Cουπερνόβα – ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ (E)


(CYNECHEIA APO  15/01/14)

1.4.2 Περιστρεφόμενοι μεταβλητοί αστέρες
Αυτού του τύπου οι αστέρες μεταβάλλουν την λαμπρότητά τους λόγω του μαγνητικού τους πεδίου. Έχουν ταξινομηθεί σε τρεις μεγάλες κατηγορίες, (1) αστέρες τύπου α2 Canum Venaticorum, (2) αστέρες τύπου BY Draconis, (3) μεμονωμένοι Pulsars.
1.4.2.1 Αστέρες τύπου α2 Canum Venaticorum – μαγνητικοί μεταβλητοί αστέρες
Κύριο χαρακτηριστικό αυτών των αστέρων είναι ότι η μεταβλητότητά τους συνίσταται στην περιοδική μεταβολή του μαγνητικού τους πεδίου, που δεν  συνοδεύεται με μια αντίστοιχη μεταβολή της φαινόμενης λαμπρότητάς τους, η οποία παραμένει σχεδόν αμετάβλητη. Οι αστέρες αυτού του τύπου είναι συγχρόνως φωτομετρικά και φασματοσκοπικά μεταβλητοί, όμως οι μεταβολές που παρουσιάζουν είναι πολύ μικρές.
Αυτοί οι μεταβλητοί αστέρες τις περισσότερες φορές είναι φασματικού τύπου Α, με χαρακτηριστικά έντονες φασματικές γραμμές μετάλλων (Si, Mn, Cr, Sr, Eu κ.α), σπανιότεροι είναι οι γίγαντες αστέρες τύπου Μ, όπως και οι χημικά ιδιόμορφοι αστέρες φασματικού τύπου S. Συγκεκριμένα, το εύρος των φασματικών τύπων που ανήκει η πλειοψηφία αυτών των αστέρων, κυμαίνεται από B9 έως Α5. Περίπου το 15%-20% των αστέρων τύπου Α, ανήκουν στην υποομάδα Αm και το 2%-5% στην υποομάδα Αp. Oι Ap αστέρες εμφανίζουν ισχυρά μαγνητικά πεδία της τάξης των 10000 Gauss, μεταβάλλουν φασματοσκοπικά τις ακτινικές τους ταχύτητες, παρουσιάζουν μικρές μεταβολές της λαμπρότητας της τάξης των 0.01 – 0.2 mag και μεταβάλλουν επίσης και την πολικότητα του μαγνητικού τους πεδίου. Οι μεταβολές αυτές συνήθως ακολουθούν την ίδια περίοδο, όμως σε κάποιες περιπτώσεις η περίοδος των φασματικών και φωτομετρικών μεταβολών είναι η μισή της περιόδου μεταβολής του μαγνητικού πεδίου. Οι περίοδοι κυμαίνονται από 5 – 9 days και οι καμπύλες φωτός γενικά είναι ημιτονοειδείς.
Ο κυριότερος αντιπρόσωπος αυτών των αστέρων είναι ο α2 Canum Venaticorum, του οποίου το μαγνητικό πεδίο στους πόλους του μεταβάλλεται κατά πολλές χιλιάδες Gauss σε περίοδο 5.5 days.
Ένα δεύτερο χαρακτηριστικό παράδειγμα αποτελεί ο αστέρας HD 215441 του οποίου το μαγνητικό πεδίο μεταβάλλεται ανώμαλα από 12000 έως 34000 Gauss. Με την εξήγηση αυτού του φαινομένου ασχολήθηκε ο Αμερικανός αστρονόμος Horace Babcock, ο οποίος κατέληξε στο συμπέρασμα ότι η μεταβολή του πολικού μαγνητικού πεδίου των αστέρων αυτών οφείλεται σε μια υδρομαγνητική ανάπαλση που δημιουργείται στα επιφανειακά στρώματά τους.

image

Σχ.1.27 Τα παραπάνω διαγράμματα φάσης είναι του αστέρα α2 CVn και δείχνουν
τη μεταβολή της λαμπρότητάς του και συγχρόνως του μαγνητικού του πεδίου
(Θεοδοσίου & Δανέζης 1999).

1.4.2.2 Αστέρες τύπου ΒΥ Draconis
Κύριο χαρακτηριστικό αυτών των αστέρων είναι η μεταβολή της λαμπρότητάς τους λόγω ύπαρξης κηλίδων στην φωτόσφαιρά τους. Όπως άλλωστε γνωρίζουμε και από τον ήλιο, οι κηλίδες είναι τοπικές αναδιπλώσεις των μαγνητικών γραμμών του μαγνητικού πεδίου του αστέρα. Αυτές οι αναδιπλώσεις οφείλονται στην διαφορική περιστροφή των αστέρων, καθώς οι μαγνητικές γραμμές ακολουθούν την κίνηση του πλάσματος κατά την περιστροφή. Πρόκειται για περιοχές με θερμοκρασία 500-1000 Κ μικρότερη από την φωτόσφαιρα του αστέρα με ισχυρότατα μαγνητικά πεδία της τάξης των μερικών χιλιάδων Gauss. Όπως γνωρίζουμε, η ύπαρξη κηλίδων στον ήλιο μεταβάλλει απειροελάχιστα την λαμπρότητά του. Δεν συμβαίνει όμως το ίδιο στους αστέρες τύπου BY Draconis,όπου οι κηλίδες καλύπτουν το 30%-40% της επιφάνειας του αστέρα, με αποτέλεσμα την έντονη μεταβολή της λαμπρότητάς τους.
Πιστεύεται ότι ο χρόνος ζωής των κηλίδων στις φωτόσφαιρες αυτών του τύπου αστέρων, ισοδυναμεί με αρκετές ιδιοπεριστροφές του αστέρα, όπως ακριβώς και στον ήλιο, με αποτέλεσμα να έχουμε σχεδόν περιοδικές καμπύλες φωτός. Αυτές οι καμπύλες συνήθως παρουσιάζονται με έντονο και ομαλό ελάχιστο, που όμως διαρκεί όσο η μισή περίοδος. Αυτό εξηγείται με την ιδιοπεριστροφή του αστέρα. Η μεγάλης έκτασης κηλίδα, ή μια μεγάλη ομάδα από μικρότερες κηλίδες, που εμφανίζονται στην φωτόσφαιρα του αστέρα, άλλοτε προβάλλονται στον αστρικό δίσκο, και άλλοτε βρίσκονται στα χείλη ή στην «αόρατη» προς εμάς πλευρά του αστέρα. Η τόσο μεγάλη διάρκεια του ελαχίστου της λαμπρότητας προφανώς οφείλεται στο ποσοστό κατάληψης του αστρικού δίσκου από αυτές τις κηλίδες. Σε άλλες περιπτώσεις έχει παρατηρηθεί παύση της μεταβολής της λαμπρότητας, φαινόμενο το οποίο προφανώς οφείλεται στην παύση της δραστηριότητας του αστέρα.
Οι αστέρες τύπου BY Draconis συναντώνται στην βιβλιογραφία και ως αστέρες εκλάμψεων. Ο λόγος είναι ότι πολλοί αστρονόμοι πιστεύουν ότι υπάρχει και χρωμοσφαιρική δραστηριότητα, όπως στους αστέρες εκλάμψεων, όμως, αφ’ ενός δεν γνωρίζουμε αν έχει σχέση με τις κηλίδες, και αφ’ ετέρου φασματοσκοπικές παρατηρήσεις στις γραμμές Η και Κ του ασβεστίου δεν έχουν επιβεβαιώσει την ύπαρξη της. Επίσης ένα δεύτερο κύριο και κοινό χαρακτηριστικό, με τους αστέρες εκλάμψεων είναι ότι η πλειοψηφία τους είναι μέλη στενών διπλών συστημάτων.

1.4.2.3 Μεμονωμένοι Pulsars (radiopulsars)
Όπως γνωρίζουμε από την αστρική εξέλιξη, ο pulsar είναι το τελικό στάδιο εξέλιξης ενός αστέρα μεγάλης μάζας, που λόγω βίαιου γεγονότος (supernova) ή λόγω έντονων αστρικών ανέμων είχε μεγάλη απώλεια μάζας. Η μάζα του πυρήνα του αστέρα μετά την απώλεια, είναι της τάξης των 1image έως 3image και η ακτίνα του της τάξης των μερικών χιλιομέτρων. Μετά την απώλεια μάζας η εναπομένουσα ύλη καταρρέει προς το κέντρο του αστέρα, αυξάνοντας δραματικά την πυκνότητά του και την θερμοκρασία του. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα την επιτάχυνση των ελεύθερων ηλεκτρονίων σε σχετικιστικές ταχύτητες, και την ένωση τους με πρωτόνια παρά-γοντας έτσι νετρόνια. Σε αυτή τη κατάσταση η ύλη δεν μπορεί να συμπιεστεί άλλο και αποτελείται από εκφυλισμένο  αέριο νετρονίων, η πίεση του οποίου εξισορροπεί τις βαρυτικές δυνάμεις. Οι αστέρες αυτοί ονομάζονται αστέρες νετρονίων και κύριο χαρακτηριστικό τους είναι οι ταχύτατες ιδιοπεριστροφές και το ισχυρό μαγνητικό πεδίο τους. Μία κατηγορία αστέρων νετρονίων είναι οι pulsars οι οποίοι παρουσιάζουν εξαιρετικά ισχυρά μαγνητικά πεδία, της τάξης των 1012 Gauss, και λόγω της ιδιοπεριστροφής τους εκπέμπουν ραδιοπαλμούς με αυστηρή περιοδικότητα.

image
Σχ.1.28 Το μαγνητικό πεδίο ενός Pulsar
(Θεοδοσίου & Δανέζης 1999).

Η θεωρητική πρόβλεψη των αστέρων νετρονίων είχε γίνει ήδη από τη δεκαετία του 1930, όμως η παρατηρησιακή επαλήθευση έγινε σχεδόν τέσσερις δεκαετίες αργότερα, και συγκεκριμένα έως το 1967 όπου η αγγλίδα αστρονόμος Susan Jocelyn Bell δουλεύοντας στο ραδιοτηλεσκόπιο του Cambridge ανακάλυψε την πρώτη παλλόμενη ραδιοπηγή στον αστερισμό της αλώπεκος.
Ένα χρόνο αργότερα ο Thomas Gold απέδειξε ότι οι pulsars είναι μαγνητικοί αστέρες νετρονίων, που περιστρέφονται ταχύτατα γύρω από τον άξονά τους εκπέμποντας μια στενή δέσμη ραδιοσημάτων, πράγμα που επιβεβαιώθηκε από τις παρατηρήσεις.
Τα ηλεκτρόνια στην επιφάνεια του αστέρα κινούνται επιταχυνόμενα λόγω του ισχυρότατου μαγνητικού πεδίου κατά μήκος των δυναμικών γραμμών (σχ. 1.28). Σύμφωνα με την θεωρία των «μαγνητικών καθρεπτών» τα ηλεκτρόνια κινούμενα προς τους μαγνητικούς πόλους επιβραδύνονται, φτάνουν στον πόλο του αστέρα, και εν συνεχεία ανακλώνται και κινούνται επιταχυνόμενα και πάλι κατά μήκος των δυναμικών γραμμών προς τον άλλο πόλο κ.ο.κ.
Αυτή ακριβώς η επιβράδυνση η οποία συνεπάγεται απώλεια κινητικής ενέργειας των ηλεκτρονίων κοντά στους πόλους έχει και ως αποτέλεσμα τη εκπομπή ακτινοβολίας στα ραδιοφωνικά μήκη κύματος. Συμπεραίνουμε ότι τα φωτεινά σήματα που λαμβάνουμε εμείς προέρχονται αυστηρά από τους μαγνητικούς πόλους του αστέρα. Επομένως λόγω της ταχείας περιστροφής τους, η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που εκπέμπεται από τους μαγνητικούς πόλους του αστέρα σαρώνει το διάστημα σαν φάρος. Ο λόγος που έχουμε αυστηρή περίοδο είναι ότι η γη λαμβάνει σήματα μόνο όταν βρίσκεται στην οπτική ευθεία με έναν από τους δύο πόλους του αστέρα.

 image

Σε αυτή τη κατηγορία που περιγράψαμε αναφέρουμε μόνο για τους μεμονωμένους pulsars. Τέτοιου τύπου αστέρες συναντώνται σε διπλά συμπαγή συστήματα ακτίνων–Χ, και ανήκουν σε υποκατηγορία των εκρηκτικών μεταβλητών που θα περιγραφεί σε επόμενη παράγραφο.

1.4.3 Εκρηκτικοί μεταβλητοί αστέρες
Αυτή η κατηγορία μεταβλητών αστέρων περιέχει αρκετές υποκατηγορίες. Κύριο χαρακτηριστικό αυτών των αστέρων είναι η απουσία περιοδικότητας στις μεταβολές της λαμπρότητας, και σε κάποιες περιπτώσεις το μεγάλο πλάτος αυτής της μεταβολής. Οι υποκατηγορίες είναι οι εξής : (1) Υπερκαινοφανείς αστέρες, (2) Κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες, αστέρες τύπου U Geminorum και SS Cygni, αστέρες τύπου Z Camelopardalis (3) Συμπαγή συστήματα εκπομπής ακτίνων Χ, μικρής και μεγάλης μάζας, (4) Συμβιοτικοί αστέρες, (5) αστέρες τύπου UV Ceti, (6) Αστέρες τύπου Wolf-Rayet και P Cygni.

1.4.3.1 Yπερκαινοφανείς αστέρες (Supernova)
Η έκρηξη υπερκαινοφανούς αποτελεί όπως πιστεύουμε το δεύτερο πιο βίαιο γεγονός στο σύμπαν μετά το Big Bang. Προέρχεται από αστέρες μεγάλης μάζας, με περίπου 10Mκατά την παραμονή τους στην κύρια ακολουθία. Μετά την καύση όλων των αποθεμάτων πυρηνικής ενέργειας στο εσωτερικό του αστέρα, δεν υπάρχει τίποτα πλέον να συγκρατήσει τις βαρυτικές δυνάμεις των εξωτερικών στρωμάτων, με συνέπεια να ξεκινήσει η βαρυτική κατάρρευση προς τον πυρήνα του αστέρα. Λόγω αυτής της απότομης κατάρρευσης, η θερμοκρασία του πυρήνα αυξάνεται δραματικά και παίρνει τιμές της τάξης των 8×109 K με αποτέλεσμα την φωτοδιάσπαση του σιδήρου σύμφωνα με την αντίδραση 564262134FehvHen+→+. Ο σίδηρος είναι ο σταθερότερος ατομικός πυρήνας, και η προηγούμενη αντίδραση είναι ενδόθερμη, και η ενέργεια που απορροφά προέρχεται από την περαιτέρω βαρυτική συστολή του άστρου, με μορφή βαρυτικής ενέργειας. Αυτή η απορρόφηση είναι τόσο απότομη, ώστε η συστολή διαρκεί μόλις δέκα δευτερόλεπτα, και επιφέρει ολοκληρωτικές μεταβολές στην επιφάνεια του αστέρα. Η αύξηση της θερμοκρασίας είναι τόσο μεγάλη ώστε η έκρηξη της ύλης γύρω από τον πυρήνα συμπαρασύρει και τα εξωτερικά του στρώματα. Πρόκειται λοιπόν για μια επιβολή της πίεσης της ακτινοβολίας έναντι των βαρυτικών δυνάμεων.
Τα τελευταία 2000 χρόνια έχουν εμφανιστεί και καταγραφεί στον γαλαξία μας 14 υπερκαινοφανείς, ενώ συνολικά έχουν καταγραφεί πάνω από 600 σε άλλους γαλαξίες.

Ο λόγος της μικρής συχνότητας εμφάνισης υπερκαινοφανών στον δικό μας γαλαξία είναι η απορρόφηση της εκλυόμενης ακτινοβολίας από την μεσοαστρική σκόνη στον δίσκο του γαλαξία. Η έκταση μιας τέτοιας έκρηξης είναι πολύ μεγάλη και οι παρατηρήσεις σε άλλους γαλαξίες έχουν δείξει ότι η λαμπρότητα ενός υπερκαινοφανούς είναι 108-109 φορές μεγαλύτερη από εκείνη του Ήλιου, κατά την περίοδο της έκρηξης και αυτό έχει ως αποτέλεσμα, η λαμπρότητα του υπερκαινοφανούς να υποσκιάζει την λαμπρότητα ολόκληρου του γαλαξία. Αν και η ίδια η στιγμή της έκρηξης θα πρέπει να θεωρείται ως ένα εξαιρετικό γεγονός, η παρατήρηση των υπολειμμάτων τέτοιων εκρήξεων είναι σχετικά πιο απλή περίπτωση διότι διαρκούν πολύ περισσότερο και εκπέμπουν σε  μήκη κύματος που υπόκεινται σε μικρότερη απορρόφηση από την μεσοαστρική σκόνη, όπως τα ραδιοκύματα και οι ακτίνες–Χ. Έτσι όλοι οι ιστορικοί υπερκαινοφανείς έχουν αφήσει πίσω τους υπολείμματα τα οποία συνεχίζουν να εκτονώνονται μέχρι και σήμερα.
Οι υπερκαινοφανείς χωρίζονται σε δύο υποκατηγορίες τους S/N τύπου Ι και τύπου ΙΙ (παρακάτω σχήμα) Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ι παρουσιάζουν απότομη αύξηση της λαμπρότητας μέχρι κάποιο μέγιστο και εν συνεχεία εξασθενούν εκθετικά. Οι καμπύλες φωτός όλων αυτών των υπερκαινοφανών είναι πανομοιότυπες και απουσιάζουν οι γραμμές υδρογόνου από το φάσμα τους. Πιστεύεται ότι η γεννεσιουργός αιτία αυτής της έκρηξης είναι ο μεγάλος ρυθμός πρόσπτωσης ύλης στην επιφάνεια λευκών νάνων μελών διπλών συστημάτων, με αποτέλεσμα η μάζα τους να ξεπεράσει το όριο Chandrasekhar και να δημιουργηθεί η έκρηξη. Οι υπερκαινοφανείς τύπου ΙΙ προέρχονται από την καταστροφική έκρηξη ενός αστέρα μεγάλης μάζας. Η έκρηξη οδηγεί σε μια μεγάλη αύξηση της λαμπρότητας, που φθάνει ορισμένες φορές έως -18 mag

image

Σχ.1.30 Φωτομετρικές καμπύλες των τύπων των Υπερκαινοφανών  Αστέρων τύπου Ι και ΙΙ (Θεοδοσίου & Δανέζης 1999).
(απόλυτο βολομετρικό μέγεθος). Εν συνεχεία η λαμπρότητα ακολουθεί μια φθίνουσα πορεία και ελαττώνεται εκθετικά κατά 6-8 mag/yr. Το φάσμα τους παρουσιάζει γραμμές εκπομπής του υδρογόνου και άλλων βαρύτερων στοιχείων. Παρ’ όλα αυτά οι καμπύλες φωτός διαφέρουν σε κάθε περίπτωση, και λόγω αυτού του γεγονότος δημιουργήθηκαν δύο επιπλέον υποκατηγορίες, τους Υπερκαινοφανείς τύπου ΙΙ-L, στους οποίους μετά το μέγιστο της λαμπρότητας ακολουθεί εκθετική πτώση, και τους Υπερκαινοφανείς τύπου ΙΙ-P, στους οποίους το μέγιστο παρατείνεται και η καμπύλη φωτός παρουσιάζει ένα πρόσκαιρο πλάτωμα.

image
Εικ.1.2 & 1.3 Στις παραπάνω φωτογραφίες απεικονίζονται τα υπολείμματα των
υπερκαινοφανών sn1987a (αριστερά) και ο CasA (δεξιά) (http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/).
Τα κελύφη των υπερκαινοφανών χωρίζονται και αυτά σε δύο κατηγορίες ανάλογα με το σχήμα τους. (1) Κελυφωτά υπολείμματα τα οποία είναι σχεδόν σφαιρικά συμμετρικά γύρω από το κέντρο της έκρηξης και (2) Πλήρη υπολείμματα τα οποία παρουσιάζουν μη θερμική εκπομπή από όλο τον όγκο τους και πηγή της ενέργειάς του αποτελεί ένας νέος και δραστήριος pulsar.

(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 )

Twitter picture

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

Facebook photo

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

Google+ photo

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

Connecting to %s