ΤΖΕΜΙΝΓΚΑ: ENA ΑΙΝΙΓΜΑΤΙΚΟ ΑΣΤΡΟ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ ΤΖΕΜΙΝΓΚΑ: ENA ΑΙΝΙΓΜΑΤΙΚΟ ΑΣΤΡΟ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Χάρη σε πρόσφατα στοιχεία διελευκάνθηκε ένα επίμονο αστρονομικό μυστήριο. Ένα κοντινό άστρο νετρονίων μπορεί να είναι ό,τι απόμεινε από τη σουπερνόβα που σάρωσε το Ηλιακό μας Σύστημα πριν 340.000 χρόνια. Του Θανάση Βέμπου O Γκρουντ αγκομαχούσε μαζί με τους υπόλοιπους κυνηγούς της φυλής του, καθώς έσερναν ένα τεράστιο μπούτι μαμούθ προς τη σπηλιά τους. Παρά το φοβερό κρύο, ο ιδρώτας έτρεχε ποτάμι στα τριχωτά κορμιά τους. Οι μυς του Γκρουντ πονούσαν, αλλά βαθιά μέσα του έκαιγε η φλόγα της ικανοποίησης που τον γέμιζε με στοιχειακή δύναμη. H φυλή διέθετε αρκετό κρέας για τις επόμενες μέρες. O χειμώνας ήταν βαρύς, αλλά υπήρχε άφθονο κυνήγι. H φυλή δεν θα πεινούσε. Ξαφνικά, ο Αργκ, ο ψηλόσωμος κοκκινοτρίχης που του έλειπε το δεξί αυτί, σήκωσε το βλέμμα του στον ουρανό. Το μαλλιαρό πρόσωπό του πήρε μια απόκοσμη έκφραση, τα μικρά, χωμένα στις κόγχες τους μάτια του σπίθισαν και αμέσως μετά άρχισε να βγάζει γρυλλίσματα και άναρθρες κραυγές. Σύντομα όλοι οι υπόλοιποι είχαν παρατήσει το φορτίο τους και κοιτούσαν τον ουρανό. Θα περνούσαν αρκετές ώρες ακόμα μέχρι να νυχτώσει, όμως ένα νέο άστρο είχε κάνει την εμφάνισή του στο γαλάζιο ουρανό. Και αυτό το καινούριο άστρο ήταν τόσο λαμπρό, που δεν μπορούσες να το κοιτάξεις ώρα πολλή, χωρίς να πονέσουν τα μάτια σου. O Γκρουντ ένιωσε ένα ρίγος στη σπονδυλική του στήλη. Ήταν γενναίος κυνηγός, αλλά μπροστά σε αυτό το κοσμικό γεγονός ένιωθε κυριολεκτικά αβοήθητος. Κι ο λόγος ήταν απλός. Το σκίρτημα του τρόμου που ένιωθε δεν οφειλόταν στην παρουσία του μαχαιρόδοντα τίγρη. Οφειλόταν στο γεγονός ότι κάτι δεν πήγαινε καλά με το ίδιο το Σύμπαν γύρω του. Το μυαλό του ήταν πολύ πρωτόγονο, αλλά μπορούσε να συνειδητοποιήσει το γεγονός που γεννούσε μέσα του έναν κοσμικό τρόμο. Κάτι παραβίαζε τη νομοτέλεια του κόσμου γύρω του. Ήξερε μόνο αυτό: TA ΑΣΤΡΑ ΔΕΝ ΦΑΙΝΟΝΤΑΝ ΠΟΤΕ THN HMEPA... Το άστρο που δεν υπήρχε Τριακόσιες σαράντα χιλιάδες χρόνια αργότερα, οι απόγονοι του Γκρουντ είχαν αναπτυχθεί αρκετά, ώστε να ξέρουν ότι μερικές φορές τα άστρα μπορούν να γίνουν ορατά και κατά τη διάρκεια της ημέρας. Ανακάλυψαν ότι αυτό που είχαν δει οι άνθρωποι του Νεάντερταλ στα τέλη του Πλειστόκαινου ήταν μια κολοσσιαία έκρηξη, μία σουπερνόβα, η _νεκρική πυρά_ ενός άστρου. H σουπερνόβα αυτή εμφανίστηκε στους ουρανούς της Γης στην περιοχή του αστερισμού που σήμερα ονομάζουμε Ωρίωνα, ανάμεσα στα άστρα Μπελλατρίξ και Μπετελζέζ. H σουπερνόβα θα πρέπει να ήταν ορατή και κατά τη διάρκεια της ημέρας επί δύο χρόνια, και να ήταν είκοσι φορές λαμπρότερη από την Πανσέληνο! Όμως τρισήμισι χιλιάδες αιώνες αργότερα, οι απόγονοι του Γκρουντ μπόρεσαν και αυτοί να δουν τα απομεινάρια της σουπερνόβα όχι με τα μάτια τους, αλλά με τα επιτεύγματα της τεχνολογίας. Συγκεκριμένα, το 1973, ο δεύτερος Μικρός Αστρονομικός Δορυφόρος (SAS-2) της NASA κινείτο στην τροχιά του, ψάχνοντας για ακτίνες γάμμα οι οποίες δημιουργούνται όταν οι κοσμικές ακτίνες συγκρούονται με άτομα ύλης και μόρια αερίων που βρίσκονται αραιοσπαρμένα στο διαστρικό διάστημα -δηλαδή στην άβυσσο που απλώνεται ανάμεσα στα άστρα. Σε μια τέτοια σύγκρουση, ο πυρήνας του ατόμου αποσυντίθεται εκπέμποντας ακτίνες γάμμα. Στη διάρκεια της επτάμηνης ζωής του, ο SAS-2 ανίχνευσε κάπου 8.000 εξάρσεις ακτινοβολίας γάμμα -δηλαδή περίπου μία κάθε σαράντα λεπτά της ώρας. Μολονότι οι περισσότερες εξάρσεις προέρχονται από νέφη αερίων στο διαστρικό χώρο, αρκετές εκατοντάδες από αυτές προέρχονταν από αστρικές πηγές. Μια κλασική πηγή ακτινών γάμμα είναι τα πάλσαρς: άστρα νετρονίων (βλέπε πλαίσιο) τα οποία εκπέμπουν ακτινοβολία με διακοπτόμενο ρυθμό, εξαιτίας της περιστροφής τους. Δύο από τις πηγές ακτινών γάμμα που ανακάλυψε ο SAS-2 ήταν γνωστά πάλσαρς. Το ένα βρισκόταν στο νότιο αστερισμό των Ιστίων και το άλλο στο νεφέλωμα του Καρκίνου, δηλαδή στα υπολείμματα μιας σουπερνόβα που πραγματοποιήθηκε το έτος 1054. Όμως η τρίτη πηγή βρισκόταν κάπου στον αστερισμό των Διδύμων και δεν έγινε εφικτό να ταυτοποιηθεί με κάτι ορατό, είτε στο οπτικό είτε στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Για ένα αντικείμενο που ήταν η δεύτερη σε ένταση πηγή ακτινών γάμμα στον ουρανό, αυτό ήταν πραγματικά μυστηριώδες. Επειδή οι άλλες δυο πηγές ήταν πάλσαρς, οι επιστήμονες του SAS-2 υπέθεσαν ότι και η μυστηριώδης πηγή ήταν κι αυτή πάλσαρ. Όμως κάτι δεν πήγαινε καλά. Τα πάλσαρς εκπέμπουν συνήθως ακτινοβολία κάθε μερικά κλάσματα του δευτερολέπτου. Το μυστηριώδες αντικείμενο εξέπεμπε -στο βραχύ χρονικό διάστημα που μπόρεσε να το μελετήσει ο δορυφόρος SAS-2- μία φορά κάθε λίγα λεπτά. H μυστηριώδης πηγή ακτινών γάμμα μπήκε στα αστρονομικά αρχεία με το όνομα 2CG195+04 με βάση τις γαλαξιακές συντεταγμένες της. Όμως οι επιστήμονες δεν μπορούσαν να ησυχάσουν, μην έχοντας εξακριβώσει τη φύση του. Ονομάσαν το μυστηριώδες αντικείμενο Τζεμίνγκα. Συγκεκριμένα, το άστρο βαφτίστηκε έτσι από τον Ιταλό αστροφυσικό Τζιοβάννι Μπινιάμι, από τις φράσεις _GEMINI_ (Δίδυμοι) και _GAmma ray source_ (πηγή ακτινών γάμμα). H λέξη Τζεμίνγκα όμως, στη Μιλανέζικη διάλεκτο σημαίνει _δεν υπάρχει_, ή _δεν βρίσκεται εκεί_. Το ταιριαστό όνομα Τζεμίνγκα, φανέρωνε επίσης την περιοχή όπου βρισκόταν το άστρο: ο αστερισμός των Διδύμων. Ώσπου τελικά ανακαλύφθηκε Οι προσπάθειες να εντοπιστεί το Τζεμίνγκα και σε άλλα μήκη κύματος, στέφθηκαν από επιτυχία το 1979, όταν το Τηλεσκόπιο Ακτίνων _X_ Αϊνστάιν, της NASA κατάφερε να ανιχνεύσει ακτίνες _X_ που προέρχονταν από αυτή. Οι φωτογραφίες του Αϊνστάιν εντόπισαν και την ακριβή περιοχή που βρισκόταν το Τζεμίνγκα: ένα κομμάτι του ουρανού διαμέτρου έξι δευτερολέπτων τόξου. Για να καταλάβουμε τι σημαντικό είναι αυτό, πρέπει να αναφέρουμε ότι φαινομενική διάμετρο έξι δευτερολέπτων τόξου, έχει ένα δεκάρικο που βρίσκεται σε απόσταση ενός χιλιομέτρου! Έτσι, γνωρίζοντας τις ακριβέστατες συντεταγμένες του Τζεμίνγκα, οι αστρονόμοι άρχισαν το κυνηγητό στα ραδιοφωνικά και τα οπτικά μήκη κύματος. Όμως ακόμα και με τη βοήθεια του τεράστιου ραδιοτηλεσκόπιου του Αρεσίμπο στο Πουέρτο Ρίκο, διαμέτρου 300 μέτρων, δεν κατάφεραν να ανακαλύψουν ραδιοεκπομπές. Τα οπτικά τηλεσκόπια είχαν καλύτερη τύχη: κατάφεραν να ανακαλύψουν τρία αμυδρά άστρα πολύ κοντά στις συντεταγμένες του Τζεμίνγκα. Το διαμέτρου 200 ιντσών τηλεσκόπιο του Παλομάρ, εντόπισε το Τζεμίνγκα ως το ένα από τα τρία αυτά άστρα. Με αστρικό μέγεθος 25,5 το Τζεμίνγκα ήταν ένα από τα πλέον αμυδρά αντικείμενα του ουρανού που έχουν ποτέ παρατηρηθεί με αστρονομικά όργανα. Ήταν 100 εκατομμύρια φορές αμυδρότερο από το πιο αμυδρό άστρο που είναι ορατό με γυμνό μάτι. Οι αστρονόμοι βάσισαν τις ελπίδες τους στο Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ. Όμως όταν εντοπίστηκαν τα προβλήματα στην όραση του Χαμπλ λίγο μετά την εκτόξευσή του τον Απρίλιο του 1990, η μοναδική ελπίδα ήταν ο γερμανοαμερικανικός δορυφόρος ακτίνων-Χ, ή ROSAT. Το 1991, ο ROSAT παρατήρησε το Τζεμίνγκα κατά τη διάρκεια δέκα περιστροφών του γύρω από τη Γη. Στο τέλος της έρευνάς του ο δορυφόρος είχε καταγράψει την άφιξη 7.630 δεσμών ακτίνων _X_, η κάθε μία από τις οποίες κατέφθανε κάθε 0,001 δευτερόλεπτα. Για να εξακριβώσουν αν οι ακτίνες _X_ έφθαναν με παλμούς, οι Τζουλ Χάλπερν του Πανεπιστήμιου Κολούμπια και Στίβεν Χολτ της NASA, δοκίμασαν 262.144 διαφορετικές περιόδους στα δεδομένα άφιξης των δεδομένων. Οι δύο επιστήμονες έβγαλαν το συμπέρασμα ότι το Τζεμίνγκα όντως παλλόταν ή περιστρεφόταν γύρω από τον άξονά του μία φορά κάθε 0,237097 δευτερόλεπτα (ή 4 φορές το δευτερόλεπτο). Το εύρημα αυτό έκανε τους αστρονόμους να χαμογελάσουν ικανοποιημένοι: το Τζεμίνγκα ήταν όντως ένα πάλσαρ. Όταν οι Χάλπερν και Χολτ ανακοίνωσαν την ανακάλυψή τους, πολλοί άλλοι βιάστηκαν να επανεξετάσουν καταχωρημένα δεδομένα που αφορούσαν ακτίνες γάμμα και τα οποία είχαν συλλεγεί από παρελθούσες διαστημικές αποστολές. Με την περίοδο περιστροφής του πάλσαρ εξακριβωμένη, αυτό ήταν εύκολη δουλειά. Σύντομα ανακαλύφθηκε ότι η περιστροφή του πάλσαρ επιβραδύνονταν. Συνδυάζοντας την ανακάλυψη αυτή με παρατηρήσεις της τρέχουσας περιόδου περιστροφής και την προσδοκώμενη περίοδο περιστροφής κατά τη δημιουργία της, οι αστρονόμοι υπολόγισαν την ηλικία του Τζεμίνγκα στα 340.000 χρόνια. Σε κοντινή απόσταση H ηλικία του πάλσαρ μπορεί να είχε εξακριβωθεί, όμως παρέμενε ακόμα ένας άγνωστος παράγοντας: η απόστασή του από το Ηλιακό μας Σύστημα. Όμως τρεις ενδείξεις φανέρωναν ότι η απόστασή του θα έπρεπε να είναι μικρή. Ποιες ήταν αυτές: πρώτον, το άστρο εμφανίζεται να έχει ταχεία φαινομενική κίνηση -κάτι που σημαίνει ότι κινείται γρήγορα στον ουρανό, σε αντίθεση με τα άλλα άστρα που παραμένουν ουσιαστικά ακίνητα. Στις 5 Νοεμβρίου 1992, έγιναν παρατηρήσεις του Τζεμίνγκα από τον Αλαίν Σμέτι με το τηλεσκόπιο NTT στο αστεροσκοπείο Λα Σίλα. O Σμέτι πήρε 10 φωτογραφίες του Τζεμίνγκα, η κάθε μία 15 λεπτά μετά την άλλη, με πολύ καλές μετεωρολογικές συνθήκες. Κατόπιν οι φωτογραφίες συντέθηκαν με τη βοήθεια του κομπιούτερ του τηλεσκοπίου NTT. Το αποτέλεσμα μεταδόθηκε αμέσως στο Μιλάνο μέσω δορυφόρου, όπου Ιταλοί αστρονόμοι με επικεφαλής τον νονό του Τζεμίνγκα, τον Μπινιάμι, συνέκριναν τις φωτογραφίες του NTT με παλαιότερες φωτογραφίες. Έγινε αμέσως φανερό ότι το Τζεμίνγκα κινείτο ως προς τα άλλα άστρα της περιοχής και μάλιστα με κατεύθυνση προς τα βορειοανατολικά. H απόσταση που καλύφθηκε στο διάστημα Ιανουαρίου 1984 - Νοεμβρίου 1992 ήταν περίπου 1,5 δευτερόλεπτα τόξου. Το Τζεμίνγκα κινείτο με ταχύτητα 0,17 δευτερολέπτων τόξου το χρόνο. O ρυθμός αυτός κίνησης είναι τόσο βραδύς που για να καλύψει το Τζεμίνγκα το τόξο που αντιστοιχεί στη φαινομενική διάμετρο της Πανσελήνου, χρειάζεται 10.000 χρόνια. Όμως στην πραγματικότητα η ταχύτητα αυτή είναι μεγάλη για ένα άστρο. Μόνο τα κοντινότερα στη Γη άστρα έχουν τέτοια φαινομενική ταχύτητα. Εδώ θα πρέπει να κάνουμε μια παρένθεση λέγοντας ότι η φαινομενική κίνηση ενός άστρου είναι η συνισταμένης της ακτινικής του κίνησης (εάν δηλαδή απομακρύνεται ή πλησιάζει σε μας) και της ιδίας του κίνησης. Επειδή το Τζεμίνγκα εμφανίζει συνεχές φάσμα στα οπτικά μήκη κύματος, οι αστρονόμοι δεν μπορούν να εντοπίσουν φασματικές γραμμές οι οποίες θα φανέρωναν την κατεύθυνση προς την οποία κινείται. Υπενθυμίζουμε εδώ ότι αυτό μπορεί να εξακριβωθεί με την εφαρμογή του φαινομένου Ντόπλερ: όπως ο ήχος ενός περιπολικού γίνεται οξύτερος όταν αυτό μας πλησιάζει και βαρύτερος όταν αυτό απομακρύνεται, έτσι και οι φωτεινές συχνότητες που εκπέμπονται από ένα άστρο, μετατοπίζονται προς το ιώδες, όταν αυτό μας πλησιάζει, και προς το ερυθρό, όταν αυτό απομακρύνεται. H δεύτερη ένδειξη για την εγγύτητα του Τζεμίνγκα προέρχεται από τις ακτίνες _X_ που το ίδιο εκπέμπει. Τα άτομα του διαστρικού αερίου απορροφούν τις ακτίνες _X_, αλλά αυτό δεν συμβαίνει στις ακτίνες που εκπέμπονται από το Τζεμίνγκα -κάτι που σημαίνει ότι δεν μεσολαβούν αρκετά άτομα διαστρικού αερίου ανάμεσα σε μας και το πάλσαρ για να απορροφήσουν τις ακτίνες. Συνεπώς η απόσταση του πάλσαρ από μας, δεν πρέπει να είναι μεγαλύτερη από 450 έτη φωτός. H τρίτη απόδειξη προέρχεται από τις μελέτες της _λαμπρότητας_ του Τζεμίνγκα -με όρους ακτινών γάμμα. Από τα στοιχεία αυτά βγαίνει το συμπέρασμα ότι το Τζεμίνγκα πρέπει να απέχει περίπου 1.300 έτη φωτός. Δυστυχώς όμως, υπάρχει ασυμφωνία στις τιμές. H διαφορά μεταξύ 450 και 1.300 ετών φωτός μπορεί να είναι μηδαμινή σε γαλαξιακή κλίμακα, όμως είναι σημαντική αν σκεφτούμε ότι ένα έτος φωτός ισοδυναμεί με 10 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα ή εικοσιπέντε εκατομμύρια φορές την απόσταση Γης-Σελήνης. Αν το Τζεμίνγκα κινείται στο διάστημα τόσο γρήγορα, όσο ένα φυσιολογικό πάλσαρ, θα πρέπει να έχει διανύσει 150-300 έτη φωτός στο χρόνο που μεσολάβησε από την έκρηξη της σουπερνόβα που το δημιούργησε, μέχρι σήμερα. Αυτό σημαίνει ότι η σουπερνόβα έγινε κοντά στο Ηλιακό Σύστημα -ίσως σε απόσταση μικρότερη από 100 έτη φωτός. Ανακαλύπτοντας την απόσταση του πάλσαρ, καθώς επίσης και τη μορφή της κίνησής του στο χώρο, οι αστρονόμοι ελπίζουν να μάθουν πού ακριβώς βρισκόταν το άστρο από τη νεκρική πυρά του οποίου προήλθε το Τζεμίνγκα. Απομεινάρια ενός κοσμικού κατακλυσμού Ενώ το Τζεμίνγκα θέτει όρια στο πόσο μακριά μπορεί να βρίσκεται η σουπερνόβα, η Γη θέτει το όριο στο πόσο κοντά θα μπορούσε να βρίσκεται η τελευταία. Γιατί όμως; O λόγος είναι απλός: μια έκρηξη σουπερνόβα κοντά στο Ηλιακό Σύστημα είναι ένας κοσμικός κατακλυσμός τέτοιας έντασης που θα επηρέαζε τη Γη αφήνοντας πίσω του σημάδια -τα οποία όμως οι επιστήμονες δεν στάθηκε δυνατό να ανακαλύψουν. Ας υποθέσουμε ότι μια έκλαμψη ακτινών _X_ και γάμμα δημιουργείται από μια κοντινή σουπερνόβα. Ευτυχώς για τη ζωή πάνω στον πλανήτη, τα ανώτερα ατμοσφαιρικά στρώματα της Γης θα απορροφούσαν τα κύματα της ακτινοβολίας, προστατεύοντας τη βιόσφαιρα. Όμως υπάρχουν και όρια: αν η σουπερνόβα βρισκόταν σε απόσταση μικρότερη του ενός έτους φωτός, η ακτινοβολία θα ήταν αρκετή για να καταστρέψει όλα τα ατμοσφαιρικά στρώματα που βρίσκονται σε ύψος μεγαλύτερο από 50 χλμ. Κάτι τέτοιο όμως δεν έχει παρατηρηθεί -και συνεπώς η σουπερνόβα που δημιούργησε το Τζεμίνγκα βρισκόταν σε απόσταση μεγαλύτερη από 1 έτος φωτός. Όμως μια έκρηξη ακτινοβολίας, θα επηρέαζε τη Γη με κάποιο τρόπο, ακόμη και αν η σουπερνόβα βρισκόταν σε σεβαστή απόσταση από το Ηλιακό Σύστημα. O Μάκολμ Ρούντερμαν του Πανεπιστήμιου Κολούμπια, απέδειξε πως η επίδραση μιας σουπερνόβα μοιάζει κάπως με εκείνη των... εντομοκτόνων και των αποσμητικών σπρέι: όταν η ανώτερη ατμόσφαιρα απορροφά τις ακτίνες _X_ και γάμμα, αρχίζουν χημικές αντιδράσεις που καταστρέφουν το όζον -και συνεπώς οι υπεριώδεις ακτίνες φτάνουν ανενόχλητες στην επιφάνεια του πλανήτη. O Ρούντερμαν διατύπωσε την άποψη πως η έκρηξη μιας σουπερνόβα σε απόσταση μικρότερη από 30 έτη φωτός θα αραίωνε το μεγαλύτερο μέρος του στρώματος όζοντος της γήινης ατμόσφαιρας για αρκετά χρόνια. Το αποτέλεσμα: η ζωή πάνω στη Γη θα επηρεαζόταν άμεσα, όχι όμως αυτή τη φορά από την ακτινοβολία της σουπερνόβα αλλά από την ενισχυμένη υπεριώδη ακτινοβολία του Ηλιου που θα έφτανε ανεμπόδιστη στην επιφάνεια της Γης. O Ρούντερμαν δεν κατάφερε να ανακαλύψει κάποια στοιχεία στο _βιολογικό αρχείο_ της Γης που να μαρτυρούν ότι συνέβη μια τέτοια καταστροφή πριν από 340.000 χρόνια. Έτσι η σουπερνόβα θα πρέπει να βρισκόταν σε απόσταση μεγαλύτερη από 30 έτη φωτός. H τοπική _φούσκα_ Ίσως η καλύτερη λύση για την επίλυση του αινίγματος του Τζεμίνγκα να είναι τελικά η μελέτη της σχέσης μεταξύ αυτής και της Τοπικής _Φούσκας_. Σε τι συνίσταται όμως αυτή; H λύση στο μυστήριο βρίσκεται κυριολεκτικά γύρω μας. Και συγκεκριμένα γύρω από το Ηλιακό Σύστημα. Οι αστροφυσικοί γνώριζαν από παλιά πως το τελευταίο περιβάλλεται από μια θερμή _φούσκα_ στο διαστρικό αέριο. Κοντολογίς, υπάρχει μια διατάραξη στην ομοιομορφία της κατανομής του αερίου που βρίσκεται ανάμεσα στα άστρα του Γαλαξία. Το 1987 οι Ντον Κοξ και Ρον Ρέινολντς του Πανεπιστημίου του Ουϊσκόνσιν επεξεργάστηκαν την ιδέα ότι η Τοπική Φούσκα προήλθε από μια έκρηξη σουπερνόβα που πραγματοποιήθηκε κάποια στιγμή μέσα στις μερικές τελευταίες εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια. Οι υπολογισμοί τους συμπίπτουν εντυπωσιακά με την εκτιμώμενη ηλικία του Τζεμίνγκα. Με την έκρηξή της, η σουπερνόβα απελευθέρωσε ύλη ισοδύναμη με δέκα ή περισσότερες ηλιακές μάζες στο διάστημα. Το υλικό αυτό κινήθηκε με ταχύτητες μεγαλύτερες από 60.000 χλμ. το δευτερόλεπτο. Τα εξωτερικά στρώματα του άστρου εκτοξεύθηκαν με μεγαλύτερη ταχύτητα, ενώ τα εσωτερικά με κάπως μικρότερη. Όμως γύρω από τη σουπερνόβα υπάρχει ήδη αραιό διαστρικό αέριο, το οποίο αργά ή γρήγορα θα επιβραδύνει την πορεία των αερίων της τιτάνιας έκρηξης με τον ίδιο τρόπο που μια μπουλντόζα που σπρώχνει συνεχώς το χώμα, κάποια στιγμή δεν θα μπορέσει να προχωρήσει άλλο εξαιτίας του συσσωρευμένου χώματος. Εκατό χρόνια μετά την έκρηξη, τα εκτοξευμένα αέρια έχουν συναντήσει αρκετή αντίσταση, ώστε να επιβραδύνουν την πορεία τους και τελικά να σταματήσουν. Όμως τα κύματα κρούσης εξακολουθούν την πορεία τους: μεταδίδουν κινητική ενέργεια στο διαστρικό αέριο με αποτέλεσμα να το θερμάνουν σε θερμοκρασίες ενός εκατομμυρίου βαθμών και πλέον. Στο μεταξύ τα βραδύτερα κατώτερα στρώματα του άστρου συναντούν τα ταχύτερα εξώτερα στρώματα, τα οποία έχουν κόψει ταχύτητα. H σύγκρουση είναι φοβερή. Απομένει έτσι ένα μεγάλο κέλυφος, σαν μια τεράστια μπάλλα ποδοσφαίρου, που συνεχίζει να επεκτείνεται και να φουσκώνει. Ολόκληρη η μάζα βρίσκεται συγκεντρωμένη στην επιφάνεια της _μπάλλας_. H μάζα αυτή είναι ένα μείγμα από την ύλη του άστρου, χημικά στοιχεία που έχουν δημιουργηθεί κατά τη διάρκεια της έκρηξης, και διαστρικό αέριο που έχουν _σκουπίσει_ και μαζέψει τα κύματα κρούσης της σουπερνόβα. Σε αντίθεση με την επιφάνεια, το εσωτερικό της _μπάλλας_ δεν περιέχει πολλή ύλη. Έτσι δημιουργείται μια _τρύπα_ στο διάστημα, η οποία μπορεί να διατηρηθεί επί ένα εκατομμύριο χρόνια. Από παρατηρήσεις που έχουν γίνει από διαστημόπλοια, ξέρουμε πως η Τοπική Φούσκα μόνο σφαιρική δεν είναι. Αντιθέτως, έχει σχήμα αχλαδιού. Αυτό το _αχλάδι_ έχει πάχος στο πιο λεπτό σημείο του γύρω στα 200 έτη φωτός ενώ στο παχύτερο 600-700 έτη φωτός. Προς νότον του γαλαξιακού επιπέδου, η Φούσκα εκτείνεται άλλα 300 έτη φωτός. Οι αστροφυσικοί ερμηνεύουν το περίεργο σχήμα της Φούσκας εξαιτίας της διαφορετικής πυκνότητας του διαστρικού αερίου: το τελευταίο είναι πυκνότερο στο γαλαξιακό επίπεδο και αραιότερο _πάνω_ και _κάτω_ απ_ αυτό. Έτσι η _Φούσκα_ μπόρεσε να επεκταθεί ευκολότερα εκεί παρά στο γαλαξιακό επίπεδο. Οι Νιλ Γκέρελς και Ουάν Τσεν της NASA τοποθετούν το κέντρο της Τοπικής Φούσκας σε μια απόσταση μικρότερη από 200 έτη φωτός, προς την κατεύθυνση του αστερισμού του Ωρίωνα. Το σημείο αυτό είναι πολύ κοντά στην περιοχή που έγινε η σουπερνόβα που δημιούργησε την Τζεμίνγκα. Το κύμα κρούσης που δημιούργησε τη _Φούσκα_ θα πρέπει να προκάλεσε και θεαματικά φαινόμενα όταν σάρωσε το Ηλιακό Σύστημα. Το κύμα του ενός εκατομμυρίου βαθμών θα πρέπει να χτύπησε αλύπητα τους εξωτερικούς πλανήτες, αλλά να άφησε άθικτους τους εσωτερικούς. O όλος μηχανισμός εξαρτάται από το πώς αλληλεπέδρασε το κύμα κρούσης με τον ηλιακό άνεμο ο οποίος φυσιολογικά προστατεύει την πλανητική οικογένεια του Ηλίου. O αραιωμένος ηλιακός άνεμος είναι ένα στρώμα από φορτισμένα σωματίδια, κυρίως από πρωτόνια και ηλεκτρόνια, το οποίο ξεχύνεται από τον Ήλιο με ταχύτητες 500 χλμ. το δευτερόλεπτο. Καθώς όμως ο άνεμος _φυσά_ προς το διαστρικό διάστημα, η ταχύτητά του πέφτει. Στο τέλος, έρχεται κάποια στιγμή που η πίεση την οποία εξασκεί εξισορροπείται από την πίεση του διαστρικού αερίου. Αυτό το σημείο ονομάζεται ηλιόπαυση και οι αστρονόμοι πιστεύουν πως βρίσκεται σε απόσταση 150 αστρονομικών μονάδων από τον Ήλιο, δηλαδή πολύ πιο πέρα από την τροχιά του Πλούτωνα. Τα _Βόγιατζερ_ 1 και 2 αναμένεται να ρίξουν φως στο μυστήριο της ακριβούς θέσης της ηλιόπαυσης, καθώς έχουν ήδη ξεφύγει από το Ηλιακό Σύστημα και κινούνται πλέον στο διαστρικό διάστημα, μεταδίδοντας στοιχεία. Μολονότι ο ηλιακός άνεμος επιτρέπει στις κοσμικές ακτίνες και σε μερικά ουδέτερα άτομα να διεισδύσουν στο εσωτερικό Ηλιακό Σύστημα, είναι αρκετά ισχυρός για να κρατήσει μακριά από εμάς το διαστρικό υλικό. Όμως ο ηλιακός άνεμος μοιάζει με πνοή βρέφους μπροστά στη σαρωτική καταιγίδα του κύματος κρούσης μιας σουπερνόβα. H πίεση των αερίων πίσω από το κύμα κρούσης που προελαύνει, είναι τόσο ισχυρότερη από εκείνη που φυσιολογικά παρατηρείται στο διαστρικό διάστημα, που ο ηλιακός άνεμος συμπιέζεται. Οι εξωτερικοί πλανήτες θα πρέπει να επηρεάστηκαν με κάποιο τρόπο από το κύμα κρούσης. Για να εξακριβώσουμε ποιοι πλανήτες επηρεάστηκαν, θα πρέπει να ξέρουμε πρώτα την απόσταση της έκρηξης. Ας υποθέσουμε πως η σουπερνόβα του Τζεμίνγκα πραγματοποιήθηκε σε απόσταση 100 ετών φωτός από τον Ήλιο. Οι Γκέρελς και Τσεν ισχυρίζονται πως η απόσταση ήταν μικρότερη από 200 έτη φωτός, ενώ ο Ρούντερμαν πως ήταν μεγαλύτερη από 30. Σε απόσταση 100 ετών φωτός, η σουπερνόβα θα ήταν 20 φορές φωτεινότερη από την Πανσέληνο. Εννιά χιλιάδες χρόνια αργότερα, το κύμα κρούσης θα έφτανε στο Ηλιακό Σύστημα, έχοντας επιβραδυνθεί στα 1.400 χλμ. το δευτερόλεπτο. H _κόντρα_ του ηλιακού ανέμου συγκρατεί το κύμα κρούσης μέχρι την τροχιά του Δία. Έτσι λοιπόν ο Κρόνος, ο Ουρανός, ο Ποσειδώνας και ο Πλούτωνας, καθώς επίσης και οι δορυφόροι τους θα έμειναν εκτεθειμένοι στη βροχή των αερίων. Μόνο αν η σουπερνόβα συνέβαινε σε απόσταση μικρότερη των 30 ετών φωτός, θα επηρεαζόταν η Γη. Αλλά ακόμα και αν η κοσμική έκρηξη πραγματοποιείτο σε απόσταση 200 ετών φωτός, ο Ουρανός, ο Ποσειδώνας και ο Πλούτωνας, θα επηρεάζονταν από αυτήν. Το κύμα κρούσης θα πρέπει να έφερε τα χημικά στοιχεία που δημιουργήθηκαν από την έκρηξη της σουπερνόβα καθώς και εκείνα που _σκουπίστηκαν_ από την έκρηξη, και να τα απέθεσε στην επιφάνεια των νεκρών φεγγαριών του Ουρανού και του Ποσειδώνα. Οι επιφάνειες των δορυφόρων αυτών παρέμειναν ουσιαστικά αμετάβλητες τα τελευταία 340.000 χρόνια. Έτσι, αν αναλογιστούμε τους χιλιάδες αιώνες που πέρασαν από την εποχή που οι άνθρωποι του Νεάντερταλ σήκωσαν φοβισμένοι τα μάτια στον ουρανό, παρατηρώντας με δέος το καινούριο άστρο, ίσως να μην απέχει πολύ η εποχή που κάποιος απόγονός μας θα βηματίσει στις απίστευτα παγωμένες ερήμους κάποιου φεγγαριού του Ποσειδώνα, συλλέγοντας δείγματα από την κοσμική σκόνη που ξέβρασαν τα κύματα κρούσης της σουπερνόβα. Έτσι μέσα σε ένα κλάσμα του γεωλογικού χρόνου, οι άνθρωποι θα έχουν καταφέρει δύο πράγματα: θα έχουν παραστεί μάρτυρες του περιστατικού της δημιουργίας του Τζεμίνγκα, αλλά και θα μπορέσουν να αγγίξουν με τα ίδια τους τα χέρια τη στάχτη που κάποτε ανήκε στο άστρο που το δημιούργησε... [Πλαίσιο] TA ΑΣΤΡΑ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ: ENA BHMA ΠΡΙΝ ΤΙΣ ΜΑΥΡΕΣ ΤΡΥΠΕΣ Το _όριο του Τσαντρασεκάρ_ δεν είναι ένας όρος ιδιαίτερα οικείος, όμως έχει ιδιαίτερη σημασία όσον αφορά στην εξέλιξη των άστρων. H ονομασία του προέρχεται από το όνομα του Ινδού αστρονόμου Σουμπραχμανιάν Τσαντρασεκάρ, ο οποίος απέδειξε ότι η μοίρα επιφυλάσσει ένα ιδιαίτερο πεπρωμένο για ένα άστρο με μάζα 1,4 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ηλίου. Το άστρο αυτό δεν μετατρέπεται σε λευκό νάνο, όταν γερνά, αλλά σε κάτι πολύ πιο εξωτικό και μυστηριώδες. Ας υποθέσουμε ότι το άστρο μας είναι αρκετά ογκώδες και ότι διαθέτει μάζα 30-40 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ηλίου. Όπως ένα κερί που καίει πιο δυνατά, ζει λιγότερο χρόνο, έτσι και το άσωτο αυτό άστρο ζει γρήγορα τη φλογερή ζωή του. Στο εσωτερικό του τα πράγματα εξελίσσονται γρήγορα και το ήλιον που διαθέτει μετατρέπεται πολύ σύντομα σε άνθρακα, χάρη σε πυρηνικές αντιδράσεις. (Εδώ ας κάνουμε μια μικρή παρένθεση για να σημειώσουμε ότι ο μικρός σε μέγεθος Ήλιος μας, όταν φτάσει σε αυτό το σημείο εξέλιξης θα έχει μετατραπεί σε έναν ερυθρό γίγαντα με διάμετρο τουλάχιστον 40 εκατομμύρια χιλιόμετρα και φωτεινότητα 100 φορές ισχυρότερη από τη σημερινή. Εννοείται βέβαια ότι κάθε είδος ζωής στη Γη θα έχει εκλείψει.) O πλούσιος σε άνθρακα πυρήνας φτάνει σε θερμοκρασίες 600-700 εκατομμυρίων βαθμών και ο άνθρακας αρχίζει να μεταστοιχειώνεται με αποτέλεσμα τη δημιουργία νατρίου, μαγνήσιου, νέου και οξυγόνου. Όταν ο άνθρακας εξαντλείται, ο πυρήνας συρρικνώνεται. Οι πυρήνες του οξυγόνου συντήκονται για να δημιουργήσουν θείο και φωσφόρο, ενώ στα στρώματα κοντύτερα στην επιφάνεια υπάρχει ακόμη άνθρακας, οξυγόνο και υδρογόνο. Όταν η θερμοκρασία του πυρήνα φτάσει τα 3 δισεκατομμύρια βαθμούς Κελσίου, αρχίζουν να παράγονται πυρήνες σιδήρου. Και τότε έχει φτάσει η αρχή του τέλους. Όταν στον πυρήνα συσσωρευτεί αρκετός σίδηρος, οι πυρηνικές αντιδράσεις σταματούν. Το άστρο αρχίζει να καταρρέει και τα εξωτερικά στρώματα θερμαίνονται σε απίστευτο βαθμό. Μέσα σε εξήντα λεπτά το άστρο εκρήγνυται, δημιουργώντας μια σουπερνόβα. Το μεγαλύτερο μέρος της ύλης του άστρου εκτοξεύεται στο διάστημα σε μια έκρηξη, τη βιαιότητα της οποίας δεν μπορούμε ούτε καν να φανταστούμε. Επειδή το εκτινασσόμενο υλικό περιέχει βαριά στοιχεία, το διαστρικό κενό εμπλουτίζεται με αυτά. Το τελικό προϊόν είναι ένα νέφος που απλώνεται σαν πετρελαιοκηλίδα, ενώ τα απομεινάρια του άστρου μετατρέπονται σε άστρο νετρονίων ή πάλσαρ. H κατάρρευση του άστρου είναι τόσο βίαιη, που τα θετικά φορτισμένα πρωτόνια των πυρήνων της ύλης και τα αρνητικά φορτισμένα ηλεκτρόνια, συντήκονται και δημιουργούν νετρόνια τα οποία είναι ηλεκτρικώς ουδέτερα. H έννοια του άστρου νετρονίων προτάθηκε στα 1932 από τον Ρώσο φυσικό Λαντάου και πάλι στα 1934 από τους Φριτς Ζβίκι και Βάλτερ Μπάαντε στο Καλτέκ (ΗΠΑ). Όμως το πρώτο άστρο νετρονίων δεν ανιχνεύθηκε παρά μόνον στα 1967 από τη μεταπτυχιακή φοιτήτρια Τζόσελιν Μπελ. Είναι αξιοσημείωτο το γεγονός ότι αρχικά οι αστρονόμοι δεν αντιλήφθηκαν με τι είχαν να κάνουν. Αντίθετα, θεώρησαν τις ρυθμικές εκπομπές ακτινοβολίας των πάλσαρ ως σήματα εξωγήινων πολιτισμών! Γι_ αυτό άλλωστε και τις ονόμασαν LGM (Little Green Μen-Μικρά Πράσινα Ανθρωπάκια). Ένα άστρο νετρονίων δεν εκπέμπει ορατό φως αλλά ραδιοκύματα και ακτίνες υψηλής συχνότητας. Είναι αξιοπερίεργο σώμα. Έχει διάμετρο μόλις 10 χλμ. αλλά πυκνότητα ένα τετράκις εκατομμυρίο τόνους ανά κυβικό μέτρο. Ένα κεφάλι καρφίτσας φτιαγμένο από το υλικό ενός άστρου νετρονίων θα ζύγιζε περισσότερο κι από ένα υπερωκεάνειο! Σύμφωνα με μια θεωρία, τα εξωτερικά στρώματα ενός άστρου νετρονίων αποτελούνται από ύλη πλούσια σε σίδηρο η οποία προσεγγίζει την κατάσταση της φυσιολογικής ύλης. Στα στρώματα αυτά παρατηρούνται ρωγμές και _σεισμοί_ (starquakes) που επηρεάζουν τη συμπεριφορά του άστρου. Κάτω από το φλοιό αυτό, υπάρχει ένας υγρός μανδύας πλούσιος σε νετρόνια. Ακόμη πιο κάτω, ένας υπερυγρός πυρήνας που αποτελείται αποκλειστικά από νετρόνια. Στο κέντρο του άστρου η ύλη αποτελείται από _υπερόνια_ τη φύση των οποίων μπορούμε μονάχα να εικάσουμε. Επειδή είναι μάλλον απίθανο να επισκεφθούμε ποτέ ένα άστρο νετρονίων, είναι πολύ πιθανό αυτές οι θεωρίες να μείνουν για πάντα αναπόδεικτες! Ένα άστρο νετρονίων διαθέτει ισχυρότατα μαγνητικά πεδία της τάξης των 100 εκατομμυρίων Τέσλα. Συγκριτικά, το μαγνητικό πεδίο της Γης έχει ένταση μόλις 30 εκατομμυριοστά του Τέσλα. Σήμερα έχει εξακριβωθεί η ύπαρξη 300 άστρων νετρονίων. Οι περίοδοι περιστροφής τους κυμαίνονται μέσα σε μια περιορισμένη κλίμακα. H περιστροφή τους αυτή είναι η αιτία που ονομάστηκαν πάλσαρ (από το pulsating star=παλλόμενο άστρο), μια που η ακτινοβολία του άστρου φαίνεται να αναβοσβήνει, όπως άκριβώς ένας περιστρεφόμενος φάρος. Το βραδύτερο πάλσαρ είναι το PSR 1845-19 με περίοδο 4,3 δευτερόλεπτα. Εν γένει, όλα τα πάλσαρ επιβραδύνονται με πολύ αργούς ρυθμούς. H περίοδος π.χ. του CP-1919 μεγαλώνει κατά ένα εκατομμυριοστό του δευτερολέπτου κάθε μήνα. Έτσι μετά τρεις χιλιάδες χρόνια, η περίοδός του θα είναι 1,3374 δευτερόλεπτα αντί 1,3373 που είναι σήμερα. Παρ_ όλα αυτά, μερικά πάλσαρ παρουσιάζουν ανώμαλίες στην περίοδό τους. Το Μάρτιο του 1969, το πάλσαρ PSR 0833-45 επιταχύνθηκε ένα ολόκληρο τέταρτο του εκατομμυριοστού του δευτερολέπτου! Το πρώτο πάλσαρ που έγινε ορατό με τηλεσκόπιο, ήταν το NP 0532 στο Νεφέλωμα του Καρκίνου. Μια ομάδα αστρονόμων που χρησιμοποιούσε το διαθλαστικό τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου Στιούαρντ στην Αριζόνα, εντόπισε ένα αμυδρό αντικείμενο μεγέθους 17, το οποίο αναβόσβηνε. H περίοδός του ήταν 0,0339 δευτερόλεπτα, δηλαδή εξέπεμπε ακτινοβολία 30 φορές το δευτερόλεπτο. Αργότερα το ίδιο πάλσαρ φωτογραφήθηκε από το αστεροσκοπείο Κιτ Πηκ. Σήμερα γνωρίζουμε πως πρόκειται για τα απομεινάρια της σουπερνόβα του 1054. Ένα άλλο αξιόλογο πάλσαρ είναι το PSR 1937+215 στον αστερισμό της Αλωπεκής, που πάλλεται 642 φορές το δευτερόλεπτο και το οποίο ανακαλύφθηκε τον Οκτώβριο του 1982. Βρίσκεται σε απόσταση 7.000 ετών φωτός. Τέλος, τον Ιούλιο του 1991, μια ομάδα ερευνητών ανακοίνωσε ότι εντόπισε ένα πλανήτη με μάζα δεκαπλάσια της Γης σε τροχιά γύρω από το πάλσαρ PSR 1829-10. Κάτι τέτοιο θα ήταν συναρπαστικό και θα άνοιγε δρόμο για ενδιαφέρουσες εικασίες. Όμως αργότερα έγινε αντιληπτό ότι οι ερευνητές είχαν κάνει λάθος στους υπολογισμούς τους και τέτοιος πλανήτης δεν υπήρχε. O δακτύλιος που περιβάλλει μια σούπερνόβα. Περίπου 9.000 χρόνια μετά την έκρηξη τα κύματα φτάνουν στο Ηλιακό μας Σύστημα. Τα απομεινάρια που είναι ορατά σήμερα σε απεικόνιση. Πρόκειται για ένα γιγάντιο θύλακα που πιθανόν προήλθε από τη σούπερνόβα και γέννησε το το Τζεμίνγκα.