Συστήματα διπλών αστέρων και ασυνήθιστα φαινόμενα

Ένα διπλό αστρικό σύστημα αποτελείται από δύο αστέρια που συνδέονται με τη βαρύτητα και περιφέρονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας. Δύο φωτεινά σημεία που απλώς φαίνονται κοντά το ένα στο άλλο στον ουρανό δεν αποτελούν απαραίτητα φυσικό ζεύγος. Τα τριπλά συστήματα και τα συστήματα με περισσότερα αστέρια έχουν περισσότερους συνοδούς.

Οι συνοδοί είναι ιδιαίτερα συχνοί στα άστρα μεγάλης μάζας, ενώ πολλά συστήματα άστρων μικρής μάζας είναι μονά. Για να αναφερθεί οποιοδήποτε «ποσοστό διπλών συστημάτων», πρέπει να οριστεί τι υπολογίζεται: ο αριθμός των συστημάτων με συνοδούς διαφέρει από τον αριθμό των μεμονωμένων άστρων που ανήκουν σε συστήματα πολλαπλών άστρων.[1]

Πολλά διπλά συστήματα σχηματίζονται όταν κατακερματίζονται τα αέρια από τα οποία δημιουργούνται τα άστρα· μερικές φορές, αυτό συμβαίνει μέσα σε δίσκο. Μεταγενέστερες προσεγγίσεις μπορούν να αναδιαμορφώσουν τα συστήματα. Δύο άστρα που αρχικά δεν ήταν συνδεδεμένα δεν μπορούν να γίνουν μόνιμο ζεύγος μόνο μέσω μιας μεμονωμένης, αμιγώς βαρυτικής προσέγγισης δύο σωμάτων: η ενέργεια πρέπει να απομακρυνθεί ή να μεταφερθεί μέσω αλληλεπίδρασης με αέρια, παλιρροϊκών δυνάμεων ή αλληλεπίδρασης με επιπλέον σώματα.[1]

Η απόσταση καθορίζει αν η συνύπαρξη σε ζεύγος θα οδηγήσει σε αλληλεπίδραση

Τα μέλη ενός ευρέος ζεύγους μπορούν να ανταλλάσσουν μικρή ποσότητα ύλης. Σε ένα στενότερο ζεύγος, τα εξωτερικά στρώματα ενός διαστελλόμενου άστρου μπορεί να φτάσουν ένα κρίσιμο όριο, που ονομάζεται λοβός Roche. Οι έρευνες μεγάλης κλίμακας των άστρων τύπου O δείχνουν ότι η αλληλεπίδραση αποτελεί ουσιαστικό μέρος της εξέλιξής τους και όχι σπάνια κατάληξή της.[2]

Αυτοί οι όροι περιγράφουν τη γεωμετρία και την αλληλεπίδραση των άστρων. Καθώς τα άστρα και οι τροχιές τους εξελίσσονται, το σύστημα μπορεί να μεταβεί από τη μία διαμόρφωση στην άλλη.[3], [4]

Στο συνήθες μοντέλο κυκλικής τροχιάς και σύγχρονης περιστροφής, ο λοβός Roche είναι ένα τρισδιάστατο όριο που ορίζεται από το ενεργό δυναμικό σε σύστημα αναφοράς που περιστρέφεται μαζί με την τροχιά. Σε αυτή την περιγραφή, η βαρύτητα συνδυάζεται με έναν φυγόκεντρο όρο. Αυτό το όριο δεν είναι ένα στερεό περίβλημα γύρω από το άστρο.[5]

Οι δύο κοιλότητες εφάπτονται στο σημείο L₁, το εσωτερικό σημείο Lagrange, το οποίο είναι σημείο σέλας αυτού του δυναμικού. Όταν τα εξωτερικά στρώματα της δότριας φτάσουν σε αυτή την περιοχή, τα αέρια μπορούν να ρέουν προς τη συνοδό. Το ποιο άστρο υπερχειλίζει την κοιλότητά του εξαρτάται από τον λόγο της ακτίνας του προς το μέγεθος της δικής του κοιλότητας και όχι μόνο από το ποιο άστρο φαίνεται μεγαλύτερο.[5]

Το ρέον αέριο μεταφέρει επίσης στροφορμή. Μπορεί να κινείται σε δίσκο γύρω από το αστέρι που προσαυξάνει ύλη, να προσκρούει απευθείας στο αστέρι ή να εκτρέπεται από ένα ισχυρό μαγνητικό πεδίο. Γι' αυτό, συχνά σχηματίζεται δίσκος, αλλά όχι πάντα. Μέρος της ύλης μπορεί να διαφύγει από το σύστημα αντί να γίνει μέρος του συνοδού αστέρα.[6], [7]

Η απώλεια του περιβλήματος μπορεί να αποκαλύψει τον θερμό αστρικό πυρήνα. Η προσαύξηση μπορεί να επιταχύνει την περιστροφή του αστέρα που δέχεται την ύλη και να αλλάξει τη μετέπειτα εξέλιξή του. Το αν μέσω αυτής εισέρχεται επίσης νέο υδρογόνο στον πυρήνα και το πόσο ανανεωμένος φαίνεται ο αστέρας εξαρτώνται από την αντίδραση του εσωτερικού του.[8]

Η απώλεια μάζας αλλάζει το μέγεθος του δότη, ενώ οι μεταβολές της μάζας και της τροχιακής στροφορμής αλλάζουν το σχήμα του λοβού Roche. Αν αυτές οι μεταβολές επιτρέπουν στον δότη να φτάσει σε ισορροπία, η μεταφορά ύλης μπορεί να συνεχιστεί με ρυθμιζόμενο τρόπο. Αν όμως η υπερχείλιση του λοβού αυξάνεται ταχύτερα, η αλληλεπίδραση μπορεί να γίνει ασταθής.[9]

Ο συνοδός αστέρας μπορεί να βρεθεί μέσα στο περίβλημα

Κατά τη διάρκεια της φάσης κοινού περιβλήματος, ο συνοδός αστέρας και ο πυρήνας του δότη κινούνται στο εσωτερικό ενός διογκωμένου αέριου περιβλήματος. Η αντίσταση και οι βαρυτικές ροπές μεταφέρουν τροχιακή ενέργεια και στροφορμή στο αέριο, ενώ τα δύο σώματα μέσα στο περίβλημα μπορεί να πλησιάσουν το ένα το άλλο σπειροειδώς.[10]

Το πόσο αποτελεσματικά εκτοξεύεται το περίβλημα παραμένει μία από τις μεγαλύτερες αβεβαιότητες. Σε ένα δυαδικό σύστημα σε επαφή, με συγχωνευμένα εξωτερικά στρώματα των αστέρων, δεν είναι απαραίτητο να συμβεί τόσο γρήγορος εγκλωβισμός και σπειροειδής προσέγγιση.[10], [3]

Το φως μπορεί να αποκαλύψει τη συγχώνευση

Πριν από την έκρηξη του 2008, το V1309 Scorpii παρουσίαζε μεταβαλλόμενη φωτεινότητα ενός συστήματος δυαδικών αστέρων σε επαφή και μειούμενη τροχιακή περίοδο. Οι παρατηρήσεις παρέχουν ισχυρές ενδείξεις ότι η ερυθρή έκλαμψή του συνοδεύτηκε από συγχώνευση αστέρων. Αυτές οι φωτεινές ερυθρές νόβα διαφέρουν φυσικά από τις εκρήξεις στην επιφάνεια λευκών νάνων, που ονομάζονται κλασικές νόβα.[11]

Ο λεγόμενος κλασικός νόβα ξεκινά όταν ο λευκός νάνος συσσωρεύει νέα αέρια από τον συνοδό του, συνήθως πλούσια σε υδρογόνο. Η συμπίεση και η θέρμανση στη βάση του συσσωρευμένου στρώματος μπορούν να πυροδοτήσουν ανεξέλεγκτα επιταχυνόμενη πυρηνική καύση. Το θερμαινόμενο περίβλημα διαστέλλεται και εκτοξεύεται ύλη· ο ίδιος ο λευκός νάνος επιβιώνει.[12]

Αν η προσαύξηση ξαναρχίσει, μπορεί τελικά να συμβεί άλλος ένας νόβα. Ως επαναλαμβανόμενοι νόβα χαρακτηρίζονται τα συστήματα στα οποία έχει παρατηρηθεί περισσότερη από μία τέτοια έκρηξη. Ο χρόνος επανάληψης εξαρτάται από τη μάζα του λευκού νάνου, τη θερμική του κατάσταση και την παροχή καυσίμου. Ένας νόβα που έχει παρατηρηθεί μόνο μία φορά δεν είναι απαραίτητα μεμονωμένο γεγονός.[12]

Ο νάνο νόβα λάμπει σε διαφορετικό σημείο

Κατά τη διάρκεια ενός νάνο νόβα, ο δίσκος προσαύξησης μεταβαίνει από μια ψυχρότερη σε μια θερμότερη κατάσταση και αντίστροφα· αυτές οι καταστάσεις συνδέονται με τον ιονισμό του υδρογόνου. Αυξάνεται ο ρυθμός με τον οποίο ο δίσκος μεταφέρει και απελευθερώνει ενέργεια προσαύξησης. Αυτή η έκρηξη δεν απαιτεί θερμοπυρηνική έκρηξη στον λευκό νάνο.[7]

Πολλά αλληλεπιδρώντα δυαδικά συστήματα με λευκό νάνο ονομάζονται κατακλυσμικές μεταβλητές. Η ποικιλία τους περιλαμβάνει εκρήξεις δίσκων και ισχυρά μαγνητικά συστήματα, στα οποία η ροή κατευθύνεται προς τους μαγνητικούς πόλους.[7]

Μια συνηθισμένη υπερκαινοφανής τύπου Ia είναι μια θερμοπυρηνική έκρηξη ενός λευκού νάνου από άνθρακα και οξυγόνο. Η ανεξέλεγκτα επιταχυνόμενη καύση απελευθερώνει γρήγορα αρκετή ενέργεια για να διαλύσει το άστρο. Στο φάσμα του συνήθως δεν υπάρχει υδρογόνο κατά τη μέγιστη λαμπρότητα, ενώ εμφανίζεται έντονα το χαρακτηριστικό του μονά ιονισμένου πυριτίου. Ο «τύπος Ia» είναι συγκεκριμένη κατηγορία, πιο στενή από τον ευρύτερο «τύπο I», που χαρακτηρίζεται από έλλειψη υδρογόνου.[13]

Υπάρχουν περισσότερες από μία οδοί που μπορούν να πυροδοτήσουν την καύση

Ο δότης μπορεί να είναι ένας μη εκφυλισμένος αστέρας – αυτή είναι η κατηγορία σεναρίων με έναν εκφυλισμένο αστέρα – ή ένας άλλος λευκός νάνος – αυτή είναι η κατηγορία σεναρίων με δύο εκφυλισμένους αστέρες. Αυτές οι κατηγορίες περιγράφουν τον συνοδό αστέρα, ενώ η «διπλή έκρηξη» περιγράφει τη διαδικασία ανάφλεξης. Οι κατηγορίες αυτές αλληλεπικαλύπτονται. Ένα ζεύγος λευκών νάνων δεν εκρήγνυται από μόνο του απλώς και μόνο επειδή η συνολική του μάζα υπερβαίνει ένα ορισμένο όριο.[13]

Γιατί αυτές οι εκρήξεις έχουν σημασία πολύ πέρα από τον γαλαξία τους

Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia εκτοξεύουν πυρήνες στοιχείων της ομάδας του σιδήρου, ενώ η ραδιενεργή διάσπαση συμβάλλει στη διατήρηση της μεταβαλλόμενης λάμψης τους.[14] Η μέγιστη λαμπρότητά τους δεν είναι ίδια. Η σχέση μεταξύ της μέγιστης λαμπρότητας και του ρυθμού εξασθένησης, μαζί με διορθώσεις για το χρώμα και άλλες παραμέτρους, επιτρέπει τη χρήση τους ως τυποποιήσιμων κηρίων για τον προσδιορισμό αποστάσεων.[17]

Οι συγκρίσεις μακρινών και κοντινών υπερκαινοφανών το 1998–1999 παρείχαν στοιχεία ότι η διαστολή του Σύμπαντος επιταχύνεται. Η χρησιμότητά τους εξαρτάται από την προσεκτική βαθμονόμηση και τον έλεγχο της επίδρασης της σκόνης, των διαφορών μεταξύ πληθυσμών και των συστηματικών σφαλμάτων παρατήρησης.[18], [19]

Όταν το σώμα που συσσωρεύει ύλη είναι αστέρας νετρονίων ή μαύρη τρύπα, η ύλη που πέφτει πάνω του μπορεί να απελευθερώσει πολλή βαρυτική ενέργεια. Ένας συνοδός αστέρας μπορεί να τροφοδοτεί αυτή την προσαύξηση ύλης μέσω υπερχείλισης του λοβού Roche ή μέσω αστρικού ανέμου. Το σύστημα που προκύπτει, μια δυαδική συστημα ακτίνων Χ, επιτρέπει τη μελέτη του αστρικού υπολείμματος μέσω της παρατήρησης του περιβάλλοντός του.[20]

Ένας αστέρας νετρονίων έχει υλική επιφάνεια, πάνω στην οποία μπορεί να συσσωρεύεται καύσιμο. Μια μαύρη τρύπα έχει ορίζοντα γεγονότων· η ακτινοβολία και οι εκτοξευόμενοι πίδακες δημιουργούνται από διεργασίες έξω από τον ορίζοντα γεγονότων. Επομένως, μια παρόμοια αύξηση της λαμπρότητας δεν σημαίνει απαραίτητα ότι ο μηχανισμός παραγωγής ενέργειας είναι ο ίδιος.[21], [20]

Τα συμπαγή αντικείμενα που περιφέρονται το ένα γύρω από το άλλο εκπέμπουν βαρυτικά κύματα, τα οποία απομακρύνουν τροχιακή ενέργεια και στροφορμή. Τα μέλη ενός αρκετά στενού ζεύγους πλησιάζουν το ένα το άλλο σε σπειροειδή τροχιά και τελικά παράγουν ένα σήμα του οποίου η συχνότητα αυξάνεται καθώς πλησιάζει η συγχώνευση. Για τα μέλη ενός ζεύγους που περιφέρονται σε μεγάλη απόσταση μεταξύ τους, μπορεί να χρειαστεί πολύ περισσότερο από τη σημερινή ηλικία του Σύμπαντος για να φτάσουν σε αυτό το στάδιο.[23]

Το ζεύγος μπορεί να σχηματιστεί με διάφορους τρόπους

Δύο άστρα που σχηματίστηκαν μαζί μπορούν να ανταλλάσσουν ύλη και να παραμείνουν δεμένο ζεύγος, παρά την απώλεια μάζας και τις ωθήσεις ταχύτητας που σχετίζονται με τον σχηματισμό των καταλοίπων. Οι στενές προσεγγίσεις σε πυκνά σμήνη μπορούν επίσης να ενώσουν κατάλοιπα σε ζεύγος ή να οδηγήσουν σε ανταλλαγή συνοδών. Ένα τρίτο σώμα μπορεί να μεταβάλει την εκκεντρότητα της τροχιάς του εσωτερικού διπλού συστήματος και να επισπεύσει τη συγχώνευση των μελών του. Η συμβολή αυτών των μηχανισμών σχηματισμού εξακολουθεί να μελετάται.[24]

Ankstesniame straipsnyje „ Nukleosintezė: už geležį sunkesni elementai“ nagrinėjama, kas nutinka šiai naujai susidariusiai medžiagai.

Daugumos dvinarių sistemų neįmanoma stebėti kaip dviejų aiškiai atskirtų žvaigždžių, besikeičiančių dujomis. Tyrėjai derina šviesio kitimo, spektrų, padėčių ir tikslių laiko matavimų duomenis, kad atkurtų sistemos vaizdą. Nė vienas stebėjimo metodas neatskleidžia visų savybių.

Ο συνδυασμός των δεδομένων από τις εκλείψεις με τις ακτινικές ταχύτητες και των δύο άστρων επιτρέπει τον εξαιρετικά ακριβή προσδιορισμό των μαζών και των ακτίνων τους. Τέτοιες μετρήσεις επιτρέπουν τον έλεγχο των αστρικών μοντέλων που χρησιμοποιούνται σε όλο αυτό το κεφάλαιο.[31], [7], [12]

Οι τάσεις στους πληθυσμούς βοηθούν στον έλεγχο των αόρατων εξελικτικών σταδίων

Το σύντομο στάδιο του κοινού περιβλήματος είναι δύσκολο να παρατηρηθεί άμεσα, αλλά οι πιθανοί απόγονοί του παραμένουν. Οι ερευνητές συγκρίνουν πληθυσμούς στενών διπλών συστημάτων και συγχωνεύσεων με μοντέλα στα οποία μεταβάλλονται η απόδοση της μεταφοράς μάζας, η εκτίναξη του περιβλήματος και οι ωθήσεις ταχύτητας που δίνονται στα κατάλοιπα. Διαφορετικές εξελικτικές διαδρομές μπορεί να καταλήξουν σε παρόμοιο αποτέλεσμα, επομένως η συμφωνία με ένα σύστημα δεν επιβεβαιώνει από μόνη της μια καθολική διαδρομή.[10], [24]

Το LISA σχεδιάζεται με στόχο να επεκτείνει την αστρονομία των βαρυτικών κυμάτων στη ζώνη συχνοτήτων των μιλιχέρτζ, όπου θα μπορούν να παρατηρηθούν και πολλά συμπαγή διπλά συστήματα του Γαλαξία μας. Η παρατήρηση των συστημάτων όσο τα μέλη τους εξακολουθούν να περιφέρονται το ένα γύρω από το άλλο, καθώς και ο συνδυασμός των δεδομένων βαρυτικών κυμάτων και φωτός, θα βοηθήσουν να συνδεθούν τα διπλά συστήματα που επιβιώνουν με τις συγχωνεύσεις και τις εκρήξεις που ενδέχεται τελικά να προκαλέσουν.[28], [32]

Οι συνοδοί επηρεάζουν επίσης την ύλη που τα άστρα επιστρέφουν στο διάστημα. Η απώλεια των εξωτερικών στρωμάτων, οι αστρικοί άνεμοι, οι νόβα, οι θερμοπυρηνικοί υπερκαινοφανείς και η ύλη πλούσια σε νετρόνια που εκτοξεύεται κατά τις συγχωνεύσεις διασκορπίζουν διαφορετικά υλικά σε διαφορετικές χρονικές κλίμακες. Η εξέλιξη των διπλών συστημάτων συνδέει την τύχη μεμονωμένων άστρων με τη χημική ιστορία των γαλαξιών.[13], [12], [26]