Cουπερνόβα – ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ (CT)


(CYNECHEIA APO  17/10/14)

1.4.3.2 Κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες, αστέρες τύπου U Geminorum, SS Cygni και Ζ Camelopardalis
Αυτού του τύπου οι αστέρες χωρίζονται τυπικά σε τρεις κατηγορίες, αφού η φυσική που τους διέπει είναι η ίδια. Οι τρεις κατηγορίες είναι οι εξής : (1) Kαινοφανείς, (2) Επαναληπτικοί καινοφανείς, (3) Νάνοι καινοφανείς
Λόγω της μικρής συχνότητας εμφάνισής τους, το όνομά τους το παίρνουν από το όνομα του αστερισμού στον οποίο ανήκουν και το έτος ανακάλυψής τους (π.χ. Νοva Herculis 1934). Αρχικά μπορούμε να πούμε ότι οι καινοφανείς αστέρες δεν έχουν καμία σχέση με τους υπερκαινοφανείς αστέρες, αν και πολλοί αστροφυσικοί πιστεύουν, χωρίς να είναι πλήρως επιβεβαιωμένο, ότι οι υπερκαινοφανείς τύπου Ι έχουν την ίδια γεννεσιουργό αιτία με τους καινοφανείς, αλλά η έκρηξη είναι πολύ ισχυρότερη, λόγω μεγαλύτερου ρυθμού πρόσπτωσης ύλης στην επιφάνεια του λευκού νάνου.
Οι περισσότεροι καινοφανείς αστέρες στην προ-nova φάση τους, είναι νάνοι ή πιθανόν υπονάνοι αστέρες προγενέστερων φασματικών τύπων. Στο διάγραμμα H-R βρίσκονται κάτω από την κύρια ακολουθία και πάνω από τους λευκούς νάνους. Κύριο χαρακτηριστικό τους είναι οι υψηλές θερμοκρασίες της τάξης των 50.000 Κ και οι μικρές τους μάζες της τάξης μίας ηλιακής.
Η τεράστια αύξηση της λαμπρότητας αυτών των αστέρων οφείλεται σε μια έκρηξη των εξωτερικών στρωμάτων τους, τα οποία σχηματίζουν ένα αεριώδες περίβλημα γύρω από τους αστέρες και αναγκάζονται, λόγω της σφοδρότητας της έκρηξης, να διασταλλούν ταχύτατα. Όπως είναι προφανές αυτή η έκρηξη είναι η αιτία της αύξησης της λαμπρότητας του αστέρα. Πολλές φορές αντί για ένα κέλυφος μπορεί να δημιουργηθούν περισσότερα επάλληλα, εξαιτίας μιας σειράς εκρήξεων στα εξωτερικά στρώματα του αστέρα. Η άποψη αυτή απαιτεί έναν μεμονωμένο αστέρα. Σήμερα όμως πιστεύεται ότι όλοι οι καινοφανείς είναι μέλη διπλών συστημάτων.
Σε αυτή τη περίπτωση, δηλαδή διπλού συστήματος με μέλη έναν λευκό νάνο και έναν κανονικό αστέρα, υπάρχει η δυνατότητα να αποκατασταθεί μια ροή μάζας από τον κανονικό αστέρα προς τον λευκό νάνο, λόγω του ότι ο δεύτερος έχει ισχυρότερο βαρυτικό πεδίο. Αυτή η ροή υλικού, πλούσιο σε υδρογόνο και ήλιο από τον κανονικό αστέρα, σχηματίζει έναν δίσκο προσαύξησης (accretion disk) γύρω από τον λευκό νάνο, και σιγά σιγά πέφτει επάνω στην επιφάνεια του. Το υλικό κατευθύνεται προς τον πυρήνα του λευκού νάνου αυξάνοντας την θερμοκρασία και την πυκνότητά του, με αποτέλεσμα να αρχίζουν ξαφνικά οι πυρηνικές αντιδράσεις καύσης του προσπί-πτοντος υλικού, γεγονός που οδηγεί σε έκρηξη και φυσικά σε ξαφνική αύξηση της λαμπρότητας.

image 

Εικ.1.4 Η φωτογραφία είναι πραγματική και απεικονίζει τον αστέρα BZ Camelordalis να σχηματίζει δίσκο συσσώρευσης
γύρω από έναν λευκό νάνο (http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/).

Μετά την έκρηξη αποκαθίσταται εκ νέου η ροή μάζας, έως ότου το φαινόμενο επαναληφθεί. Η περίοδος μεταξύ δύο διαδοχικών αναλάμψεων του καινοφανούς εξαρτάται μόνο από τον ρυθμό πρόσπτωσης ύλης στην επιφάνεια του λευκού νάνου.

Θεωρητικά προβλέπεται ότι, αν η πρόσπτωση ύλης έχει πολύ μεγάλο ρυθμό, τότε μπορεί να ξεκινήσουν και πάλι οι πυρηνικές αντιδράσεις στο πυρήνα του λευκού νάνου, καίγοντας τα δικά του πυρηνικά αποθέματα. Σε τέτοια περίπτωση, που χαϊδευτικά αποκαλείται «ανάσταση του λευκού νάνου», ο αστέρας ξαναζωντανεύει στην κυριολεξία παίρνοντας και πάλι θέση ανάλογη της μάζας του στο διάγραμμα H-R.
Όπως αναφέραμε στην αρχή της παραγράφου, οι καινοφανείς που αναλάμπουν περιοδικά ονομάζονται επαναληπτικοί καινοφανείς, ενώ όταν το φαινόμενο δεν έχει περιοδικότητα αναφέρεται απλά ως καινοφανής. Σήμερα, πάντως, πιστεύουμε ότι όλοι οι καινοφανείς είναι επαναληπτικοί και προέρχονται από πρόσπτωση ύλης στην επιφάνεια ενός λευκού νάνου. Η τρίτη κατηγορία, οι νάνοι καινοφανείς, είναι μια εξειδίκευση της προηγούμενης, αφού περιλαμβάνει διπλά συστήματα όπου ο συνοδός αστέρας είναι ερυθρός γίγαντας και κύριο χαρακτηριστικό της είναι η ταχεία πρόσπτωση ύλης στην επιφάνεια του λευκού νάνου.

image

Σχ.1.31 &1.32 Οι παραπάνω καμπύλες φωτός είναι των καινοφανών αστέρων  FH Ser (αριστερά) και V1500 Cyg (δεξιά) (www.aavso.org).

Βασικό χαρακτηριστικό των καινοφανών αστέρων είναι η ξαφνική αύξηση της λαμπρότητάς τους που κυμαίνεται από 7 έως 12 mag μέσα σε χρονικό εύρος 1 έως 100 days.
Οι αστέρες τύπου U Geminorum ανήκουν στην κατηγορία των νάνων καινοφανών. Πρόκειται για νάνους αστέρες που παρουσιάζουν μεταβολές λαμπρότητας της τάξης των 2 έως 6 mag διάρκειας λίγων ημερών.
Οι αστέρες τύπου SS Cygni είναι ανώμαλοι νάνοι καινοφανείς, και κύριο χαρακτηριστικό τους είναι η ανώμαλη μεταβολή της λαμπρότητά τους κατά 8.1 έως 12.6 mag μέσα σε χρονική διάρκεια περίπου 50 days.

image

Σχ.1.33 & 1.34 Καμπύλη φωτός του αστέρα U Gem  (αριστερά) και του αστέρα SS Cyg (δεξιά) (www.aavso.org).

 

Οι αστέρες τύπου Z Camelopardalis θεωρούνται όμοιοι με τους αστέρες U Geminorum, δηλαδή και πάλι πρόκειται για νάνους καινοφανείς αστέρες. Ειδοποιός διαφορά τους από τους προαναφερόμενους είναι ότι η λαμπρότητά τους, μεταξύ μεγίστου και ελαχίστου, παραμένει κατά διαστήματα σχεδόν σταθερή και παρουσιάζει μεταβολές της τάξης 2-3 mag.

image 

Σχ.1.35 Καμπύλη φωτός του αστέρα Z Camelopardalis (www.aavso.org).

1.4.3.3 Διπλά συστήματα εκπομπής ακτίνων Χ
Αυτού του τύπου τα συστήματα περιέχουν ως κύριο αστέρα έναν εξελιγμένο αστέρα μεγάλης μάζας, και ως συνοδό έναν αστέρα προγενέστερης εξελικτικής φάσης. Η κατηγοριοποίηση σε συστήματα μικρής ή μεγάλης μάζας γίνεται αυστηρά με κριτήριο την μάζα του συνοδού αστέρα. Στα συστήματα μικρής μάζας (Low Mass X-Ray Binaries) ο συνοδός αστέρας είναι συνήθως μικρής μάζας, ενώ στα συστήματα μεγάλης μάζας (High Μass X-Ray Binaries) ο συνοδός είναι συνήθως γίγαντας αστέρας.
Η ανακάλυψη αυτών των συστημάτων προήλθε από μια ασυνήθιστη παρατήρηση την εποχή της δεκαετίας του ’60. Παρατηρήθηκε, από δορυφόρο στην τροχιά της γης, μια ασυνήθιστη εκπομπή ακτίνων Χ από τον αστερισμό του Σκορπιού και του Κύκνου. Οι δύο αυτές πηγές ονομάζονται σήμερα Sco X-1 και Cyg X-2. Σημειωτέον ότι εκείνη την εποχή δεν είχαν ανακαλυφθεί παρατηρησιακά οι αστέρες νετρονίων, και το ερώτημα για την αιτία αυτών των εκλάμψεων ακτίνων-Χ παρέμενε αναπάντητο. Μετά την ανακάλυψη των pulsars, έγινε αντιληπτό ότι οι παλμοί στις ακτίνες–Χ προέρχονται λόγω περιστροφής του μαγνητικού πεδίου του pulsar, όταν υπάρχει πρόσπτωση ύλης πάνω σε αυτό. Για αυτό τον λόγο υπέθεσαν, πολύ σωστά, ότι οι παλμοί αυτοί προέρχονται από διπλά συστήματα στα οποία ο κύριος αστέρας έχει ισχυρό μαγνητικό πεδίο, και ο συνοδός αστέρας είναι πολύ κοντά στον κύριο, επιτρέποντας έτσι την αποκατάσταση της ροής μάζας.
Τα LMXRB περιλαμβάνουν έναν αστέρα νετρονίων και έναν αστέρα μικρής μάζας της τάξης < 2M, φασματικού τύπου G ή K ή M. Συναντώνται κυρίως στην γαλαξιακή άλω και στο κέντρο του γαλαξία. Η εκπομπή τους σε ακτίνες Χ παρουσιάζεται ως έκλαμψη και όχι σαν σειρά περιοδικών παλμών αποδεικνύοντας έτσι ότι το μαγνητικό πεδίο του αστέρα νετρονίων είναι ασθενές, της τάξης των 108 Gauss. Η φυσική διαδικασία που είναι υπεύθυνη για την εκπομπή στις ακτίνες Χ είναι παραπλήσια με αυτή των καινοφανών αστέρων. Σημαντική διαφορά αποτελεί το γεγονός ότι στα LMXRB η παρουσία δίσκου προσαύξησης γύρω από τον κύριο αστέρα δεν είναι απαραίτητη. Η μεταφορά μάζας από τον συνοδό στον κύριο αστέρα επιτυγχάνεται με έντονους αστρικούς ανέμους του συνοδού. Το επικαθήμενο υλικό στην επιφάνεια του αστέρα νετρονίων αυξάνει την επιφανειακή   του πυκνότητα και θερμοκρασία, με αποτέλεσμα την επιφανειακή θερμοπυρηνική  σύντηξη. Αυτή η έκρηξη, η οποία διώχνει το επικαθήμενο υλικό είναι η αιτία της έκλαμψης στις ακτίνες Χ. Τέτοιου είδους συστήματα διαρκούν αρκετό καιρό, και το φαινόμενο επαναλαμβάνεται, έως ότου ο συνοδός αστέρας, ύστερα από την συνεχή απώλεια μάζας την οποία υφίσταται, μεταβεί σε περαιτέρω στάδιο εξέλιξης.
Στα ΗΜXRB ο κύριος αστέρας είναι ένας αστέρας με ισχυρότατο μαγνητικό πεδίο της τάξης των 1012 Gauss, πιθανόν ένας pulsar ή μια μελανή οπή. Ο συνοδός αστέρας είναι ένας νέος γίγαντας αστέρας, φασματικού τύπου Ο ή Β με κύριο χαρακτηριστικό του την υπερκάλυψη του λοβού Roche. Μέσω του σημείου Langrange L1 (§1.4.5.5) αποκαθίσταται ροή μάζας προς τον κύριο αστέρα, με αποτέλεσμα τον σχηματισμό ενός δίσκου προσαύξησης γύρω από αυτόν. Λόγω του ισχυρότατου μαγνητικού πεδίου του κύριου αστέρα, ύλη μπορεί να ολισθήσει πάνω στις δυναμικές γραμμές, και να ακολουθήσει την πορεία τους προς τους πόλους. Με αυτόν τον τρόπο δημιουργείται συσσώρευση υλικού πάνω από τις πολικές περιοχές, αυξάνεται πολύ η πυκνότητα και η θερμοκρασία τους, και λόγω ιδιοπεριστροφής του κύριου αστέρα έχουμε την ακτινοβολία στις ακτίνες-Χ και θερμικό φάσμα λόγω του δίσκου. H περίοδος του διπλού συστήματος κυμαίνεται από 9.8 days έως 40 min, και πρόκειται για συστήματα τα οποία προβλέπεται να διαρκέσουν λίγο. Εάν ο κύριος αστέρας του συστήματος είναι αστέρας νετρονίων τότε λαμβάνει τον χαρακτηρισμό x-ray pulsar. Λόγω πρόσπτωσης ύλης στον pulsar αυξάνεται η ταχύτητα περιστροφής του, με αποτέλεσμα την μείωση της περιόδου του.

 

image

Σχ.1.36 & Εικ.1.5 Σχηματισμός δίσκου προσαύξησης γύρω  από τον κύριο αστέρα (Charles & Seward 1995 και http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/).

image

Σχ.1.37 Παλμοί ακτίνων Χ από την πηγή Her X-1, με περίοδο 1.245 sec
(Charles & Seward 1995).

Τέτοιοι pulsars είναι γνωστοί ως millisecond – pulsars με τυπική τιμή της περιόδου 0.001 sec. Τα εν λόγω συστήματα πιστεύεται ότι έχουν μικρό χρόνο ζωής, διότι η αυξημένη πρόσπτωση ύλης στον pulsar αυξάνει πολύ την ταχύτητα περιστροφής του, με αποτέλεσμα οι φυγόκεντρες δυνάμεις να αρχίζουν να διαλύουν τον αστέρα.
Τέτοια συστήματα είναι εντοπισμένα στο γαλαξιακό επίπεδο και αποτελούν πανάκεια για τους σύγχρονους αστροφυσικούς, διότι οι δίσκοι προσαύξησης και οι εκπομπές στις ακτίνες Χ «προδίδουν» τη παρουσία μελανών οπών. Συστήματα που πιστεύεται ότι περιέχουν μια μικρής μάζας μελανή οπή ονομάζονται Galactic Black Holes Candidates, με χαρακτηριστικό παράδειγμα την πηγή Cyg X-1.

1.4.3.4 Συμβιoτικοί αστέρες
Αστέρες τέτοιου τύπου χαρακτηρίζονται τα διπλά εκείνα συστήματα όπου φασματοσκοπικά έχει αποδειχθεί ότι περιέχουν έναν θερμό κι έναν ψυχρό αστέρα. Ο ψυχρός αστέρας είναι συνήθως γίγαντας αστέρας φασματικού τύπου Μ και ενίοτε ανήκει στην κατηγορία αστέρων τύπου Mira. Ο θερμός αστέρας μπορεί να είναι ένας λευκός νάνος, ή θερμός αστέρας της κύριας ακολουθίας ή ακόμα και αστέρας νετρονίων. Όλο το σύστημα περιβάλλεται από ένα αέριο κέλυφος, το οποίο σχηματίστηκε πιθανόν από απώλεια μάζας του γίγαντα αστέρα λόγω αναπάλσεων. Ο θερμός αστέρας περιβάλλεται από δίσκο προσαύξησης λόγω της ροής υλικού από τον συνοδό αστέρα. Η τροχιακή περίοδος του συστήματος κυμαίνεται μεταξύ 200 και 1000 days.

image

Σχ.1.38 Φωτομετρική καμπύλη ενός συμβιοτικού αστέρα (Θεοδοσίου & Δανέζης 1999).

Περίπου οι μισοί από τους συμβιοτικούς αστέρες που γνωρίζουμε είναι εκλειπτικοί μεταβλητοί, κάτι που δείχνει ότι ο γίγαντας αστέρας δεν γεμίζει πάντα τον λοβό Roche. Η μεταβολή της λαμπρότητάς τους είναι αρκετά πολύπλοκη και είναι της τάξης των 1-3 mag. Τέτοια διπλά συστήματα μπορούν να παρουσιάσουν μεταβολές αντίστοιχες με τους εκλειπτικούς αστέρες, όμως έχουν παρατηρηθεί και ανώμαλες μεταβολές που αποδόθηκαν στην ύπαρξη σκόνης στο κέλυφος που περιβάλλει το σύστημα. Ο δίσκος συσσώρευσης μπορεί να αυξομειώνει την λαμπρότητά του με περιοδικό τρόπο ή να προκαλεί εκρήξεις στην επιφάνεια του κύριου αστέρα, όπως ακριβώς οι νάνοι καινοφανείς.

(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