Άρθρα

Στο πολύ μακρινό μέλλον, μετά τον θάνατο όλων των άστρων του αχανούς σύμπαντος, θα εξακολουθούν να λάμπουν κάποια εκφυλισμένα απομεινάρια άστρων, οι λευκοί νάνοι. Ένα ανοιχτό ερώτημα που δεν έχει απαντηθεί οριστικά σχετίζεται με την τελική μοίρα των λευκών νάνων. Κάποιοι υπολογισμοί δείχνουν ότι μετά από ένα … εξωφρενικά μεγάλο χρονικό διάστημα, θα παγώσουν μεταπίπτοντας σε μαύρους νάνους, και κάποιοι από αυτούς θα εκραγούν ως σουπερνόβα, σηματοδοτώντας το τέλος της αστρικής τους ιστορίας.

Οι λευκοί νάνοι είναι τα υπολείμματα άστρων μικρής ή μεσαίας μάζας. Αποτελούν το ένα από τα τρία είδη «αστρικών πτωμάτων» – τα άλλα δύο είναι τα άστρα νετρονίων και οι μαύρες τρύπες. Ο λευκός νάνος δεν καταρρέει βαρυτικά εξαιτίας μιας καθαρά κβαντομηχανικής ιδιότητας, της πίεσης των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων. Η μέγιστη μάζα ενός λευκού νάνου πέρα από την οποία η πίεση αυτή δεν μπορεί να αποτρέψει την βαρυτική κατάρρευση, είναι 1,44 M_⊙ (M_⊙=η μάζα του ήλιου) , γνωστό ως όριο Chandrasekhar. Ο Ήλιος μας θα μετατραπεί σε ένα λευκό νάνο μετά από περίπου πέντε δισεκατομμύρια χρόνια. Στο εσωτερικό του λευκού νάνου δεν συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις, ούτε κάποια άλλη διαδικασία που να παράγει ενέργεια. Έτσι, βαθμιαία ακτινοβολεί τη θερμική του ενέργεια ως ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και ψύχεται. Αλλά είναι τόσο πυκνός και θερμός (η αρχική θερμοκρασία αγγίζει τις 100 χιλιάδες βαθμούς), ώστε η ψύξη του να χρειάζεται πολλές δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια, διάρκεια μεγαλύτερη από την ηλικία του σύμπαντος. Για τον λόγο αυτό, οι λευκοί νάνοι μέχρι σήμερα ακτινοβολούν σε υψηλές σχετικά θερμοκρασίες, επομένως εκπέμπουν αρκετό φως και γι αυτό παρατηρούνται ως μικροί λευκοί αστέρες. Έτσι προέκυψε και η ονομασία λευκοί νάνοι.

Πώς θα καταλήξει ένας λευκός νάνος μετά από πολύ χρόνο, πολύ μεγαλύτερο από την σημερινή ηλικία του σύμπαντος; Όταν ελαχιστοποιηθεί η εκπομπή φωτός ή θερμότητας θα μετατραπεί σε έναν μαύρο νάνο. Κάποιοι μαύροι νάνοι με μεγαλύτερη μάζα θα μπορούσαν τελικά να εκραγούν ως σουπερνόβα. Αυτό θα συμβεί αν η διαδικασία της πυκνοπυρηνικής σύντηξης (σύντηξη πυρήνων εξαιτίας της εξαιρετικά υψηλής πυκνότητας) μετατρέψει το μεγαλύτερο μέρος των στοιχείων του άστρου (συνήθως άνθρακα και οξυγόνο) σε σίδηρο-56.

Καθώς ένας λευκός νάνος κρυώνει και παγώνει μεταπίπτοντας προς έναν μαύρο νάνο, με πυρήνα σιδήρου, η καταστατική του εξίσωση εξακολουθεί να περιγράφεται από την καταστατική σχετικιστικού αερίου ηλεκτρονίων. Ενώ οι ελαφροί πυρήνες μετατρέπονται σε σίδηρο-56, το κλάσμα ηλεκτρονίων στον πυρήνα του άστρου μικραίνει, και αυτό αλλάζει (μικραίνει) το όριο Chandrasekhar. Έτσι το άστρο μπορεί να φτάσει στο κρίσιμο σημείο που θα προκαλέσει την κατάρρευσή του και την επακόλουθη έκρηξη ως σουπερνόβα. Σύμφωνα με τον M. E. Caplan [Black Dwarf Supernova in the Far Future], οι πρόγονοι των μαύρων νάνων που καταλήγουν σε σουπερνόβα έχουν μάζες μεταξύ 1,16 και 1,35 M_⊙ και βρίσκονται σε σχεδόν μηδενική θερμοκρασία κάτι που του επιτρέπει να προσδιορίσει την εσωτερική δομή τους με σχετική ακρίβεια, χρησιμοποιώντας μόνο τις γνώσεις για το σχετικιστικό αέριο Fermi. Επιπλέον, υπολογίζει την διάρκεια ζωής τους με απλές αναλυτικές εξισώσεις για τις ταχύτητες αντίδρασης πυκνοπυρηνικών αντιδράσεων στο εσωτερικό τους.

Εφόσον λοιπόν τα πρωτόνια δεν διασπώνται, τότε στο – όχι και τόσο άμεσο – μέλλον αναμένουμε περίπου το 1% του συνόλου των σημερινών άστρων, περίπου 10²¹ άστρα, να καταρρεύσουν και να εκραγούν ως σουπερνόβα, μετά από από περίπου googol¹¹=10¹¹⁰⁰ χρόνια έως 10³²⁰⁰⁰ χρόνια (το 1 ακολουθούμενο από 1100 και 32000 μηδενικά αντίστοιχα).

Μετά από ένα τόσο ασύλληπτα τεράστιο χρονικό διάστημα είναι δύσκολο να φανταστεί κανείς να προκύπτουν οποιεσδήποτε άλλες αστροφυσικές διαδικασίες, οπότε σύμφωνα με τον Caplan τα σουπερνόβα των μαύρων νάνων ίσως είναι οι τελευταίες αστρικές μεταβολές που θα συμβούν στο σύμπαν μας πριν τον θερμικό θάνατό του.

Περισσότερες Πληροφορίες: https://arxiv.org/abs/2008.02296