1987a supernoba: izarren eboluzioren teorientzako azterketa berri bat

Magallanes-en Hodeia otsailaren 23an; supernoba ez da oraindik lehertu.

Supernoba izenak, Noba, "izar berri', hitzean du jatorria. Fenomenoa ez da berria: historian zehar eta prehistorian zehar akaso, ortzean izar berri bat bapatean agertzea zenbait aldiz gertatu da. Izarrak aldaezinak (finko esaten zieten) zirela pentsatzen zutenek harrituta gelditu behar zuten antzinako zeruan fenomeno horiek ikusita.

Egun izarrek nola eboluzionatzen duten badakigu. Izarren energi iturria energia nuklearra dela dakigunez, beren barne-egituraren oso eredu zehatzak dauzkagu eta ordenadoreen bidez milioka urtetan izango duten eboluzioa aurresan dezakegu. Supernobaren leherketa eragin duen ezegonkortasunaren izaera ezagutzea eta zein izar-motek jasan dezakeen jakitea, interesgarria da. Eguzkia lehertu al daiteke egunen batean?

Tamalez gure galaxia ikusteko moduko supernobak ematen oso pobrea denez, gure teorien baliagarritasuna baieztatuko duten datuak izatea eragotzi digu. Azken mila urteetan, hiru supernoba bakarrik detektatu dira: 1054.ean (astronomo txinatarrek behatutakoa), 1572.ean (Tycho Brahe-k behatutakoa) eta 1604.ean (Johannes Kepler-ek ikusitakoa). Egunargiz ikus zitezkeen objektu distiratsuak ziren. Baina, 1604.ean teleskopiorik ez zegoen, zorigaitzez.

Supernoba gehiago sortuko direla pentsa daiteke, baina disko itxura duen gure galaxia honetan argi ikuskorrarekiko oso opakoak diren izarrartean gas eta hautsezko kantitate handiak daude. Batezbeste, izar baten argiak 3000 argi-urte egiten duenean, 2,5 aldiz ahulagoa da eta hodei molekularrak askoz ere opakoagoak dira. Gure galaxiaren diametroa 100.000 argi-urte ingurukoa da. Horregatik, supernoba gehienak Lurretik ikustezinak (argia ikustezina, baina irrati- eta neutrino-igorpenak detektagarriak izango lirateke) izatea gerta liteke. Irtenbidea, beste galaxiei behatzea da.

Horrela supernobei buruzko informazio asko pilatu da. Behaketa horien ondorioz bi taldetan banatu dira supernobak: I motakoak, izar zaharrak ugari diren tokietan gertatzen dira eta hidrogenoaren arrastorik ez dute igorpen-espektroan. II motakoak izarren sortze-eskualde handitan, galaxia kiribilen besotan eta galaxia erregularretan sortzen dira eta hidrogenoaren igorpen-lerro intentsoak dituzte espektroan. Gaur egun uste dugunez, bi mota hauek izarra ezegonkortasun katastrofikora daramaten bi prozesu erabat desberdinei segitzen diote.

Otsailaren 25ean supernoba lehertu ondoren.

I motako supernoba, sistema bitar baten nano zuri batek lagunari materiala kentzen dionean gertatzen da. Izar bitarrak asko dira galaxian. Nano zuria oso izar zaharra da, oso trinkoa eta bere dentsitatea elektroi endekatuena (Heisenberg-en printzipioak onartzen duen dentsitaterik handiena dutenak) da. Egoera hori Eguzkiaren masa osoa Lurraren tamainara uzkurtzea adinakoa da. Endekatutako materia oso konprimaezina da eta ondorioz izarrak ezin du uzkurtu, berotu eta bere gunean erreakzio nuklearrik izan.

Eremu grabitatorio bortitza baldin badu, masa-transferentzia oso erraza da, baldin eta bere laguna hedatutako erraldoi gorria bada. Nano zuria Chandrase Khar-en masara 1,4 aldiz Eguzkiaren masa iristen bada, ezegonkor 15 milioi gradu lortu direnean gertatuko da. Orduan, hidrogenoa helio bihurtzen duten erreakzio nuklearrak hasiko dira. Lau hidrogeno-nukleok helio-nukleo batek baino gehiago pisatzen dutenez, erreakzio-katea energetikoki faboragarria da eta sortzen den energia erradiazio eta neutrino bilakatzen da. Gune txikian sortzen den erradiazio nuklearrak gehi gasaren presio termikoak, izarraren grabitatea pairatzen dute.

Baldintza hauetan izarrak oreka egonkorra lortzen du. Arrazoi bat edo besteren kausaz izarra uzkurtzen bada, barne-tenperatura handiagotu egiten da, eta erreakzio nuklearrak tenperaturarekiko oso sentikorrak direnez, bizkortu egiten dira eta hauen presioak kolapsoa gelditu egiten du. Izarra zabaltzen hasten bada, aurkakoa gertatzen da. Hortaz, izarrak termostato baten moduko barne-mekanismoa du eta honek barnerantz doan grabitate eta kanporantz doazen presio termiko eta nuklearraren arteko oreka ziurtatzen du.

Erreakzio nuklearren gero eta pisu atomiko handiagoko elementuak sortzen dituzte. Su nuklearrek sortzen dituzten errauts hauek izarraren bihotzean ehortziak segitzen dute. Konbekzioak nahikoa indar ez du hondakin hauek azaleratzeko eta eguzki-haizeak ezin ditu espaziora eraman. Eboluzio hauen azken urratsa, burdin nukleoa da. Aurrerago joanda, erreakzioak ez dira energetikoki faboragarriak; energia eman beharko bait litzateke burutu ahal izateko. Masa handiko izarrak bakarrik iristen dira egoera honetara. Masa Eguzkiarekin konparatzen da. Izar bat supernoba bihur dain behar den masa minimoa 8 aldiz Eguzkiarena da. Izar txikiagotan prozesua burdin atomoak lortzeraino joaterik ez da inoiz lortzen. Burdinezko bilakatzen da; elektroi endekatuek izarraren pisua jasaterik ez dute eta han kolapsatu egiten da; honek bapatean erreakzio nuklearrak sortzen ditu gunean eta izarra lehertu egiten da.

Otsailaren 27an oso distiratsu bilakatu da.

II motako supernobetan kanpo-eragilerik ez da existitzen. Zimentuak puskatu zaizkiolako erortzen den eraikuntza zahar baten moduan gertatzen da. Prozesu hau aztertzea interesgarria da, zeren eta 1987A supernoba II motakoa bait da eta izar-egiturari buruzko gure ideiak berrikustera bultzatuko bait gaitu.

Izarrak, izarrarteko gasaren kondentsazioz eratzen dira. Jaio zeneko izarrarteko hodeiaren konposaketa kimiko berdina du. Beste indar konprimatzailerik ez badago, izarra bere grabitatearen ondorioz kolapsatuko da. Hasiera batean, bolumen txikiagoan konfinatzen eta berotzen ari den izar-gasaren presioa kontrajartzen zaio kolapsoari. Baina izarrak energia termikoa ezin du konfinatu eta honek espaziora ihes egiten du erradiazio moduan. Orekarik ezin da lortu eta kolapsoak jarraitu egiten da.

Uzkurduraren bukaera, izarraren gunean gunea garatu eta erregai nuklearra agortu duten izarrak azter ditzagun. Horrelako izar batek egonkortasunik ezin du mantendu erreakzio nuklearren termostato-mekanismoa bukatu zaielako eta milioika urtetan itxaroten egon den grabitateak errebantxa hartzen du eta izarraren bihotza kolapsatu egiten du denbora tarte laburrean.

Silizioa burdina bihurtzeko erreakzioak bukatzen diren uneaz gero, guztia oso azkar jazotzen da. Eredu teorikoen arabera, milisegundo gutxitan erortzen ari den material guztiarekin talka-uhin bat eratzen da. Uzkurketak barne-tenperatura aurreko kasuetan bezala igotzen du, baina oraingoan beste ziklo nuklearrik ez da hasten. Hiru mila milioi gradu lortzen dira horrela. Hau burdinaren fotodesintegrazio-abiadura (esan nahi bait da fotoien energia nukleoien estekatze-energia baino handiagoa dela) baino handigoa da eta burdinaren nukleoa desintegratu egiten da. Nukleoa protoi, neutroi eta alfa partikuletan erabat desintegratzen da eta milioika urte eratzeko behar izan duen egitura hondatu egiten da hasierako egoerara itzuliz. Itxurazko paradoxa bat dago guzti honetan: hidrogenotik burdinara eraman duten prozesuetan masa-kantitate itzela energia bilakatu da eta espaziora irradiatu da. Nola egin daiteke orain atzera? Eremu grabitatorioak beharrezkoa den energia aportatzen du masa sortzeko.

Gainera presio eta tenperatura horretan alderantzizko beta desintegrazio handia dago: elektroiak eta protoiak konbinatu egiten dira neutroiak sortuz eta karga elektrikoa desagertu egiten da. Une horretan bapateko uzkurdura gertatzen da; neutroiei elkarrengana hurbil daitezen galeraziko dien indarrik ez bait dago. Sortutako talka-uhina gunean isladatzen da eta kanporantz bortizki propagatzen da izar-hondakinak espaziorantz zabaltzen dituelarik. Neutroiez osatutako izarraren gunea soilik gelditzen da; neutroi-izarra alegia. Prozesu honen energi balantzea izugarria da: distira maximoa duenean supernobak Eguzkiak baino 10 ¹⁰ aldiz argitasun handiagoa du, hau da, galaxia oso baten argitasunaren parekoa. Bere eboluzioan zehar 10 ⁴⁹ erg argi igorriko ditu.

1987A supernobaren aurkitzailea, Ian Shelton.

Jaurtikitako materialaren energia zinetikoa hori baino 50 aldiz handiagoa da. Baina energia zinetikoa eta erradiazioa supernobak sortutako energiaren (10 ⁵³ erg) %1 besterik ez dira. Bestea, neutrino moduan igorri da. Izar-oskola erradiazio elektromagnetikoa baino errazago zeharkatzen dutenez, hura baino segundo batzuk lehenago ihes egiten dute. Neutrinoek espazioa argiaren abiaduraz edo ia eguzkiaren abiaduraz zeharkatzen dute, beren masa zero edo ia zero delako. (1987A supernobaren neutrinoen masarentzako 15 eV-eko muga maximoa lortu da. Hau fisika esperimentalaren ikaragarrizko lana izan da).

I motako supernobentzat egun onartzen den eredu teorikoak zera inplikatzen du: a) supernoba hauek izarren sortze-eskualdetan gertatzen dira, zeren eta izar masiboek bizia oso laburra dutenez, jaio ziren puntutik gertu hiltzen bait dira; b) izarraren goi-geruzek prozesatu gabeko hidrogenoa dutenez, hidrogenoaren lerroak ikusi behar dira espektroan; eta c) neutrino-kantitate handiak sortzen dituzte. Eredu hau beste galaxiatan sortzen diren supernobak aztertzen garatu zen eta horiekin konsistentea da. Hala eta guztiz ere, galaxia horiek oso urrun daudenez (hamar milioika argi-urte, oso kasu gutxitan izan ezik) gure behaketan zehaztasuna mugatua da. Horrexegatik daramatzate astronomoek urteak beren teoriak frogatuko dituen opari baten zai, eta hori otsailaren 24.ean gertatu zen.

1987A supernoba, Magallanesen Hodei Handian (gure galaxiaren galaxia satelite txiki bat bait da) dago. Hego hemisferiotik ikus daiteke Doradus konstelazioan. Magallanesen Hodei Handia gugandik 170.000 argi-urtera dago eta ondorioz leherketa duela 170.000 urte gertatu zen, nahiz eta guretzat hori jakitea ezinezkoa izan. Hodeiaren kolorezko argazki batean bi zona desberdin ikus daitezke: gorputz nagusia kolore horizko barra bat da.

Barraren iparrekialdean 30 Doradus eskualdea dago, zeinari tarantula nebulosa esaten bait zaio. Eskualde honetan izar urdin distiratsu mordoa dago eta izarren sortze-eskualdea denaren berri ematen digu. 1987A superbona 30 Doradus-etik gertu lehertu zen, hau da, izar urdinen eskualdean, non II motako supernoba aurresan bait zitekeen.

Tycho Brahe 1572.eko supernoba aztertzen.

Supernoba hau agertu zen une beretik, sorpresak izan dira. Lehena, lehertu zen izarraren identifikazioari dagokio. Aintzindaria argazkien bidez identifikatu ahal izatea interes berezikoa zen astronomoentzat. Horrela supernoba bat jasaten duten izarrei buruz informazio inplizitua lor zezaketen. Hala ere, egundaino identifikazioa ez da erabatekoa izan. 1987A supernobak, Sanduleak -69°202 izarrarekin bat egiten du arku-segundo ehuneko gutxiren errorearekin. Izar hau B3 motako supererraldoi gorria da. Honek badirudi toki horretatik gertu dauden bi izar kandidatoen artetik kentzen dituela; arku-segundo bateko distantziara bait daude.

Baina leherketa pasa eta astebetera IUE (international ultraviolet explorer) sateliteak zur eta lor utzi zituen Sanduleak -69°202-k distiratzen jarraitzen zuenaren berri eman zuenean. Gauza berbera gertatzen zen haren lagunekin. Zein izan da lehertu den izarra? Kandidatu garbirik ez dagoenez, Sanduleak -69°202-k izar bitarra izan zitekeenaren ideiarekin espekulatzen da. Sistema honen bigarren kidea K motako supererraldoi gorri bat izan zitekeen eta argazkitan ez zitekeen bere lagun distiratsutik desberdinduko. Azken hau lehertu zena izan liteke. Hala ere, leherketa gertu batek Sanduleak -69°202 izarra ezkutatu egin behar zukeen eta horrelakorik ez da gertatu.

Beste sorpresa bat, mota berbereko beste supernobekin konparatuta espektroaren banda optikoan eta irratikoan gertatu den distira-hazkuntza moderatua izan da. Dirudienez horrek izar-oskola txikia zela aditzera eman dezake.

Antza denez, izarren gunean gertatzen diren prozesuak oskolean gertatzen direnak baino hobeto ulertzen ditugu. SN 1987A-tik jaso diren neutrino-kantitateek II motako supernoben kolapsoaren eredua konfirmatzen dute.

Karramarroaren nebulosa. 1054.eko supernobaren hondarrak.

Zer gertatzen da izarrarteko ingurunean supernoba bat sortzen denean? Eguzkiaren tamainarekin konparagarria den materi esfera bat 16000 km/s abiaduraz espazioan hedatzen ari dela imajina dezagun. Talka-uhin ahaltsu bat da (zeinak izarrarteko gasa ekortu, hauts kosmikoa deuseztatu eta bere baitan tenperatura altuko –1.10 ⁷ gradu– zona bat sortzen bait du) eratzen da.

Burbuila kosmiko hau hozten hasten da; espantsioz hasiera batean eta erradiazioz ondoren. Hau tenperatura milioi bat gradutik behera jaitsi denean gertatzen da eta eragiten duen igorpen ikuskorraren kausaz behatzerik dago. Honela, Cancer nebulosaren antzeko objektu bat sortzen da. Nebulosa hau Taurus konstelazioan dago eta 1054.eko supernobaren hondakinen espantsioak eratua da. 1987A-ri ehundaka urte batzuk kostatuko zaizkio fase honetara iristea. Supernobak sortutako neutroi-izarrak eremu magnetiko bortiza badu (pultsare modukoa), espanditzen ari den materialean dauden elektroi libreek sinkrotoi-erradiazioa igor dezakete, bai irrati-frekuentziatan, bai ikuskorretan eta baita X izpitan ere.

Burbuilaren hedakuntza milaka urtetan jarraitzen da eta azken emaitza izarrarteko ingurunea baino askoz beroagoa dagoen gas-esfera da. Tenperatura hori 10-100 K tartean dago. Honela, izarrarteko inguruneak " gruyére " gaztaren itxura hartzen du. Ia hutsik dauden burbuilak dira; supernoben leherketaren ondorioz sortutakoak. Hauek zona hotz eta trinkoz banatuta daude eta denboraren poderioz elkar konektatzen dute. Hedatzen ari den uhinak hodei molekularrik topatzen badu, beronen konpresioa eragiten du eta izar berriak eratzen has daitezke.

Supernoba batek eragiten dituen efektu kosmikoen artean, galaxiaren aberaste kimikoa dago. Leherketak izar-oskola espazioan sakabanatzen du eta hau hidrogenoz, helioz, karbonoz, oxigenoz, kaltzioz, magnesioz, aluminioz, fosforoz eta abarrez osatuta dago. Unibertsoaren sorreran izarrarteko espazioan helioa baino elementu astunagorik egotea ezinezkoa dirudienez, elementu guzti horiek espazioan egotea supernoben ondorio dela esan daiteke. Galaxiaren aberaste kimikoa hasiera batean oso bizkorra izan zenaren ideiaren alde aztarnak badaude.

Honek, supernoben maiztasuna oraingoa baino handiagoa zela esan nahi du. Kuriosoa da orain arte unibertsoaren funtsezko osagai berdinak dituen (hidrogeno eta helioa) izarrik ez detektatzea. Eguzkiaren masa baino zertxobait txikiagoa eta duela hamar mila milioi urte sortutako izar batek, hidrogenoaren errekuntz fasean egon beharko luke. Zilegi litzateke gure galaxia osatu zenean masa handiko izarrak sortu zirela eta hauek supernobetan hil eta galaxiaren aberastasun kimikoaren erantzule direla pentsatzea.

Goian, lehenago eta behean, ondoren.

Supernoba/konposizio kimikoa eralzioaren beste alderdi bat aztertuko dugu. Ikuspegi kosmikotik garrantzi txikiagoa du, baina guri gizakioi zuzenean eragiten digu. Karbono-, oxigeno- eta gure bizi-egiturak osatzen dituzten beste atomoek memoriarik izango balute, sortuak izan zireneko izarraren barnea maitasunez gogoratuko lukete akaso eta baita leherketa itzel batek espazioaren ziurgabetasunera jaurti zituen hondamenezko eguna ere. Gero duela 5 bat mila milioi urte Lurra planetan kondentsatu ziren eta, patuaren ironiak, Naturaren autoantolaketa-ahalmenak sortu ahal izan duen egiturarik sofistikatuenetakoa bilakatu da.

1987A supernobaren alderdi batzuk eredu teorikoek aurresandakoaren arabera suertatu badira, beste batzuk gure ulermenari ihes egiten diote. Zer izar-motek sortzen dituzten supernobak ebatzi gabeko arazoa da oraindik. Egunen batean Eguzkiaren ingurutan supernobarik lehertuko balitz zein ordutan izan den begira ezazu, zeren eta ikusi duen lehenengo gizakia izan bait zintezke. Prest egon zaitez, pentsa Betelgeuse (Orion konstelazioan) edozein unetan leher daitekeela hamar edo ehun mila urteren tartean.

Antza denez, Eguzkiaren ingurutan supernobarako kandidaturik ez dago. Baina astronomoak oso aurresale txarrak garenez, metereologoak baino txarragoak, esperantzari ez galdu. Unibertsoa uste baino aberatsagoa dela ikasiko dugu a posteriori. Hala ere, gure lanean jarraitzea tokatzen zaigu, agian noizean behin gure existentzia Unibertso polit, sorpresazale eta itzelarekin lotuta dagoela gogoratzeko.