Αστέρας Βολφ-Ραγιέ

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Πήδηση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση
Το η της Τρόπιδας είναι χαρακτηριστικό άστρο Wolf-Rayet

Οι αστέρες Βολφ-Ρεγιέ (Wolf-Rayet ή WR stars) ανήκουν στην κατηγορία των μεταβλητών άστρων. Χαρακτηρίζονται από μεγάλη φωτεινότητα που φθάνει σε απόλυτο οπτικό μέγεθος το -5, θερμοκρασία στην επιφάνεια 30.000 έως 50.000 Κ, και φτωχή ατμόσφαιρα σε υδρογόνο αλλά πλούσια σε ήλιο, άνθρακα και άζωτο.

Ιστορικό της ανακάλυψης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στο 1867, οι Γάλλοι αστρονόμοι Κάρολος Βολφ (Charls Wolf) και Ζωρζ Ρεγιέ (George Rayet)[1], χρησιμοποιώντας το 40 εκ. τηλεσκόπιο του Αστεροσκοπείου του Παρισιού, ανακάλυψαν τρία άστρα στον αστερισμό του Κύκνου τα οποία παρουσίαζαν στο φάσμα τους πλατιές λωρίδες εκπομπής. Τα περισσότερα άστρα εμφανίζουν γραμμές ή ζώνες απορρόφησης στα φάσματά τους, που οφείλονται στα υπερκείμενα στρώματα αερίων. Έτσι τα νεοανακαλυφθέντα άστρα προκάλεσαν το ενδιαφέρον των επιστημόνων. Η φύση των ζωνών εκπομπής του φάσματος παρέμενε μυστήριο, ώσπου το 1929, ερμηνεύτηκαν μέσω του φαινομένου Ντόππλερ. Δηλαδή, τα άστρα Βολφ-Ρεγιέ εκτοξεύουν ύλη στο διάστημα με ταχύτητες που φθάνουν τα 2.500 έως και 3.000 χιλ/δευτ, και με ρυθμό που φθάνει τις 10.000 ηλιακές μάζες ανά έτος.

Η πιο αποδεκτή υπόθεση για την προέλευση των άστρων Wolf-Rayet, συνιστά ότι πρόκειται για μαζικά άστρα τα οποία 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, τα άστρα Wolf-Rayet έχουν περιέλθει στη φάση της καύσης του ηλίου, με θερμοκρασία στο κέντρο της τάξης των 100 εκατομμυρίων βαθμών Κέλβιν. Η φάση αυτή υπολογίζεται να διαρκεί λίγα εκατομμύρια χρόνια.

Σχηματισμός άστρων WR σε ένα διπλό αστρικό σύστημα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η εξέλιξη ενός διπλού αστρικού συστήματος Wolf-Rayet

Ένα άστρο Wolf-Rayet μπορεί να σχηματιστεί από ένα μαζικό διπλό άστρο. Η τροχιακή περίοδος των συστημάτων αυτών ανέρχεται σε λίγες ημέρες. Οι μάζες των άστρων του διαγράμματος είναι 20 και 8 ηλιακές μάζες αντιστοίχως. Η φάση της καύσης του υδρογόνου αυξάνει τον αστρικό άνεμο. Μέρος του ανέμου αυτού περνά στο δεύτερο άστρο μέσω του εσωτερικού σημείου Λαγκράνζ. Στο τέλος της φάσης αυτής, 6 εκατομμύρια χρόνια αργότερα, τα εξωτερικά στρώματα του μαζικού άστρου έχουν εξαντληθεί και έχουν υπερκαλύψει τον λοβό Roche. Η μεταφορά της ύλης προς το δευτερεύον άστρο συνεχίζεται για 20.000 χρόνια ακόμη, ώσπου η μάζα του αυξάνει στις 22,6 φορές τη μάζα του ήλιου. Το πρωτεύον τώρα άστρο, έχοντας μόνο 5,4 ηλιακές μάζες, έχει χάσει τον πλούσιο σε υδρογόνο φλοιό του και αποκαλύπτει τον πλούσιο σε ήλιο πυρήνα του. Γίνεται έτσι ένα άστρο Wolf-Rayet. Το άστρο αυτό είναι πολύ πιο φωτεινό από ένα άστρο με εξωτερικό φλοιό από υδρογόνο της ίδιας μάζας. Η φάση Wolf-Rayet μπορεί να διαρκέσει ως 580.000 χρόνια. Στη συνέχεια το πρωτεύον άστρο θα καταλήξει σε υπερκαινοφανές. Η κατάρρευση του πυρήνα του θα σχηματίσει ένα άστρο νετρονίου 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. Το δευτερεύον άστρο θα συνεχίσει τη φάση της καύσης του υδρογόνου παράγοντας όλο και ισχυρότερο αστρικό άνεμο. Το υλικό αυτό, επιταχυνόμενο προς το άστρο νετρονίου (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 της ύλης, το σύστημα εμφανίζεται στον παρατηρητή ως ενιαίο άστρο 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 το δευτερεύον άστρο, το οποίο θα καταλήξει σε υπερκαινοφανές ή άστρο νετρονίου. Το σύστημα δυνητικά θα μπορούσε να καταστραφεί. Τα δύο άστρα νετρονίου ή θα έπαυαν να συνδέονται βαρυτικά ή το πρωτεύον άστρο νετρονίου θα απορροφούσε το συνοδό του άστρο ηλίου, σε ένα και μοναδικό άστρο νετρονίου.

Αυτή είναι μια απλοποιημένη περιγραφή ενός μαζικού διπλού αστρικού συστήματος, αλλά εξηγεί τα σπουδαιότερα παρατηρησιακά δεδομένα: την ύπαρξη των άστρων Wolf-Rayet και τις διπλές πηγές ακτίνων Χ

Παραπομπή:[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. Murdin, P. (2001). "Wolf, Charles J E (1827?1918)". The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. p. 4101. Bibcode:2000eaa..bookE4101. doi:10.1888/0333750888/4101. ISBN 0333750888.
  2. The Cambridge Atlas of Astronomy. Cambridge University Press. 1985. ISBN 0 521 26369 7. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]