Αστρικοί Κανίβαλοι

Είναι κανόνας απαράβατος ότι καθένα από τα άστρα που λάμπουν στον ουρανό κάποια στιγμή θα πεθάνουν, θα πεθάνουν ακριβώς γιατί λάμπουν. Ο θάνατος, όμως, των άστρων που αποτελούνται από μεγάλες ποσότητες υλικών είναι ένας πραγματικά θεαματικός θάνατος. Άστρα με πέντε ηλιακές μάζες και πάνω καταναλώνουν το καύσιμο υδρογόνο τους φτάνοντας στο στάδιο που τα μετατρέπει σε «κόκκινους γίγαντες» μέσα σε μερικές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Τα άστρα αυτά εξογκώνονται σε πραγματικούς κόκκινους υπεργίγαντες με διάμετρο 500-1.000 φορές τη σημερινή διάμετρο του Ήλιου.

Στο εσωτερικό ενός τέτοιου κόκκινου υπεργίγαντα οι διεργασίες που συμβαίνουν είναι τέτοιες, ώστε όταν φτάσει η στιγμή ν’ αρχίσει η συστολή του, δεν μπορεί να μετατραπεί σε άσπρο νάνο με την απλή εκτόξευση των εξωτερικών του στρωμάτων, όπως γίνεται σε μικρότερα άστρα που μετατρέπονται σε πλανητικά νεφελώματα. Αντίθετα οι διεργασίες του εσωτερικού του κάνουν ένα τέτοιο γιγάντιο άστρο να πάλλεται, να φουσκώνει και να ξεφουσκώνει, σε μια περίοδο από μερικά λεπτά έως 50 ημέρες. Αυτού του είδους τ’ άστρα παίζουν ένα σπουδαίο ρόλο στην Αστρονομία, γιατί βρέθηκε να υπάρχει μια άμεση σχέση μεταξύ της περιόδου των παλμών τους και της πραγματικής τους λαμπρότητας.

Μ’ αυτό τον τρόπο οι κηφίδες βοηθούν στον υπολογισμό των αποστάσεων στο Διάστημα. Το Πολικό Άστρο στον αστερισμό της Μικρής Άρκτου, που σηματοδοτεί στη σύγχρονη εποχή το Βόρειο Ουράνιο Πόλο, είναι ένα μεταβλητό άστρο που πάλλεται σταθερά εδώ και 40.000 χρόνια. Τα τελευταία, όμως, χρόνια ο ρυθμός των παλμικών του κινήσεων έχει αρχίσει να ελαττώνεται, έχει δηλαδή φθάσει στο στάδιο εκείνο που επίκειται η παύση των παλμικών ίου κινήσεων. Αν ίο γεγονός αυτό γίνει πραγματικότητα στα επόμενα μερικά χρόνια, τότε τα θεωρητικά μας μοντέλα των διαφόρων σταδίων της εξέλιξης των άστρων θα αποδειχθούν, για μια ακόμη φορά, σωστά. Κάτι που είναι ιδιαίτερα σημαντικό για πολλά θέματα της Αστροφυσικής και της Κοσμολογίας.

Ένα απ’ αυτά τα θέματα αφορά τις βίαιες εκρήξεις δύο στενά συνδεδεμένων ά­στρων. Δύο τέτοια άστρα ονομάζονται συμβιωτικά, αφού σε πολλές παρόμοιες περιστάσεις βρίσκουμε ότι οι αιώνες της αστρικής εξέλιξης έχουν αποτέλεσμα το στενό θανατηφόρο αγκάλιασμα τους. Μ’ ένα θεαματικό τρόπο τα άστρα αυτά παραμορφώνονται κυριολεκτικά σε σχήματα αβγού ή σταγόνας, καθώς η ύλη του ενός διαφεύγει και αναμιγνύεται με την ύλη του άλλου, σχηματίζοντας έτσι μια παράξενη παραμορφωμένη διαστημική κλεψύδρα. Πολλά σενάρια είναι πιθανά, ανάλογα με την αρχική μάζα του κάθε άστρου και την απόσταση μεταξύ τους. Σε πολλές, όμως, περιστάσεις ένα συμβιωτικό ζευγάρι αποτελείται από έναν κόκκινο γίγαντα και έναν άσπρο νάνο, όπως στην περίπτωση του διπλού συστήματος R-Υδροχόου. Σ’ αυτή την περίπτωση η μεγαλύτερη Βαρυτική δύναμη του άσπρου νάνου (λόγω της μεγαλύτερης πυκνότητας του) ελκύει προς αυτό τα αδύναμα υλικά του κόκκινου γίγαντα, με αποτέλεσμα μια σπειροειδή ροή ύλης από το γίγαντα στο νάνο, σχηματίζοντας ένα «σφιχτοδεμένο» δίσκο γύρω από το μικρότερο άστρο. Η ύλη αυτή υπερθερμαίνεται σε τρομακτικές θερμοκρασίες και τελικά συγκρούεται με την επιφάνεια του άσπρου νάνου.

Η συνεχής προσθήκη υλικών στον άσπρο νάνο δημιουργεί την αναγκαία κρίσιμη μάζα που μετατρέπει το όλο σύστημα σ’ έναν τεράστιο πυρηνικό αντιδραστήρα εκτός ελέγχου. Όταν συμβεί κάτι τέτοιο, μέσα σ’ ελάχιστα λεπτά η περιοχή γύρω από το νάνο μετατρέπεται σε μια λυσσασμένη κόλαση ασυγκράτητης πυρηνικής σύντηξης. Έτσι με την ενέργεια τρισεκατομμυρίων Βομβών υδρογόνου τεράστιες ποσότητες υλικών εκσφενδονίζονται στο Διάστημα εμπλουτίζοντας το διαστρικό χώρο με «βαριά» χημικά στοιχεία (ανώτερα του σιδήρου) που δημιουργήθηκαν κατά τη διάρκεια της έκρηξης.

Μια τέτοια έκρηξη ονομάζεται νόβα. Αν η έκρηξη είναι αρκετά μεγάλη μπορεί να εκτοξεύσει και τα δύο αυτά άστρα σε διαφορετικές κατευθύνσεις μέσα στο Διάστημα. Αν όχι, τα άστρα αυτά μπορεί να επιζήσουν και να επανέλθουν σιγά σιγά στην προηγούμενη κατάσταση τους, ξαναθαμπώνοντας αργότερα το γύρω Διάστημα με το βίαιο ξέσπασμα μιας νέας νόβα.

Οι κανιβαλικές διαθέσεις πολλών από τα άστρα που βλέπουμε στον ουρανό έχει αποτέλεσμα τη διάσπαση των αστρικών τους γειτόνων
Το 1054 μ.Χ. Κινέζοι αστρονόμοι ξαφνιάστηκαν από την εμφάνιση ενός «νέου» ή «επισκέπτη» άστρου, που ήταν τόσο λαμπρό ώστε ήταν ορατό ακόμη και την ημέρα. Σήμερα τα μεγάλα τηλεσκόπια μας αποκαλύπτουν εκεί την ύπαρξη ενός νεφελώματος που μοιάζει με κάβουρα, εξ ου και η σημερινή του ονομασία ως «Νεφέλωμα Καρκίνος», σε απόσταση 6.500 ετών φωτός στον αστερισμό του Ταύρου
Η έκρηξη σουπερνόβα που παρατηρήθηκε στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου το 1987 έχει αφήσει πίσω του τους δακτυλίους αερίων που διαστέλλονται με μεγάλη ταχύτητα.

«Στέλα νόβα» στα λατινικά σημαίνει νέο άστρο, παρ’ όλο που στην πραγματικότητα μια τέτοια έκρηξη σηματοδοτεί το τελευταίο στάδιο της ζωής του. Πριν από αιώνες, όμως, όσοι παρατηρούσαν τον ουρανό και έβλεπαν παρόμοιες επιθανάτιες εκρήξεις εκεί που προηγουμένως δεν έβλεπαν κανένα άστρο, νόμιζαν ότι αντίκριζαν τη γέννηση ενός νέου (νόβα) άστρου. Τέτοιου είδους άστρα, που πρώτα, λόγω της απόστασης τους, ήσαν πάρα πολύ αμυδρά για να παρατηρηθούν με γυμνό μάτι, γίνονται ξαφνικά τόσο εμφανή ώστε μερικές φορές λάμπουν και την ημέρα.

Τα άστρα αυτά μπορεί να εκτοξεύσουν τα υλικά τους περισσότερες από μία φορές. Δεν υπάρχει, όμως, δεύτερη φορά για τα άστρα που έχουν ύλη πολλαπλάσια της ύλης που έχει ο Ήλιος μας. Όταν τα άστρα αυτά, από τις διεργασίες που συμβαίνουν στο εσωτερικό τους, αναγκαστούν να εκραγούν, τότε η έκρηξη που επακολουθεί είναι ένα από τα πιο βίαια φαινόμενα στο Σύμπαν. Η έκρηξη αυτή ονομάζεται σουπερνόβα και έχει αποτέλεσμα την κυριολεκτική διάλυση του άστρου που την προκάλεσε.

Οι πραγματικά εξωτικές ιδιότητες ορισμένων άστρων, όπως είναι για παράδειγμα τα πάλσαρ ή άστρα νετρονίων, μας φέρνει αντιμέτωπους με μια πραγματικότητα που μέχρι τώρα αντιμετωπίζαμε μόνο σαν ένα θεωρητικό παιχνίδι. Ένα θεωρητικό, όμως, παιχνίδι, για το οποίο είχαν αρχίσει να συγκεντρώνονται στοιχεία από τη δεκαετία του 1930. Γιατί από τότε ήταν που ο αστρονόμος Fritz Zwicky είχε παρατηρήσει ότι ορισμένες εκρήξεις νόβα σε άλλους γαλαξίες ήταν δεκάδες χιλιάδες φορές πιο λαμπερές. Σ’ αυτόν άλλωστε οφείλεται και ο όρος σουπερνόβα που διαφοροποιεί αυτά τα δύο είδη των αστρικών εκρήξεων.

Παρατηρήθηκε μάλιστα ότι μια σουπερνόβα είναι πολύ πιο σπάνια, με συχνότητα μιας-δυο τέτοιων εκρήξεων κάθε 100 χρόνια σε κάθε γαλαξία, παρ’ όλο που σ’ ολόκληρο το Σύμπαν με τα δισεκατομμύρια των γαλαξιών έχουμε σαν σύνολο μία έκρηξη σουπερνόβα κάθε δευτερόλεπτο. Οι παρατηρήσιμες όμως εκρήξεις κοντινών σουπερνόβα είναι πολύ πιο σπάνιες και συμβαίνουν, κατά μέσον όρο, μόνο μία φορά κάβε 300 χρόνια.

Ο Zwicky αποφάσισε τότε να ξεκινήσει ένα πολύχρονο πρόγραμμα παρατηρήσεων ενός μεγάλου αριθμού γαλαξιών, με την ελπίδα ότι μερικοί απ’ αυτούς θα περιελάμβαναν εκρήξεις σουπερνόβα. Η μελέτη 3.000 γαλαξιών και η σύγκριση των φωτογραφιών τους που είχαν αποτυπωθεί με διαφορά μερικών εβδομάδων είχε επιτυχημένα αποτελέσματα.

Στο Διάστημα έχουν παρατηρηθεί πολλά παραδείγματα δύο γειτονικών άστρων εκ των οποίων το ένα με τη μεγαλύτερη βαρυτική δύναμη ελκύει υλικά από το άλλο με αποτέλεσμα διαδοχικές εκρήξεις τύπου «νόβα»

Σήμερα εκατοντάδες εκρήξεις σουπερνόβα έχουν καταγραφεί σε απόμακρους γαλαξίες. Με τη βοήθεια των παρατηρήσεων αυτών οι σύγχρονοι αστρονόμοι και αστροφυσικοί έχουν κατορθώσει να δημιουργήσουν ένα πλήρες θεωρητικό μοντέλο για τον τρόπο με τον οποίο ένα άστρο τελειώνει τη ζωή του με μια έκρηξη σουπερνόβα, τις διεργασίες και τα αποτελέσματα ίων εκρήξεων αυτών, καθώς επίσης και τα παράξενα αντικείμενα που αφή­νουν πίσω τους. Στο μεταξύ, το 1941, ο R. Minkowski, εξετάζοντας τις διάφορες εκρήξεις που είχαν παρατηρηθεί μέχρι τότε, τις διαχώρισε σε δύο κατηγορίες, τις Τύπου Ι και τις Τύπου Π. Τα τελευταία, όμως, χρόνια οι γενικές αυτές κατηγορίες χωρίστηκαν σε υποκατηγορίες, ανάλογα με την εμφάνιση που έχουν τα φάσματα των εκρηγνυόμενων άστρων όταν φτάσουν στη μέγιστη λαμπρότητα τους. Σε γενικώς, πά­ντως, γραμμές οι Τύπου II αφορούν άστρα με υλικά πολλαπλάσια του Ήλιου, τα οποία στο τέλος της ζωής τους δεν μπορούν να δημιουργήσουν αρκετή ενέργεια για να αντισταθούν στη βαρυτική κατάρρευση των εξωτερικών τους υλικών. Αντίθετα οι Τύπου Ι αφορούν άσπρους νάνους, σε διπλά ή πολλαπλά συστήματα άστρων, οι οποίοι απορροφούν αρκετά υλικά από κάποιο συνοδό τους, με αποτέλεσμα να υπερβούν το όριο ισορροπίας της 1,4 ηλια­κής μάζας.

Η όλη διαδικασία μετατροπής ενός άσπρου νάνου σε σουπερνόβα Τύπου Ι θυμίζει ένα είδος «κανιβαλισμού». Φανταστείτε, δηλαδή, δύο άστρα σε κοντινή τροχιά, εκ των οποίων το ένα έχει μετατραπεί σε άσπρο νάνο. Με την πάροδο εκατομμυρίων χρόνων οι τροχιές τους θα μικραίνουν όλο και πιο πολύ, φέρνοντας τα δύο άστρα πιο κοντά το ένα στο άλλο. Στο μεταξύ, όμως, ο συνοδός του άσπρου νάνου συνεχίζει να εξελίσσεται κανονικά και κάποτε θα φτάσει στο στάδιο να μετατραπεί σε κόκκινο γίγαντα.

Τότε η βαρυτική δύναμη του άσπρου νάνου θα αρχίσει να ελκύει τα εξωτερικά στρώματα του κόκκινου γίγαντα σχηματίζοντας έτσι γύρω από το νάνο ένα δαχτυλίδι υλικών που ονομάζεται δίσκος επικάθισης. Σιγά σιγά τα υλικά του δίσκου ελκύονται από το νάνο και προστίθενται στη μάζα του. Συμβαίνει δηλαδή κι εδώ η ίδια διαδικασία που συμβαίνει στα «συμβιωτικά άστρα», με μια σημαντική όμως διαφορά. Οι δυνάμεις που δημιουργούνται με την αύξηση της μάζας και της βαρύτητας του άσπρου νάνου δεν εκτονώ­νονται με πολλές μικροεκρήξεις τύπου νόβα.

Στην περίπτωση των σουπερνόβα Τύπου Ι η μάζα του άσπρου νάνου αυξάνει σιγά σιγά και όταν ο πυρήνας του υπερβεί το όριο Chandrasekhar, την ποσότητα δηλαδή της 1,4 ηλιακής μάζας, η πίεση των ηλεκτρονίων του «εκφυλισμένου» αερίου που τον αποτελεί δεν έχει τη δύναμη να αντισταθεί άλλο στη συμπίεση της βαρύ­τητας. Τότε ο άσπρος νάνος καταρρέει απότομα, υπερθερμαίνοντας το εσωτερικό του στους 10 δισεκατομμύρια βαθμούς, με αποτέλεσμα την πρόκληση νέων πυρηνικών αντιδράσεων. Η πυρηνική «φωτιά» απελευθερώνει τεράστιες ποσότητες ενέργειας που κυριολεκτικά διαλύει το άστρο με μια τρομερή έκρηξη.

Περίπου το 50% της μάζας του άσπρου νάνου μετατρέπεται σε νικέλιο και το άλλο μισό σε πυρίτιο, θείο και άλλα  βαρύτερα  χημικά  στοιχεία, που διασκορπίζονται στο Διάστημα με ταχύτητα 10-20 χιλιάδες χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο, εμπλουτίζοντας το διαστρικό χώρο με τα νεοσχηματισμένα χημικά στοιχεία. Σ’ αυτού του είδους τις σουπερνόβα τα αέρια που εκτοξεύονται συνεχίζουν να λάμπουν χάρη στη ραδιενεργό διάσπαση του νικελίου σε κοβάλτιο, το οποίο στη συνέχεια διασπά­ται με τη σειρά του σε σίδηρο. Φαίνεται, μάλιστα, ότι οι εκρήξεις αυτές δεν αφήνουν πίσω τους κάποιο «παράξενο» αντικείμενο όπως είναι ένα άστρο νετρονίων. Αντίθετα είναι πολύ πιθανό να εξαφανίζουν ακόμη και τον αρχικό άσπρο νάνο που τις δημιούργησε.

Εκτός από το βασικό αυτό σενάριο για την εξέλιξη και τη δημιουργία μιας σουπερνόβα Τύπου Ι υπάρχουν και ορισμένες άλλες συγκεκριμένες διαφορές από τις Τύπου Π. Στα φάσματα τους, για παράδειγμα, οι Τύπου  Ι εμφανίζουν την ύπαρξη πολλών βαρέων στοιχείων και ανυπαρξία του υδρογόνου, ενώ οι Τύπου Π εμφανίζουν πρωτίστως την ύπαρξη υδρογόνου. Αλλες χαρακτηριστικές διαφορές μας δείχνουν ότι οι πρώτες είναι συνήθως πέντε φορές πιο λαμπερές από τις δεύτερες, και ενώ οι Τύπου Ι συμβαίνουν σε περιοχές όπου βρίσκονται πολύ ηλικιωμένα άστρα που φτάνουν σχεδόν την ηλικία του Σύμπαντος (15 δισεκατομμύρια χρόνια), οι Τύπου II συμβαίνουν σε περιοχές νέων, σχετικά, άστρων ηλικίας περίπου 10 εκατομμυρίων χρόνων.

Οι εκρήξεις Τύπου II συμβαίνουν στους εξωτερικούς σπειροειδείς βραχίονες των γαλαξιών όπου βρίσκονται τα βαρύτερα και λαμπρότερα άστρα, οι επονομαζόμενοι γαλάζιοι γίγαντες. Αυτά τα άστρα μπορεί να έχουν δέκα, είκοσι, τριάντα ή και περισσότερες φορές τη μάζα του Ήλιου. Το βάρος των τεράστιων ποσοτήτων των εξωτερικών του στρωμάτων είναι τόσο μεγάλο, ώστε ένας γαλάζιος γίγαντας χρειάζεται να παράγει στο εσωτερικό του τεράστιες ποσότητες ενέργειας για να αντισταθμίζει την πίεση της βαρύτητας των υλικών του. Γι’ αυτό ένα τέτοιο άστρο μετατρέπει όλο το απόθεμα του υδρογόνου στον πυρήνα του σε ήλιο μέσα σε μερικά εκατομμύρια χρόνια, με αποτέλεσμα να αρχίσει να διαστέλλεται μετατρεπόμενο τελικά σε έναν κόκκινο υπεργίγαντα μέσα σε τρία εκατομμύρια χρόνια από τη γέννηση του.

Επειδή ένα τέτοιο γιγάντιο άστρο εξακολουθεί να χρειάζεται ενέργεια για να στηρίξει την τεράστια μάζα των υλικών που βρίσκονται πάνω από τον πυρήνα του, αρχίζει μια νέα σειρά πυρηνικών αντιδράσεων στο κέντρο του. Οι «στάχτες», τα «προϊόντα» δηλαδή μιας αντίδρασης, γίνονται το «καύσιμο» μιας άλλης. Πρώτα το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο, το ήλιο σε άνθρακα και οξυγόνο, ο άνθρακας σε νέον και μαγνήσιο και μ’ αυτόν τον τρόπο η κατάσταση αρχίζει να γίνεται δραματική.

Η επιφάνεια του άστρου αρχίζει να πάλλεται ακανόνιστα, ενώ όλο και νεότερες πυρηνικές αντιδράσεις δημιουργούν όλο και πιο «βαριά» χημικά στοιχεία για να ικανοποιήσουν τις ενεργειακές ανάγκες εξισορρόπησης του άστρου. Το άστρο δηλαδή σ’ αυτή τη φάση μοιάζει με ένα κρεμμύδι, του οποίου ο πυρήνας περιβάλλεται από στρώματα διαφορετικών πυρηνικών καύσεων. Φυσικά η κατάσταση αυτή δεν μπορεί να συνεχιστεί για πάντα. Κι έτσι κάποια στιγμή το άστρο αυτό καταρρέει από το βάρος των υλικών του, με αποτέλεσμα ο εξοστρακισμός των υλικών αυτών πάνω στον αστρικό πυρήνα να εκτοξεύσει προς τα έξω όλα του τα υλικά σε μια θεαματική έκρηξη σουπερνόβα, μια έκρηξη που διασπάει κυριολεκτικά το άστρο που τη δημιουργεί.

Ύστερα από κάθε έκρηξη σουπερνόβα τα αέρια που περιλαμβάνουν τα νέα χημικά στοιχεία δημιουργούν παράξενους νεφελώδεις σχηματισμούς, που επί αιώνες διαστέλλονται στο Διάστημα με τεράστιες ταχύτητες. Τα νεφελώματα αυτά υπερθερμαίνονται από τις τεράστιες ακτινοβολίες υψηλής ενέργειας που εκπέμπουν οι παλλόμενες ραδιοπηγές που έχουν απομείνει στο κέντρο τους, φωτίζοντας έτσι τα λείψανα αυτά των άστρων με τις αραχνιασμένες μορφές.

Η σουπερνόβα που παρατήρησε ο Tycho Brahe στις 11 Μαρτίου 1572 στον αστερισμό της Κασσιόπης έχει αφήσει πίσω της μια σφαιρική μάζα αερίων, που ακόμη και σήμερα εκπέμπει ραδιοακτινοβολίες, καθώς τα διαστελλόμενα αέρια της συγκρούονται με ία μεσοαστρικά αέρια της περιοχής. Η απόσταση τους από τη Γη υπολογίζεται ότι είναι 10.000 έτη φωτός, που σημαίνει ότι τη στιγμή της έκρηξης της εξέπεμψε φωτεινότητα 300 εκατομμυρίων Ήλιων. Η σημερινή διάμετρος του νεφελώματος φτάνει τα 20 έτη φωτός και συνεχίζει να μεγαλώνει, καθώς τα αέρια διαστέλλονται με ταχύτητα που φτάνει τα 10.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο.

Στον αστερισμό της Κασσιόπης ανακαλύφθηκαν πριν από μισό αιώνα τα υπολείμματα και μιας άλλης σουπερνόβα, γνωστής με το όνομα CAS Α. Τα αέρια της διαστέλλονται σήμερα με μια ταχύτητα 6.000 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο σε απόσταση 11.000 ετών φωτός. Οι σημερινές μας μελέτες υπολογίζουν ότι η έκρηξη πρέπει να έγινε το 1680, κανείς όμως δεν φαίνεται να την παρατήρησε εκείνη την εποχή, παρ’ όλο που τότε θα πρέπει να είχε φτάσει σε φωτεινότητα το άστρο Σείριος, που είναι το λαμπρότερο άστρο στον ουρανό. Η πρώτη παρατήρηση των υπολειμμάτων αυτών έγινε το 1948. Πριν από 12 αιώνες ένα αμυδρό άστρο στον αστερισμό των Ιστίων έλαμψε 100 εκατομμύρια φορές περισσότερο από πριν και ανταγωνίστηκε σε φωτεινότητα ακόμη και την πανσέληνο. Τα σημερινά υπολείμματα της λαμπερής εκείνης έκρηξης, συγκρουόμενα με τα διαστρικά αέρια, τα ερεθίζουν και τα κάνουν να λαμπυρίζουν. Το άστρο νετρονίων που άφησε πίσω της η σουπερνόβα είναι ένα από τα αμυδρότερα άστρα που έχουμε μελετήσει: ένας πάλσαρ με διάμετρο μερικών χιλιομέτρων, που περιστρέφεται 11 φορές κάθε δευτερόλεπτο, εκπέμποντας συγχρόνως τεράστιες ποσότητες ακτινών Χ.

Στον αστερισμό του Κύκνου, στο μέσον μιας πλούσιας περιοχής άστρων, βρίσκονται τα υπολείμματα του νεφελώματος αερίων, που μοιάζουν με δαντελωτό δίχτυ, σε απόσταση 1.500 ετών φωτός. Καθώς η διαστολή του συνεχίζεται ακόμη και σήμερα με ταχύτητα 45 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο, παρασέρνει στο διάβα του τα διαστρικά αέρια, σχηματίζοντας συγκεντρώ­σεις που εκπέμπουν υπέρυθρη ακτινοβολία. Τρία διαφορετικά κομμάτια του όλου συστήματος μας δείχνουν θαυμαστές λεπτομέρειες των υπολειμμάτων που άφησε η έκρηξη πριν από 10.000 χρόνια.

Στις 30 Απριλίου 1006 παρατηρήθηκε η λαμπρότερη έκρηξη σουπερνόβα που έχει εμφανιστεί στα ιστορικά χρόνια στον ουρανό της Γης μας. Τη σουπερνόβα αυτή στο νότιο αστερισμό του Λύκου (Lupus) κατέγραψαν Ευρωπαίοι, Άραβες, Γιαπωνέζοι και Κινέζοι παρατηρητές. Είχε τρεις φορές μεγαλύτερη λαμπρότητα και από την Αφροδίτη ακόμη, και το φως της έριχνε σκιές τη νύχτα. Ο χρονικογράφος ενός μοναστηριού στις Ελβετικές Άλπεις ανέφερε ότι ήταν ορατή επί τρεις μήνες, ενώ άλλες περιγραφές επισημαίνουν ιδιαίτερα το κιτρινωπό της χρώμα. Μόλις όμως το 1964 έγινε «ορατή» η ραδιοακτινοβολία των υπολειμμάτων της τρομερής έκρηξης, ενώ ακόμη αργότερα, το 1976, παρατηρήθηκαν για πρώτη φορά ορισμένα αχνά στοιχεία της στο ορατό τμήμα του φάσματος.

του Διονύση Σιμόπουλου

διευθυντή Ευγενιδείου Πλανηταρίου

Υπερκαινοφανείς αστέρες – Βικιπαίδεια