Cουπερνόβα – ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ (Α)


“Two things are considered to be infinite. The universe and the human stupidity.

For the first I am not very sure…”
   A. Einstein

Ι.Τα μυστικά της σουπερνόβα

Το άστρο RS Ophiuchi είναι έτοιμο να αυτοκαταστραφεί σε μία εντυπωσιακή σουπερνόβα τύπου 1a, αναφέρουν ερευνητές στο Nature. Πρόκειται για ένα από τα φωτεινότερα φαινόμενα στο Σύμπαν, εκπέμποντας 5 δισεκατομμύρια φορές περισσότερο φως από τον Ήλιο.

Οι σουπερνόβες τύπου 1a παρουσιάζουν αξιοσημείωτη ομοιομορφία -πάντα εκπέμπουν την ίδια ποσότητα φωτός-, τόσο ώστε η ορατότητά τους από τη Γη να χρησιμοποιείται για να υπολογιστούν οι κοσμικές αποστάσεις. Το μόνο πρόβλημα είναι ότι οι αστρονόμοι δεν έχουν παρακολουθήσει ποτέ σουπερνόβα τύπου 1a και όλες οι μετρήσεις τους βασίζονται στη θεωρία.

Είναι τόσο σπάνιες που η τελευταία γνωστή που έλαβε χώρα στον γαλαξία μας ήταν το 1572. Ο μεγάλος Δανός αστρονόμος Tycho Brahe -ο πρώτος που χρησιμοποίησε τον όρο «nova»- που την εντόπισε, δεν είχε αντιληφθεί τότε ότι ήταν μάρτυρας του βιαίου τέλους ενός άγνωστου αστεριού.

Πιστεύεται ότι οι σουπερνόβες τύπου 1a είναι οι επιθανάτιοι ρόγχοι των λευκών νάνων. Αλλά όλες όσες συνέβησαν πρόσφατα ήταν τόσο μακρινές που δεν υπήρξε δυνατόν να διαπιστωθούν οι διεργασίες που προηγούνται της τελικής έκρηξης. Ωστόσο, οι ελπίδες των επιστημόνων αναπτερώθηκαν, καθώς ο RS Ophiuchi, που βρίσκεται στη μέση του αστερισμού του Οφιούχου, είναι ακριβώς το σωστό δείγμα του λευκού νάνου.

Ο RS Ophiuchi έλαμψε ξαφνικά τον περασμένο Φεβρουάριο και έγινε για λίγο 1.000 φορές πιο λαμπερό από το φυσιολογικό. Το συγκεκριμένο άστρο είχε λάμψει αρκετές φορές στο παρελθόν. Η τελευταία φορά ήταν το 1985, όταν η τεχνολογία δεν είχε αναπτυχθεί τόσο ώστε να καταγραφούν όλες τις λεπτομέρειες. Όλα αυτά έχουν αλλάξει. Γράφοντας στοNature, ομάδα αστρονόμων επισημαίνει ότι ήταν σε θέση να ανιχνεύσουν αέριες μάζες που έχουν εκτοξευθεί από την έκρηξη. Όπως διευκρινίζει η συντάκτης του άρθρου, Jeno Sokoloski από το Πανεπιστήμιο του Χάρβαρντ, εντοπίζοντας τις αέριες μάζες, μπορούμε να μάθουμε περισσότερα για το άστρο. «Άρχισαν να μειώνονται σχεδόν αμέσως, μέσα σε δύο μόλις ημέρες, και αυτό μας λέει ότι ο λευκός νάνος πρέπει να έχει πολύ μεγάλη μάζα, τόσο ώστε να είναι έτοιμος να καταρρεύσει».

Σύμφωνα με τη θεωρία, οι λευκοί νάνοι καταρρέουν όταν η μάζα τους είναι ισοδύναμη με 1,4 Ήλιους. Ο RS Ophiuchi πλησιάζει αυτή τη μάζα. Σιγά σιγά απορροφά ύλη από ένα διπλανό γίγαντα, κερδίζοντας ένα εκατομμυριοστό της ηλιακής μάζας κάθε δεκαετία. Σύντομα, το ανώτατο όριο μάζας θα ξεπεραστεί και το άστρο θα εκραγεί. Το πόσο σύντομα δεν είναι σαφές. «Μπορεί να είναι αύριο, αλλά το πιο πιθανό είναι να συμβεί σε 1.000,10.000, 100.000 χρόνια από τώρα», λέει η Jeno Sokoloski. «Όποτε και να συμβεί, θα είναι ένα φαντασμαγορικό γεγονός, που θα ξεπεράσει σε λάμψη όλους τους πλανήτες σε σημείο να είναι ορατό κατά τη διάρκεια της ημέρας».

Στο μεταξύ, οι αστρονόμοι παρακολουθούν στενά το άστρο για να καταγράψουν τα βήματα προς την καταστροφή, και ελπίζουν να κατανοήσουν όλες τις διαδικασίες που λαμβάνουν χώρα σε ένα από τα μεγαλύτερα μυστήρια του ουρανού.

PAGAN  http://www.focusmag.gr

ΙΙ.ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ
1.1 Εισαγωγή, ιστορικά στοιχεία
Σύμφωνα με την σύγχρονη αστροφυσική, ένας μεγάλος αριθμός αστέρων που βλέπουμε είναι μεταβλητοί. Ως μεταβλητό αστέρα ορίζουμε τον αστέρα εκείνο, ο οποίος για κάποιους λόγους, τους οποίους θα αναλύσουμε εκτενώς στα επόμενα κεφάλαια, μεταβάλλει σημαντικά την λαμπρότητά του συναρτήσει του χρόνου. Το πιο κοντινό μας παράδειγμα μεταβολής λαμπρότητας αποτελεί ο Ήλιος. Όμως οι διακυμάνσεις της λαμπρότητάς του δεν ξεπερνούν το 0.2% της συνολικής, επομένως δεν μπορεί να χαρακτηριστεί μεταβλητός αστέρας. Σήμερα ένας νέος κλάδος της αστροφυσικής, η αστεροσεισμολογία, ασχολείται αποκλειστικά με τέτοιου είδους αστέρες μελετώντας τις φυσικές διαδικασίες που λαμβάνουν χώρα κατά την εξέλιξή τους. Η μεταβολή της λαμπρότητας οφείλεται, όπως θα δούμε, είτε σε φυσικά αίτια (ενδογενείς μεταβλητοί) είτε σε εκλείψεις από κάποιον συνοδό αστέρα (εξωγενείς μεταβλητοί). Από την αστρική εξέλιξη γνωρίζουμε ότι οι αστέρες που έχουν μάζα μεγαλύτερη από 0.8Mστην Κύρια Ακολουθία, μπορούν να φθάσουν στο στάδιο των ερυθρών γιγάντων όπου πλέον οι αστέρες αυξομειώνουν την λαμπρότητά τους για μερικά εκατομμύρια χρόνια. Θα μπορούσαμε να πούμε ότι η φυσική μεταβολή της λαμπρότητας ενός αστέρα τύπου – Ήλιου, είναι ουσιαστικά ένα στάδιο της ζωής του, και αυτό ακριβώς το σημείο είναι αντικείμενο ταχέως αναπτυσσόμενης έρευνας στη σύγχρονη αστροφυσική.
Οι άνθρωποι από αρχαιοτάτων χρόνων χρησιμοποιούσαν την αστρονομία ως μέσο πλοήγησης και ήταν φυσικό κάποιοι από αυτούς να παρατηρούσαν την μεταβολή της λαμπρότητας σε κάποια λαμπρά άστρα. Χαρακτηριστικά ιστορικά παραδείγματα είναι ο supernova το 1054 μ.Χ. που σήμερα γνωρίζουμε ως Crab pulsar (M1) στον αστερισμό του Ταύρου που παρατηρήθηκε από Κινέζους αστρονόμους, ο supernova του Tycho Brahe στην Kασσιόπη το 1572 μ.Χ , και του Kepler στον αστερισμό του Oφιούχου το 1604 μ.Χ. Σύμφωνα με άλλες ιστορικές μαρτυρίες ένας πολύ λαμπρός αστέρας που εμφανίστηκε στον αστερισμό του Σκορπιού το 134 π.Χ παρακίνησε τον Ίππαρχο τον Ρόδιο να αρχίσει να καταγράφει τις θέσεις των αστέρων στον ουρανό, με αποτέλεσμα την σύνταξη των αστρονομικών καταλόγων που όλοι γνωρίζουμε μέχρι σήμερα.
Τον Αύγουστο του 1595, ένας Λουθηρανός ιερέας και αστρονόμος ονόματι David Fabricious παρατήρησε τον αστέρα ο Ceti. Καθώς τον παρατηρούσε για μερικούς μήνες, κατάλαβε ότι αυτός του 2ου μεγέθους αστέρας είχε γίνει αμυδρότερος. Λίγο καιρό αργότερα ο αστέρας είχε εξαφανισθεί τελείως από τον ουρανό και μετά από λίγους μήνες επανήλθε στο ίδιο σημείο με λαμπρότητα, όμοια με αυτή που είχε αρχικά. Η μεταβολή της λαμπρότητας του αστέρα συνεχίστηκε και τελικά το 1660 προσδιορίστηκε η ενδεκαετής περίοδός του. Προς τιμή αυτού του θαυματουργού, για την τότε εποχή, γεγονότος, ο αστέρας ονομάστηκε Μira, από τον Helvetius το 1638, που στα ελληνικά σημαίνει θαύμα.Το 1667 ο Montanari ανακάλυψε την περιοδικότητα του β Persei, του γνωστού Algol, η περίοδος του οποίου υπολογίστηκε από τον Goodricke το 1782. Αυτός ο  αστέρας είναι το πρώτο σύστημα εκλειπτικού μεταβλητού στην ιστορία της αστρονομίας.

Πίνακας 1.1 Ο παρακάτω πίνακας περιέχει μερικούς από τους πρωτοανακαλυφθέντες μεταβλητούς αστέρες. Αναγράφονται, το όνομα του αστέρα, ο τύπος μεταβλητότητας, το έτος και ο παρατηρητής που έκανε την ανακάλυψη

image

Έως τον 19ο αιώνα για τις παρατηρήσεις των μεταβλητών αστέρων, και γενικά για όλες τις αστρονομικές παρατηρήσεις, ως ανιχνευτής χρησιμοποιούταν το ανθρώπινο μάτι. Είναι αυτονόητο ότι τέτοιου είδους παρατηρήσεις περιείχαν σε μεγάλο βαθμό την υποκειμενικότητα του παρατηρητή, και έτσι υπήρχαν αποκλίσεις στα αποτελέσματα μεταξύ διαφορετικών παρατηρητών.
Στα τέλη του 19ου αιώνα, η τεχνολογία αναπτυσσόταν με πολύ γρήγορους ρυθμούς. Οι αστρονόμοι είχαν αντιληφθεί πλήρως την ανάγκη καταγραφής των παρατηρήσεων και αναζητούσαν ένα νέο αστρονομικό μέσο καταγραφής και αποθήκευσης των παρατηρήσεων. Η φωτογραφία άρχιζε να παίζει σημαντικό ρόλο πλέον στην παρατηρησιακή αστρονομία. Ειδικές φωτογραφικές τεχνικές για   την αποτύπωση αμυδρών σχετικά αντικειμένων και συγκρίσεις φωτογραφικών πλακών που λαμβάνονταν με κάποια χρονική διαφορά, έδιναν πλέον αντικειμενικές παρατηρήσεις, αποτελούσαν μέσο αποθήκευσης και μπορούσαν πλέον να χρησιμοποιηθούν για την ανακάλυψη νέων μεταβλητών αστέρων. Με αυτό τον τρόπο μια νέα εποχή ανακαλύψεων και τεχνολογικής προόδου για την αστρονομία και την μελέτη των μεταβλητών αστέρων είχε μόλις αρχίσει….

1.2 Oνοματολογία & κατάλογοι μεταβλητών αστέρων
Η ραγδαία αύξηση των ανακαλύψεων μεταβλητών αστέρων, ανάγκασε τους αστρονόμους να δημιουργήσουν μια νέα κατηγορία αστέρων, που θα περιείχε μόνο αυτούς που η λαμπρότητά τους δεν είναι σταθερή. Από τα μέσα του 19ου αιώνα ο Argelander εισήγαγε τον κώδικα των κεφαλαίων γραμμάτων για κάθε αστερισμό. Αρχικά λόγω του μικρού πλήθους των μεταβλητών αστέρων, τα γράμματα που τους αντιπροσώπευαν ήταν από το R έως το Z. Όμως εν συνεχεία, νέες ανακαλύψεις ανέβασαν τον αριθμό των μεταβλητών σε μερικές χιλιάδες, οπότε τα χρησιμοποιούμενα γράμματα δεν ήταν αρκετά. Πλέον χρησιμοποιούνταν όλα τα κεφαλαία γράμματα της λατινικής αλφαβήτου, και όταν τελείωναν και αυτά χρησιμοποιούνταν τα διπλά κεφαλαία γράμματα (π.χ. HV Aqr) ακολουθούμενα πάντα από την συντομογραφία του αστερισμού στον οποίο ανήκει ο μεταβλητός αστέρας. Οι παραπάνω συνδυασμοί των διπλών κεφαλαίων γραμμάτων, για κάθε αστερισμό, είναι 334. Στα τέλη του 19ου αιώνα κι άλλες ανακαλύψεις μεταβλητών δημιούργησαν την ανάγκη εισαγωγής νέου καταλόγου. Ο Charles Andre πρότεινε ότι οι υπόλοιποι μεταβλητοί του αστερισμού θα χαρακτηρίζονται από το γράμμα V (variable star) και έναν αύξοντα αριθμό μεγαλύτερο του 334 (π.χ. V401 Cyg). Έχουμε πλέον ένα κατάλογο ο οποίος μπορεί να περιλάβει άπειρο πλήθος μεταβλητών αστέρων. Εδώ πρέπει να επισημάνουμε ότι οι λαμπρότεροι αστέρες των αστερισμών (αυτοί που χρησιμοποιούν την ελληνική αλφάβητο), δεν μετονομάζονται αν διαπιστωθεί ότι είναι μεταβλητοί. (π.χ. ο αστέρας δ Cep είναι μεταβλητός, όμως το όνομά του δεν έχει αλλάξει).
Αστέρες που πρόσφατα ανακαλύφθηκε η μεταβλητότητά τους, λαμβάνουν προσωρινά το όνομα του παρατηρητή ο οποίος έκανε την ανακάλυψη, και εν συνεχεία, όταν προσδιοριστούν όλες οι απαραίτητες παράμετροι (τύπος μεταβλητότητας, περίοδος), λαμβάνει επίσημο όνομα από την αρμόδια επιτροπή της Διεθνούς Αστρονομικής Ένωσης (IAU).
Ένας μεταβλητός αστέρας λαμβάνει οριστικό όνομα όταν γίνει γνωστός ο τύπος της μεταβλητότητάς του. Ο προσδιορισμός του ονόματος δίνεται Από την Επιτροπή Μεταβλητών Αστέρων της Διεθνούς Αστρονομικής Ένωσης (Variable star Commission of the International Astronomical Union), η οποία κάθε έτος δημοσιεύει έναν κατάλογο με τους νέους μεταβλητούς.
Ο πιο εμπεριστατωμένος κατάλογος για τους μεταβλητούς αστέρες είναι του Kukarkin et al.(1969, 1971, 1974, 1976, 1985) «Γενικός Κατάλογος Μεταβλητών Αστέρων» (General Catalog of Variable Stars), ο οποίος περιέχει πάνω από 28.500 μεταβλητούς, ενώ υπάρχει και ο κατάλογος των Kukarkin & Kholopov (1982) «ο Νέος Κατάλογος των Υπόπτων Μεταβλητών Αστέρων» (New Catalog of suspected Variable Stars), που περιέχει υποψήφιους μεταβλητούς αστέρες οι οποίοι ακόμη δεν έχουν προσδιοριστεί ακριβώς.
Με την εξέλιξη της τεχνολογίας είμαστε πλέον σε θέση να παρατηρούμε μεταβλητούς αστέρες σε αστρικά σμήνη και στα νέφη του Μαγγελάνου. Συνολικά  λοιπόν μπορούμε να πούμε ότι πάνω από 50000 μεταβλητοί αστέρες είναι γνωστοί σήμερα.

1.3 Ταξινόμηση των μεταβλητών αστέρων
Η ταξινόμηση των μεταβλητών αστέρων γίνεται βάσει παρατηρησιακών δεδομένων. Βασικά στοιχεία ενός μεταβλητού αστέρα είναι η περίοδος, αν υπάρχει, και οι αιτίες που οδηγούν στην μεταβολή της λαμπρότητάς του. Μέσω παρατηρήσεων μπορούμε να δούμε την μεταβολή της λαμπρότητας συναρτήσει του χρόνου, και έτσι μπορούμε να αποφανθούμε για την περίοδο του μεταβλητού αστέρα και τους φυσικούς μηχανισμούς που δημιούργησαν αυτή την μεταβολή.
Η σύγχρονη αστροφυσική κατατάσσει αυτούς τους αστέρες σε διάφορες κατηγορίες, με διαφορετικά πάντα κριτήρια. Οι ταξινομήσεις των μεταβλητών αστέρων γίνονται είτε με βάση την περιοδικότητά τους, είτε με βάση τον τύπο μεταβλητότητάς τους.
Στα παρακάτω σχεδιαγράμματα παραθέτουμε τις δύο βασικότερες ταξινομήσεις, με όποια υποκατηγορία μεταβλητού αστέρα έχει παρατηρηθεί μέχρι σήμερα.
Βάσει αιτίων μεταβλητότητας
Αυτή η ταξινόμηση χωρίζει τους μεταβλητούς αστέρες σε δύο μεγάλες κατηγορίες

 image

 

Βάσει περιοδικότητας
Η ταξινόμηση αυτή χωρίζει τους μεταβλητούς αστέρες σε δύο μεγάλες κατηγορίες

image

1.4 Τύποι μεταβλητών αστέρων
Όπως προαναφέραμε, όταν εξακριβωθεί ο τύπος της μεταβλητότητας του αστέρα, τότε κατατάσσεται σε μία από τις παραπάνω κατηγορίες και υποκατηγορίες. Κάθε αστέρας που παρουσιάζει ειδικές ιδιότητες μεταβολής, ενώ γενικά ανήκει σε μια μεγάλη κατηγορία, ονομάζεται πρότυπος αστέρας της κατηγορίας. Παρακάτω αναφέρονται όλες οι κατηγορίες μεταβλητών αστέρων και οι πρότυποι αυτών.

1. ΦΥΣΙΚΟΙ ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ
Α. Παλλόμενοι μεταβλητοί
• Κηφείδες : δ Cep, W Virginis
• Βραχυπερίοδοι μεταβλητοί: β Cep ή β CMa , δ Scuti , RR Lyrae
• Αστέρες τύπου Mira (ο Ceti), μακροπερίοδοι μεταβλητοί, μεταβλητοί OH/IR
• Αστέρες τύπου RV Tauri και ημι-ομαλοί μεταβλητοί
• Αστέρες τύπου R Coronae Borealis και ανώμαλοι μεταβλητοί

B. Περιστρεφόμενοι μεταβλητοί
• Αστέρες τύπου α2 Canum Venaticorum ή μαγνητικοί μεταβλητοί
• Αστέρες τύπου BY Draconis
• Pulsars (μεμονωμένοι)
Γ. Εκρηκτικοί μεταβλητοί
• Υπερκαινοφανείς
• Κατακλυσμικοί μεταβλητοί, αστέρες τύπου U Geminorum, SS Cygni και Ζ Camelopardalis
• Συμπαγή διπλά συστήματα ακτίνων Χ μικρής και μεγάλης μάζας
• Συμβιοτικοί αστέρες
• Αστέρες εκλάμψεων ή αστέρες τύπου UV Ceti
• Mεταβλητοί W-R (Wolf – Rayet) και αστέρες τύπου Ρ Cygni
Δ. Ανώμαλοι μεταβλητοί
• Μεταβλητοί νεφελωμάτων, αστέρες τύπου RW Aurigae
• Αστέρες τύπου T Tauri
• Μεταβλητοί αστέρες Be ή αστέρες τύπου γ Cassiopeiae

2. ΜΗ ΦΥΣΙΚΟΙ ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ – ΕΚΛΕΙΠΤΙΚΟΙ ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ
• Αποχωρισμένα συστήματα
• Ημι-αποχωρισμένα συστήματα
• Συστήματα σε επαφή

(ΣΥΝΕΧΙΖΕΤΑΙ)

Alexios Liakos (M.Sc.)

National and Kapodistrian University of Athens, Faculty of Physics,
Dept. of Astrophysics, Astronomy and Mechanics

About sooteris kyritsis

Job title: (f)PHELLOW OF SOPHIA Profession: RESEARCHER Company: ANTHROOPISMOS Favorite quote: "ITS TIME FOR KOSMOPOLITANS(=HELLINES) TO FLY IN SPACE." Interested in: Activity Partners, Friends Fashion: Classic Humor: Friendly Places lived: EN THE HIGHLANDS OF KOSMOS THROUGH THE DARKNESS OF AMENTHE
This entry was posted in NEWS FROM SYNPAN and tagged , , . Bookmark the permalink.

Leave a Reply

Please log in using one of these methods to post your comment:

WordPress.com Logo

You are commenting using your WordPress.com account. Log Out /  Change )

Google photo

You are commenting using your Google account. Log Out /  Change )

Twitter picture

You are commenting using your Twitter account. Log Out /  Change )

Facebook photo

You are commenting using your Facebook account. Log Out /  Change )

Connecting to %s

This site uses Akismet to reduce spam. Learn how your comment data is processed.