Οι αστρονόμοι συχνά χωρίζουν τα αστέρια, είτε πρόκειται για συνηθισμένα αστέρια, είτε για αστέρια νετρονίων, είτε ακόμη και για μαύρες τρύπες, σε κατηγορίες. Αυτές δίνονται από διάφορους παράγοντες της δομής τους ή του τρόπου με τον οποίο τα βλέπουμε. Μπορεί να είναι η μάζα τους, η φωτεινότητά τους, το χρώμα τους ή η θερμοκρασία τους, για παράδειγμα. Συνήθως, παρεμπιπτόντως, όλα αυτά τα ζητήματα σχετίζονται μεταξύ τους. Για παράδειγμα, για το μεγαλύτερο μέρος της ζωής ενόςΕπιπλέον, σε σχέση με το χρώμα, αυτό συνδέεται επίσης στενά με τη θερμοκρασία.

Ένα άλλο πολύ σημαντικό ζήτημα για τη μελέτη των άστρων, όμως, είναι η χημική τους σύσταση. Αυτό δεν συμβαίνει μόνο επειδή τα άστρα είναι σαν μεγάλες μπάλες αερίων (ή πλάσματα), που σχηματίζονται από κοσμικά νέφη. Δηλαδή, έχουν ήδη σχηματιστεί με μια συγκεκριμένη χημική κληρονομιά που προέρχεται από αυτά τα νέφη. Αλλά επίσης, και αυτό είναι το κυριότερο, είναι οι μεγάλες μηχανές σχηματισμού χημικών στοιχείων στο σύμπαν. Και αυτό περιλαμβάνειΑυτό περιλαμβάνει επίσης τα διάφορα στάδια της ζωής των αστέρων, όπως οι υπερκαινοφανείς, ή ακόμη και φαινόμενα σε ακραία στάδια της αστρικής εξέλιξης, όπως για παράδειγμα οι αστέρες νετρονίων. Όλα αυτά συμβαίνουν με διαδικασίες σχηματισμού ατόμων μέσω ατόμων άλλων χημικών στοιχείων. Ονομάζουμε αυτή τη διαδικασία νουκλεοσύνθεση.

Ουράνια καζάνια

Η ιστορία της νουκλεοσύνθεσης συνδέεται με την ιστορία της σύγχρονης φυσικής και, πιο συγκεκριμένα, της πυρηνικής φυσικής. Ο Becquerel, η Marie Curie και ο σύντροφός της Pierre, την πρώτη δεκαετία του 20ού αιώνα, ανακάλυψαν το φαινόμενο της ραδιενέργειας. Λίγο αργότερα, οι Rutherford, Geiger και Marsden ανέφεραν αποτελέσματα που αποδείκνυαν την ύπαρξη του ατομικού πυρήνα. Παράλληλα, ο AlbertΟ Αϊνστάιν διατύπωσε την ιδέα της ισοδυναμίας μεταξύ μάζας και ενέργειας. Η ιδέα αυτή, εκτός του ότι ήταν ζωτικής σημασίας για την πυρηνική φυσική, έγινε μία από τις πιο δημοφιλείς στην επιστήμη. Το κύριο σύμβολό της είναι ίσως η πιο γνωστή εξίσωση, E=mc2.

Τις δεκαετίες που ακολούθησαν τα ιδρυτικά έργα της πυρηνικής φυσικής, ονόματα όπως ο Eddington, ο Bethe και ο Fred Hoyle σκέφτονταν για το πώς θα σχηματίζονταν τα χημικά στοιχεία στο σύμπαν. Πιο συγκεκριμένα, για τις διαδικασίες πυρηνικής σύντηξης που θα αποτελούσαν το κλειδί για την κατανόηση αυτών των διαδικασιών. Ο Hoyle ήταν μάλιστα παρών στη συγγραφή της διάσημης εργασίας που είναι γνωστή ως B2FH, από τον Burbidge τουΤο έργο συνοψίζει τις προσπάθειες της εποχής σε αυτό που εξελίχθηκε σε πυρηνική αστροφυσική, δηλαδή τη μελέτη των διαδικασιών σχηματισμού των χημικών στοιχείων στο σύμπαν μέσω της πυρηνικής φυσικής.

Εικόνα: Brasil Escola

Έτσι, σήμερα γνωρίζουμε ότι η φωτεινότητα των άστρων εξηγείται από την καύση των πυρήνων υδρογόνου σε ήλιο. Και έτσι συνεχίζεται με την καύση ελαφρύτερων στοιχείων σε διαδοχικά βαρύτερα στοιχεία. Για πυρήνες βαρύτερους από το σίδηρο, όμως, η σύντηξη δεν είναι πλέον συμφέρουσα από άποψη ενέργειας. Εδώ μπαίνει ένα ακόμη όχι εντελώς κλειστό ερώτημα στην πυρηνική αστροφυσική. Πού βρίσκονται οιΗ απάντηση βρίσκεται σε ήδη πολυσυζητημένα γεγονότα όπως οι υπερκαινοφανείς αστέρες. Βρίσκεται, ωστόσο, και σε εκπληκτικές συγκρούσεις αστέρων νετρονίων.

Συγκρουόμενα αστέρια νετρονίων

Οι αστέρες νετρονίων είναι το αποτέλεσμα της κατάρρευσης ενός πολύ μεγάλου αστέρα στο τέλος της εξέλιξής του. Αυτά τα παράξενα αντικείμενα είναι αρκετά μικρά σε σύγκριση με άλλα αστρικά σώματα. Το μέγεθός τους είναι πιο κοντά σε αυτό μιας πόλης παρά σε αυτό ενός συνηθισμένου αστέρα. Ωστόσο, αν το μέγεθός τους είναι στην κλίμακα της Γης, η μάζα τους εξακολουθεί να είναι στην αστρική κλίμακα. Με άλλα λόγια, είναι πολύ πυκνά. Και, όπως σαςόνομα, πολύ πλούσιο σε νετρόνια.

Αυτό το χαρακτηριστικό, δηλαδή ο πλούτος σε νετρόνια, είναι θεμελιώδες για τη λεγόμενη r-διαδικασία. Τα μισά από τα βαρέα στοιχεία δημιουργούνται από αυτή τη διαδικασία, η οποία υποδηλώνει ταχεία σύλληψη νετρονίων από τους πυρήνες. Και είναι γνωστό ότι συμβαίνει στις εκρήξεις σουπερνόβα και στις συγκρούσεις μεταξύ καταρρεύσαντων αντικειμένων, όπως οι αστέρες νετρονίων. Πράγματι, σύμφωνα με μια πρόσφατη μελέτη που δημοσιεύθηκε στο Astrophysical Journal Letters,Αυτό συμβαίνει επειδή, καθώς έχει καταγραφεί επίσης μια σύγκρουση μεταξύ ενός αστέρα νετρονίων και μιας μαύρης τρύπας, υπάρχει αμφιβολία μεταξύ των επιστημόνων ως προς το ποια σύγκρουση είναι πιο σημαντική για το σχηματισμό των στοιχείων.

Στη συνέχεια, οι αστροφυσικοί πραγματοποίησαν προσομοιώσεις διαφορετικών σεναρίων. Μεταβλήθηκαν παράμετροι όπως η μάζα και η ταχύτητα περιστροφής των αντικειμένων. Με τα αποτελέσματα, στη συνέχεια, υπολόγισαν τη μάζα που εκτινάχθηκε σε όλες αυτές τις συγκρούσεις. Στις περισσότερες περιπτώσεις, οι συγκρούσεις μεταξύ μαύρων οπών και αστέρων νετρονίων παρήγαγαν λιγότερα βαρέα στοιχεία από ό,τι μόνο μεταξύ αστέρων νετρονίων. Παρά την ενδιαφέρουσασυμπερασμάτων, ωστόσο, υπάρχει ακόμη δουλειά που πρέπει να γίνει. Εξάλλου, τα ευρήματα πρέπει επίσης να συγκριθούν με την παραγωγή από υπερκαινοφανείς. Ωστόσο, είναι συναρπαστικό να δούμε πώς μια σύγκρουση μεταξύ τόσο έκκεντρων αντικειμένων μπορεί να είναι τόσο θεμελιώδης για την ύπαρξη του σύμπαντος όπως το ξέρουμε.