Πώς ακτινοβολεί μία kilonova;

Ο όρος kilonova εντοπίζεται για πρώτη φορά σε πρόσφατη εργασία των Metzger et al. 2010 για να εξηγήσουν το ηλεκτρομαγνητικό σήμα που λαμβάνουμε έπειτα από τη συγχώνευση δύο αστέρων νετρονίων. Ο όρος προήλθε από το γεγονός ότι η ενέργεια που εκλύεται σε αυτή τη σύγκρουση ισοδυναμεί με χίλιες φορές αυτή μιας έκρηξης νόβα, δηλαδή ένα κιλό (1000) νόβα!

Σε προηγούμενο άρθρο είδαμε πώς ανακαλύφθηκε η πρώτη kilonova και τα βασικά της χαρακτηριστικά. Συνοπτικά, μια συγχώνευση αστέρων νετρονίων εκπέμπει σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα καθώς και στα βαρυτικά κύματα. Σε αυτό το άρθρο θα δούμε πιο αναλυτικά ποιο κομμάτι της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας συνεισφέρει σε αυτό που θα παρατηρηθεί ως kilonova.

Πρώτα απ’ όλα, ας θυμηθούμε τον ορισμό της kilonova: είναι η θερμική ακτινοβολία που εκπέμπεται έπειτα από ραδιενεργό διάσπαση ισοτόπων που δημιουργούνται κατά τη συγχώνευση των αστέρων νετρονίων (ή ενός αστέρα νετρονίων με μια μαύρη τρύπα). Κατά το συμβάν της συγχώνευσης, υλικό από τους αστέρες νετρονίων εκτοξεύεται προς όλες τις κατευθύνσεις, το οποίο αποτελεί την εκροή μάζας από τη συγχώνευση (δείτε προηγούμενο άρθρο για τη δυναμική εκτόξευση μάζας και εκροή μάζας από τον δίσκο). Η ύλη που εκτοξεύεται υπόκειται σε πυρηνικές αντιδράσεις, με πιο βασική την ταχεία σύλληψη νετρονίων ή αλλιώς rapid neutron capture (r-process). Κατά τη διαδικασία αυτή δημιουργούνται βαρέα χημικά στοιχεία τα οποία έχουν πληθώρα νετρονίων στον πυρήνα τους, όπως για παράδειγμα είναι ο λευκόχρυσος, ο οποίος αποτελείται από 79 πρωτόνια και 117 νετρόνια στον πυρήνα του. Μιας και αυτά τα χημικά στοιχεία είναι ραδιενεργώς ασταθή, μετά από συγκεκριμένο χρόνο (που εξαρτάται από το κάθε ισότοπο) θα διασπαστούν σε ελαφρύτερα χημικά στοιχεία εκλύοντας ενέργεια ή/και σωματίδια, κάτι δηλαδή είναι ακριβώς το φαινόμενο που ονομάζουμε ραδιενέργεια. Για παράδειγμα, το στρόντιο θα υποστεί διάσπαση β^– και θα δημιουργήσει ύττριο εκλύοντας ενέργεια ενώ για παράδειγμα το ουράνιο θα διασπαστεί σε θόριο μαζί με έναν πυρήνα ηλίου. Η διάσπαση των ισοτόπων αυτών αποτελεί το “φως” που παρατηρούμε, και η ενέργεια που απελευθερώνεται θερμαίνει το υλικό που έχει εκτοξευθεί από τη σύγκρουση των αστέρων νετρονίων.

Η μέγιστη λαμπρότητα που περιμένουμε από τη θέρμανση λόγω ραδιενεργής διάσπασης σε αυτό το περιβάλλον (r-process heating) εξαρτάται από πολλές παραμέτρους με κυριότερες τη συνολική μάζα του υλικού που εκτοξεύεται, την ταχύτητα του υλικού καθώς και  το οπτικό βάθος του υλικού. Για παράδειγμα, για υλικό με τυπικές τιμές των 0.0001-0.1 ηλιακών μαζών* και ταχύτητες 0.1-0.3 της ταχύτητας του φωτός*, η μέγιστη λαμπρότητα* είναι της τάξης των 10³⁹ -10⁴² erg/s. Συγκριτικά, η οπτική λαμπρότητα του Ήλιου μας είναι 3.83×10²⁶erg/s!

Η θέρμανση λόγω ραδιενεργού διάσπασης προκύπτει από ένα συνδυασμό διασπάσεων α, β και σχάσης. Φυσικά η συνολική καμπύλη φωτός (δηλαδή το φως που λαμβάνουμε από μια kilonova και πως αυτό μεταβάλλεται με τον χρόνο) και η εξέλιξή της δεν μπορεί να παραμετροποιηθεί μόνο από τη μέγιστη λαμπρότητα αλλά είναι ισχυρά εξαρτώμενη και από την ακριβή χημική σύσταση της μάζας εκροής, δηλαδή ποια ραδιενεργά στοιχεία συνιστούν τη μάζα εκροής. Ανάλογα με τα βασικά τους χαρακτηριστικά (π.χ. σε ποιο μήκος κύματος βρίσκεται η μέγιστη ακτινοβολία), οι καμπύλες φωτός μπορούν να διαχωριστούν σε κατηγορίες. Στη βιβλιογραφία αναφερόμαστε σε “μπλε” και “κόκκινες” kilonova. Τι σημαίνει όμως αυτό; Ο χρωματικός χαρακτηρισμός αντιστοιχεί προσεγγιστικά στο μήκος κύματος της μέγιστης λαμπρότητας (βλέπε Εικόνα 2). Για τις “μπλε” kilonova αυτό εντοπίζεται στο οπτικό ενώ για τις “κόκκινες” kilonova στο υπέρυθρο. Η ανάλυση του φάσματος και της καμπύλης φωτός που λαμβάνουμε από μια παρατήρηση περιέχει πολύτιμες πληροφορίες για τη χημική σύσταση της μάζας εκροής. Οι “κόκκινες” kilonova προέρχονται από συστήματα τα οποία είναι πλούσια σε λανθανίδες, μια σπάνια κατηγορία χημικών στοιχείων. Το χαρακτηριστικό αυτών των στοιχείων είναι το μεγάλο οπτικό τους βάθος, που επηρεάζει τη διάχυση φωτονίων (αυτά που εκπέμπονται από τη ραδιενεργό διάσπαση των ισοτόπων) τα οποία τελικά δίνουν τη χαρακτηριστική καμπύλη φωτός (βλ. αριστερό πάνελ στην Εικόνα 2). Αντίθετα, οι “μπλε” kilonova χαρακτηρίζονται από την απουσία λανθανίδων, με αποτέλεσμα το υλικό που εκτοξεύεται να έχει μικρότερο οπτικό βάθος και συνεπώς διαφορετική καμπύλη φωτός (βλ. δεξί πάνελ στην Εικόνα 2). Επομένως, συμπεραίνουμε ότι η χημική σύσταση της μάζας εκροής είναι μια πολύ βασική παράμετρος που καθορίζει την καμπύλη φωτός μιας kilonova, δηλαδή του συνολικού φωτός που λαμβάνουμε από αυτή.

Μία kilonova δεν είναι απαραίτητα είτε “μπλε” είτε “κόκκινη” αλλά μπορεί να είναι ένας συνδυασμός αυτών, μπορεί δηλαδή η καμπύλη φωτός του να μην περιγράφεται πλήρως από την υπόθεση μιας μόνο “κόκκινης” ή μόνο “μπλε” kilonova αλλά μπορεί να παραμετροποιηθεί ως ένας συνδυασμός αυτών. Αυτό μπορεί να συμβεί με ποικίλους τρόπους. Για παράδειγμα, η καμπύλη φωτός εξαρτάται από τη γωνία παρατήρησης της kilonova. Πιο αναλυτικά, από θεωρητικούς υπολογισμούς περιμένουμε ασύμμετρη εκροή μάζας από τη συγχώνευση των αστέρων νετρονίων. Συνεπώς, σε διαφορετική κατεύθυνση, οι θερμοδυναμικές συνθήκες της εκροής μάζας είναι διαφορετικές, γεγονός που έχει ως αποτέλεσμα τη διαφορετική χημική της σύσταση. Εφόσον είπαμε ότι η καμπύλη φωτός εξαρτάται από τη χημική σύσταση της εκροής μάζας, είναι δυνατόν οι παρατηρήσεις να μας δείξουν έναν συνδυασμό “μπλε” και “κόκκινης” kilonova ανάλογα με τη γωνία παρατήρησης του συμβάντος.

Ένα ερώτημα που παρουσιάζει μεγάλο ενδιαφέρον είναι πότε δημιουργούνται τα ραδιενεργά στοιχεία: κατά τη δυναμική εκτόξευση μάζας ή μετά τη συγχώνευση στη μάζα εκροής από τον δίσκο που δημιουργείται;  Αν και αυτά τα ερωτήματα παραμένουν ακόμα σε ένα βαθμό αναπάντητα, γνωρίζουμε ότι η χημική σύσταση (και κατ’ επέκταση η καμπύλη φωτός και το φάσμα) επηρεάζεται επίσης από το τελικό αντικείμενο που θα δημιουργηθεί έπειτα από τη συγχώνευση αστέρων νετρονίων. Τα ενδεχόμενα για αυτό είναι 3: να δημιουργηθεί ένας αστέρας νετρονίων αρκετά μαζικός ώστε να καταρρεύσει σε μαύρη τρύπα, να δημιουργηθεί μια μαύρη τρύπα αμέσως ή να δημιουργηθεί ένας σταθερός αστέρας νετρονίων. 

Η μελέτη της καμπύλης φωτός που λαμβάνουμε από μία kilonova είναι ένα αντικείμενο εντατικής έρευνας σε πανεπιστήμια και ερευνητικά ινστιτούτα ανά τον κόσμο. Πολλές ερωτήσεις σαν τις παραπάνω μένουν ακόμη αναπάντητες αλλά οι ερευνητές/τριες δουλεύουν πάνω στο θέμα ώστε να βρεθούν απαντήσεις σε αυτά τα συναρπαστικά ερωτήματα. 

* Ηλιακή Μάζα: 1.98×10³⁰ kg, ταχύτητα του φωτός: 300.000 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο, λαμπρότητα = ενέργεια ανά χρόνο