέρι με μάζα ίση τουλάχιστον με 20 ηλιακές μάζες εκρήγνυται σε ένα σουπερνόβα τύπου ΙΙ. Όταν ένα τέτοιας μάζας αστέρι πεθαίνει, η βαρυτική κατάρρευση δε σταματά με το σχηματισμό ενός αστέρα νετρονίων – αντιθέτως η καταρρέουσα ύλη παράγει ένα πολύ παράξενο φαινόμενο με θεωρητικό όγκο μηδέν και άπειρη πυκνότητα. Τίποτε δεν μπορεί να ξεφύγει από τη μαύρη τρύπα ή το κοντινό της περιβάλλον εκτός και αν ξεπερνά την ταχύτητα του φωτός, αλλά κανένα φως δεν μπορεί να ξεφύγει την τεράστια βαρυτική έλξη – γι αυτό και το όνομα.

Εκτός από αστέρι νετρονίων και μαύρη τρύπα, μπορούμε συχνά να παρατηρήσουμε τα υπολείμματα των νεφών αερίων του αστεριού, που είχαν διασκορπιστεί από το σουπερνόβα. Ένα από αυτά τα εδιαφέροντα αντικείμενα είναι το νεφέλωμα Crab: το υπόλειμμα ενός σουπερνόβα που συνέβη γύρω στο 5500 π.Χ. και παρατηρήθηκε το 1054 από Κινέζους αστρονόμους. Όπως και άλλα υπολείμματα, θα διασκορπιστεί μέσα στο μεσοαστρικό χώρο στη διάρκεια χιλιάδων ετών.

Μαθαίνοντας από τους σουπερνόβα

Ακόμη και χωρίς τα πλεονεκτήματα των μοντέρνων τηλεσκοπίων, ένας σουπερνόβα σε ένα διπλανό γαλαξία είναι δύσκολο να χαθεί. Πρώτη φορά σουπερνόβα παρατηρήθηκε από Κινέζους αστρονόμους το 185 μ.Χ. Όταν ο σχηματισμός του νεφελώματος Crab παρατηρήθηκε στην Κίνα περίπου 800 χρόνια αργότερα, αυτός ο «επισκέπτης αστέρας» ήταν τόσο λαμπερός που ήταν ορατός μέρα μεσημέρι για εβδομάδες.

Η μέγιστη λαμπρότητα κάθε ξεχωριστής έκρηξης σουπερνόβα είναι παρόμοια (τα λέμε «κανονικά κεριά») γιατί οι μάζες που εκρήγνυνται είναι παρόμοιες. Συγκρίνοντας την αναμενόμενη λαμπρότητα με την παρατηρούμενη λαμπρότητα, μπορούμε να υπολογίσουμε πόσο μακριά είναι ο γαλαξίας που φιλοξενεί το σουπερνόβα. Αυτή η τεχνική είναι πολύ σημαντική για την «σκάλα της κοσμικής απόστασης»: είναι μέχρι στιγμής η καλύτερη μέθοδος για να μετρήσουμε την απόσταση απομακρυσμένων γαλαξιών. Και φυσικά, είναι ένας τρόπος να παρατηρήσουμε την πρώιμη ιστορία του Σύμπαντος: τη στιγμή που βλέπουμε μια μακρινή έκρηξη, το αστέρι αυτό το ίδιο θα έχει πεθάνει εδώ και καιρό.

Φυσικά, οι αστρονόμοι δε θέλουν να γνωρίζουν μόνο πόσο μακριά βρίσκεται ο γαλαξίας που φιλοξενεί ένα σουπερνόβα, αλλά επίσης θέλουν να χαρακτηρίσουν και τον ίδιο το σουπερνόβα. Χρησιμοποιούν λοιπόν δύο έμμεσες μεθόδους: τη φωτομετρία και τη φασματοσκοπία. Η φωτομετρία μετρά την λαμπρότητα που ελαττώνεται με το χρόνο και τη μέγιστη λαμπρότητα: αυτή είναι η τεχνική που χρησιμοποιείται για να υπολογιστεί η απόσταση των μακρινών γαλαξιών. Η φασματοσκοπία μας επιτρέπει να συμπεράνουμε τα χημικά στοιχεία στο σουπερνόβα με βάση τα χαρακτηριστικά τους μήκη κύματος. (όπως έχει εξηγηθεί στο Westra, 2007). Συνήθως οι αστρονόμοι εφαρμόζουν και τις δύο μεθόδους για να προσδιορίσουν τις φυσικές ιδιότητες του αστεριού που πεθαίνει, όπως η μάζα του, η θερμοκρασία και η φωτεινότητα.

Κοντινοί σουπερνόβα?

Μέχρι στιγμής, όλοι οι σουπερνόβα που έχουν παρατηρηθεί βρισκόταν πολύ μακριά από τη Γη, αλλά τι θα συνέβαινε αν ένα κοντινό αστέρι γινόταν σουπερνόβα; Ευτυχώς, οι σουπερνόβα είναι σπάνιοι, συμβαίνει ένας κάθε 50 με 100 χρόνια σε ένα κανονικό ελλειπτικό γαλαξία σαν το δικό μας. Ο τελευταίος σουπερνόβα που παρατηρήθηκε στο γαλαξία μας ήταν το 1572 και 1604, αν και τεράστια και πυκνά σύννεφα θα μπορούσαν να κρύψουν μερικές εκρήξεις στη μακρινή άκρη του γαλαξία μας. Ο πιο πρόσφατος και σχετικά κοντινός κατακλυσμός ήταν ο SN 1987A, ο οποίος το 1987 πυροδοτήθηκε στο Μεγάλο νέφος του Μαγγελάνου, έναν από τους μικρότερους συνοδούς γαλαξίες του γαλαξία μας, σε μια απόσταση περίπου 160000 έτη φωτός (δείτε την εικόνα): αυτή η έκρηξη ήτα ορατή με γυμνό μάτι. Πέρα από αυτό, οι αστρονόμοι παρατηρούν εκατοντάδες εκρήξεις σουπερόβα κάθε χρόνο σε μακρινούς γαλαξίες, μερικές φορές δύο στον ίδιο γαλαξία^w1.

Ευτυχώς, δεν υπάρχει αστέρι στην άμεση γειτονιά μας (μέχρι τα12 περίπου έτη φωτός) το οποίο θα μετατραπεί σε σουπερνόβα στο άμεσο μέλλον, αν και μακρύτερα οι αστρονόμοι έχουν εντοπίσει κάποιους υποφήφιους σουπερνόβα. Ο Μπετελγκιέζ, ο κόκκινος γίγαντας στον αριστερό ώμο του αστερισμού του Ωρίωνα, είναι ο καλύτερος υποφήφιος, αλλά βρίσκεται περίπου 450 έτη φωτός από μας. Θεωρούμε ότι η ζώνη ασφαλείας είναι περίπου 100 έτη φωτός γύρω γύρω: κοντύτερα απ’ αυτό και ο σουπερνόβα θα μπορούσε να βλάψει σοβαρά τον πλανήτη μας. Μεγαλύτερο προβληματισμό προκαλεί ο ΙΚ Pegasi – ένας διπλός αστέρας που αποτελείται από ένα λευκό νάνο και ένα κανονικό αστέρα που γερνάει περίπου 150 έτη φωτός από μας.Ενώ ο Μπετελγκιέζ θα μπορούσε να εκραγεί οποιαδήποτε στιγμή από αύριο μέχρι μερικές χιλιάδες χρόνια ο ΙΚ Pegasi θα συναντήσει τη μοίρα του κάποια στιγμή μέσα στα επόμενα μερικά εκατομμύρια χρόνια.

Αποτελέσματα στη Γη

Λοιπόν τι αποτελέσματα θα είχε ένας κοντινός σουπερνόβα στη Γη; Οι σουπερνόβα παράγουν τεράστια ποσά ακτινοβολίας γ και σωματίδια όπως πρωτόνια και ηλεκτρόνια, που έχουν όλα τους πολύ υψηλές ενέργειες και θα μπορούσαν να καταστρέψουν την ατμόσφαιρα της Γης υποβιβάζοντας το όζον σε ατομικό οξυγόνο. Για παράδειγμα, οι ακτίνες γ μετατρέπουν το ατμοσφαιρικό άζωτο (N₂) σε μονοξείδιο του αζώτου (NO) και άλλα οξείδια του αζώτου (NO_x) που καταλύουν τη διάσπαση του όζοντος

Χωρίς το προστατευτικό στρώμα του όζοντος, οι υπεριώδεις ακτίνες από τον Ήλιο μας θα έφθαναν στην επιφάνεια της Γης χωρίς να εμποδίζονται και θα κατέστρεφαν το φυτοπλαγκτόν (μικροσκοπικά φυτά που ζουν στη στήλη του νερού). Καθώς το φυτοπλαγκτόν αποτελεί ένα θεμελιώδες συστατικό της τροφικής αλυσίδας, η απώλειά του θα είχε ένα καταστρεπτικό αποτέλεσμα και στου περισσότερους άλλους οργανισμούς. Η υψηλής ενέργειας ακτινοβολία θα κατέστρεφε ζωντανά κύτταρα, προκαλώντας καρκίνο και γενετικές μεταλλάξεις: παρόμοια με μια βαριά δόση ακτίνων Χ. Είναι επίσης πιθανό ότι τα επίπεδα των ραδιενεργών στοιχείων στην ατμόσφαιρα θα αυξάνονταν με βλαβερά αποτελέσματα.

Θα μπορούσε να είναι μια έκρηξη σουπερνόβα που προκάλεσε την Ορδοβική-Σιλουριακή μαζική εξαφάνιση περίπου 450 εκατομμύρια χρόνια πριν. Περισσότερες από τις μισές θαλάσσιες μορφές ζωής εξαφανίστηκαν σ’ αυτό το γεγονός, που πιστεύεται ότι είναι η δεύτερη μεγαλύτερη εξαφάνιση σε αριθμό γενών που εξαφανίστηκαν. Πιστεύεται ότι η εξαφάνιση αυτή ήταν αποτέλεσμα της καταστροφής του φυτοπλαγκτόν και της μείωσης της θερμοκρασίας που προκάλεσε η αδιαφάνεια του διοξειδίου του αζώτου (NO₂).

Είναι επίσης πιθανόν ότι η Γη υπέστη μια κοντινή έκρηξη σουπερνόβα περίπου 2.8 εκατομμύρια χρόνια πριν. Κατά τη διάρκεια της έκρηξης, ένα αστέρι που πεθαίνει ελευθερώνει ένα κύμα από ραδιενεργά στοιχεία που μπορεί να αποθηκευτούν στην επιφάνεια των πλανητών. Χαρακτηριστικά ραδιενεργά στοιχεία, για παράδειγμα ο σίδηρος-60, έχουν βρεθεί σε γεωτρήσεις του θαλάσσιου βυθού. Αυτά μπορεί να είναι απόδειξη ενός σουπερνόβα, αλλά η διαμάχη συνεχίζεται. Περισσότερη απόδειξη για μια πρόσφατη και τοπική έκρηξη σουπερνόβα είναι η τοπική φούσκα, μια κοιλότητα διαμέτρου 300 ετών φωτός, στο μεσοαστρικό μέσο όπου βρίσκεται το δικό μας ηλιακό σύστημα. Αυτή η φούσκα δημιουργήθηκε από διάφορες εκρήξεις σουπερνόβα, που έσπρωξαν το λεπτό περιβάλλον μεσοαστρικό μέσο.

Οι σουπερνόβα ρίζες μας

Ευτυχώς, αυτές οι γιγάντιες εκρήξεις έχουν επίσης θετικά αποτελέσματα. Πιθανότατα οφείλουμε την ύπαρξή μας σε ένα γειτονικό σουπερνόβα. Το ωστικό κύμα από το σουπερνόβα συμπιέζει την περιβάλλουσα μεσοαστρική ύλη – ένα τεράστιο αλλά λεπτό κύμα σκόνης, ατομικό και μοριακό αέριο –και προκαλεί το σχηματισμό των αστεριών. Έτσι ίσως ο σουπερνόβα προκάλεσε την κατάρρευση ενός τεράστιου σύννεφου από το οποίο γεννήθηκε το Ηλιακό μας σύστημα.

Επιπλέον, οι σουπερνόβα ήταν οι πρόγονοι για οτιδήποτε γνωρίζουμε: οι άνθρωποι και όλα από το μικρότερο βακτήριο μέχρι το ψηλότερο βουνό είναι φτιαγμένα από σκόνη από τα αστέρια. Ένα κανονικό αστέρι μπορεί να παράγει τα ελαφρύτερα στοιχεία, αλλά οι αντιδράσεις σύντηξης που σχηματίζουν τα βαρύτερα στοιχεία απαιτούν τις τεράστιες θερμοκρασίες και πιέσεις που επικρατούν στα γιγαντιαία αστέρια (για λεπτομέρειες, δείτε Boffin & Pierce-Price, 2007; Rebusco et al., 2007). Αυτά τα στοιχεία σχηματίζονται και διασκορπίζονται στο μεσοαστρικό διάστημα από τους σουπερνόβα, εμπλουτίζοντας τα σύννεφα της ύλης από τα οποία τα αστέρια, οι πλανήτες και η ζωή μπορούν να προκύψουν. Κατά μία έννοια, είμαστε παιδιά των σουπερνόβα.

Οι σουπερνόβα, συνεπώς, έχουν σχηματίσει το Σύμπαν μας και την ιστορία μας. Έχουν δημιουργήσει τις συνθήκες για ζωή στη Γη παράγοντας στοιχεία, έχουν επηρεάσει την εξέλιξη προκαλώντας μαζικές εξαφανίσεις και τώρα, εξετάζοντας τους σουπερνόβα μπορούμε να μάθουμε πολλά για το σύμπαν και τους εαυτούς μας.

References

• Boffin H, Pierce-Price D (2007) Η Σύντηξη στο Σύμπαν: Είμαστε όλοι αστρόσκονη. Science in School 4. www.scienceinschool.org/2007/issue4/fusion/greek
• Rebusco P, Boffin H & Pierce-Price D (2007) Η Σύντηξη στο Διάστημα: Από πού προέρχονται τα κοσμήματά σας. Science in School 5. www.scienceinschool.org/2007/issue5/fusion/greek
• Swinton J (2007) The neutron teaspoon. Science in School 3: 92. www.scienceinschool.org/2006/issue3/teaspoon
• Westra MT (2007) Μια “νέα” ματιά στο φως: φτιάξε το δικό σου φασματοσκόπιο. Science in School 4. www.scienceinschool.org/2007/issue4/spectrometer/greek

Web References

• w1 – Για βρείτε που και πότε εξερράγησαν οι τελευταίοι σουπερνόβα, δείτε τον ιστοχώρο των σουπερνόβα, όπου επιστήμονες και ερασιτέχνες κυνηγούν και καταγράφουν νέες εκρήξεις σουπερνόβα.
• w2 – Ο ιστοχώρος της Ευρωπαϊκής Συμφωνίας για την Ανάπτυξη της Σύντηξης
• w3 – Ο ιστοχώρος του EIROforum
• w4 – Ο ιστοχώρος του Η Φυσική στο Προσκήνιο

Institutions

License

CC-BY-NC-ND

Download

Download this article as a PDF