Το σφαιρωτό σμήνος Messier 15
Στην αστρονομία σφαιρωτό αστρικό σμήνος ονομάζεται μια σχετικά πυκνή συγκέντρωση βαρυτικά δεσμευμένων αστέρων που έχει σφαιρικό ή σχεδόν σφαιρικό σχήμα. Χαρακτηριστικό παράδειγμα είναι το σφαιρωτό σμήνος Μεσιέ 15 (γνωστό και ως M15 ή NGC 7078) που βρίσκεται σε απόσταση περίπου 33.600 ετών φωτός από τη Γη. Έχει ηλικία 12,5±1,3 δισεκατομμύρια έτη και είναι ένα από τα παλαιότερα γνωστά σφαιρωτά σμήνη. Ανακαλύφθηκε από τον Jean-Dominique Maraldi το 1746 και περιλαμβάνεται στον κατάλογο Messier.
Το σφαιρικό σμήνος Μ15 είναι ορατό με γυμνό μάτι όταν επικρατούν εξαιρετικές συνθήκες. Για παράδειγμα απόψε (18/11/24), λίγο μετά τις 10 μμ θα βρίσκεται χαμηλά στον δυτικό ουρανό, στη θέση που δείχνει το παρακάτω διάγραμμα:
Το Μ15 είναι μια σφαίρα γεμάτη αστέρια. Έχει διάμετρο περίπου 210 έτη φωτός, όμως περισσότερα από τα μισά άστρα είναι συσσωρευμένα στην κεντρική περιοχή με εύρος λίγο μεγαλύτερο από 10 έτη φωτός. Σύμφωνα με την εργασία των Puragra Guhathakurta et al που δημοσιεύθηκε πριν από 20 χρόνια στο περιοδικό στο Astronomical Journal, είναι πολύ πιθανό τα άστρα του M15 εκτός από την αμοιβαία αλληλεπίδραση της βαρύτητάς τους, να βρίσκονται υπό την επίδραση ενός γιγαντιαίου κεντρικού αντικειμένου – αν και μια μαύρη τρύπα δεν είναι απαραίτητα η καλύτερη εξήγηση για αυτό που βλέπουμε. Αλλά αν κάποιο σφαιρωτό σμήνος έχει μια μαύρη τρύπα στο κέντρο του, το M15 είναι ο πιο πιθανός υποψήφιος.
Υπολογίζεται ότι περιέχει 100.000 διακριτά άστρα, εκ των οποίων τα 30.000 βρισκονται σε ακτίνα 22 ετών φωτός από το κέντρο του σμήνος. Όσο πιο κοντά κοιτούσε το τηλεσκόπιο Hubble, τόσο περισσότερα άστρα έβρισκε. Αυτή η αύξηση της αστρικής πυκνότητας συνεχίζεται σε απόσταση 0,06 ετών φωτός από το κέντρο – περίπου 100 φορές η απόσταση του Πλούτωνα από τον Ήλιο μας. Η ανίχνευση διακριτών άστρων κοντά στον πυρήνα ήταν στο όριο της διακριτικής ικανότητας του Hubble.
Οι Guhathakurta et al θεώρησαν ότι τα άστρα συνωστίζονται πολύ πιο κοντά στο κέντρο και υπολόγισαν την κατανομή των άστρων ως συνάρτηση της απόστασης από τον πυρήνα, για να καταλήξουν στο συμπέρασμα ότι γιαυτό ευθύνεται: είτε μια μαύρη τρύπα στο κέντρο του σφαιρικού σμήνους είτε το φαινόμενο της βαρυτο-θερμικής (gravo-thermal) καταστροφής. Σύμφωνα με τον Guhathakurta, είναι μια καταστροφή με την έννοια ότι μόλις ξεκινήσει αυτή η διαδικασία μπορεί να ξεφύγει πολύ γρήγορα. Όμως άλλες διαδικασίες θα μπορούσαν να αναγκάσουν τον πυρήνα να αναπηδήσει πριν καταρρεύσει μέχρι τέλους.
H βαρυτο-θερμική καταστροφή
Το 1962, ο V. A. Antonov έκανε μερικές αξιοσημείωτες προσομοιώσεις που έδειξαν ότι στη Νευτώνεια μηχανική, τα βαρυτικά συστήματα θα μπορούσαν να παραβιάσουν τους συνήθεις κανόνες της θερμοδυναμικής. Αντί να φτάσουν σε ισορροπία, μπορεί να γίνονται όλο και πιο θερμότερα!
Έστω ότι αφήνονται ελεύθερα υπό την επίδραση της βαρύτητάς τους πολλά άστρα (Ν σημειακές μάζες m) σε μια μεγάλη σφαίρα ακτίνας r, υποθέτοντας ότι ανακλώνται ελαστικά από την εσωτερική επιφάνεια της σφαίρας. Επιπλέον θεωρούμε ότι οι σημειακές μάζες είναι «δεσμευμένες βαρυτικά», δηλαδή η ολική τους ενέργεια είναι αρνητική (Ε<0), που σημαίνει ότι δεν θα μπορούσαν να διαφύγουν στο άπειρο, ακόμη κι αν δεν υπήρχε η ανακλαστική σφαίρα. Πώς θα εξελιχθεί το σύστημα;
Ο V. A. Antonov απέδειξε αριθμητικά ότι, εκτός από μερικές ειδικές αρχικές συνθήκες το σύστημα καταλήγει σε ισορροπία, όταν η ακτίνα της σφαίρας είναι μικρότερη από μια κρίσιμη τιμή της ακτίνας: rc=0,335 GM2/(-E), όπου Μ=Ν.m η συνολική μάζα των άστρων.
Αλλά το πιο εντυπωσιακό είναι αυτό που συμβαίνει όταν η ακτίνα της σφαίρας ξεπερνά το παραπάνω όριο. Σε αυτή την περίπτωση κάποια άστρα θα συγκεντρωθούν κοντά στο κέντρο και θα σχηματίσουν ένα πυκνό σμήνος. Τελικά αυτό το σύμπλεγμα θα αρχίσει να καταρρέει και θα γίνει πολύ «θερμό». Με άλλα λόγια τα άστρα του σμήνους αρχίζουν να κινούνται πολύ γρήγορα. Τελικά, όλα τα άστρα στη σφαίρα θα συνεχίζουν να κινούνται όλο και πιο γρήγορα! Και η πίεση στα τοιχώματα της σφαίρας σνεχώς θα αυξάνεται! Αυτό είναι το βαρυτο-θερμικό φαινόμενο.
Δεν παραβιάζεται η αρχή διατήρησης της ενέργειας, διότι η αυξανόμενη αρνητική δυναμική ενέργεια του συρρικνούμενου σμήνους εξισορροπεί την αυξανόμενη κινητική ενέργεια των άστρων που κινούνται όλο και πιο γρήγορα. Θεωρώντας τα άστρα ως σημειακές μάζες η αρνητική δυναμική ενέργεια του συστήματος γίνεται αυθαίρετα μεγάλη, κάνοντάς το να παραβιάζει τους συνήθεις κανόνες της θερμοδυναμικής. Μπορεί να συνεχίσει αέναα να μετατρέπει τη δυναμική ενέργεια σε κινητική ενέργεια, όπως συμβαίνει στις μπάλες που κυλούν υπό την επιδραση του βαρυτικού πεδίου σε ένα (φανταστικό) πλάγιο επίπεδο που δεν τελειώνει ποτέ!
Για να αποτραπεί η έκρηξη της σφαίρας εξαιτίας της συνεχώς αυξανόμενης πίεσης στο εσωτερικό, μπορούμε να αυξήσουμε την ακτίνας της. Αυτό θα βοηθήσει – αλλά όχι για πολύ. Η πίεση θα μειωθεί στην αρχή. Αλλά το κεντρικό σμήνος θα συνεχίσει να θερμαίνεται και θα θερμάνει όλα τα άστρα γύρω του. Και η πίεση θα αυξηθεί πάλι.
Υπάρχει μόνο ένας τρόπος για να σταματήσουμε αυτή την απρόσμενη αύξηση της θερμοκρασίας. Να συρρικνωθεί η σφαίρα, ενάντια στην τεράστια πίεση που ασκεί το αέριο των άστρων στο εσωτερικό. Μόλις η σφαίρα γίνει αρκετά μικρή – περίπου στο μέγεθος του πυκνού σμήνος των άστρων κοντά στο μέσον – θα επιστρέψουμε στην ισορροπία. Αλλά η θερμοκρασία και η πίεση τώρα είναι πολύ υψηλότερη από πριν. Επιπλέον, ακόμη κι όταν το αέριο των άστρων φαίνεται να βρίσκεται σε ισορροπία, δεν είναι. Είναι απλώς μια μετασταθής κατάσταση. Τελικά, τυχαία θα σχηματιστεί ένα μικρό πυκνό σμήνος και θα συμβεί η βαρυτο-θερμική καταστροφή!
Οι D. Lynden-Bell και Roger Wood, στο άρθρο τους με τίτλο «The gravo-thermal catastrophe in isothermal spheres and the onset of red-giant structure for stellar systems» , περιγράφουν με γλαφυρό τρόπο την βαρυτο-θερμική καταστροφή σε μια σφαίρα γεμάτη άστρα καθώς η θερμοκρασία και η πίεση στο εσωτερικό της αρχίζουν να αυξάνουνν ανεξέλεγκτα!
Υπενθυμίζεται ότι όταν λέμε «άστρα» εννοούμε μεγάλης μάζας σημειακά σωματίδια. Αλλά επειδή τα άστρα συγκρούονται μάλλον σπάνια, η μελέτη των σημειακών σωματιδίων που αλληλεπιδρούν μέσω της Νευτώνειας βαρύτητας μας βοηθά να κατανοήσουμε τα ρεαλιστικά αστρικά σμήνη. Στα σφαιρικά σμήνη, η πυκνότητα συχνά γίνεται τόσο υψηλή στο κέντρο που τα άστρα συγκρούονται και σχηματίζουν μια μαύρη τρύπα στο κέντρο!
 "Pin It")