Υπερκαινοφανείς – Μέρος Α: πώς κατηγοριοποιούνται;

Το ‘‘Νέο Αστέρι’’

Για χιλιάδες χρόνια, όταν εμφανιζόταν στο νυχτερινό ουρανό ένα καινούριο αντικείμενο, οι άνθρωποι έκαναν εικασίες για ένα “νέο αστέρι”. Ακριβώς το ίδιο συνέβη το 1572 όταν ο Tycho Brahe παρατήρησε στον αστερισμό της Κασσιόπης, το ‘‘Νέο Αστέρι’’ (De Nova Stella), γνωστό σήμερα ως SN1572 ή Tycho’s Sypernova. Πέρασαν περίπου 350 χρόνια μέχρις ότου μελετηθούν καλύτερα αυτά τα αντικείμενα και προκύψει το συμπέρασμα ότι δεν πρόκειται για νέα αντικείμενα, αλλά για προϋπάρχοντα αστέρια τα οποία έχουν φτάσει στο τέλος της ζωής τους.

Παρά την ενδελεχή μελέτη αυτών των αντικειμένων, ακόμα υπάρχει πληθώρα άλυτων προβλημάτων όπως για παράδειγμα πώς ακριβώς δημιουργούνται, πώς ακριβώς εξελίσσονται και ποια ακριβώς είναι η συνεισφορά τους στην παραγωγή χημικών στοιχείων που παρατηρούμε στο Σύμπαν. 

Ας δούμε όμως αρχικά τι ακριβώς γνωρίζουμε για τους υπερκαινοφανείς και πώς τους κατηγοριοποιούμε.

Κατηγοριοποίηση Υπερκαινοφανών

Μετά από παρατηρήσεις χρόνων και χιλιάδων (πλέον) υπερκαινοφανών, και με βάση το φάσμα που λαμβάνουμε, προκύπτει η εξής κατηγοριοποίηση.΄ Όταν στο φάσμα εμφανίζονται γραμμές υδρογόνου (H), τότε μιλάμε για υπερκαινοφανείς τύπου ΙΙ. Στην περίπτωση που δεν εμφανίζονται γραμμές υδρογόνου, μιλάμε για υπερκαινοφανείς τύπου Ι.

Υπερκαινοφανείς Τύπου Ι

Σε αυτή την κατηγορία κατατάσσονται όσοι υπερκαινοφανείς δεν παρουσιάζουν γραμμές υδρογόνου. Εάν στο φάσμα παρατηρείται ύπαρξη πυριτίου (Si II, 6150Å, το οποίο αντιστοιχεί σε μήκος κύματος 6,15 x 10^-5cm), τότε κάνουμε λόγο για υπερκαινοφανή τύπου Ιa. Εάν δεν εμφανίζεται πυρίτιο αλλά ήλιο (He), μιλάμε για υπερκαινοφανή τύπου Ιb. Τέλος, εάν δε βλέπουμε ούτε πυρίτιο αλλά ούτε ήλιο, μιλάμε για υπερκαινοφανή τύπου Ιc (βλέπε Εικόνα 1). 

Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ιb, εμφανίζονται συνήθως κατά 2 μεγέθη περίπου αμυδρότερες από τις Ιa. Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ιa, θεωρούνται καλές σταθερές λαμπάδες* (standard candles) και χρησιμεύουν στον προσδιορισμό κοσμολογικών αποστάσεων. Επίσης, συνδυάζοντας τη λαμπρότητα με το σχήμα της καμπύλης φωτός, τη χρονική μεταβολή δηλαδή της λαμπρότητας, όπως φαίνεται στην Εικόνα 2, χρησιμεύουν στον περιορισμό κοσμολογικών παραμέτρων όπως: η σταθερά Hubble (H₀), η πυκνότητα μάζας (Ω₀), η παγκόσμια σταθερά (Ω_Λ), η παράμετρος επιταχυνόμενης διαστολής του Σύμπαντος και ο δυναμικός χρόνος του Σύμπαντος.

Υπερκαινοφανείς Τύπου ΙΙ

Η δεύτερη μεγάλη ομάδα που συναντάμε είναι οι τύπου ΙΙ. Σε αυτή την κατηγορία εντάσσονται όσοι υπερκαινοφανείς εμφανίζουν γραμμές υδρογόνου.

Βάσει της καμπύλης φωτός, τους διαχωρίζουμε σε δυο επιμέρους κατηγορίες. Σε αυτούς που η καμπύλη φωτός παρουσιάζει ένα επίπεδο μέρος στο διάστημα 30 με 80 ημερών, και σε αυτούς που φαίνεται να σβήνουν γραμμικά με το χρόνο, στις επονομαζόμενες ΙΙP (plateau) και ΙΙL (linear) αντίστοιχα.

Εν γένει, οι υπερκαινοφανείς αυτού του τύπου είναι πιο αμυδροί και παρουσιάζουν μεγαλύτερη ποικιλία στην καμπύλη φωτός σε σχέση με τους Ιa. Αυτά τα δυο χαρακτηριστικά, μπορεί να οφείλονται στο γεγονός ότι οι υπερκαινοφανείς αυτού του τύπου εμφανίζονται συνήθως κοντά σε περιοχές με ιονισμένο υδρογόνο και σκόνη.  

Ο πιο γνωστός υπερκαινοφανής αυτού του τύπου, και ίσως πιο καλά μελετημένος, είναι ο SN1987A στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου. Η έκρηξη αυτή παρουσίασε εκπομπή υδρογόνου και γι’ αυτό κατατάσσεται στους τύπου ΙΙ. Η εμφάνισή του έγινε το 1987 και ήταν ο πρώτος που ήταν ορατός με γυμνό μάτι μετά τον υπερκαινοφανή του Kepler το 1604. Ψάχνοντας τα αστρονομικά αρχεία, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι ο προγεννήτορας (το αστέρι που προϋπήρχε δηλαδή και οδηγήθηκε σε έκρηξη) αυτής της έκρηξης ήταν ένας B3 I μπλε υπεργίγαντας με σχετικά μικρή ακτίνα (10¹³ cm, το οποίο αντιστοιχεί σε περίπου 150 φορές την ακτίνα του Ήλιου) αλλά μεγάλη μάζα (∼ 20M_☉**). Όπως αναμένεται για έναν τύπου ΙΙ υπερκαινοφανή παράχθηκαν ένας αστέρας νετρονίων και μια ροή νετρίνων, η οποία φέρει το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειας της έκρηξης. Για τον συγκεκριμένο υπερκαινοφανή, εντοπίστηκαν 11 νετρίνα από τον ανιχνευτή Kamiokande στην Ιαπωνία με ενέργειες μεταξύ 5 και 15 MeV.

Παρόλα αυτά, η κατηγοριοποίηση ενός Υπερκαινοφανούς σε μια από τις δυο κατηγορίες, δεν είναι πάντα τόσο εύκολη. Για παράδειγμα, ο υπερκαινοφανής 2014C αρχικά παρατηρήθηκε χωρίς το εξωτερικό στρώμα υδρογόνου γεγονός που τον κατατάσσει στην κατηγορία Ib. Με το πέρασμα του χρόνου όμως, και για την ακρίβεια εντός ενός έτους, εμφανίστηκαν έντονες γραμμές υδρογόνου γεγονός που τον κατατάσσει στους τύπου IIn.

Υπερκαινοφανείς Τύπου ΙΙn – Interaction Powered SNe

Πρόσφατα ένα νέο είδος υπέρλαμπρου υπερκαινοφανούς έχει παρατηρηθεί. Οι Υπερκαινοφανείς τύπου IIn είναι αυτοί που περιβάλλονται από ένα πολύ πυκνό περιαστρικό μέσο. Ένδειξη για αυτό το πυκνό μέσο αποτελούν οι πολύ λεπτές και έντονες γραμμές υδρογόνου που παρατηρούνται. Σε ορισμένες περιπτώσεις, ενέργεια αντλείται από τη σύγκρουση του υλικού που εκτοξεύεται από τον ίδιο τον υπερκαινοφανή με ένα μαζικό κέλυφος ή έναν αστρικό άνεμο του περιαστρικού μέσου.

 Στις τυπικές εκρήξεις Υπερκαινοφανών, το πρώτο ηλεκτρομαγνητικό σήμα, το οποίο λαμβάνεται σαν μια έκλαμψη στις ακτίνες Χ ή το οπτικό, παράγεται όταν το ωστικό κύμα αποσπάται από την επιφάνεια του προγεννήτορα. Στους τύπου ΙΙn, το περιαστρικό μέσο είναι τόσο πυκνό που είναι οπτικά αδιαφανές, δηλαδή το φως δεν μπορεί να διαπεράσει το μέσο. Το ωστικό κύμα διαδίδεται μέσα σε αυτό το πυκνό μέσο με αποτέλεσμα η έκρηξη να παρατηρείται μόνο όταν αυτό το μέσο γίνεται οπτικά αραιό. Σε αυτή την περίπτωση, οι πληροφορίες που αντλούμε είναι για το περιαστρικό μέσο και όχι για την επιφάνεια του προγεννήτορα. Τελευταία, γίνονται μελέτες με σκοπό τη θεωρητική μελέτη αυτών των αστροφυσικών πηγών και το κατά πόσο είναι ικανές να επιταχύνουν την κοσμική ακτινοβολία σε ενέργειες της τάξης των 10¹⁵ eV και μεγαλύτερες. 

* Σταθερές λαμπάδες ονομάζονται τα σώματα που εκπέμπουν με σταθερή λαμπρότητα και χρησιμοποιούνται στον προσδιορισμό κοσμολογικών αποστάσεων. 

**Μια ηλιακή μάζα ισούται με (1.989)x10³⁰ kg.