Ένα παράξενο σουπερνόβα θέτει υπό αμφισβήτηση τις κοσμικές αποστάσεις

Πηγή: space.com, 20 Σεπτεμβρίου 2006

Μια νέα ανακάλυψη δημιουργεί αμφιβολίες για την άποψη ότι ο τύπος 1a  σουπερνόβα, μια κολοσσιαία έκρηξη γιγάντιου άστρου, λάμπει με την ίδια φωτεινότητα όποτε εμφανίζεται στον Κόσμο. Η ανακάλυψη αυτή θα μπορούσε να έχει επιπτώσεις στις εκτιμήσεις του μεγέθους του σύμπαντος.

Ο τύπος αυτός του υπερκαινοφανούς 1a χρησιμοποιείται για την εύρεση των αποστάσεων στις απέραντες εκτάσεις του σύμπαντος. Αλλά η ανακάλυψη ενός υπερκαινοφανούς του τύπου 1a με μεγαλύτερη μάζα από όσο πιστεύαμε θα μπορούσε να αναγκάσει τους αστρονόμους να ξανασκεφτούν τις ιδέες τους για αυτά τα λαμπρά αντικείμενα, αναφέρουν οι επιστήμονες.

Πιο φωτεινή έκρηξη

Ένα αστέρι που έχει εξαντλήσει τα πυρηνικά καύσιμά του, ένας λευκός νάνος, αρχίζει να συσσωρεύει ύλη από ένα γειτονικό συντροφικό του άστρο έως ότου φθάσει στη μέγιστη μάζα που μπορεί να αποκτήσει. Όταν η μάζα του λευκού νάνου φθάσει να είναι 1,4 φορές τη μάζα του ήλιου, ένα όριο γνωστό ως όριο Chandrasekhar, γίνεται ασταθές και εκρήγνυται με μια τιτάνια έκρηξη υπερκαινοφανή, που είναι της μορφής 1a.

Έχει θεωρηθεί μέχρι τώρα ότι όλες οι εκρήξεις υπερκαινοφανών τύπου 1a εκπέμπουν ίσα ποσά φωτός στη μεγαλύτερη ένταση τους - την αιχμή τους - και εξασθενίζουν με τον ίδιο ρυθμό κατόπιν. Επίσης, έχουν ίση μάζα. Λόγω αυτού του γεγονότος χρησιμοποιούνται ως "τυποποιημένα κεριά" για τον υπολογισμό των κοσμικών αποστάσεων γιατί η λαμπρότητα του υπερκαινοφανή όπως φαίνεται από τη Γη είναι ανάλογη της απόστασης του. Μάλιστα το 1998, χρησιμοποιώντας υπερκαινοφανείς του τύπου 1a, οι αστρονόμοι διαπίστωσαν ότι η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται.

Αλλά οι αστρονόμοι ανακάλυψαν πρόσφατα ότι μια σουπερνόβα τύπου 1a, που λέγεται SNLS-03D3bb λάμπει με διπλάσια φωτεινότητα από όσο οι αντίστοιχοι υπερκαινοφανείς. Αυτό αναφέρουν ερευνητές στο περιοδικό Nature. Αυτό το γεγονός μαζί με τη χαμηλή κινητική ενέργεια του άστρου, η ενέργεια των υλικών που φεύγουν στο διάστημα λόγω της έκρηξης, υπονοεί ότι η σουπερνόβα προήλθε από έναν λευκό νάνο πολύ μεγαλύτερης μάζας από το όριο Chandrasekhar.

"Τα υλικά που εκτοξεύτηκαν κινούνταν πολύ αργά σε αυτήν την σουπερνόβα, και σκεφτόμαστε ότι οφείλεται στο γεγονός ότι το αστέρι που εξερράγη ήταν κατ' ασυνήθιστο τρόπο μεγάλης μάζας, έτσι είχε μια πιο υψηλή ενέργεια σύνδεσης", λέει ο Andy Howell, επικεφαλής της ομάδας από το πανεπιστήμιο του Τορόντου.

"Αν παράγεται ένα ορισμένο ποσό ενέργειας από την σύντηξη σε μια έκρηξη, τότε μέρος εκείνης της ενέργειας πρέπει να πάει στην υπερνίκηση της ενέργειας σύνδεσης του άστρου, και το υπόλοιπο πηγαίνει στην κινητική ενέργεια."

Οι δε μάζες πάνω από το όριο Chandrasekhar πρέπει να εμφανίζονται κατά προτίμηση στους νέους αστρικούς πληθυσμούς, γράφουν οι ερευνητές.

Η σουπερνόβα SNLS-03D3bb προέρχεται από μια δέσμη νέων άστρων σε έναν απόμακρο γαλαξία, όταν ο Κόσμος ήταν πολύ νεώτερος από όσο είναι σήμερα. Το χρώμα των νέων άστρων και οι γαλαξίες  που τους φιλοξενούν είναι γενικά μπλε. Το γεγονός αυτό, μαζί με άλλες μεθόδους, βοήθησε στο να καθορίσουν οι επιστήμονες την ηλικία του άστρου,

"Ταιριάξαμε τα μοντέλα των γαλαξιών με τα στοιχεία και δείχνουν έναν νέο πληθυσμό", λέει ο Howell. "Ο γαλαξίας έχει επίσης γραμμές εκπομπής που δείχνουν ότι σχηματίζονται ακόμα αστέρια."

Ένα άλλο σύνολο στοιχείων από μια άλλη μελέτη έδειξε ότι οι σουπερνόβες που θέλουν πιο πολύ χρόνο για να φτάσουν στη μέγιστη φωτεινότητα και να μειωθεί αργότερα, προέρχονται μόνο από έναν νέο πληθυσμό. "Αυτή η σουπερνόβα έχει μια εξαιρετικά πλατιά καμπύλη φωτός."

Κοσμικά αποτελέσματα

Η νέα ανακάλυψη θα μπορούσε να βοηθήσει τους αστρονόμους να ξεκαθαρίσουν τι συμβαίνει με τις ασυνήθιστες σουπερνόβες τύπου 1a και να βελτιώσουν έτσι τις εκτιμήσεις για τις κοσμικές αποστάσεις τους.

"Είμαστε τυχεροί γιατί αυτός ο υπερκαινοφανής είχε αρκετές ενδείξεις για περίεργες ιδιότητες", είπε ο Howell. "Σαφώς δεν ακολούθησα τη σχέση που χρησιμοποιούμε για να βαθμολογήσουμε τις σουπερνόβες για την κοσμολογία, αλλά είχε και ένα ασυνήθιστο φάσμα, με μια περίεργη ισορροπία των στοιχείων που κινούνται με αργές ταχύτητες. Εξετάζοντας δε το φάσμα μπορούμε να δούμε τι συμβαίνει σε αυτό εκεί έξω."

"Για να δείξουμε ότι αυτός ο υπερκαινοφανής δεν είναι μια σπάνια περίπτωση (μια εξαίρεση του κανόνα), πρόκειται να διαχωρίσουμε στις μελλοντικές μας μελέτες για την κοσμολογία, τους υπερκαινοφανείς στους ελλειπτικούς γαλαξίες, όπου εκεί υπάρχουν σχεδόν αποκλειστικά παλαιά αστέρια, και τους υπερκαινοφανείς στους σπειροειδείς γαλαξίες που έχουν περισσότερα νεανικά άστρα", συμπληρώνει ο Howell.

Τέλος η εξήγηση για το πώς ο συγκεκριμένος λευκός νάνος από τον οποίο προήλθε ο υπερκαινοφανής υπερέβη το όριο Chandrasekhar, οι επιστήμονες προχωρούν σε δύο εικασίες. Η πρώτη είναι ότι ο λευκός νάνος σχηματίστηκε από συνένωση δύο μικρότερων λευκών νάνων. Η δεύτερη είναι ότι ο λευκός νάνος μπόρεσε να αποκτήσει μεγαλύτερη μάζα πριν εκραγεί επειδή περιστρεφόταν εξαιρετικά γρήγορα.

Τύποι εκρήξεων υπερκαινοφανών

Οι εκρήξεις υπερκαινοφανών διαιρούνται σε δύο βασικούς φυσικούς τύπους:

Εντούτοις, αυτές οι κατηγορίες υπερκαινοφανών ήταν αρχικά ταξινομημένοι βασισμένοι στην ύπαρξη των φασματικών γραμμών του υδρογόνου: Ο τύπος Ia δεν εμφανίζει γραμμές υδρογόνου, ενώ ο τύπος ΙΙ τις εμφανίζει.

Γενικά αυτή η παρατηρητική ταξινόμηση συμφωνεί με τη φυσική ταξινόμηση που περιγράφεται πιο πάνω, επειδή τα ογκώδη αστέρια έχουν ατμόσφαιρες (συνήθως από υδρογόνο) ενώ οι λευκοί νάνοι αστέρες είναι γυμνά. Εντούτοις, εάν το αρχικό αστέρι ήταν τόσο μεγάλης μάζας που ο ισχυρός αστρικός άνεμος του, είχε ήδη απομακρύνει το υδρογόνο από από την ατμόσφαιρά του την εποχή της έκρηξης, τότε κι αυτό επίσης δεν θα εμφανίσει τις φασματικές γραμμές του υδρογόνο. Αυτοί οι σουπερνόβα καλούνται συχνά σουπερνόβα τύπου Ib, κι όχι τύπου ΙΙ.

Η έρευνα αυτής της απόκλισης μεταξύ της σύγχρονης ταξινόμησής μας (βασισμένης σε μια αληθινή διαφορά στο πώς εκρήγνυνται οι σουπερνόβα), και της ιστορικής ταξινόμησης (βασισμένης στις αρχικές παρατηρήσεις) δείχνει πώς οι ταξινομήσεις στην επιστήμη μπορούν να αλλάξουν κατά τη διάρκεια του χρόνου, καθώς καταλαβαίνουμε καλύτερα το φυσικό κόσμο.

Πως γίνεται η υπερκαινοφανής έκρηξη

Όταν άστρα που έχουν πολύ μεγαλύτερη μάζα από τον ήλιο μας φτάσουν στο τέλος της ζωής τους, εκρήγνυνται δημιουργώντας σουπερνόβα (ή υπερκαινοφανής αστέρας).

Τα άστρα που έχουν ολοκληρώσει τον κύκλο της ζωής τους – δηλαδή στο εσωτερικό τους έχουν σχηματιστεί και τα στοιχεία της ομάδας του σιδήρου – δεν μπορούν πλέον να παράγει ενέργεια διαμέσου πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης.

Έτσι παύει η ισορροπία μεταξύ βαρυτικής έλξης και πίεσης ακτινοβολίας με αποτέλεσμα ο πυρήνας του άστρου να συστέλλεται. Τότε τα στοιχεία της ομάδας του σιδήρου διασπώνται σε πυρήνες ηλίου, πρωτόνια και νετρόνια γεγονός που μειώνει την ενέργεια του άστρου.

Καθώς ο πυρήνας του άστρου καταρρέει, ο αστρικός πυρήνας περιέχει πλάσμα μεγάλης πυκνότητας, δηλαδή ένα μίγμα ηλεκτρονίων και ιόντων, όπως και ελεύθερα πρωτόνια. Κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης του πυρήνα, πρωτόνια και ηλεκτρόνια σχηματίζουν νετρόνια και απελευθερώνονται νετρίνα που διαφεύγουν. Καθώς η πυκνότητα των νετρονίων αυξάνει με ταχύ ρυθμό, αρχίζουν να δημιουργούν μια ισχυρή πίεση εκφυλισμού. Αυτή η πίεση αντιστέκεται σθεναρά στη συρρίκνωση του αστρικού πυρήνα και, εκτός του ότι σταματάει την κατάρρευση, προκαλεί την αναπήδηση του πυρήνα, όπως περίπου αναπηδά μια μπάλα όταν πέσει σε σκληρή επιφάνεια.

Η όλη διαδικασία διαρκεί μόλις λίγα δευτερόλεπτα και ο πυρήνας αρχίζει πλέον να κινείται ταχύτατα προς τα έξω. Εν τω μεταξύ, το περίβλημα δεν έχει χρόνο να αντιδράσει σ’ αυτή τη ραγδαία εξέλιξη και υπόκειται σε πολύ ισχυρή ώθηση προς τα έξω από τον κινούμενο πυρήνα. Έτσι απελευθερώνεται ένα ωστικό κύμα που αποδιοργανώνει σε μεγάλο βαθμό το περίβλημα του άστρου, ωθώντας το ταχύτατα προς τα έξω. Αυτό είναι το στάδιο κατά το οποίο λέμε ότι το άστρο εκρήγνυται, όταν γίνεται υπερκαινοφανής.

Λίγο πριν τα θεαματικά επακόλουθα της έκρηξης, εμφανίζεται το πρόδρομο φαινόμενο των νετρίνων (που αναφέραμε πριν) τα οποία εγκαταλείπουν το άστρο με την ταχύτητα του φωτός. Διέρχονται ουσιαστικά άθικτα διαμέσου ολόκληρου του άστρου, διότι αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς με οποιαδήποτε μορφή ύλης. Το ωστικό κύμα για λίγα δέκατα του δευτερολέπτου πριν τον διασκορπισμό του άστρου, θερμαίνει τα εξωτερικά μέρη του περιβλήματος.

Το άστρο είχε αποκτήσει μια «δομή κρεμμυδιού», αποτελούμενο από στρώματα όλο και πιο ελαφρότερων πυρήνων, ξεκινώντας από τον αστρικό πυρήνα μέχρι τα εξωτερικά του όρια. Τα στρώματα αυτά θερμαίνονται από το ωστικό κύμα σε τέτοιες θερμοκρασίες, ώστε οι πυρήνες τους υπόκεινται σε διαδικασία σύντηξης. Η διαδικασία αυτή ονομάζεται εκρηκτική πυρηνοσύνθεση, διότι συμβαίνει υπό μορφή έκρηξής για μικρή χρονική περίοδο. Για μια σύντομη περίοδο δόξας πριν τον θάνατό του, το άστρο παράγει τόση πολλή ενέργεια, ώστε λάμπει περισσότερο από ολόκληρο το γαλαξία στον οποίο ανήκει. Όταν εκραγεί ο υπερκαινοφανής, εκτινάσσει στον περιβάλλοντα χώρο τους τα βαρύτερα στοιχεία του περιοδικού μας συστήματος που δημιουργούνται κατά την διάρκεια της εκρηκτικής πυρηνοσύνθεσης.