Αστέρας Βολφ-Ραγιέ
Οι αστέρες Βολφ-Ραγιέ (Wolf-Rayet ή WR) ανήκουν στην κατηγορία των μεταβλητών αστέρων. Χαρακτηρίζονται από μεγάλη λαμπρότητα, που φθάνει σε απόλυτο οπτικό μέγεθος έως σχεδόν –8, «θηριώδεις» σε ταχύτητα και εκροή μάζας αστρικούς ανέμους, θερμοκρασία στην επιφάνεια 30.000 έως 50.000 Κ, και ατμόσφαιρα σχετικώς πτωχή σε υδρογόνο, αλλά πλούσια σε ήλιο, άνθρακα και άζωτο.
Ιστορικό της ανακαλύψεως
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Στο 1867 οι Γάλλοι αστρονόμοι Σαρλ Βολφ (Charles Wolf) και Ζωρζ Ραγιέ (George Rayet)[1], χρησιμοποιώντας το 40 εκατοστών τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου του Παρισιού, ανακάλυψαν τρεις αστέρες στον αστερισμό Κύκνο, οι οποίοι παρουσίαζαν στο φάσμα τους πλατιές λωρίδες εκπομπής. Οι περισσότεροι αστέρες εμφανίζουν γραμμές ή ζώνες απορροφήσεως στα φάσματά τους, που οφείλονται στα υπερκείμενα στρώματα αερίων. Έτσι οι νεοανακαλυφθέντες αστέρες προκάλεσαν το ενδιαφέρον των επιστημόνων. Η φύση των ζωνών εκπομπής του φάσματος παρέμενε μυστήριο, ώσπου το 1929, ερμηνεύτηκαν μέσω του φαινομένου Ντόππλερ. Δηλαδή, οι αστέρες Βολφ-Ρεγιέ εκτοξεύουν ύλη στο διάστημα με ταχύτητες που φθάνουν τα 2.500 έως και 3.000 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, και με ρυθμό που φθάνει τις 10.000 ηλιακές μάζες ανά έτος.
Η πιο αποδεκτή υπόθεση για την προέλευση των αστέρων Wolf-Rayet, συνιστά ότι πρόκειται για πολύ μεγάλης μάζας αστέρες, οι οποίοι έχασαν την ατμόσφαιρά τους κατά την εξελικτική τους διαδικασία. Η έλλειψη της ατμόσφαιρας μας επιτρέπει να παρατηρήσουμε τις κεντρικές περιοχές, όπου οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις έχουν τροποποιήσει σε μεγάλο βαθμό τη χημική σύνθεση. Το υδρογόνο έχει μετατραπεί σε ήλιο, άνθρακα και άζωτο. Έτσι, οι αστέρες Wolf-Rayet έχουν περιέλθει στη φάση της συντήξεως του ηλίου, με θερμοκρασία στο κέντρο της τάξεως των 100 εκατομμυρίων βαθμών Κέλβιν. Η φάση αυτή υπολογίζεται ότι διαρκεί λίγα εκατομμύρια έτη.
Σχηματισμός αστέρων WR σε ένα διπλό αστρικό σύστημα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα].png)
Ένα αστέρας Wolf-Rayet μπορεί να σχηματιστεί από διπλό αστρικό σύστημα μεγάλης μάζας. Η τροχιακή περίοδος των συστημάτων αυτών ανέρχεται σε λίγες ημέρες. Οι μάζες των αστέρων του διαγράμματος είναι π.χ. 20 και 8 ηλιακές μάζες αντιστοίχως. Η φάση της συντήξεως του υδρογόνου αυξάνει τον αστρικό άνεμο. Μέρος του ανέμου αυτού περνά στον δεύτερο αστέρα μέσω του εσωτερικού σημείου Λαγκράνζ. Στο τέλος της φάσεως αυτής, 6 εκατομμύρια έτη αργότερα, τα εξωτερικά στρώματα του μαζικού αστέρα έχουν εξαντληθεί και έχουν υπερκαλύψει τον λοβό Roche. Η μεταφορά της ύλης προς τον δευτερεύοντα αστέρα συνεχίζεται για 20.000 έτη ακόμη, ώσπου η μάζα του αυξάνει στις 22,6 φορές τη μάζα του Ήλιου. Τώρα ο κύριος αστέρας, έχοντας μόνο 5,4 ηλιακές μάζες, έχει χάσει τον πλούσιο σε υδρογόνο φλοιό του και αποκαλύπτει τον πλούσιο σε ήλιο πυρήνα του. Μετατρέπεται έτσι σε αστέρα Wolf-Rayet. Ο αστέρας αυτό είναι πολύ πιο φωτεινός από έναν αστέρα με εξωτερικό φλοιό από υδρογόνο της ίδιας μάζας. Η φάση Wolf-Rayet μπορεί να διαρκέσει ως 580.000 έτη. Στη συνέχεια ο κύριος αστέρας θα καταλήξει σε υπερκαινοφανή. Η κατάρρευση του πυρήνα του θα σχηματίσει έναν αστέρα νετρονίων ή μία μαύρη τρύπα. Είναι πιθανόν ότι κατά την έκρηξη το διπλό σύστημα θα διαλυθεί. Εν πάση περιπτώσει η έκρηξη του υπερκαινοφανούς θα αλλάξει τις τροχιές δραστικά. Ο δευτερεύων αστέρας θα συνεχίσει τη φάση της συντήξεως του υδρογόνου παράγοντας όλο και ισχυρότερο αστρικό άνεμο. Το υλικό αυτό, επιταχυνόμενο προς τον αστέρα νετρονίων (ή τη μαύρη τρύπα), θα προκαλέσει την εκπομπή ακτίνων Χ. Θα γεμίσει τον λοβό Roche και θα αρχίσει η μεταφορά της ύλης προς την αντίθετη τώρα κατεύθυνση. Αφού εξαντλήσει τα καύσιμά του σε υδρογόνο, θα αποκαλύψει τον πυρήνα ηλίου. Με την ολοκλήρωση της μεταφοράς ύλης το σύστημα εμφανίζεται στον παρατηρητή ως ενιαίος αστέρας Wolf-Rayet. Τα χαρακτηριστικά του αρχικού διπλού συστήματος έχουν πλέον αλλάξει. Η τροχιακή περίοδος είναι λίγες μόνον ώρες, ένα μεγάλο ποσοστό της μάζας έχει αποβληθεί και τα μέλη του συστήματος περιβάλλονται από έναν κοινό αέριο φλοιό.[2]
Τώρα, μία άλλη εκπομπή ακτίνων Χ αρχίζει από τον δευτερεύοντα αστέρα, ο οποίος θα καταλήξει σε υπερκαινοφανή ή αστέρα νετρονίων. Το σύστημα δυνητικά θα μπορούσε να καταστραφεί. Οι δύο αστέρες νετρονίων ή θα έπαυαν να συνδέονται βαρυτικά ή ο κύριος αστέρας νετρονίων θα απορροφούσε τον συνοδό του αστέρα ηλίου, σε έναν και μοναδικό αστέρα νετρονίων.
Αυτή είναι μια απλοποιημένη περιγραφή ενός μαζικού διπλού αστρικού συστήματος, αλλά εξηγεί τα σπουδαιότερα παρατηρησιακά δεδομένα: την ύπαρξη των αστέρων Wolf-Rayet και τις διπλές πηγές ακτίνων Χ
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ Murdin, P. (2001): το λήμμα «Wolf, Charles J E (1827-1918)» στην Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, σελ. 4101. Bibcode:2000eaa..bookE4101. doi:10.1888/0333750888/4101. ISBN 0333750888.
- ↑
The Cambridge Atlas of Astronomy
. Cambridge University Press. 1985. ISBN 0 521 26369 7.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Πολυμέσα σχετικά με το θέμα Wolf-Rayet stars στο Wikimedia Commons
