Υπερκαινοφανής αστέρας
 |
Το λήμμα δεν περιέχει πηγές ή αυτές που περιέχει δεν επαρκούν. |
Ο όρος υπερκαινοφανής αστέρας ή σουπερνόβα (supernova) αναφέρεται σε διάφορους τύπους εκρήξεων[Σημ 1] που συμβαίνουν κατά τη διάρκεια των τελευταίων εξελικτικών σταδίων της ζωής[Σημ 2] των αστέρων, κατά τις οποίες παράγονται εξαιρετικά φωτεινά αντικείμενα, αποτελούμενα από πλάσμα (ιονισμένη ύλη) και των οποίων η αρχική φωτεινότητα στη συνέχεια αδυνατίζει μέχρι του σημείου της αφάνειας μέσα σε λίγους μήνες. Η έκρηξη των αστέρων είναι τεραστίων διαστάσεων, ξεπερνά την ενέργεια που εξαπολύεται από τον Ήλιο και κατ' αυτό τον τρόπο «πεθαίνουν». Από τη γήινη ατμόσφαιρα και γενικά από τη γη ένας σουπερνόβα φαίνεται σαν ένα εξαιρετικά φωτεινό αστέρι που δεν βρισκόταν σε εκείνη τη θέση πριν κάποιες ώρες. Ο θάνατος του αστεριού, ο λεγόμενος σουπερνόβα, επέρχεται μετά από περίπου 10 με 20 εκατομμύρια έτη[1][Σημ 3].
Ιστορία του όρου
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Ο όρος «σουπερνόβα» χρησιμοποιήθηκε για πρώτη φορά γύρω στο 1930 από τους Βάλτερ Μπάαντε (Walter Baade) και Φριτς Τσβίκι (Fritz Zwicky), οι οποίοι δούλευαν στο παρατηρητήριο του Mount Wilson.
Nova στα λατινικά σημαίνει «νέα» και αναφέρεται σε αυτό που μοιάζει να είναι ένα πολύ φωτεινό νέο αστέρι (το ουσιαστικό stella στη Λατινική, που σημαίνει αστέρας, είναι θηλυκό) στην ουράνια σφαίρα. Οι αστρονόμοι του Μεσαίωνα, μη γνωρίζοντας ότι παρατηρούσαν μια έκρηξη, θεωρούσαν ότι επρόκειτο για την εμφάνιση ενός νέου αστεριού, εξ ου και το όνομα, που πρωτοχρησιμοποιήθηκε απ' τον Τύχο Μπράχε. Το πρόθεμα «υπερ-» ("Super") ξεχωρίζει αυτό το γεγονός από τους απλούς καινοφανείς αστέρες ή νόβες (novae), που είναι αστρικές εκρήξεις οι οποίες επίσης σχετίζονται με την αύξηση της φωτεινότητας ενός είδους διπλού αστέρα, αλλά σε μικρότερη κλίμακα και μέσω ενός διαφορετικού μηχανισμού. Παρ' όλα αυτά, είναι λάθος να θεωρούμε τη σουπερνόβα ένα νέο αστέρι, επειδή στην πραγματικότητα είναι ο θάνατος ενός αστεριού (ή τουλάχιστον η ριζική μετατροπή του σε κάτι εντελώς διαφορετικό, ένα αστρικό πτώμα) με το πιο φαντασμαγορικό στο σύμπαν κύκνειο άσμα.
Όσον αναφορά λοιπόν την ονομασία, αποδόθηκε σε σχέση με ένα άλλο γεγονός το S Andromedae ή SN 1885A, το οποίο και καταγράφηκε στο γαλαξία της Ανδρομέδας. Αναλυτικότερα αυτοί οι δυο αστρονόμοι κατέγραψαν πως τα σουπερνόβα εκρήγνυνται όταν τα κοινά αστέρια εκρήγνυνται πρώτα. Ό,τι υλικό μένει από τις εκρήξεις γίνεται «αστέρας νετρονίων», σύμφωνα με αυτούς, εκείνη την εποχή.[1]
Αξιοσημείωτα γεγονότα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι πρώτοι υπερκαινοφανείς αστέρες έχουν καταγραφεί από διάφορους πολιτισμούς αρκετά πριν την εφεύρεση του τηλεσκοπίου. Για παράδειγμα το παλαιότερο παρατηρήθηκε το 185 μ.Χ. από κινέζους αστρονόμους και ονομάζεται RCW 86. Φέρεται να αστράφτει για 8 μήνες συνεχόμενα. Άλλοι υπερκαινοφανείς παρατηρήθηκαν το 393 το 1006, 1181 και το 1572 και μελετήθηκαν από τον διάσημο αστρονόμο Tycho Brahe. Έγραψε στο "De Nova Stella" δηλαδή το «Νέο Άστρο» αυτά που ερεύνησε το 1604.
Το διασημότερο σουπερνόβα που έχει καταγραφεί είναι το Crab Nebula (Νεφέλωμα του Καρκίνου), το οποίο κατέγραψαν αστρονόμοι από την Κίνα και την Κορέα το 1054. Η έκρηξη αυτή είναι πιθανό να παρατηρήθηκε και από ιθαγενείς της Αμερικής, σύμφωνα με επιγραφές και σχέδια βράχων στο Μεξικό και την Αριζόνα. Το νεφέλωμα που δημιουργήθηκε ήταν ορατό και με το φως της μέρας.
Πριν αρχίσει ο 17ος αιώνας όπου έχουμε και την εφεύρεση των τηλεσκοπίων, υπήρξαν 7 καταγεγραμμένοι υπερκαινοφανείς σύμφωνα με την Encyclopedia Britannica, αριθμός που θεωρείται μικρός. Το πιο πρόσφατο σουπερνόβα που παρατηρήθηκε άμεσα στον Γαλαξία ήταν ο Σούπερ Νόβα του Κέπλερ το 1604, αλλά έχουν βρεθεί τα υπολείμματα πιο πρόσφατων σουπερνόβα. Οι παρατηρήσεις των σουπερνόβα σε άλλους γαλαξίες υποδηλώνουν ότι εμφανίζονται στον Γαλαξία κατά μέσο όρο περίπου τρεις φορές κάθε αιώνα. Αυτά τα σουπερνόβα θα ήταν σχεδόν βέβαιο ότι θα μπορούσαν να παρατηρηθούν με σύγχρονα αστρονομικά τηλεσκόπια.
Τον 20ο αιώνα παρατηρήθηκε ένα από τα πιο γνωστά σουπερνόβα το οποίο είναι άξιο μελέτης ακόμη και σήμερα και αυτό λόγω των υπολειμμάτων της έκρηξης του. Είναι το SN 1987A που καταγράφηκε το 1987 και που μας παρέχει πληροφορίες γενικά για τον θάνατο των αστεριών.[1]. Επρόκειτο για έκρηξη ενός μπλε υπεργίγαντα αστέρα στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, έναν δορυφόρο του Γαλαξία.
Τρόποι δημιουργίας
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Υπάρχουν δύο διαφορετικοί δρόμοι για αυτή την κατάληξη με την προϋπόθεση ότι τα αστέρια αυτά έχουν τη σωστή ποσότητα μάζας. Γενικά ο θάνατος τους συμβαίνει: είτε όταν ένας αστέρας μεγάλης μάζας παύει να παράγει ενέργεια στον πυρήνα του, οπότε και καταρρέει κάτω από τη δύναμη της ίδιας του της βαρύτητας (περίπτωση υπερκαινοφανούς Τύπου Ib και Τύπου II), είτε όταν ένας λευκός νάνος[Σημ 4], ήδη συρρικνωμένος και παγωμένος αστέρας, που απορροφά το υλικό (τη μάζα) από ένα συνοδό αστέρα όταν φτάσει στο κρίσιμο όριο απορρόφησης μάζας, το λεγόμενο Όριο Τσαντρασεκάρ (Chandrasekhar). Ο πυρήνας μετατρέπεται ολοένα και σε πιο πυκνή μάζα. Τότε θα υποστεί ομοίως θερμοπυρηνική έκρηξη καταρρέοντας κάτω από τη δύναμη της βαρύτητας (περίπτωση υπερκαινοφανούς Τύπου Ia), δηλαδή εκτινάσσονται τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα (και εδώ έχουμε το τελικό στάδιο δημιουργίας τους). Μένει τελικά μια πυκνή μάζα που λέγεται αστέρας νετρονίων.
Και στις δύο αυτές περιπτώσεις η θερμοπυρηνική έκρηξη εκτινάσσει μεγάλο μέρος του αστρικού υλικού με μεγάλη δύναμη και ταχύτητα που υπερβαίνει τα 3.000 χλμ/δευτερόλεπτο (ή τα 10,8 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ώρα), προς όλες τις κατευθύνσεις. Μάλιστα ότι η στιγμιαία λάμψη τέτοιων εκρήξεων είναι κατά πολύ μεγαλύτερη από αυτή ολόκληρου του γαλαξία διότι μπορεί να τον φωτίσει ολόκληρο. Μπορεί ακόμη να εκπέμπει περισσότερη ενέργεια από όση εκπέμπει ο Ήλιος κατά τη διάρκεια της ζωής του.[1].Ενώ ορισμένες παρατηρούμενες σουπερνόβα είναι πιο περίπλοκες από αυτές τις δύο απλουστευμένες θεωρίες, η αστροφυσική μηχανική καθιερώνεται και γίνεται αποδεκτή από την αστρονομική κοινότητα.
Το φαινόμενο συμβαίνει περίπου κάθε δευτερόλεπτο σε ολόκληρο το σύμπαν, ή αλλιώς κάθε 50 χρόνια σε κάποιο γαλαξία. Μια ομάδα από σουπερνόβα δημιούργησε την «τοπική φούσκα» (Local Bubble) που σήμερα βρίσκεται γύρω από το ηλιακό μας σύστημα. Έχει διάμετρο περίπου 300 έτη φωτός. Αυτή αποτελείται από πλάσμα (ή αλλιώς ιονισμένο αέριο) και έχει ωοειδές σχήμα, δηλαδή σαν φυστίκι. Η μάζα ενός αστέρα είναι αυτή που καθορίζει μια έκρηξη ή όχι. Ο Ήλιος μας δεν θα εκραγεί, διότι δεν έχει αρκετή μάζα. Αντίθετα όταν τα πυρηνικά υλικά στον πυρήνα του εξαντληθούν, θα γίνει μια κόκκινη γιγαντιαία μάζα, ενώ σταδιακά θα ψύχεται για να γίνει ένας λευκός νάνος[1].
Η στιγμή της έκρηξης
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Το εσωτερικό του αστέρα δονείται εκπέμποντας ταυτόχρονα ακουστικά κύματα 200 με 400 hz και ουσιαστικά είναι η δόνηση που προκαλεί την έκρηξη τους. Αυτό το έχουν καταδείξει πρόσφατες μελέτες από το πανεπιστήμιο της Αριζόνα υπό τον αστροφυσικό Burrows και της ομάδα αυτού. Βέβαια η αστρική έκρηξη δεν έχει διερευνηθεί πλήρως[1].
Οι σουπερνόβα μπορούν να διώξουν πολλές ηλιακές μάζες υλικού με ταχύτητες που φθάνουν αρκετά τοις εκατό της ταχύτητας του φωτός. Αυτό οδηγεί ένα διαστελλόμενο ωστικό κύμα στο περιβάλλον διαστρικό μέσο, σαρώνοντας ένα διαστελλόμενο κέλυφος αερίου και σκόνης που παρατηρείται ως κατάλοιπο σουπερνόβα. Οι σουπερνόβα είναι μια κύρια πηγή στοιχείων στο διαστρικό μέσο από το οξυγόνο στο ρουβίδιο. Τα επεκτεινόμενα ωστικά κύματα των σουπερνόβα μπορούν να πυροδοτήσουν το σχηματισμό νέων άστρων. Τα υπολείμματα σουπερνόβα μπορεί να είναι μια σημαντική πηγή κοσμικών ακτίνων. Οι σουπερνόβα μπορεί να παράγουν βαρυτικά κύματα, αν και μέχρι στιγμής, τα βαρυτικά κύματα έχουν ανιχνευθεί μόνο από τις συγχωνεύσεις μαύρων οπών και άστρων νετρονίων.
Χαρακτηριστικά
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι υπερκαινοφανείς Τύπου Ia πιστεύεται ότι έχουν παντού την ίδια μέγιστη απόλυτη λαμπρότητα (απόλυτο μέγεθος), και έτσι χρησιμεύουν ως δείκτες-υπολογιστές τεράστιων (κοσμολογικών) αποστάσεων στο Σύμπαν.
Αντίθετα, οι υπερκαινοφανείς Τύπου Ib και II έχουν ποικίλες απόλυτες λαμπρότητες, ανάλογα με τη μάζα του αστέρα που τους παράγει, του λεγόμενου προγεννήτορα (αστέρα). Αυτοί οι τύποι αστέρων οι τύπου ΙΙ έχουν μάζα πολύ μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου, δηλαδή περίπου 8 με 15 φορές όσο ο Ήλιος.[Σημ 5][1]
Επιπτώσεις
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Η έκρηξη υπερκαινοφανούς δημιουργεί ένα κύμα στον γύρω χώρο, αφήνοντας ένα είδος νεφελώματος που είναι γνωστό ως υπόλειμμα υπερκαινοφανούς. Οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι η κύρια πηγή όλων των βαρύτερων του οξυγόνου στοιχείων, και η μοναδική πηγή πολλών σημαντικών στοιχείων. Για παράδειγμα, όλο το ασβέστιο στα οστά μας και όλος ο σίδηρος του οργανισμού μας έχουν παραχθεί σε κάποια έκρηξη υπερκαινοφανούς, εδώ και δισεκατομμύρια χρόνια. Η έκρηξη μεταφέρει αυτά τα βαρέα στοιχεία στο μεσοαστρικό χώρο, εμπλουτίζοντας τα μοριακά νέφη (αστρική σκόνη ή αστρόσκονη) που αποτελούν την πρώτη ύλη για τον σχηματισμό των αστέρων και των πλανητών. Αυτή η διαδικασία εμπλουτισμού είναι που καθόρισε τη σύνθεση του Ηλιακού Συστήματος πριν από 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια, και τελικά έκανε εφικτή τη χημεία της ζωής στη Γη. Κάθε άτομο του σώματός μας, κάθε μόριο του αέρα που αναπνέουμε, δημιουργήθηκαν σε ένα άστρο και έφτασαν ως εδώ με μια έκρηξη υπερκαινοφανούς. Κατά μία έννοια, είμαστε κυριολεκτικά «παιδιά των αστεριών». Εκτός από αυτό έχουμε και τη δημιουργία καινούργιων αστρικών συστημάτων.[1]
Η έκρηξη υπερκαινοφανούς δημιουργεί ασύλληπτα μεγάλες θερμοκρασίες, και κάτω από τις σωστές συνθήκες, οι αντιδράσεις σύντηξης που λαμβάνουν χώρα μπορούν να δημιουργήσουν ορισμένα από τα βαρύτερα στοιχεία, όπως το καλιφόρνιο.
Οι επιπτώσεις μιας πολύ κοντινής έκρηξης σουπερνόβα θα ήταν καταστροφικές για τη ζωή πάνω στη Γη. Το ωστικό κύμα από μια τέτοια έκρηξη μπορεί να καταστρέψει το προστατευτικό στρώμα του όζοντος. Χωρίς το όζον η ζωή στη στεριά και στα ρηχά νερά θα είναι εκτεθειμένη στις υπεριώδεις ακτινοβολίες, οι οποίες καταστρέφουν το DNA των ζωντανών οργανισμών. Για να γίνει όμως αυτό θα πρέπει τα αστέρια αυτά να βρίσκονται σε απόσταση ίση ή μικρότερη από 500 έτη φωτός. Μέχρι στιγμής στην ανθρώπινη ιστορία, καμία έκρηξη σουπερνόβα δεν ήταν τόσο κοντά. Η πιο κοντινή έκρηξη που παρατηρήθηκε στην Ιστορία της ανθρωπότητας σημειώθηκε το 1054 στον αστερισμό Ταύρο και ξέσπασε από απόσταση 6.300 ετών φωτός. Στην Προϊστορία, η έκρηξη που δημιούργησε τον αστέρα νετρονίων Geminga στον αστερισμό Δίδυμοι πρέπει να έγινε σε απόσταση 510 ετών φωτός από τη Γη. Υπολογίζεται πως στα επόμενα 1.000 χρόνια κάποια από τα αστέρια που απέχουν μόλις μερικές εκατοντάδες έτη φωτός, όπως ο Betelgeuse που απέχει από εμάς 640 έτη φωτός, θα εκραγούν πιθανότατα ως υπερκαινοφανείς.
Σημειώσεις
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ Μια έκρηξη είναι μια ταχεία διαστολή του όγκου που σχετίζεται με μια εξαιρετικά έντονη απελευθέρωση ενέργειας προς τα έξω, συνήθως με τη δημιουργία υψηλών θερμοκρασιών και την απελευθέρωση αερίων υψηλής πίεσης. Οι υπερηχητικές εκρήξεις που δημιουργούνται από ισχυρά εκρηκτικά είναι γνωστές ως εκρήξεις και ταξιδεύουν μέσα από κρουστικά κύματα. Οι υποηχητικές εκρήξεις δημιουργούνται από χαμηλές εκρηκτικές ύλες μέσω μιας πιο αργής διαδικασίας καύσης, γνωστής ως deflagration.
- ↑ Η αστρική εξέλιξη είναι η διαδικασία με την οποία ένα αστέρι αλλάζει με την πάροδο του χρόνου. Ανάλογα με τη μάζα του άστρου, η διάρκεια ζωής του μπορεί να κυμαίνεται από μερικά εκατομμύρια χρόνια για το πιο ογκώδες έως τρισεκατομμύρια χρόνια για το μικρότερο, το οποίο είναι πολύ μεγαλύτερο από την ηλικία του σύμπαντος. Όλα τα αστέρια σχηματίζονται από σύννεφα αερίου και σκόνης που καταρρέουν, που συχνά ονομάζονται νεφελώματα ή μοριακά νέφη. Κατά τη διάρκεια εκατομμυρίων ετών, αυτά τα πρωτάστρα εγκαθίστανται σε μια κατάσταση ισορροπίας, και γίνονται αυτό που είναι γνωστό ως αστέρι της κύριας ακολουθίας.
- ↑ Οι φαντασμαγορικές φωτογραφίες που δημοσιεύονται κατά καιρούς σε διάφορα σχετικά άρθρα, ομιλίες και παρουσιάσεις των παραπάνω αστέρων, όπως και αυτή του άρθρου, δεν προέρχονται από μία φωτογραφική μηχανή, αλλά αποτελούν σύνθετες φωτογραφίες δύο, τριών ή και περισσοτέρων διαστημομηχανών ή διαστημικών τηλεσκοπίων, που το καθένα «κωδικοποιεί» μέρος του φάσματος με συγκεκριμένο χρώμα π.χ. (ενδεικτικά), ο «Χαμπλ» κωδικοποιεί στο πράσινο, ο «Σπίτσερ» στο κόκκινο, ο «Σάντρα» σε γαλάζιο. Αυτών ακολουθεί η σύνθεση των επιμέρους φωτογραφιών το αποτέλεσμα της οποίας είναι αυτό που βλέπουμε.
- ↑ Ένας λευκός νάνος, που ονομάζεται επίσης εκφυλισμένος νάνος, είναι ένα κατάλοιπο αστρικού πυρήνα που αποτελείται κυρίως από ύλη εκφυλισμένη από ηλεκτρόνια. Ένας λευκός νάνος είναι πολύ πυκνός: Η μάζα του είναι συγκρίσιμη με αυτή του Ήλιου, ενώ ο όγκος του είναι συγκρίσιμος με αυτόν της Γης. Η αμυδρή φωτεινότητα ενός λευκού νάνου προέρχεται από την εκπομπή υπολειπόμενης θερμικής ενέργειας. δεν γίνεται σύντηξη σε έναν λευκό νάνο. Ο πλησιέστερος γνωστός λευκός νάνος είναι ο Σείριος Β, στα 8,6 έτη φωτός, το μικρότερο συστατικό του δυαδικού αστέρα του Σείριου. Αυτήν τη στιγμή πιστεύεται ότι υπάρχουν οκτώ λευκοί νάνοι μεταξύ των εκατοντάδων αστρικών συστημάτων που βρίσκονται πλησιέστερα στον Ήλιο. Η ασυνήθιστη λιποθυμία των λευκών νάνων αναγνωρίστηκε για πρώτη φορά το 1910.: 1 Το όνομα λευκός νάνος επινοήθηκε από τον Willem Luyten το 1922.
- ↑ Αστέρες με μεγαλύτερη μάζα, δηλαδή 20 με 30 φορές μεγαλύτεροι από τον Ήλιο, ενδέχεται να καταρρεύσουν και έχουμε τη μετατροπή τους σε μαύρες τρύπες.
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Εξωτερικοί σύνδεσμοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
| Τύποι |  | |
|---|---|---|
| Μέγεθος | ||
| Σχηματισμός | ||
| Ιδιότητες | ||
| Μοντέλα | ||
| Θέματα | ||
| Μετρικές | ||
| Λίστες | ||
