ΟΙ ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ
Ένα
Οι αστέρες κατά την διάρκεια της ζωής των εξελισσόμενοι παρουσιάζουν μεταξύ των άλλων και μεταβολές στην φαινομένη των λαμπρότητα, μεταβολές όμως οι οποίες συντελώνται σε πολύ μεγάλα χρονικά διαστήματα. Ο όρος "μεταβλητός αστήρ" εκτός από αυτές τις κατηγορίες περιλαμβάνει κυρίως τους αστέρες εκείνους των οποίων η λαμπρότητα μεταβάλλεται κατά περιόδους και σε μικρά χρονικά διαστήματα ωρών, ημερών ή ετών. Υπάρχουν πολλοί λόγοι που ένας αστέρας μεταβάλλει την λαμπρότητά του. Με βάση αυτές τις αιτίες οι μεταβλητοί αστέρες ταξινομούνται σε δύο μεγάλες κατηγορίες όπου οι μεταβολές ή είναι οπτικό επακόλουθο των κινήσεων ή της ηλικίας ενός διπλού συστήματος αστέρων, είτε οφείλονται στην πορεία της εξελίξεως τού αστέρος.
Ιστορικό . Πρώτος
ο αρχαίος Έλληνας αστρονόμος Ίππαρχος το έτος 134 π.Χ σημείωσε την παρουσίαση ενός
"νέου" αστέρος, πιθανώς ενός κομήτη χωρίς ουρά και από αυτό το γεγονός οδηγήθηκε στήν
σύνταξη του πρώτου καταλόγου αστέρων στην ιστορία της Αστρονομίας. Αργότερα οι Άραβες αστρονόμοι παρατήρησαν
ότι ο αστέρας β Περσέως (Αλγόλ=δαίμονας) μεταβάλλει την λαμπρότητά του. Το έτος 1596 ο Fabricius
διαπίστωσε την περιοδικότητα των μεταβολών του αστέρος ο Κήτους ονομάζοντάς τον
Θαυμάσιο (Mira). Ο Montanari το 1669 μελετά τις μεταβολές
του Αλγόλ και το 1670 τον R Ύδρας. Το 1686 διαπιστώνονται οι διακυμάνσεις του
χ Κύκνου, το έτος 1782 του β Λύρας, το 1795 του R
Βορείου Στεφάνου κλπ. Αργότερα με την
βοήθεια χαρτών του ουρανού και με την σύγκριση των μεγεθών των με άλλους σταθερούς στην λαμπρότητα αστέρες
με διάφόρους μεθόδους, ανακαλύφθηκαν
δεκάδες χιλιάδες μεταβλητών αστέρων στον γαλαξία μας οι οποίοι
αναφέρονται σε ειδικούς καταλόγους.
Κατάλογοι μεταβλητών αστέρων και σύλλογοι παρατηρήσεων. Ένας αξιόλογος ιστορικός
κατάλογος είναι ο κατάλογος των Kukarkin-Parenago
ρωσιστί (τόμοι Ι-ΙΙ) και ο του Scheller γερμανιστί με τίτλο "Geschighte und Literatur des Licht-Wechsels der veranderlichen Sterne". Θεωρώ παράλειψη να μήν αναφέρω τις πολύ
συστηματικές και ενδιαφέρουσες εργασίες στον Ελληνικό χώρο του αειμνήστου
αστρονόμου Κων/νου Σ. Χασάπη .
Υπάρχει διεθνές δίκτυο
παρατηρήσεων μεταβλητών αστέρων από ερασιτέχνες αστρονόμους υπό την καθοδήγηση
της
AAVS O (American assosiation of variable stars observers) με
την έκδοση ειδικών χαρτών παρατηρήσεων μεταβλητών όπως και της γαλλικής AFOEV (Assosiation Francaise d' Observateurs d' etoiles variables).
Συστήματα ονομασίας των μεταβλητών. Τρία είναι τα συστήματα ονομασίας μεταβλητών
αστέρων :
* Με την μέθοδο του Argelander η οποία
συμβολίζει τους μεταβλητούς αστέρες ενός αστερισμού με κεφαλαία λατινικά
γράμματα αρχής γενομένης από το γράμμα R, S μέχρι
και του Ζ και μετά εναλλακτικά τα RR, SS
κλπ. Π.χ R Λέοντος, Τ
Ταύρου, R Ασπίδος κλπ.
*Το γαλλικό σύστημα εισάγει το
γράμμα V (Variable)
ακολουθούμενο από τον αύξοντα αριθμό κάθε μεταβλητού. Π.χ V2 Μεγ. Άρκτου.
*Το αστεροσκοπείο Harvard
εισήγαγε το σύστημα των εξαψηφίων αριθμών βάσει του οποίου με αριθμούς παριστάνονται οι συντεταγμένες (ορθή αναφορά,
απόκλισις) του μεταβλητού στον ουρανό.
Ταξινόμησις των μεταβλητών αστέρων. Οι
μεταβλητοί αστέρες χωρίζονται σε δύο μεγάλες κατηγορίες :
Κατηγορία
Α' Περιοδικοί
μεταβλητοί. Περιλαμβάνονται
όσοι αστέρες μεταβάλλουν την λαμπρότητά των σε σύντομα χρονικά διαστήματα
(ωρών, ημερών ακόμα και ετών). Με
κριτήρια τα αίτια της μεταβολής χωρίζονται σε καθαυτό μεταβλητούς
(μεταβλητούς από την φύση τους : παλλόμενοι αστέρες, αστέρες μέλη κατακλυσμικών συστημάτων) και οπτικώς
μεταβλητούς (αστέρες μέλη στενών
διπλών συστημάτων όπου ο ένας κρύβει τον άλλο με αποτέλεσμα την μεταβολή της
λαμπρότητος. Βλέπε κεφάλαιο διπλοί
αστέρες). Με πρόσθετο κριτήριο την
διάρκεια του χρόνου μεταβολής της λαμπρότητός των διαχωρίζονται σε μεταβλητούς βραχείας περιόδου
και μεταβλητούς
μακράς περιόδου.
Κατηγορία
Β' Μη
περιοδικοί μεταβλητοί. Περιλαμβάνονται οι ανώμαλοι
μεταβλητοί όπως και οι καινοφανείς και υπερκαινοφανείς αστέρες.
(τα αίτια των μεταβολών είναι εξελικτικά ή και κατακλυσμικά).
ΟΙ
ΠΑΛΛΟΜΕΝΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ.
Αστέρες αυτής της κατηγορίας
ανήκουν στους καθαρά μεταβλητούς, τα δε αίτια των μεταβολών των λαμπροτήτων των
οφείλονται σε εσωτερικούς λόγους. Οι
παλλόμενοι αστέρες είτε είναι μεταβλητοί βραχείας περιόδου (ημερών
ή και ωρών), είτε είναι μεταβλητοί μακράς περιόδου (100-600
ημερών).
Α' Μεταβλητοί βραχείας περιόδου. Αντιπροσωπευτικό παράδειγμα παλλομένων μεταβλητών
βραχείας περιόδου είναι ο αστέρας δ Κηφέως (Αλδεραμίν). Σε μία σταθερή χρονική περίοδο 5,5 ημερών
περίπου η λαμπρότης του αστέρος κυμαίνεται από 3,7 έως 4,4 οπτικό μέγεθος ενώ η
άνοδος πρός το μέγιστο γίνεται ταχύτερα από την κάθοδο στό ελάχιστο. Παράλληλα
με την λαμπρότητα μεταβάλλονται η επιφανειακή θερμοκρασία κατά 1500ο Κ και η ακτινική ταχύτητα του αστέρος στό
διάστημα. Οι αστέρες του τύπου δ Κηφέως
λέγονται κηφείδες.
Οι αστέρες του τύπου RR Λύρας έχουν
ακόμα μικρότερη περίοδο κυμαινόμενη από 1,5 ώρα έως 1 ημέρα χρώματος μπλέ και
ανήκουν στους φασματικούς τύπους A0-F5. Λέγονται
και μεταβλητοί
σμηνών επειδή παρατηρήθηκαν πρώτα μέσα σε σφαιρωτά σμήνη αστέρων. Οι αστέρες αυτών των κατηγοριών μεταβάλλουν
τα οπτικά των μεγέθη σε ίσες χρονικές περιόδους σε σχέση με το χρονικό διάστημα
της μεταβολής και γι' αυτόν τον λόγο χρησιμοποιήθηκαν όπως και οι κηφείδες γιά
την εύρεση των γαλαξιακών αποστάσεων.
Τα αίτια των μεταβολών των
λαμπροτήτων αυτών των αστέρων οφείλονται
σε περιοδικές αναπάλσεις των ατμοσφαιρών των σε σχέση με μία μέση θέση
ισορροπίας, θεωρία που εισηγήθηκε το 1914 ο Shapley. Όταν η επιφάνεια του αστέρος συστέλλεται, ο
αστέρας γίνεται θερμότερος και λαμπρότερος με μεταβολή στήν ακτινική του
ταχύτητα στο διάστημα. Αντίθετα, κατά
την φάση της διαστολής ο αστέρας ψύχεται και παρουσιάζεται αμυδρό-τερος. Όλοι
οι παλλόμενοι αστέρες είναι γίγαντες και υπεργίγαντες με φωτεινότητες
100-10.000 φορές μεγαλύτερες της ηλιακής και φαίνεται ότι οι αναπάλσεις των
διαρκούν σχετικά μικρό χρονικό διάστημα, αποτελώντας μία φάση στήν πορεία εξελίξεως ωρισμένων
αστέρων .
Ένα άλλο χαρακτηριστικό
γνώρισμα των κηφειδών είναι ότι οι περίοδοι των μεταβολών των είναι ανάλογοι
των πραγματικών των λαμπροτήτων, μέ άλλες λέξεις όσο μεγαλύτερη απόλυτη
λαμπρότητα παρουσιάζει ο αστέρας, τόσο μεγαλύτερη περίοδο μεταβολής έχει. Η σχέση αυτή λέγεται σχέση περιόδου-λαμπρότητος η
οποία παραστάθηκε γραφικά από τον Shapley και
είναι γνωστή σάν νόμος της Miss Leavit από το όνομα της αμερικανίδος αστρονόμου (1914) που την
ανακάλυψε. Συνεπώς δεδομένων των περιόδων είναι δυνατόν να ευρεθούν τα απόλυτα
μεγέθη Μ και συνεπώς οι αποστάσεις των κηφειδών, πράγμα που έχει μεγάλη σημασία
διότι εάν ανιχνευθούν αστέρες κηφείδες σε οποιοδήποτε σημείο του γαλαξία μας ή
σε άλλους γαλαξίες είναι δυνατόν να υπολογισθούν οι αποστάσεις των ίδιων των
γαλαξιών όπου ανήκουν. (Βλέπε κεφάλαιο Γαλαξίας).
Υπάρχει άλλη μία ακόμα ομάδα
βραχυπερίοδων μεταβλητών, των αστέρων τύπου β Μεγάλου Κυνός με ακόμα
μικρότερη περίοδο μεταβολής 3-6 ωρών.
Ανήκουν στις τάξεις λαμπρότητος Ι-ΙΙΙ, φασμ.τύπων B1-B3 με
μικρές διακυμάνσεις μεγεθών.
Β' Μεταβλητοί μακράς περιόδου. Η
λαμπρότητα των μακροπερίοδων μεταβλητών αυξομειώνεται σε χρονικές περιόδους από
100-600 ημέρες ή σε μερικές περιπτώσεις μεταξύ 50-60 ημερών με μεγάλο εύρος
κυμάνσεως μεταξύ 5 ή 9 οπτικών μεγεθών.
Γενικά η περίοδός των δέν είναι σταθερή.
Είτε παρατηρείται μία σχετική
αύξησίς της είτε μείωσις ή έχει μία μέση τιμή.
Χωρίζονται στίς εξής κατηγορίες :
i-
Μεταβλητοί τύπου ο Κήτους. Ο
αστέρας ο Κήτους (Mira ή Θαυμάσιος) είναι το αντιπροσωπευτικώτερο παράδειγμα
αυτής της κατηγορίας. Το μέγιστο
φαινόμενο οπτικό μέγεθος του Θαυμασίου κυμαίνεται μεταξύ 2ου καί 5ου, ενώ το
ελάχιστο πέφτει στό 8ον έως 10ον μέσα σε μία ασταθή χρονική περίοδο 320 ή
άλλοτε 370 ημερών. Η επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρος μεταβάλλεται μεταξύ
2600ο Κ (μέγιστο) και 1900ο Κ (ελάχιστο).
Είναι υπεργίγαντας αστέρας με 10 πλάσια μάζα της ηλιακής και διάμετρο
300 φορές μεγαλύτερη τού ηλίου.
Η ερμηνεία των μεταβολών των
λαμπροτήτων των μεταβλητών μακράς περιόδου οφείλεται στό ότι παρουσιάζουν περιοδικές αναπάλσεις όπως
συμβαίνει και με τους κηφείδες επιπρόσθετα όμως οι αστέρες αυτοί περιβάλλονται
από θερμά διεσταλλόμενα κελύφη που κινούνται πρός τα έξω σχετικά με την
περιβάλλουσα ατμόσφαιρα τα οποία πιθανόν να είναι η αιτία των ανωμαλιών των
μεταβολών αυτών.
ii- Ημιπεριοδικοί ή ημιομαλοί μεταβλητοί.
Είναι μία ενδιάμεση κατηγορία
αστέρων μεταξύ μεταβλητών βραχείας και μακράς περιόδου με χαρακτηριστικό ότι
παρουσιάζουν διακυμάνσεις μεγίστου και ελαχίστου όπως και στίς περιόδους των
μεταβολών της λαμπρότητός των.
Αντιπροσωπευτικό παράδειγμα είναι ο αστέρας R
Ασπίδος ο οποίος σε περιόδους 70 ή 142 ημερών κυμαίνεται από 4,5-9,0 οπτικά μεγέθη. Ο α Ηρακλέους κυμαίνεται από το 3,0 - 4,0
οπτικό μέγεθος εντός περιόδου μερικών
μηνών.
Κατηγορία Β' Ανώμαλοι μεταβλητοί.
Υπάρχουν πολλοί τύποι ανωμάλων
μεταβλητών αστέρων, τα δέ αίτια τής μεταβολής των οφείλονται σε εκρηξιγενείς ή
κατακλυσμικούς λόγους. Οι κυριώτερες κατηγορίες αυτών των αστέρων είναι
οι εξής :
i-Αστέρες τύπου T Ταύρου. Οι αστέρες αυτοί είναι νέοι στήν ηλικία και
ευρίσκονται στήν περίοδο της συστολής
των προκειμένου να τοποθετηθούν στήν κυρία ακολουθία τού διαγράμματος H-R
περιβαλλόμενοι από μεσοαστρικά νέφη αερίων και σκόνης. Ο αντιπροσωπευτικός αστέρας Τ Ταύρου έχει επιφανειακή θερμοκρασία που
κυμαίνεται από 3500-7000οΚ ενώ
περιτρυγυρίζεται από ένα σκοτεινό νέφος σκόνης. Οι δυνατές γραμμές εκπομπής που
δείχνει το φάσμα του προέρχονται από ένα κέλυφος αερίων χαμηλής πυκνότητος γύρω
από τον αστέρα. Ισχυρές αεριώδεις δίνες
εξέρχονται από δύο διαμετρικά αντίθετες διευθύνσεις τού αστέρος με ταχύτητες
εκατοντάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο.
Οι δίνες σχηματίζουν από το
κέντρο του αστέρος έναν δίσκο αερίων ο οποίος κινείται μαζί με τόν άξονα
περιστροφής του αστέρος ενώ ο ηλιακός άνεμος κατευθύνεται έξω μεταφέροντας
εσωτερικά υλικά. Κατ' αυτόν τον τρόπο σχηματίζεται ένα διπλό αεριώδες κέλυφος
σε απόσταση 1 έτους φωτός από τον αστέρα το οποίο και διαστέλλεται. Όταν το υλικό συμπιέσει και θερμάνει το
μεσοαστρικό αέριο, τα μεμονωμένα απομεινάρια του φωτεινού νέφους σχηματίζουν
ένα μεσοαστρικό νεφελώδες αντικείμενο που λέγεται Herbing-Haro (η ονομασία προέρχεται από τα ονόματα των αστρονόμων που
τα ενετόπισαν). Έχει ανακαλυφθεί μεγάλος
αριθμός αστέρων τύπου Τ Ταύρου στον γαλαξία μας, Αντιπροσωπευτικό παράδειγμα
είναι ο ρ Οφιούχου, κοντά δε σε αυτόν ευρίσκεται το ομώνυμο νεφέλωμα
ρ Οφιούχου στο οποίο έχουν εντοπισθεί με παρατηρήσεις στό υπέρυθρο 40
νέοι αστέρες Τ Ταύρου. Το νεφέλωμα ρ
Οφιούχου απέχει 700 έτη φωτός Στήν περίπτωση του αστέρος R
Μονοκέρωτος το φωτεινό νεφέλωμα που τον περιβάλλει αλλάζει λαμπρότητα ανάλογα με την μεταβολή της
φωτεινότητος του αστέρος. Ονομάζεται νεφέλωμα
του Hubble (NGC 2261)
από το όνομα του αστρονόμου ο οποίος το 1916 πιστοποίησε τις εν λόγω μεταβολές
στήν λαμπρότητά του. Το νεφέλωμα αυτό ευρίσκεται στόν αστερισμό του Μονόκερωτος
σε απόσταση 2600 ετών φωτός και έχει διάμετρο 7 έ.φ. Είναι νεφέλωμα μορφής Herbing-Haro. Γενικά, τα αντικείμενα Herbing-Haro έχουν
μάζες από 0,5 έως 30 γήινες και διαμέτρους από 500- 4000 αστρονομικές
μονάδες.
Άλλες κατηγορίες ανωμάλων μεταβλητών αστέρων είναι :
* R Βορείου
Στεφάνου. Παρουσιάζει
διακύμανση μεταξύ οπτικών μεγεθών 5,8-9 μέσα σε λίγα έτη. Ως αίτιο αναφέρεται ένα νέφος σκόνης που
περιβάλλει τον αστέρα και που διαστέλλεται υπό την επήρεια δυνατού ηλιακού
ανέμου. Είναι γνωστοί περί τους 40
αστέρες και είναι όλοι υπεργίγαντες φασματικών
τύπων F καί G.
* RV Ταύρου. Είναι
υπεργίγαντες αστέρες φασματικών τύπων F, G καί Κ
με μεταβολές 4 οπτικών μεγεθών σε χρονικά διαστήματα 30 έως 150 ημερών.
Οφείλονται στήν γρήγορη απώλεια της μάζας των από τον ηλιακό άνεμο.
Αστέρες εκλάμψεων. Είναι ερυθροί νάνοι αστέρες της
κυρίας ακολουθίας φασματικών τύπων Μ3 έως Μ6 οι οποίοι παρουσιάζουν μία
ταχύτατη στιγμιαία έκλαμψη εύρους 1-2
μεγεθών. Με τον όρο έκλαμψις
εννοούμε μία βραχείας χρονικής
διαρκείας απελευθέρωση τεραστίων ποσοτήτων ενεργείας από την φωτόσφαιρα τού
αστέρος η οποία δίνει τόση φωτεινότητα, ώστε ολόκληρος ο αστέρας να
παρουσιάζεται πολύ λαμπρότερος. Παρόμοια
φαινόμενα εκλάμψεων παρατηρώνται και στόν ήλιο με τήν διαφορά όμως ότι είναι
πολύ περιορισμένης εκτάσεως φαινόμενα στήν φωτόσφαιρά του. Τα φάσματα των αστέρων εκλάμψεων παρουσιάζουν
γραμμές εκπομπής υδρογόνου και ιονισμένου ασβεστίου.
Τυπικά παραδείγματα αστέρων
εκλάμψεων είναι ο Εγγύτατος του Κενταύρου με κύριο αντιπροσωπευτικό αστέρα τον UV Κήτους ο
οποίος με τίς εκρήξεις πού παρουσιάζει κάθε 1,5 ημέρες περίπου αυξάνει την
λαμπρότητά του κατά 1 ή 2 μεγέθη.
* Οι αστέρες επίσης τού τύπου BY
Δράκοντος εκτός από τίς εκλάμψεις που παρουσιάζουν, έχουν μία
σκοτεινή ανομοιογένεια στίς ατμόσφαιρές των με αποτέλεσμα τις μεταβολές των
λαμπροτήτων των σε μία περιστροφή γύρω από τόν άξονά των.
Αστέρες nova ή νέοι αστέρες.
(βλέπε κεφάλαιο διπλοί αστέρες, εξέλιξις διπλών
συστημάτων).
ΑΣΥΝΗΘΙΣΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ.
Σε αυτό το κεφάλαιο
περιλαμβάνονται δύο άλλες κατηγορίες αστέρων οι οποίοι παρουσιάζουν ξεχωριστές ιδιομορφίες όπως και
η περίπτωση τού ογκώδους αστέρος η Τρόπιδος.
Αστέρες Wolf-Rayet. Κύριο χαρακτηριστικό των
αστέρων αυτών είναι ότι περιβάλλονται από κελύφη αερίων τα οποία διαστέλλονται
πρός όλες τις κατευθύνσεις με ταχύτητες
μέχρι και 3000 χιλ/δευτερόλεπτο. Διά μέσου τών κελυφών αυτών εκτοξεύονται
μεγάλες ποσότητες υλικών στό
διάστημα και ο αστέρας χάνει συνεχώς
μάζα. Είναι νέοι στήν ηλικία με μεγάλες επιφανειακές
θερμοκρασίες 20.000 έως 50,000οΚ και με
απόλυτα μεγέθη μεταξύ -4 και -3. Στό
φάσμα των κυριαρχούν γραμμές εκπομπής που οφείλονται σε ισχυρώς ιονισμένα άτομα
διαφόρων στοιχείων. Με κριτήριο την
χημική των σύσταση διακρίνονται στίς ομάδες άνθρακος (WC) καί
αζώτου (WN). Παράδειγμα
αστέρος Wolf-Rayet είναι ο η Ταύρου (Πλειώνη) η
οποία παρουσίασε έναν αεριώδη δακτύλιο ο οποίος παράγεται από τήν αστάθεια
περιστροφής τού αστέρος.
Μαγνητικοί αστέρες. Οι αστέρες αυτοί ενώ έχουν σταθερή λαμπρότητα,
παρουσιάζουν στό φάσμα των σταθερές ή περιοδικές μεταβολές όπως και στίς εντάσεις των
μαγνητικών των πεδίων τα οποία είναι εκατοντάδες ή και χιλιάδες φορές
ισχυρότερα από αυτά τού ηλίου. Οι
μαγνητικοί αστέρες είναι φασματικού τύπου Α με έντονες γραμμές μετάλλων όπως
χρωμίου, στροντίου και σπανίων γαιών. Οι
μεταβολές τών μαγνητικών πεδίων κατά τον Babcock
οφείλονται σε υδρομαγνητικές αναπάλσεις οι οποίες συμβαίνουν στά στρώματα της
επιφανείας των αστέρων αυτών ανάλογα με την θεμελιώδη περίοδο των 22 ετών του ηλιακού κύκλου.
To 1958 o Babcock
δημοσίευσε κατάλογο με 89 μαγνητικούς αστέρες μεταξύ των οποίων είναι ο W
Παρθένου, ο α2 Θηρευτικών Κυνών κλπ.
Αστέρας η Τρόπιδος. Είναι ο ογκωδέστερος αστέρας τον οποίο γνωρίζουμε
μέχρι σήμερα στην γαλαξιακή μας περιοχή, ένας νεοδημιουργηθείς πρόσφατα
αστέρας- μαμμούθ 150 φορές μεγαλύτερος σε μάζα από τον ήλιο και εκτός των άλλων
είναι ισχυρότατη πηγή υπέρυθρης ακτινοβολίας στόν ουρανό όπως και πηγή ακτίνων
Χ και ραδιοκυμάτων. Υπολογίζεται ότι η
συνολική φωτεινότητα τού η Τρόπιδος είναι 5 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη της
ηλιακής. Το οπτικό μέγεθος του αστέρος
τα τελευταία 300 χρόνια παρουσίασε σημαντικές μεταβολές , Ο Halley το 1677
τον σημειώνει σάν αστέρα 4ου μεγέθους ενώ το έτος 1843 ήταν ο δεύτερος
σε λαμπρότητα αστέρας μετά τόν Σείριο λάμποντας με m=-
0,9 όταν η απόστασή του από τον ήλιο
υπολογίζεται σε 7500 έτη φωτός !
Η μεγάλη αύξησις της λαμπρότητος οφείλεται σε
μία κολοσσιαία έκρηξη τού αστέρος αγνώστου αιτίας από την οποία εκτινάχθηκαν
μεγάλες ποσότητες υλικού μεγέθους μερικών ηλιακών μαζών με ταχύτητες 1000
χιλιομέτρων/δευτερόλεπτο. Η έκρηξις δημιούργησε ένα διπολοειδές στήν μορφή
νεφέλωμα το οποίο κρύβει τον ογκώδη αστέρα ο οποίος ενδέχεται να μήν είναι ένας
αστέρας, αλλά διπλό σύστημα αστέρων. Τα
επόμενα 100 χρόνια το φαινόμενο μέγεθος του η Τρόπιδος μειώθηκε ανώμαλα στό όριο της ορατότητος μέ
γυμνό οφθαλμό (6ον) ενώ στίς ημέρες μας είναι αστέρας 7ου οπτικού μεγέθους με
τάση αυξήσεως τής λαμπρότητός του εκ νέου.
Το ορατό διπολοειδές νεφέλωμα είναι γνωστό με τό όνομα Homunculus
(ανθρωποειδές), ρεαλιστικές εικόνες τού οποίου μάς έδωσε το διαστημικό
τηλεσκόπιο Hubble (HST). Το νεφελώδες
κέλυφος κάτω από την διαστολή θερμών αερίων μαζών διαδοχικά μεγαλώνει
και ο αστέρας παρουσιάζεται λαμπρότερος.
Με τήν βαθμιαία ψύξη τών αερίων το περίβλημα γίνεται αδιαφανές "κρύβωντας" το
φώς τού εσωτερικού αστέρος. Η διαστολή
ξεκίνησε όταν ο αστέρας παρουσίαζε τήν μεγαλύτερή του φωτεινότητα, αλλά όμως το
αεριώδες κέλυφος δέν θα κρατηθεί περισσότερο από μερικές εκατοντάδες χρόνια
λόγω τού μεγάλου όγκου που καταλαμβάνει.
Αστέρες σάν τόν η Τρόπιδος με τόσο μεγάλες μάζες δύσκολα θα ισορροπήσουν
και οπωσδήποτε σε σχετικά σύντομο χρονικό διάστημα θα εκραγούν χαωτικά σαν
υπερκαινοφανείς.
Πολύ κοντά στόν η Τρόπιδος
ευρίσκεται το ομώνυμο νεφέλωμα, ένα τεράστιο νεφέλωμα όπου δημιουργούνται
βρεφικοί αστέρες.
ΟΙ ΔΙΠΛΟΙ ΚΑΙ ΟΙ ΠΟΛΛΑΠΛΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ
K
Ένα Γενικά. Παρατηρώντας
τους αστέρες με ένα μεγεθυντικό όργανο (κυάλια ή τηλεσκόπιο) εκτός του ότι
διακρίνουμε αριθμητικά πολύ περισσότερους και αμυδρότερους , παρουσιάζεται η
εικόνα ότι πολλοί από αυτούς οι οποίοι φαίνονται γενικά μεμονωμένοι στον γυμνό
οφθαλμό, να αναλύονται σε δύο ή και περισσότερους αστέρες σε φαινομένη γωνιώδη
απόσταση λίγων δευτερολέπτων τόξου.
Εξηγηματικά συμβαίνουν δύο πράγματα :
Ή οι αστέρες αυτοί φαίνονται ότι γειτνιάζουν από προβολή, δηλαδή
συμβαίνει να ευρίσκονται κοντά μεταξύ των στην ίδια ουράνια περιοχή αλλά με
τελείως διαφορετικές αποστάσεις ο ένας από τον άλλο, ή να αποτελούν μεταξύ των
φυσικά ζεύγη αστέρων οι οποίοι όπως οι πλανήτες περιστρέφονται γύρω από το
κοινό κέντρο των μαζών των. Η εικόνα των διπλών ή πολλαπλών αστέρων στο
τηλεσκόπιο είναι πολύ όμορφη , καθόσον είναι δυνατόν να δημιουργείται κοντράστ
διαφορετικών χρωμάτων των μελών, όπως και ανίσων οπτικών μεγεθών σε διαφορετικές γωνιώδεις αποστάσεις.
Από απόψεως φυσικής δομής και
εξελίξεως οι διπλοί αστέρες μάς
αποκαλύπτουν τις πολύ παράξενες όσο και συναρπαστικές ιδιομορφίες των για τον
λόγο ότι αστέρες διαφορετικών φασματικών τύπων, ηλικιών και εξελικτικών μορφών
ευρίσκονται πολύ κοντά "πρόσωπο με πρόσωπο" όπου ανάλογα επιδρά ο
ένας στον άλλο όπως θα δούμε παρακάτω.
Ιστορικό. Ο
Πτολεμαίος τον 1ον αιώνα μ.Χ αναφέρει
στην "Αλμαγέστη" τον αστέρα ν
Τοξότου (αραβικά Άιν άλ-Ραμί) με την φράση "ο επί του οφθαλμού
διπλούς". Χωρίς την χρήση τηλεσκοπίου αφού τότε δεν είχε εφευρεθεί και
αργότερα κατά τον 9ον αιώνα μ.Χ οι Άραβες αστρονόμοι αναφέρουν ότι πολύ κοντά
στον ζ της Μεγάλης Άρκτου (Μιζάρ) υπάρχει ένας αμυδρός
αστέρας , ο Αλκόρ ο οποίος φαίνεται
μόνον από ανθρώπους με μεγάλη οξυδέρκεια οράσεως και γι' αυτόν τον λόγο τον
μεταχειρίζονταν σαν "δοκιμή" προκειμένου να εξασκήσουν την όρασή των
οι Άραβες στρατιώτες. Ο Αλκόρ αποτελεί
μαζί με τον Μιζάρ ο οποίος και αυτός είναι οπτικά διπλούς, ένα πολλαπλό σύστημα
αστέρων. Με την χρήση του τηλεσκοπίου
στην αστρονομία, το 1650 ο Rizzioli ανακαλύπτει τον πρώτο διπλούν
αστέρα, τον αναφερθέντα Μιζάρ. Στη
συνέχεια (1656) ο Hoygens διαπιστώνει ότι ο
θ Ωρίωνος είναι πολλαπλούς και το έτος 1668 ο Hook τον γ Κριού (Μποτέιν) σαν διπλό αστέρα.
Το 1685 ο Fontenait ανακαλύπτει τον α
Νοτίου Σταυρού (Ακρούξ), ο Riseaux το
1689 τον α Κενταύρου (Ρίγκιλ) και τον γ Παρθένου (Πορρίμα) το 1718 και τον Κάστορα το 1719, ο Bradley
διαδοχικά τον 61 Κύκνου (1753) και
τον β Κύκνου (Αλμπιρέο ή Μινκάλ-έλ-Ντετατζέ) το έτος 1755. Το 1761 ο Lampert
αποδεικνύει ότι οι διπλοί αστέρες αποτελούν συστήματα φυσικών ζευγών και το
έτος 1781 ο Hersel δημοσιεύει τον πρώτο κατάλογο με 703 διπλούς αστέρες.
Πάντως ο σημαντικώτερος ιστορικός κατάλογος είναι αυτός του Aitken (
1918) με τίτλο "διπλοί
αστέρες"(τόμοι 2 με 17.180 ζεύγη).
Πλήθος των πολλαπλών αστέρων. Με την
στατιστική οδό έχει υπολογισθεί ότι ο μέσος αριθμός των διπλών αστέρων του γαλαξία
μας είναι μεγάλος, αφού το 50% αυτών είναι πολλαπλοί και τουλάχιστον το 25%
διπλοί. Από τους 37 πλησιέστερους
αστέρες σε ακτίνα 12 ετών φωτός , 13 είναι απλοί, 18 είναι διπλοί και οι 6
τριπλοί.
 |
Στοιχεία αναγνωρίσεως των τροχιών των διπλών αστέρων στον χώρο. Σε ένα σύστημα διπλών αστέρων ο
αστέρας με την μεγαλύτερη μάζα λέγεται πρωτεύων αστέρας, ενώ ο μικρότερος συνοδός. Οι τροχιές των συνοδών αστέρων είναι
ελλείψεις και αυτό που διαπιστώνει ο παρατηρητής είναι η προβολή της
πραγματικής τροχιάς του συνοδού στην νοητή κάθετη γραμμή που τον ενώνει με τους
αστέρες αυτούς σε διάφορες κλίσεις. Όμως
εδώ ο πρωτεύων αστέρας δεν κατέχει μία από τις εστίες της ελλείψεως και για τον
ορισμό των τροχιών των ζευγών στις παρατηρήσεις μας χρησιμοποιούμε τις εξής παραμέτρους
όπως δείχνει το σχήμα :
α) Γωνιώδης απόστασις (p). Είναι η
φαινομενική
γωνία μεταξύ των αστέρων του
ζεύγους και
του παρατηρητή. Συνήθως είναι
πολύ μικρή (μερικά δεύτερα
τόξου ή κλάσμα δευτερο
λέπτου).
β) Γωνία
θέσεως (θ).
Είναι η γωνία που σχημα
τίζεται από την διεύθυν-
ση των τεσσάρων σημείων του
ορίζοντος
η οποία συνδέει το ζεύγος των
αστέρων και μετράται από τον βορρά πρός ανατολάς 0-360ο (σχήμα) . Η μεταβολή αυτών των δύο
ποσοτήτων μας δίνει την σχετική κίνηση και τις θέσεις των μελών όπως φαίνεται
σε δύο επόμενα παραδείγματα οπτικών ζευγών, του γ Παρθένου και του α Διδύμων :
 |
Στοιχεία τροχιών των πολλαπλών αστέρων. Σε ένα σύστημα πολλαπλών
αστέρων όπως και στους πλανήτες εφαρμόζονται οι τρείς νόμοι του Kepler, προκειμένου δε να καθορισθούν οι διάφοροι τροχιακοί
παράμετροι των φυσικών ζευγών στον χώρο, πρέπει να ληφθούν υπ' όψιν τα εξής:
Η μέση απόσταση των αστέρων
(μεγάλος ημιάξονας τροχιάς) σε δευτερόλεπτα τόξου (").
Η εκκεντρότητα της τροχιάς του
συνοδού αστέρος.
Η κλίση του επιπέδου της
τροχιάς του συνιστώντος ως πρός το επίπεδο του ουρανού και την καθετότητα της
οπτικής ακτίνος που συνδέει το ζεύγος με τον παρατηρητή.
Η γωνία θέσεως (τομή του
επιπέδου τροχιάς με το ουράνιο επίπεδο), όπως και η γωνία διευθύνσεως του
περιάστρου με το επίπεδο της τροχιάς του συνοδού.
Ο χρόνος διαβάσεως του συνοδού
από το περίαστρο όπως και η μέση ετησία κίνησίς του (περίοδος περιφοράς).
Δίδονται παρακάτω τα τροχιακά
στοιχεία μερικών διπλών συστημάτων :
-
Όνομα οπτικά
μεγέθη τελικό φασματικοί
περίοδος μάζες μεγάλος
αποστάσεις
αστέρος συνιστώντων οπτικό
τύποι περιφ.(έτη) ήλιος=1
ημιάξων συνιστώντων
μέγεθ
(εκατ.χιλ)(αστρ.μον.)
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Αίξ 0,8-1,1 0,2 G0-F5
0,285 4,2-3,3 83 0,85
ζ Ηρακλέους 3,1-5,0 3,0 G0
34,38 1,1-0,5 2.040 12.2
Σείριος -1,4-8,4 -1,4 A0-F0
49,94 2,4-1,0 3.060 20.4
α Κενταύρου 0,4-1,6 1,0 G0-K5
80,0 1,1-0,9 3.500 23.3
γ Παρθένου 3,7-3,7 2,9 F0-F2
171,4 0,8-0,6 6.800 45,3
η Κασσιόπης 3,7-7,4 3,6 F8-K0
400,9 3,2-3,1
9.000 60,0
Σημείωση : η στήλη με τον όρο τελικό οπτικό μέγεθος αφορά το φαινόμενο
οπτικό μέγεθος του ζεύγους όταν αυτό παρατηρείται χωρίς ανάλυση από το οπτικό
όργανο, δηλαδή όταν φαίνεται σαν ένας μόνο αστέρας.
Κατά κανόνα οι περίοδοι των
ζευγών είναι ανάλογοι με τις περιόδους των τροχιών των εξωτερικών τροχιών των
πλανητών του ηλιακού μας συστήματος ενώ σε πολλές περιπτώσεις αυτές κυμαίνονται
από λίγες ώρες έως και πολλά χιλιάδες χρόνια.
Πολλαπλοί αστέρες. Συνήθως
ονομάζονται πολλαπλοί αστέρες, οι αστέρες οι οποίοι όταν παρατηρηθούν με οπτικό
όργανο αναλύονται σε περισσότερους από δύο συνιστώντες, άν και κατά μίαν
έννοιαν είναι δυνατόν ένα οπτικώς διπλό ή τριπλό σύστημα να αποτελείται και από
άλλους συνοδούς οι οποίοι δεν φαίνονται οπτικά είτε γιατί έχουν πολύ μικρή
απόσταση μεταξύ των, και γιατί είναι
σκοτεινοί ή πολύ μικρών διαστάσεων. Εδώ θα αναφέρουμε μερικά παραδείγματα
πολλαπλών αστέρων ορατών στο τηλεσκόπιο και από τους τριπλούς ξεχωρίζουμε :
Οπτικά μεγέθη συνιστώντων
ι Κασσιόπης 4,2-7,1 8,1
11 Μονοκέρωτος 5,0-5,6 6,0
12 Λυγκός 5,2-6,1 7,4
ζ Καρκίνου 5,0-5,7 5,5
ξ Ζυγού 4,9-5,2 7,2
Οι τετραπλοί αστέρες συνήθως
αποτελούνται από δύο διπλώς διπλούς με χαρακτηριστικό παράδειγμα τον ε Λύρας ο
οποίος άν και φαίνεται διπλός με γυμνό οφθαλμό, οι δύο αστέρες στο τηλεσκόπιο
αναλύονται σε επιμέρους δύο (σχήμα).
Οι οπτικώς πολλαπλοί αστέρες οι
οποίοι αποτελούνται από περισσότερους των 5 μελών είναι σπάνιοι, μερικοί από
τους οποίους είναι : γ Πρύμνης-εξαπλούς, 45 Λαγωού-εννεαπλούς, β
Διδύμων-εξαπλούς και τέλος ο αστέρας θ Ωρίωνος, το γνωστό "τραπέζιο του
Ωρίωνος" ο οποίος λόγω του σχήματος που παρουσιάζει θεωρείται ο ωραιότερος
πολλαπλούς αστέρας του ουρανού (σχήμα).
Στην διπλανή σελίδα
παρουσιάζονται τα 10 κυριώτερα διπλά και πολλαπλά συστήματα, τα ωραιότερα κατά
την γνώμη μας με τα εξής στοιχεία :
Όνομα
αστέρος Διαχωρισμός Γωνία θέσεως Μεγέθη
|
σε
" τόξου σε μοίρες συνιστώντων
|
β Κύκνου(Αλμπιρέο)
34,4 54 3,1-5,0
|
ζ Μεγ.Άρκτου(Μιζάρ)
14,4 152 2,4-4,0
|
δ Κόρακος(Αλγοράμπ)
24,2 214 3,0-9,2
|
ξ Βοώτου
7-66,7 310-348 4,7-7,0-10,0
|
ν Δράκοντος
61,9 312 5,0-5,0
|
β Σκορπίου(Ακράμπ)
13,6 21 2,6-4,9
|
γ Κριού(Μποτέιν)
7,8 0 4,8-4,8
|
γ Ανδρομέδας(Αλαμάκ)
9,8 63 2,3-5,4
|
θ1 Ωρίωνος
8,8-12,8-21,5 31-132-96 6,7-7,9-5,1-6,7
|
ε1 Λύρας
2,6 357 5,0-6,1
|
ε2 Λύρας
2,3 94 5,2-5,5
|
Η παρατήρηση των πολλαπλών
αστέρων με ένα οπτικό όργανο (κυάλια, τηλεσκόπιο) εξαρτάται από τον βαθμό της διαχωριστικής
ικανότητος, δηλαδή κατά πόσον αυτό είναι ισχυρό για να ξεχωρίσει τους
αστέρες, ένας παράγοντας ο οποίος εξαρτάται ευθέως από την διάμετρο του
αντικειμενικού φακού του οργάνου μας.
Φασματοσκοπικώς διπλοί αστέρες. Όταν οι
αστέρες του ζεύγους κινούνται σε σχετικά πολύ μικρές αποστάσεις μεταξύ των
(χιλιάδων χιλιομέτρων), τότε δεν είναι δυνατόν
να φανούν οπτικά, αλλά εντοπίζονται τα τροχιακά των στοιχεία δια μέσω
του φάσματός των. Εκεί δηλαδή που οι
προβαλλόμενες γραμμές του φάσματος ενός αστέρος
έχουν την κανονική τους τοποθέτηση, διαπιστώνεται ότι περιοδικά
μετατοπίζονται από την θέση των σε αντίθετες διευθύνσεις και παρουσιάζονται
διπλές γραμμές. Αυτό το γεγονός μάς
φανερώνει έμμεσα την ύπαρξη των κινήσεων του κοντυνού συνοδού του αστέρος που
σε άλλη περίπτωση είναι αόρατος. Πρώτος ο Pickering το
1889 διαπίστωσε ότι οι δύο συνιστώντες του αστέρος Μιζάρ (ζ Μεγ. Άρκτου) είναι
φασματοσκοπικώς διπλοί, δηλαδή εδώ έχουμε ένα πενταπλό σύστημα (μαζί με τον
μακρυνότερο Αλκόρ). Άλλοι λαμπροί φασματοσκοπικά διπλοί αστέρες είναι ο Στάχυς(
α Παρθένου), η Αίγα(α Ηνιόχου), ο Κάστωρ (α Διδύμων) ο Αλγόλ (β Περσέως) κλπ .
Η πείρα των παρατηρήσεων αυτών υποδεικνύει ότι ένας στους 3-4 αστέρες είναι
στενά φασματοσκοπικά ζεύγη.
Αόρατοι συνοδοί. Σε ένα
διπλό σύστημα αστέρων οι μάζες των συνιστώντων ευρίσκονται με τον υπολογισμό
των κινήσεων του ζεύγους γύρω από το κοινό κέντρο βάρους
των με ειδική
μέθοδο προβολής με την οποία πρώτος ο Bessel
ανακάλυψε τον αόρατο μικροσκοπικό συνοδό του Σειρίου που ανήκει στους λευκούς
νάνους. Με τον τρόπο αυτό έχουν κυρίως
εντοπισθεί σκοτεινοί συνοδοί μικρών διαστάσεων όπως 2 γιά τον αστέρα του Barnard , δύο
συνοδοί για τον Ross 614, ένας γιά το οπτικό ζεύγος 61 Κύκνου κλπ. Με τις μετρήσεις αυτές υπολογίζονται εκτός
των άλλων με μεγάλη ακρίβεια οι αποστάσεις
των σκοτεινών σωμάτων από τον κεντρικό αστέρα, οι περίοδοι περιφοράς των
κλπ.
Φωτομετρικά ζεύγη και καμπύλες φωτός.
Η απόδειξη ότι ένας αστέρας είναι διπλούς είναι δυνατόν
να πιστοποιηθεί όταν το επίπεδο περιφοράς των συνιστώντων είναι κάθετο ως πρός
τον παρατηρητή. Τότε, όπως φαίνεται στο
παρακάτω σχήμα, ο συνοδός αστέρας κάθε μία φορά στην κίνησή του γύρω από τον
πρωτεύοντα θα παρουσιάζεται ότι κατά χρονικά διαστήματα περνά μπροστά του
προξενώντας διάβαση (Α) , ενώ όταν θα ευρίσκεται πρός τα οπίσω του θα του
προξενείται από τον κύριο αστέρα μερική ή ολική απόκρυψη η οποία λέγεται επιπρόσθησις
(Γ), ενώ στις θέσεις Β και Δ προστίθενται οι δύο λαμπρότητες. Από αυτές τις φαινομενικές κινήσεις
του ζεύγους, η καμπύλη φωτός θα
παρουσιάζει περιοδικές αυξομειώσεις ανά τακτά χρονικά διαστήματα. Από τις
καμπύλες φωτός είναι δυνατόν να υπολογισθούν οι ακτίνες των δύο αστέρων , οι
περίοδοι περιφοράς και οι μορφές των τροχιών των.
Οι αστέρες αυτοί φαίνεται ότι
μεταβάλλουν περιοδικά την συνολική λαμπρότητα και έχει επικρατήσει να λέγονται
μεταβλητοί δι' εκλείψεων.
Αστέρες μεταβλητοί δι' εκλείψεων. Τυπικό
παράδειγμα αστέρος αυτής της ονομασίας είναι ο β Περσέως αραβικά Αλγόλ
, τα αίτια της μεταβολής της λαμπρότητός του εικονίζονται στο σχήμα. Μέσα σε
μία χρονική περίοδο 2 ημερών και 21 ωρών το φαινόμενο οπτικό μέγεθος του Αλγόλ
κυμαίνεται από 2,3 (μέγιστο) έως 3,5 (ελάχιστο). Η άνοδος όσο και η πτώση των
μεγεθών γίνεται με γρήγορους ρυθμούς και σε σχετικά ίδια διαστήματα λόγω της
κυκλικής μορφής της τροχιάς του συνοδού. Ο κύριος αστέρας είναι φασμ.τύπου Β8
και ο συνοδός F , άρα είναι σκοτεινότερος, 20% μικρότερος σε διάμετρο
και απέχει 21 εκατ.χιλ από τον κύριο αστέρα. Οι δύο αυτοί αστέρες συγκοινωνούν
μεταξύ των με μία κοινή γέφυρα ανταλλαγής υλικών ενώ γύρω τους περιστρέφεται
και άλλος αστέρας σε διάστημα 1,87 έτους.
Οι περίοδοι των μεταβλητών
αστέρων δι' εκλείψεων κυμαίνονται μεταξύ 80' λεπτών (WZ
Βέλους) και 27 ετών (ε Ηνιόχου), όμως κατά μέσο όρο είναι 2-3 ημέρες.
Η
ΦΥΣΗ ΤΩΝ ΑΣΤΡΙΚΩΝ ΖΕΥΓΩΝ.
Γέννηση των διπλών αστέρων. Η
επικρατέστερη θεωρία για την δημιουργία ενός συστήματος διπλών αστέρων είναι
ότι σε ένα αρχικό νέφος υλικού
σχηματίζονται κέντρα μάζας τα
οποία εξελίσσονται συγχρόνως σε δύο διαφορετικούς αστέρες με την περιστροφή του
ενός γύρω από τον άλλο όπου διατηρείται η κεντρική ροπή του νεφελώματος
(σχήμα).
Όταν οι αστέρες ενός ζεύγους ευρίσκονται πολύ κοντά ο
ένας με τον άλλο όπως συμβαίνει στην πλειοψηφία των και λόγω των κοντυνών
βαρυτικών αλληλεπιδράσεων και της περιστροφής, οι αστέρες αποκτούν ελλειψοειδές σχήμα ενώ μεταξύ των
δημιουργούνται αεριώδη περιβλήματα
τα οποία και περιβάλλουν τους
συνιστώντες αστέρες. Διά μέσω αυτών
των περιβλημάτων γίνεται κυκλοφορία υλικών από τον ένα αστέρα
στον άλλο (βλέπε σχήμα σελ.103).
Τα αεριώδη περιβλήματα
εφάπτονται μεταξύ των στα εσωτερικά σημεία ισορροπίας τού Langrange και η όλη μορφή που παρουσιάζεται
θυμίζει κλεψύδρα από όπου και λέγεται κλεψύδρα
Roche από το όνομα
τού επιστήμονος πού τα εμελέτησε (Roche lobe, σχήμα
-a).
Όταν ο ένας αστέρας κατά την
εξέλιξή του διασταλεί δραματικά σε ερυθρό γίγαντα σχηματίζοντας πυρήνα από
ήλιον, τα υλικά της ατμόσφαιράς του θα "απλώσουν" και θα γεμίσουν το
περίβλημα αερίου (ζεύγος ημιεπαφής, σχήμα -b). Στη συνέχεια το υλικό θα κυκλοφορήσει πρός
τον άλλο συνοδό διά μέσου τών σημείων ισορροπίας, ο οποίος το έλκει με
αποτέλεσμα την δημιουργία
"γέφυρας" υλικού (σχήμα
-c).
Ενδιαφέροντα παραδείγματα αυτής της περιπτώσεως αποτελούν τα ζεύγη νάνων
καινοφανών και ζευγών ακτίνων Χ όπου ο ένας αστέρας είναι θερμός γίγαντας και ο
συνοδός ένας αστέρας νετρονίων ή μία μελανή οπή. Τότε ο συνοδός διά μέσω αυτής
της γέφυρας "καταβροχθίζει" ακατάπαυστα τα υπέρθερμα υλικά τού
πρωτεύοντος αστέρος με αποτέλεσμα την φυσική δημιουργία ακτίνων Χ όπως θα
αναφέρουμε στις επόμενες σελίδες. Στην
περίπτωση τού διπλού συστήματος SS 433 το οποίο αποτελείται από έναν θερμό αστέρα
φασματικού τύπου Ο και από έναν αστέρα νετρονίων, ο τελευταίος έλκει δυνατά τα
υλικά τού πρώτου τα οποία σχηματίζουν έναν αεριώδη δακτύλιο με πίδακες γύρω από
τον αστέρα νετρονίων με παραγωγή ακτίνων Χ και ραδιοκυμάτων.
Εάν συμβεί να
"γεμίσει" από υλικό και ο δεύτερος συνοδός στήν πορεία της εξελίξεώς
του, τότε το σύστημα λέγεται ζεύγος
αστέρων επαφής (σχήμα -d), το
οποίο χαρακτηρίζεται από την κυκλοφορία
αερίων υλικών από τον ένα αστέρα στον άλλο.
Μεταβλητοί αστέρες τύπου β Λύρας. Είναι
τυπικό παράδειγμα ζεύγους αστέρων επαφής όπου και τα δύο μέλη είναι ογκώδεις
γίγαντες αστέρες φασματικών τύπων Β9 καί Β2 και περίπου ίσων μαζών. Η τροχιά τού συνοδού είναι κάθετη πρός την
ακτίνα που συνδέει τους αστέρες με τον παρατηρητή (επιβατική ακτίνα) με
αποτέλεσμα μεταξύ των άλλων να προξενώνται εκλείψεις τού κυρίου αστέρος από τον
συνοδό σε μία χρονική περίοδο 12 περίπου ημερών. Η καμπύλη φωτός παρουσιάζει δύο άνισα
ελάχιστα και δύο ίσα μέγιστα. Το
παρεμβαλλόμενο υλικό μεταξύ των αστέρων προξενεί ελάττωση και αυξομειώσεις στίς
φωτεινότητες των αστέρων, ενώ διασκορπίζεται συνέχεια στο διάστημα με
αποτέλεσμα να υπάρχει απώλεια μάζης τού συστήματος.
Παρόμοιο παράδειγμα ζεύγους
επαφής αποτελούν οι μεταβλητοί αστέρες τύπου W
Μεγάλης Άρκτου.
Η
ΕΞΕΛΙΚΤΙΚΗ ΠΟΡΕΙΑ ΤΩΝ ΑΣΤΡΙΚΩΝ ΖΕΥΓΩΝ.
Γενικά. Σε ένα
στενό ζεύγος αστέρων κατά την διάρκεια
της εξελίξεως των συνοδών λαμβάνουν χώρα πολλές
ιδιαιτερότητες , ο βαθμός των
οποίων εξαρτάται από παράγοντες όπως τα μεγέθη των αρχικών μαζών των
αστέρων και οι συγκριτικές μεταξύ των
διαφορές σε σχέση με το κατά πόσον είναι δυνατόν ο ένας να επηρεάζει τον άλλο
στην γνωστή εξελικτική των πορεία.
Διάφορα κατακλυσμικά και χαωτικά φαινόμενα είναι δυνατόν να συμβούν τα
οποία προξενούν ιδιάζουσες καταστάσεις.
Άς εξετάσουμε σε γενικές γραμμές αυτά τα πιθανά μοντέλα εξελίξεως διπλών αστέρων με αρχικό
κριτήριο τις μάζες των σε σύγκριση με τον ήλιο, όσο και μεταξύ των.
α- Εάν οι μάζες των συνοδών δεν
διαφέρουν αρκετά και όταν ο πρωτεύων αστέρας διασταλεί και "γεμίσει"
τον δίσκο του, σταδιακά το υλικό θα κυκλοφορήσει στον άλλο αστέρα σαν μία
γέφυρα επικοινωνίας από τον έναν στον άλλο
από όπου και μετά θα δημιουργηθεί ένα κοινό περίβλημα το οποίο στην
συνέχεια θα χαθεί και οι αστέρες θα μετατραπούν σε ζεύγος λευκών νάνων οι οποίοι σταδιακά απομακρύνονται .
β- Εάν οι μάζες των συνοδών
διαφέρουν περισσότερο από 2 φορές και αφού ο πρωτεύων αστέρας
"γεμίσει" , θα σχηματισθεί ένα κοινό πλέον περίβλημα μεταξύ των
αστέρων οι οποίοι θα κινηθούν κοντύτερα ο ένας με τον άλλο και είναι δυνατόν τα υλικά του πρωτεύοντος
που κυκλο-φορούν να συγκρουσθούν με τον τεραστίων πυκνοτήτων συνοδό λευκό νάνο
και να προκαλέσουν ισχυρές εκρήξεις στό σύστημα. (καινοφανής αστέρας ή κατακλυσμικός nova) .
Άν πάλι δεν γίνει σύγκρουση υλικών, οι
συνοδοί αστέρες σταδιακά στην εξέλιξή των θα γίνουν λευκοί
νάνοι πλούσιοι σε άνθρακα καί σε
νέον(σχήμα).
Καινοφανείς αστέρες (novae) ή κατακλυσμικοί αστέρες .
Ιστορικό. Από
καιρού σε καιρό είναι δυνατόν στόν ουρανό να αναλάμψει ξαφνικά ένας
"νέος" αστέρας ο οποίος φαίνεται να προστίθεται στό σύνολο τών
υπαρχόντων και στήν συνέχεια με την πάροδο χρονικού διαστήματος να εξαφανίζεται
από τα μάτια μας. Ο αστέρας αυτός ονομάζεται
καινοφανής ή νέος αστέρας (λατινικά nova) παρόλο πού αποδεικνύεται ότι
δέν είναι καθόλου νέος στήν ηλικία και δέν είναι ένας, αλλά κατακλυσμικό διπλό
σύστημα αστέρων. Ανά την ιστορία, ιδίως
τους τελευταίους αιώνες με την χρήση τού τηλεσκοπίου έχουν μελετηθεί πολλοί
νέοι αστέρες, οι πιό αξιοσημείωτοι τού 20ου αιώνος είναι :
1-Ο νέος τού Αετού (nova Aquilae)- 1918. Ανακαλύφθηκε από τον Ολλανδό Κουρβουαζιέ το
έτος 1918 ενώ στήν Ελλάδα μελετήθηκε από τον διευθυντή του γυμνασίου Μυτιλήνης
Ολυμπίου. Την 7/6ου ήταν αστέρας 2ου
μεγέθους αλλά μετά από 2 ημέρες έφθασε στό μέγιστο της λαμπρότητός του
ίσο με - 0,2, δηλαδή έγινε ο
τέταρτος κατά σειρά λαμπρότητος αστέρας τού ουρανού και μετά σταδιακά έπεσε στό
11ο μέγεθος. Κατά την εποχή τής εκλάμψεως
εκτοξεύθηκαν στρώματα αερίου τα οποία διαστέλλονται με ταχύτητα 2300
χιλ/δευτερόλεπτο. Ο νέος τού Αετού
επειδή συνέπεσε να εμφανισθεί με τό τέλος του Α' Παγκοσμίου πολέμου, ονομάσθηκε
από τούς συμμάχους αστέρας τής νίκης.
2-Ο νέος τού Ηρακλέους (nova Herculis)-1934. Ανακαλύφθηκε την 13/12/1934 από τον Πρεντίς
στόν αστερισμό του Ηρακλέους 10 μοίρες ΒΑ του Βέγα σαν αστέρας 3ου
μεγέθους. Η λαμπρότητά του την επόμενη
ημέρα ελαττώθηκε και στην συνέχεια αυξήθηκε απότομα όπου την 22/12ου έφθασε το
1,3 μέγεθος. Με διακυμάνσεις, την 22/1/1935 έπεσε στο 1,8 μέγεθος, όπου με
αυξομειώσεις της λαμπρότητός του φθίνοντας τον Μάρτιο του 1935 ήταν αστέρας 5ου
μεγέθους και από τότε κατέπεσε απότομα και έγινε αόρατος στον γυμνό οφθαλμό.
Εξήγηση τών αναλαμπών των νέων αστέρων.
Σε ένα εξελικτικό κλειστό ζεύγος αστέρων όπου ο ένας
συνοδός ειναι λευκός νάνος τεραστίων
πυκνοτήτων και ο άλλος είναι αστέρας κυρίας ακολουθίας, ο λευκός νάνος αστέρας έλκει και απορροφά
τα υλικά της ατμόσφαιρας του πρωτεύοντος
αστέρος. Τα υλικά σχηματίζουν έναν δίσκο γύρω από τον λευκό
νάνο και συγκεντρώνονται σε ένα επίπεδο της επιφανείας του αστέρος κάτω από
συνθήκες υψηλών πιέσεων και θερμοκρασιών που επικρατούν στον νάνο.
Αυτές οι καταστάσεις είναι ικανές να θέσουν πάλι σε λειτουργία τις
πυρηνικές αντιδράσεις του κύκλου του άνθρακος όμως η παραγόμενη ενέργεια είναι
ανίκανη να διαφύγει στο διάστημα καθώς όλο και περισσότερο υλικό αποθηκεύεται
στα ανώτερα στρώματα του νάνου με την
θερμοκρασία τελικά να ανέρχεται κατακόρυφα στους 100,000,000οΚ .
Μερικοί καινοφανείς
περιβάλλονται από ένα διαστελλόμενο κέλυφος αερίων, αποτέλεσμα της
εκρήξεως το οποίο μεγαλώνει με ταχύτητα
1500 χιλ/ώρα το οποίο σε σχετικά σύντομο χρονικό διάστημα διαφεύγει στο
διάστημα και από την ταχύτητα διαστολής του κελύφους είναι δυνατόν να
υπολογισθεί η απόστασις του καινοφανούς.
Σε μία έκρηξη καινοφανούς αστέρος
εκτιμάται ότι το ποσόν της μάζας που χάνεται ισοδυναμεί με το 1/10.000 της ηλιακής,
ενώ το εκτινασσόμενο υλικό είναι πλούσιο σε άνθρακα, άζωτο, οξυγόνο και σε
ισότοπα άνθρακος.
Οι περισσότεροι καινοφανείς
αστέρες στην ζωή των εκρήγνυνται μόνο
μία φορά σε χρονικά διαστήματα 10,000-100,000 ετών , όμως είναι δυνατόν μερικοί από αυτούς να αναλάμψουν εκ νέου,
είναι οι λεγόμενοι επαναληπτικοί καινοφανείς αστέρες σε άτακτα χρονικά
διαστήματα.
Κλασσικό παράδειγμα
επαναληπτικού καινοφανούς είναι ο P Κύκνου ο
οποίος ανάλαμψε ξαφνικά τον Αύγουστο του 1600 λάμποντας σαν αστέρας 3ου
μεγέθους γιά 6 μήνες με αργή εξασθένηση.
Όμως δεύτερη ανάλαμψη σημειώθηκε το 1655 με μικρή πτώση και διακυμάνσεις
ως το έτος 1715. Από την μελέτη των γραμμών του φάσματος πιστοποιείται η ύπαρξη
ενός διαστελλομένου κελύφους γύρω από το ζεύγος των αστέρων.
Ο καινοφανής Τ
Βορείου Στεφάνου ανέλαμψε το 1866 με μέγεθος m=+2 και
μετά από 3 μήνες έπεσε στο 9ον μέγεθος και αίφνης το έτος 1946 ανέλαμψε πάλι με
m=+3. Γενικά, σε κάθε γαλαξία σε διάστημα 1 έτους
είναι δυνατόν να αναλάμψουν 10 καινοφανείς αστέρες.
Καινοφανείς νάνοι αστέρες. Ενδιαφέρουσα κατηγορία
είναι και αυτή των νάνων καινοφανών
αστέρων . Οι αναλάμψεις σημειώνονται
όταν υπέρθερμες περιοχές σχηματισθούν επάνω στον δίσκο αερίων που περιβάλλει το
ζεύγος λευκού νάνου-αστέρος κυρίας ακολουθίας. Τυπικά παραδείγματα είναι :
*Αστέρες U
Διδύμων. Παρουσιάζουν σχεδόν ομαλή λάμψη με σχετικά απότομες
αναλάμψεις σε ακανόνιστα χρονικά διαστήματα.
*Αστέρες SS
Κύκνου. Παρουσιάζουν
διακύμανση 2-6 οπτικών μεγεθών σε διαστήματα μερικών εβδομάδων.
* Άλλοι τύποι νάνων καινοφανών
είναι ο SU Μεγ.Άρκτου και ο Ζ
Καμηλοπαρδάλεως.
Η εξέλιξις ζευγών λευκών νάνων.
Τι θα ήταν δυνατόν να συμβεί
όμως εάν στην τελική εξέλιξη του κλειστού ζεύγους και τα δύο μέλη είναι λευκοί
νάνοι (σχήμα, 6) και μάλιστα όταν είναι κοντά ο ένας με τον άλλον ; Αυτό εξαρτάται από την χημική των σύσταση και
από τις μάζες των υπό το καθεστώς
σχηματισμού ηχητικών βαρυτικών πεδίων.
Εάν συγκρουσθούν μεταξύ των θα δημιουργηθεί ένας απλός αστέρας ο οποίος
θα "καίει" ήλιον στον πυρήνα του ενώ μετά θα εξελιχθεί σε έναν
ανθρακούχο λευκό νάνο. Είναι όμως
δυνατόν όταν ο ένας συνοδός αποτελείται
από άνθρακα και οξυγόνο και ο άλλος από περίσσευμα ηλίου κατά την σύγκρουσή των
να δημιουργήσουν έναν λαμπρό υπεργίγαντα αστέρα με ένα εξογκωμένο περίβλημα
ηλίου η έκρηξη του οποίου είναι δυνατόν
να δώσει μιά έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου Ia , μία πλούσια πηγή σιδήρου που διασκορπίζεται στο
διάστημα.
Η εξέλιξη ζευγών αστέρων μεγάλων μαζών.
Στην περίπτωση κατά την οποία οι αστέρες του αρχικού
ζεύγους έχουν μεγάλες μάζες με μικρή διαφορά μεταξύ των και μάλιστα εάν έχει ο
πρωτεύων επάνω από 30 ηλιακές, θα συμβούν οι εξής καταστάσεις : Με την
δημιουργία πυρήνος ηλίου ο κύριος αστέρας θα "γεμίσει" το αεριώδες
περίβλημά του και μετά δημιουργείται
ένα κοινό κέλυφος πέριξ των δύο αστέρων με πολύ πυκνό υλικό το οποίο διαχέεται σταδιακά στο διάστημα με
μορφή νεφελώματος (αστέρας η Πρύμνης).
Στή συνέχεια ο πρωτεύων αστέρας κάτω από τις ιδιάζουσες συνθήκες βαρύτητος και με την επιρροή του
συνοδού οδηγείται σε μία χαωτική έκρηξη
υπερκαινοφανούς τύπου Ib.
Στή συνέχεια από τήν έκρηξη θα
δημιουργηθεί ένας αστέρας νετρονίων ή μία μελανή οπή ανάλογα με το μέγεθος τής
μάζας τού υπό έκρηξη αστέρος.
Οι δύο αστέρες ή θά κρατηθούν
μαζί μέσα σέ ένα κοινό κέλυφος
αερίων ή τελικά θα απομακρυνθούν γρήγορα μεταξύ των οπότε εδώ λήγει το σενάριο . Μετά από την έκρηξη τού
πρωτεύοντος αστέρος, ο συνοδός ο οποίος είναι θερμός αστέρας κυρίας ακολουθίας
εκτινάσσεται και διαφεύγει στό διάστημα έχοντας αποκτήσει μεγάλη ταχύτητα και
χαρακτηρίζεται σαν αστέρας αποδράσεως .
Παραδείγματα αστέρων με μεγάλες ταχύτητες είναι ο ΑΕ Ηνιόχου και ο 53
Κριού οι οποίοι φαίνεται ότι αναχώρησαν σε σχετικά μικρό χρονικό διάστημα (3
εκατομμύρια έτη) από την ίδια περιοχή
του ουρανού η οποία ευρίσκεται στον αστερισμό του Ωρίωνος.
Η συνοχή των αστέρων εξαρτάται
από την ένταση τών αμοιβαίων βαρυτικών πεδίων .
η δημιουργια Πηγων ακτίνων Χ και η περαιτερω εξελιξις
του ζευγουσ.
Στό εξελικτικό σύστημα
"αστέρας νετρονίων-αστέρας κυρίας ακολουθίας ", εάν η μάζα τού
συνοδού αστέρος είναι μεγαλύτερη από 11 ηλιακές, όταν αυτός διασταλεί
σχηματίζοντας πυρήνα από ήλιον τα πολύ θερμά υλικά του θα "γεμίσουν"
τόν δίσκο αερίων ο οποίος περιβάλλει τον αστέρα νετρονίων ή την μελανή
οπή. Η αιτία της δημιουργίας των ακτίνων
Χ οφείλεται στην στυγνή απορρόφηση του υπερθέρμου αερίου των υλικών του συνοδού από τα ισχυρότατα βαρυτικά πεδία
του αστέρος νετρονίων ή της μελανής οπής. (σχήμα-2). Περίπου 1000 πηγές ακτίνων Χ έχουν εντοπισθεί
στον γαλαξία μας, με διάρκεια ζωής από 10,000 έως 100,000 έτη.
Αντιπροσωπευτικά παραδείγματα
ζευγών υψηλών μαζών πηγών ακτίνων Χ στον ουρανό είναι το σύστημα Κύκνος
Χ-1 (μελανή οπή-υπεργίγαντας αστέρας) και Κένταυρος Χ-1 (αστέρας
νετρονίων-υπεργίγαντας αστέρας).
Όταν ο βαθμός της ροής του
υλικού γίνει μεγαλύτερος από αυτόν που είναι σε θέση να κρατήσει ο αστέρας
νετρονίων, τότε δημιουργείται ένα κοινό περίβλημα αερίου γύρω από το
ζεύγος (σχήμα-3) με μία διάρκεια ζωής
10.000 ετών οπότε και διαφεύγει στο διάστημα ενώ ο δεύτερος αστέρας τελειώνει
την ζωή του σε μία έκρηξη σουπερνόβα.(σχήμα-4).
Από εκεί και μετά το ζεύγος αποτελείται από δύο αστέρες νετρονίων οι
οποίοι ή θα απομακρυνθούν μεταξύ των (5α) ή θα ευρεθούν κοντά ο ένας με τόν
άλλο περιστρεφόμενοι σε ελλειπτικές τροχιές (5β). Ο πρώτος διπλός αστέρας
νετρονίων ανακαλύφθηκε το 1974. Μετά,
είναι δυνατόν να συγκρουσθούν οι δύο
αστέρες νετρονίων με πιθανό αποτέλεσμα την δημιουργία μελανής οπής. Από αυτό το σενάριο αποδίδεται και μία πιθανή
εξήγησις γιά την δημιουργία των στιγμιαίων πηγών των μυστηριωδών ακτίνων γ η
ενέργεια των οποίων είναι μεγαλύτερη από αυτήν των εκρήξεων των υπερκαινοφανών.
Τελικά, μέσα στά επόμενα
δισεκατομμύρια χρόνια στον γαλαξία μας θα δημιουργηθούν πολλοί διπλοί αστέρες
νετρονίων, αρκετοί από τους οποίους με τήν σύγκρουσή των θα δημιουργήσουν νέες
μελανές οπές, νέες πηγές ενεργείας στον γαλαξία μας.
