Τα μυστικά των εκρήξεων αστεριών σουπερνόβα μπορεί να κρύβονται στη σκόνη που είναι διάσπαρτη σε όλο το φεγγάρι – και μια ομάδα ερευνητών από το Ινστιτούτο Ατομικής Ενέργειας της Κίνας (CIAE) έχει αναπτύξει μια νέα μέθοδο για να διερευνήσει αυτές τις ενδείξεις για τον θάνατο των άστρων.
Η έρευνα θα μπορούσε να βοηθήσει τους επιστήμονες να αποκτήσουν μια σαφέστερη εικόνα του πώς πεθαίνουν τα αστέρια και να παρέχουν υλικό για την επόμενη γενιά αστεριών, πλανητών, φεγγαριών και μερικές φορές ακόμη και ζωής – τουλάχιστον όταν πρόκειται για τη Γη.
Η τεχνική βασίζεται στη βελτιωμένη ανίχνευση ενός σπάνιου ισοτόπου σιδήρου που εμφανίζεται σε απειροελάχιστες ποσότητες στη σεληνιακή σκόνη. Αυτή η μορφή σιδήρου σφυρηλατήθηκε πριν από εκατομμύρια χρόνια στις καρδιές προηγούμενων γενεών μεγάλων αστεριών. Όταν αυτά τα αστέρια έχασαν τα εκατομμύρια (ή δισεκατομμύρια) χρόνια διελκυστίνδας τους με τη βαρύτητα και τελείωσαν τη ζωή τους σε εκρήξεις σουπερνόβα, τα ισότοπα απελευθερώθηκαν και διανεμήθηκαν σε όλο το σύμπαν – συμπεριλαμβανομένου, πιστεύουν οι επιστήμονες, στο φεγγάρι.
Σχετίζεται με: Ρίξτε μια ματιά στα απομεινάρια ενός σουπερνόβα 800 ετών και δείτε ένα «άστρο ζόμπι»
«Η ομάδα μας συμφώνησε ότι μπορούμε να παρακολουθούμε με ακρίβεια ιστορικά γεγονότα σουπερνόβα μόνο υπερβαίνοντας τα όρια του τι είναι δυνατό με τον εξοπλισμό μας», δήλωσε ο επικεφαλής της ομάδας και ερευνητής της CIAE, Bing Guo.
Πώς οι σουπερνόβ συμβάλλουν στην κοσμική ανακύκλωση
Όταν η πρώτη γενιά αστεριών γεννήθηκε μεταξύ 200 και 400 εκατομμυρίων ετών μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, το σύμπαν κατοικήθηκε κυρίως από υδρογόνο και μια πρέζα ηλίου. Εκείνη την εποχή, υπήρχαν πολύ λίγα άτομα βαρύτερων στοιχείων, τα οποία οι αστρονόμοι (κάπως μπερδεμένα) αναφέρουν ως «μέταλλα».
Αυτό σημαίνει ότι τα πρώτα αστέρια, που παραδόξως ονομάζονται αστέρια Πληθυσμού III, αποτελούνταν από υδρογόνο, λίγο ήλιο και σχεδόν καθόλου μέταλλα. Κατά τη διάρκεια της ύπαρξής τους, οι διεργασίες πυρηνικής σύντηξης στους πυρήνες τους, μέσω των οποίων μετέτρεψαν το υδρογόνο σε ήλιο, τους επέτρεψαν να λάμπουν έντονα στον κόσμο. Αυτή η διαδικασία σύντηξης παρείχε επίσης την πίεση ακτινοβολίας προς τα έξω που εμπόδισε την εσωτερική δύναμη της δικής τους βαρύτητας να τους προκαλέσει την κατάρρευσή τους.
Ωστόσο, αυτό σήμαινε ότι η πράξη εξισορρόπησης μεταξύ της πίεσης της ακτινοβολίας και της βαρύτητας τελείωσε όταν το υδρογόνο στους πυρήνες αυτών των αστεριών τελείωσε, με το δεύτερο να κερδίζει σαφώς. Έτσι, οι πυρήνες αυτών των αστεριών κατέρρευσαν ενώ τα εξωτερικά τους στρώματα, όπου συνέβαινε ακόμη η πυρηνική σύντηξη, απομακρύνθηκαν.
Για αστέρια με μάζες της τάξης του Ήλιου, αυτό έχει ως αποτέλεσμα οι αστρικοί πυρήνες τους να γίνονται λευκοί νάνοι αστέρες που περιβάλλονται από ένα σταδιακά διασκορπιζόμενο και ψυχρό νέφος πρώην αστρικού υλικού. Ωστόσο, αυτή δεν είναι η μοίρα των αστεριών με τουλάχιστον οκτώ ηλιακές μάζες.
Όταν αυτά τα τεράστια αστέρια καταρρέουν, η πίεση που δημιουργείται στους πυρήνες τους προκαλεί πυρηνική σύντηξη ηλίου σε άλλα, βαρύτερα στοιχεία. Στα πιο ογκώδη αστέρια, αυτή η διαδικασία επαναλαμβάνεται μέχρι να γεμίσει ο πυρήνας με σίδηρο, το βαρύτερο στοιχείο που μπορεί να σχηματίσει ένα αστέρι.
Στη συνέχεια, ο πυρήνας ενός τεράστιου αστεριού καταρρέει ξανά και εμφανίζεται μια έκρηξη σουπερνόβα. Αυτή η έκρηξη, με τη σειρά της, απελευθερώνει όλα τα στοιχεία που έχει δημιουργήσει το αστέρι κατά τη διάρκεια της ζωής του και τα διασκορπίζει σε όλο τον περιβάλλοντα γαλαξία. Στη συνέχεια, το αστέρι γίνεται ένα πυκνό αστρικό υπόλειμμα – είτε ένα αστέρι νετρονίων είτε, σε περίπτωση πλήρους βαρυτικής κατάρρευσης, μια μαύρη τρύπα.
Αλλά ακόμη και αυτό δεν σημαίνει το τέλος των στοιχείων που σχημάτισε το αστέρι κατά τη διάρκεια της ζωής του. Αυτά τα υλικά βρίσκουν το δρόμο τους σε διαστρικά νέφη αερίου και σκόνης, τα οποία μπορεί τελικά να καταρρεύσουν και να σχηματίσουν αστέρια και πλανήτες.
Με αυτόν τον τρόπο, οι επόμενες γενιές αστεριών γίνονται όλο και πιο «πλούσιες σε μέταλλα» με την πάροδο του χρόνου. Όλο το διάσπαρτο υλικό θα ενσωματωθεί επίσης σε αναδυόμενους πλανήτες που περιστρέφονται γύρω από αυτά τα αστέρια και οποιεσδήποτε μορφές ζωής μπορεί να υπάρχουν σε αυτούς τους κόσμους. Έτσι, όταν οι επιστήμονες λένε, «Είναι αστρικό υλικό», είναι κάτι περισσότερο από απλό σέρβις. είναι γεγονός.
Η ομάδα που παρακολουθεί τη σεληνιακή σκόνη ενδιαφέρεται για έναν δείκτη αυτής της κοσμικής διαδικασίας ανακύκλωσης, η οποία δεν είναι ένα στοιχείο που σχηματίστηκε κατά τη διάρκεια της ζωής του άστρου, αλλά μάλλον ένα σπάνιο ισότοπο που σχηματίστηκε κατά τη διάρκεια ενός σουπερνόβα.
Iron-60: Από τα σουπερνόβα στη Σελήνη
Τα άτομα αποτελούνται από τρία σωματίδια: Στον ατομικό πυρήνα υπάρχουν θετικά φορτισμένα πρωτόνια και ουδέτερα νετρόνια, και αρνητικά φορτισμένα ηλεκτρόνια «κυκλώνουν» γύρω από αυτόν τον πυρήνα.
Τα στοιχεία ορίζονται από τον αριθμό των πρωτονίων στον ατομικό τους πυρήνα. Ένα άτομο με έξι πρωτόνια στον πυρήνα είναι πάντα άνθρακας. Εάν προσθέσετε άλλο πρωτόνιο, γίνεται άτομο αζώτου. Ωστόσο, τα στοιχεία είναι πιο ευέλικτα όταν πρόκειται για τον αριθμό των νετρονίων στον πυρήνα τους.
Ένα άτομο άνθρακα μπορεί να έχει έξι πρωτόνια και έξι νετρόνια ή μπορεί να έχει έξι πρωτόνια και επτά νετρόνια ή έξι πρωτόνια και οκτώ νετρόνια. Αυτές οι διαφορετικές παραλλαγές ατόμων του ίδιου στοιχείου ονομάζονται «ισότοπα» αυτού του στοιχείου. Ένα άτομο άνθρακα με έξι πρωτόνια και έξι νετρόνια ονομάζεται «άνθρακας-12», ενώ τα άτομα άνθρακα με έξι πρωτόνια και επτά νετρόνια σχηματίζουν το ισότοπο άνθρακα «άνθρακας-14».
Μερικά από αυτά τα ισότοπα, ειδικά τα βαρύτερα, είναι ασταθή και υφίστανται μια διαδικασία που ονομάζεται ραδιενεργή διάσπαση. Η χρονική περίοδος κατά την οποία διασπάται το ήμισυ μιας δεδομένης ποσότητας ραδιενεργού ισοτόπου ονομάζεται «χρόνος ημιζωής».
Όταν εκρήγνυνται τα σουπερνόβα, απελευθερώνεται τόση ενέργεια σε λίγα δευτερόλεπτα όση θα εξέπεμπε ο ήλιος σε δισεκατομμύρια χρόνια. Αυτό δημιουργεί τις προϋποθέσεις για το σχηματισμό βαρέων ραδιενεργών ισοτόπων. Η ομάδα αναζητά καλύτερους τρόπους για να αναζητήσει ένα ισότοπο ραδιενεργού σιδήρου που ονομάζεται “iron-60” στη σκόνη του φεγγαριού.
Ο σίδηρος-60 έχει έναν πυρήνα με 26 πρωτόνια και 34 νετρόνια και ο χρόνος ημιζωής του είναι περίπου 2,3 εκατομμύρια χρόνια. Ενώ ένας σουπερνόβα μπορεί να παράγει σίδηρο-60 σε ποσότητες περίπου 10 φορές τη μάζα της Γης, η παραγωγή αυτού του ισοτόπου εντός του ηλιακού συστήματος είναι αμελητέα. Οι επιστήμονες προβλέπουν ότι στον Γαλαξία μας, οι σουπερνόβα συμβαίνουν περίπου τρεις φορές κάθε 100 χρόνια, με τις εκρήξεις από “γειτονικά” αστέρια να είναι ακόμη πιο σπάνιες και μία φορά κάθε Εκατομμύρια χρόνια.
Η ανακάλυψη του σιδήρου-60 στη Γη ή τη Σελήνη είναι μια καλή ένδειξη ότι στην πρόσφατη ιστορία του πλανήτη μας ηλικίας 4,6 δισεκατομμυρίων ετών, ένας σουπερνόβα ξέσπασε σχετικά κοντά στο ηλιακό σύστημα – δηλαδή σε ακτίνα περίπου 100 ετών φωτός λέει ο ερευνητική ομάδα.
Ωστόσο, η σπανιότητα του σιδήρου-60 και η επίδραση άλλων πιο κοινών στοιχείων παρεμβολής έχουν κάνει τη χαμηλή αφθονία του εξαιρετικά δύσκολο να ανιχνευθεί χρησιμοποιώντας φασματόμετρα χαμηλής ευαισθησίας. Για να αντιμετωπιστεί αυτό, ο Guo και οι συνάδελφοί του έκαναν προσαρμογές στην εγκατάσταση διαδοχικών επιταχυντών HI-13 της CIAE. Αυτό περιελάμβανε την προσθήκη ενός «φίλτρου κρασιού», μιας συσκευής που μπορεί να επιλέξει φορτισμένα σωματίδια που κινούνται με συγκεκριμένες ταχύτητες για να εκτελέσει «φασματομετρία μάζας επιταχυντή» (AMS).
Η ομάδα διαπίστωσε ότι το AMS είναι ικανό να ανιχνεύει το σίδηρο-60 σε προσομοιωμένα δείγματα με ευαισθησία πολύ μεγαλύτερη από αυτή που μπορεί να επιτευχθεί με την τεχνολογία που χρησιμοποιείται συνήθως για αυτές τις μελέτες.
Παρόμοιες αναρτήσεις:
— Επακόλουθα 2 αστρικών εκρήξεων που καταγράφηκαν σε εκπληκτική νέα εικόνα της NASA
— Οι αστρονόμοι βλέπουν μια σπάνια γεύση από το παλαιότερο γνωστό σουπερνόβα, που χρονολογείται από το 185
— Αυτά τα σουπερνόβα δημιουργούν μια καταιγίδα και συμβάλλουν στην κοσμική ζωή και θάνατο
Η ομάδα της CIAE πιστεύει ότι είναι πλέον δυνατό να αυξηθεί ακόμη περισσότερο η ευαισθησία ανίχνευσης του συστήματος AMS της. Αυτή η εξέλιξη θα μπορούσε να βελτιώσει σημαντικά την κατανόησή μας για τα αστέρια που χάθηκαν σε εκρήξεις σουπερνόβα, ώστε να μπορούμε να ζήσουμε.
«Η εγκατάσταση του φίλτρου της Βιέννης θα μπορούσε να αλλάξει το παιχνίδι για εμάς», είπε ο Guo. «Ο επόμενος στόχος μας είναι να βελτιστοποιήσουμε ολόκληρο το σύστημα AMS μας για να επιτύχουμε ακόμη χαμηλότερα όρια ανίχνευσης. Κάθε λίγο περισσότερη ευαισθησία ανοίγει ένα σύμπαν πιθανοτήτων».
Η έρευνα της ομάδας δημοσιεύθηκε στις 24 Μαΐου στο περιοδικό Nuclear Science and Techniques.