30 χρόνια από την έκρηξη του σουπερνόβα 1987Α

Απομεινάρι του σουπερνόβα 1987A που βλέπουμε σήμερα – ένα φωτεινό δαχτυλίδι ύλης. Η εικόνα δημιουργήθηκε από τα μέχρι τώρα δεδομένα με προσομοίωση σε υπολογιστή.

Πριν από τρεις δεκαετίες ακριβώς, οι αστρονόμοι εντόπισαν στον ουρανό την εντυπωσιακότερη έκρηξη υπερκαινοφανούς αστέρα των τελευταίων 400 ετών, του σουπερνόβα 1987Α. Για την 30η επέτειο του σουπερνόβα 1987Α η NASA δημοσίευσε νέες εικόνες των υπολειμμάτων του σουπερνόβα από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble και το τηλεσκόπιο ακτίνων Χ Chandra, καθώς επίσης και τα δυο βίντεο που ακολουθούν:


Εστιάζοντας στον σουπερνόβα 1987Α:




Το χρονικό της λάμψης του δαχτυλιδιού γύρω από τον σουπερνόβα 1987A:


Στη συνέχεια θα θυμηθούμε την εξαιρετική περιγραφή της δημιουργίας και της εξέλιξης του σουπερνόβα 1987Α που έκανε ο αείμνηστος Βασίλης Ξανθόπουλος, στο κλασικό πλέον βιβλίο του, «Περί αστέρων και συμπάντων», Πανεπιστημιακές Εκδόσεις Κρήτης , 6η έκδοση 1997 (διαβάστε τουλάχιστον την τελευταία παράγραφο του κειμένου):

«Η έκρηξη του σουπερνόβα 1987Α παρατηρήθηκε στις 23 Φεβουαρίου 1987, στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, σε απόσταση 170.000 ετών φωτός. Η έκρηξη αποτέλεσε σημαντικό γεγονός για την αστρονομία, γιατί με τις λεπτομερείς παρατηρήσεις που ακολούθησαν – και συνεχίζονται – έγινε για πρώτη φορά δυνατό να υποβληθούν σε ουσιαστικό έλεγχο οι θεωρίες μας για τους σουπερνόβα. Το γενικό συμπέρασμα είναι πως οι θεωρίες μας ήταν βασικά σωστές αλλά έπρεπε να δουλευτούν λίγο παραπάνω και προσεκτικότερα σε ορισμένα δευτερεύοντα σημεία. Ως συνήθως, η φαντασία της φύσης ξεπέρασε και πάλι την φαντασία των αστροφυσικών. Το μόνο δυσάρεστο ήταν πως ο σουπερνόβα 1987Α ήταν ορατός μόνον από το νότιο ημισφαίριο.

Είναι πολύ σημαντικό ότι τον αστέρα που εξερράγη τον ξέραμε (που σημαίνει ότι τον είχαμε ξεχωρίσει από τα δισεκατομμύρια των άστρων και καταγράψει) από πριν. Ήταν ο αστέρας Sanduleak-69o 202o (από το όνομα του αστρονόμου που τον κατέγραψε, 69o νότιο γαλαξιακό πλάτος και 202o γαλαξιακό μήκος). Είχε μάζα περίπου ~16M☉, λαμπρότητα 40.000L☉ και ηλικία 11 εκατομμύρια χρόνια. Το επικρατέστερο μοντέλο προβλέπει ότι ο Sanduleak ξεκίνησε ως αστέρας μάζας περίπου18M☉,έκαψε το περισσότερο υδρογόνο του σε 10 εκατομμύρια χρόνια, το He σε ένα εκατομμύριο χρόνια, τον άνθρακα σε 12.000 χρόνια, το νέον σε 12 χρόνια, το οξυγόνο σε 4 χρόνια και το πυρίτιο σε μια εβδομάδα. Κατά την έκρηξη συνεχιζόταν η καύση του Η σε εξωτερικούς φλοιούς, ενώ στο κέντρο του είχε συσσωρευθεί στάχτη Fe που ξεπέρασε το όριο Chandrasekhar. Η κατάρρευση της στάχτης αυτής προκάλεσε την έκρηξη.

Στο μέγιστό της, η λαμπρότητα του σουπερνόβα έφτασε τις 2·108 L☉. To μέγιστο της λαμπρότητας δεν συμπίπτει με την ίδια την έκρηξη. Αντίθετα, παρατηρήθηκε 80 ημέρες αργότερα, στις 20 Μαΐου. Η καθυστέρηση αυτή των ογδόντα ημερών επιβεβαίωσε την πρόβλεψη ότι στις εκρήξεις σουπερνόβα δημιουργούνται τα βαριά χημικά στοιχεία σε μεγάλες ποσότητες. Η εξήγηση είναι απλή. Ανάμεσα στα βαριά στοιχεία που σχηματίζονται κατά την έκρηξη περιλαμβάνονται και μεγάλες ποσότητες ραδιενεργών ισοτόπων και η αύξηση της λαμπρότητας του σουπερνόβα οφείλεται στη ραδιενέργεια που εκλύουν τα ισότοπα αυτά. Κατά την έκρηξη σχηματίζεται το ραδιενεργό νικέλιο-56 που έχει χρόνο ημιζωής 6,1 ημέρες και διασπάται προς κοβάλτιο-56. Και το κοβάλτιο, όμως, είναι ραδιενεργό και διασπάται, με χρόνο ημιζωής 77,1 ημέρες, προς άλλα σταθερά στοιχεία.

Ο αστέρας Sanduleak, που είχε παρατηρηθεί και καταγραφεί πριν από την έκρηξη, ήταν κυανός και όχι ερυθρός γίγαντας. Η παρατήρηση αυτή φάνηκε προς στιγμή ότι θα ανέτρεπε τη βασική θεωρία αστρικής εξέλιξης (αφού οι κυανοί γίγαντες βρίσκονται στα πρώτα στάδια της αστρικής εξέλιξης, πριν από την κύρια ακολουθία). Απαιτήθηκαν μερικοί μήνες για να κατανοήσουμε ότι εξαιτίας μιας ιδιαιτερότητάς του, στα τελευταία στάδια της φάσης του ερυθρού γίγαντα που υπολογίζεται ότι κράτησε μερικές χιλιάδες χρόνια, ο Sanduleak είχε χρώμα μπλε! Η περιεκτικότητα του Sanduleak σε οξυγόνο και άλλα βαριά στοιχεία ήταν μικρότερη απ΄ότι είναι συνήθως σε αστέρια που βρίσκονται σε παρόμοια εξελικτική φάση. Όμως μικρότερη περιεκτικότητα των εξωτερικών φλοιών σε οξυγόνο σημαίνει μεγαλύτερη διαπερατότητα του φωτός ανά μονάδα ύλης. Έτσι, για να απορροφηθεί η ακτινοβολία ώστε να ασκηθεί η πίεση που θα εξουδετερώσει τη βαρύτητα, απαιτείται αυξημένη πυκνότητα ύλης στους εξωτερικούς φλοιούς. Ο αστέρας, λοιπόν, σταθεροποιήθηκε σε μικρότερες διαστάσεις απ’ ότι αναμενόταν, η επιφανειακή του θερμοκρασία ήταν μεγαλύτερη από ότι είναι συνήθως, και το χρώμα του ήταν μπλε. Επιπλέον, επειδή ο αστέρας είχε μικρότερες διαστάσεις από ότι αναμενόταν, ένα μεγαλύτερο ποσοστό της ενέργειας της έκρηξης δαπανήθηκε για να διαφύγει η ύλη από το ισχυρότερο βαρυτικό πεδίο. Το τελικό αποτέλεσμα ήταν η μέγιστη λαμπρότητα του σουπερνόβα να είναι μικρότερη από όση θα περιμέναμε, συλλογισμός που επιβεβαιώθηκε από τις παρατηρήσεις.

Δυο ώρες πριν την (οπτική) έναρξη του φαινομένου σουπερνόβα, ανιχνευτές κατέγραψαν αυξημένη διέλευση νετρίνων από τη Γη. Τα νετρίνα εκπέμφθηκαν τα πρώτα δευτερόλεπτα της έκρηξης, όταν κατέρρεε ο κεντρικός πυρήνας. Τότε σχηματίστηκε ένα ωστικό κύμα, ένα κύμα σοκ, που άρχισε να διαδίδεται προς τα έξω. Η χρονική καθυστέρηση των δυο ωρών οφείλεται στο χρόνο που χρειάστηκε το κύμα αυτό για να φτάσει στα εξωτερικά στρώματα του αστέρα, οπότε άρχισε και η εκπομπή ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Η συνολική ενέργεια που εκπέμφθηκε με τα νετρίνα υπολογίζεται σε 3·1053 erg. Και όλη αυτή η ενέργεια εκπέμφθηκε μέσα σε μερικά δευτερόλεπτα μόνον! Η ισχύς του σουπερνόβα, αυτά τα πρώτα δευτερόλεπτα, ήταν όση και η ισχύς όλου του ορατού σύμπαντος!

Δεν ξέρουμε με σιγουριά τι απέμεινε από τον σουπερνόβα 1987Α. Οι περισσότεροι αστροφυσικοί ποντάρουν στον σχηματισμό ενός αστέρα νετρονίων. Αλλά η ανακοίνωση, στις αρχές του 1989, της παρατήρησης ενός πάλσαρ συχνότητας 1968 στροφών/δευτερόλεπτο αποδείχθηκε εσφαλμένη. Και η αναμενόμενη μεταφορά κινητικής ενέργειας από τον πάλσαρ στο περιβάλλον κέλυφος δεν έχει παρατηρηθεί… Το διαστημικό τηλεσκόπιο Ηubble φωτογράφησε το διαστελλόμενο κέλυφος που σχηματίστηκε κατά την έκρηξη…

Σουπερνόβα και ζωή

Σε κάποιoν ή κάποιους σουπερνόβα οφείλουμε τη ζωή μας! Όλα τα στοιχεία, από το He και πέρα, που είναι απαραίτητα για τη ζωή, σχηματίζονται μόνο στο εσωτερικό των αστέρων. Ευτυχώς για μας, οι εκρήξεις σουπερνόβα τα σκορπίζουν στο διάστημα και εμπλουτίζουν με αυτά τη μεσοαστρική ύλη. Έτσι, από τη δεύτερη γενιά αστέρων και μετά σε έναν γαλαξία, ηλιακά συστήματα με πλανήτες σαν τη Γη μπορούν να σχηματιστούν, με χημική σύνθεση κατάλληλη για να δημιουργήσουν ζωή. Επιπλέον, επειδή τα μεγάλα αστέρια, που κατά πλειονότητα φαίνεται πως περνούν και από την εμπειρία «σουπερνόβα», ζουν πολύ λιγότερο, έχουν προλάβει να εμπλουτίσουν το διάστημα με ατ απαραίτητα βαριά στοιχεία. Εξηγείται, λοιπόν, έτσι και γιατί οι αστέρες του πληθυσμού ΙΙ είναι νεώτεροι από τους αστέρες του πληθυσμού Ι.
Οι γνώσεις μας για τους σουπερνόβα είναι περιορισμένες, γιατί οι πληροφορίες έρχονται μόνο με την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, που εκπέμπεται από τα επιφανειακά στρώματα του αστέρα, ενώ όλη η ασυνήθιστη δραστηριότητα γίνεται στο εσωτερικό του. Κατευθείαν στο κέντρο του αστέρα θα μπορούσαμε να «δούμε» μόνο με νετρίνα και κύματα βαρύτητας! Θα μπορούσαμε, π.χ. να «δούμε» πως άρχισε η έκρηξη στο κέντρο του αστέρα, να στρέψουμε προς τα κει τα ηλεκτρομαγνητικά μας τηλεσκόπια, και να παρατηρήσουμε όλο το φαινόμενο σουπερνόβα από την αρχή του. Δεν νομίζω ότι θα αργήσει πάρα πολύ ο πολιτισμός μας να αποκτήσει κι αυτού του είδους τα τηλεσκόπια, αν δεν κάνουμε προηγουμένως κι εμείς, πάνω στη Γη, τη δική μας ‘σουπερνόβα’.»

https://physicsgg.me/2017/02/25/30-%cf%87%cf%81%cf%8c%ce%bd%ce%b9%ce%b1-%ce%b1%cf%80%cf%8c-%cf%84%ce%b7%ce%bd-%ce%ad%ce%ba%cf%81%ce%b7%ce%be%ce%b7-%cf%84%ce%bf%cf%85-%cf%83%ce%bf%cf%85%cf%80%ce%b5%cf%81%ce%bd%cf%8c%ce%b2%ce%b1-1987/