Κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Πήδηση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση
Ένας μη μαγνητικός κατακλυσμικός μεταβλητός. Ένας λευκός νάνος συσσωρεύει την ύλη από τον λοβό Roche που που γεμίζει από τον συνοδό αστέρα.

Οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες ( CV ) είναι αστέρες οι οποίοι αυξάνουν ακανόνιστα τη φωτεινότητα τους κατά ένα μεγάλο παράγοντα και στη συνέχεια επιστρέφουν σε κατάσταση ηρεμίας. Αρχικά ονομάζονταν καινοφανείς αστέρες (novae), καθώς εμφανίζονταν ξαφνικά στον ουρανό με εξαιρετική λαμπρότητα, ορατοί με γυμνό μάτι , σαν νέοι αστέρες στον ουρανό.

Οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες είναι δυαδικοί αστέρες που αποτελούνται από δύο συστατικά: ένα πρωτεύον λευκό νάνο και μια δευτερεύουσα μάζα . Οι αστέρες είναι τόσο κοντά μεταξύ τους ώστε η βαρύτητα του λευκού νάνου παραμορφώνει το δευτερεύον σώμα, και ο λευκός νάνος συσσωρεύει ύλη από τον σύντροφο του. Ως εκ τούτου, το δευτερεύον σώμα αναφέρεται συχνά ως ο αστέρας δορυφόρος . Η συσσωρευμένη ύλη, η οποία είναι συνήθως πλούσια σε υδρογόνο , σχηματίζει στις περισσότερες περιπτώσεις ένα δίσκο προσαύξησης γύρω από τον λευκό νάνο. Ισχυρή εκπομπή ακτινοβολίας UV και ακτίνων Χ παρατηρείται συχνά από τον δίσκο προσαύξησης, ο οποίος τροφοδοτείται από την απώλεια βαρυτικής δυναμικής ενέργειας από το συσσωρευμένο υλικό.

Το υλικό στην εσωτερική άκρη του δίσκου πέφτει στην επιφάνεια του πρωτεύοντος λευκού νάνου. Ένα ξέσπασμα κλασσικού καινοφανή αστέρα συμβαίνει όταν η πυκνότητα και θερμοκρασία στον πυθμένα του συσσωρευμένου στρώματος υδρογόνου αυξηθεί τόσο ώστε να πυροδοτήσει αλυσιδωτές αντιδράσεις σύντηξης υδρογόνου, οι οποίες μετατρέπουν ταχέως το στρώμα υδρογόνου σε ήλιο . Εάν η διαδικασία αύξησης συνεχιστεί αρκετά ώστε να φέρει το λευκό νάνο κοντά στο όριο Chandrasekhar , η αυξανόμενη εσωτερική πυκνότητα μπορεί να προκαλέσει θετική ανάδραση σύντηξης άνθρακα και να προκαλέσει έκρηξη τύπου σουπερνόβα Ia , η οποία θα καταστρέψει τελείως τον λευκό νάνο.

Ο δίσκος προσαύξησης μπορεί να είναι επιρρεπής σε μια αστάθεια που οδηγεί σε εκρήξεις νάνου καινοφανή , όταν το εξωτερικό τμήμα του δίσκου αλλάζει από μία ψυχρή και θαμπή κατάσταση σε μία θερμότερη και πιο φωτεινή για κάποιο χρονικό διάστημα, πριν επιστρέψει στην κατάσταση ψύξης. Ο νάνος καινοφανής μπορεί να επαναληφθεί σε μια κλίμακα ημερών έως και δεκαετιών.

Ταξινόμηση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες υποδιαιρούνται σε αρκετές μικρότερες ομάδες, που συχνά ονομάζονται βάσει ενός φωτεινού πρωτότυπου αστέρα χαρακτηριστικού της τάξης τους. Σε ορισμένες περιπτώσεις, το μαγνητικό πεδίο του λευκού νάνου είναι αρκετά ισχυρό ώστε να διαταράξει τον εσωτερικό δίσκο συσσώρευσης ή ακόμα και να αποτρέψει τη δημιουργία δίσκου εντελώς. Τα μαγνητικά συστήματα συχνά εμφανίζουν ισχυρή και μεταβλητή πόλωση στο οπτικό τους φως και επομένως αποκαλούνται μερικές φορές πολικά . Αυτά συχνά παρουσιάζουν διακυμάνσεις φωτεινότητας μικρού εύρους σε αυτό που θεωρείται ότι είναι η περίοδος περιστροφής του λευκού νάνου.

Υπερκαινοφανείς αστέρες Αυτοί κατατάσσονται ως κατακλυσμικοί μεταβλητοί και έχουν εξαιρετικά μεγάλες εκρήξεις που καταστρέφουν το προγονικό αστέρι. Ορισμένοι προέρχονται από λευκούς νάνους σε δυαδικά συστήματα, ενώ άλλοι είναι πολύ ογκώδεις αστέρες.
(Κλασικοί) Καινοφανείς αστέρες Αυτοί οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί έχουν πολύ μεγάλες εκρήξεις, από 6 έως 19 μεγέθη, που προκαλούνται από τη θερμοπυρηνική σύντηξη υλικού που συσσωρεύεται στον λευκό νάνο.
Επαναλαμβανόμενοι

καινοφανείς

Αυτοί έχουν εκρήξεις περίπου 4 έως 9 μεγεθών, επαναλαμβάνονται κάθε 10 με 80 χρόνια. [1] Παραδείγματα περιλαμβάνουν τον Τ Πυξίδος και τον RS Οφιούχου (RS Ophiuchi).
Νάνοι καινοφανείς Οι νάνοι καινοφανείς, ή οι αστέρες U Geminorum , είναι κατακλυσμικοί μεταβλητοί που παρατηρούνται να φωτίζουν επανειλημμένα, αν και με μικρότερο ποσό από τoυς κλασικούς καινοφανείς
Οι αστέρες του Camelopardalis Προσωρινά "σταματούν" σε μια συγκεκριμένη φωτεινότητα κάτω από την αιχμή τους
Αστέρες SU Ursae Majoris Έχουν "superoutbursts" που είναι λαμπρότερα από τον μέσο όρο
Αστέρες Cygni SS Έχουν εκρήξεις δύο διακριτών μηκών
Φωτεινοί κόκκινοι καινοφανείς Αυτές είναι αστρικές συγχωνεύσεις που γίνονται πολύ κόκκινες μετά την έκρηξη.
Polars
Οι αστέρες του AM Herculis είναι δυαδικοί μέσα στους οποίους το μαγνητικό πεδίο του λευκού νάνου έχει συγχρονίσει την περίοδο περιστροφής του τελευταίου με τη δυαδική τροχιακή περίοδο. Το θέμα από το αστέρι του δότη διοχετεύεται μαγνητικά πάνω στο λευκό νάνο αντί να σχηματίζει δίσκο.
Οι DQ <span typeof="mw:Entity" id="mwXQ"> </span> Η Herculis , που ονομάζoνται επίσης «ενδιάμεσοι πολικοί», έχουν ελαφρώς ασθενέστερο μαγνητικό πεδίο από ότι οι αστέρες AM Herculis , υπάρχει ένας δίσκος προσαύξησης, αλλά η υποδομή σε αυτόν δημιουργείται από το πεδίο.
VY Γλύπτης Αυτοί είναι αστέρες των οποίων μερικές φορές πέφτει η φωτεινότητα τους περισσότερο από ένα μέγεθος, με πολύ περιστασιακές εκρήξεις τύπου νάνου καινοφανή κατά τη διάρκεια της αμυδρής κατάστασης. Μπορεί να είναι μια υποκατηγορία των πολικών. [2]
AM Canum Venaticorum Αυτοί είναι κατακλυσμικοί μεταβλητοί των οποίων τα συστατικά είναι λευκοί νάνοι. Ο δίσκος συσσώρευσης αποτελείται κυρίως από ήλιο και παρουσιάζουν ενδιαφέρον ως πηγές βαρυτικών κυμάτων .
SW Sextantis Αυτοί είναι σαν νάνοι καινοφανείς αλλά έχουν τον δίσκο συσσώρευσης σε μια σταθερή κατάσταση, οπότε δεν δείχνουν ξεσπάσματα και ο δίσκος εκπέμπει μη ομοιόμορφα. Συχνά είναι και δι εκλείψεως μεταβλητοί , αν και αυτό φαίνεται να είναι ένα τεχνητό αντικείμενο επιλογής . [3]
Z Andromedae (συμβιωτικοί μεταβλητοί) Αυτοί είναι κοντινοί δυαδικοί με ένα μεγάλο ψυχρό συστατικό που χάνει μάζα σε ένα θερμότερο συμπαγές στοιχείο και δίσκο προσαύξησης.

Υπάρχουν πάνω από 1600 γνωστά συστήματα κατακλυσμικών αστέρων. [4] Ο κατάλογος οριστικοποιήθηκε την 1η Φεβρουαρίου 2006, αν και ανακαλύπτονται κάθε χρόνο.

Ανακάλυψη[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί συγκαταλέγονται στις κατηγορίες των αστρονομικών αντικειμένων που συνήθως ανακαλύπτονται από τους ερασιτέχνες, αφού ένας κατακλυσμικός μεταβλητός στη φάση της έκρηξης είναι αρκετά φωτεινή ώστε να μπορεί να ανιχνευθεί με πολύ μέτρια όργανα και τα μόνα ουράνια αντικείμενα που εύκολα μπερδεύονται είναι φωτεινοί αστεροειδείς των οποίων η κίνηση από νύχτα σε νύχτα είναι σαφής.

Η επαλήθευση ότι ένα αντικείμενο είναι κατακλυσμικός μεταβλητός είναι επίσης αρκετά απλή: είναι συνήθως αρκετά μπλε αντικείμενα, παρουσιάζουν ταχεία και ισχυρή μεταβλητότητα και τείνουν να έχουν παράξενες γραμμές εκπομπής . Εκπέμπουν στην υπεριώδη ακτινοβολία και στις ακτίνες Χ . Αναμένεται επίσης να εκπέμπουν ακτίνες γάμμα, από την εξουδετέρωση ποζιτρονίων από πυρήνες πλούσιους σε πρωτόνια που παράγονται κατά την έκρηξη σύντηξης, μολονότι αυτό το φαινόμενο δεν έχει ακόμη εντοπιστεί. [5]

Περίπου έξι γαλαξιακοί καινοφανείς (δηλ. στον δικό μας γαλαξία ) ανακαλύπτονται κάθε χρόνο, ενώ τα μοντέλα που βασίζονται σε παρατηρήσεις σε άλλους γαλαξίες υποδεικνύουν ότι ο ρυθμός εμφάνισης θα έπρεπε να είναι μεταξύ 20 και 50. [6] Αυτή η απόκλιση οφείλεται εν μέρει στην σκίαση από τη διαστρική σκόνη και εν μέρει στην έλλειψη παρατηρητών στο νότιο ημισφαίριο και στις δυσκολίες παρατήρησης, ενώ ο ήλιος είναι σε πανσέληνο .

Superhumps[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ορισμένοι κατακλυσμικοί μεταβλητοί βιώνουν περιοδικές λαμπρύνσεις που προκαλούνται από παραμορφώσεις του δίσκου προσαύξησης όταν η περιστροφή του είναι σε συντονισμό με την τροχιακή περίοδο του δυαδικού συστήματος.

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. Mobberley, Martin (2009). Cataclysmic Cosmic Events and How to Observe Them. New York: Springer, σελ. 59. ISBN 978-0-387-79945-2. 
  2. Hameury, Jean-Marie; Lasota, Jean-Pierre (October 4, 2002). «VY Sculptoris stars as magnetic CVs». Astronomy and Astrophysics 394 (1): 231–239. doi:10.1051/0004-6361:20021136. Bibcode2002A&A...394..231H. 
  3. «Defining Characteristics of the SW Sextantis Stars». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2007-11-19. 
  4. Downes, Ronald; και άλλοι. «A Catalog and Atlas of Cataclysmic Variables». 
  5. Senziani, F; Skinner, G.K.; Jean, P.; Hernanz, M. (2008). «Detectability of gamma-ray emission from classical novae with Swift/BAT». Astronomy and Astrophysics 485: 223. doi:10.1051/0004-6361:200809863. Bibcode2008A&A...485..223S. 
  6. Darnley, M. J.; Bode, M. F.; Kerins, E.; Newsam, A. M.; An, J.; Baillon, P.; Belokurov, V.; Calchi Novati, S. και άλλοι. (2005). «Classical novae from the POINT-AGAPE microlensing survey of M31 -- II. Rate and statistical characteristics of the nova population». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 369: 257–271. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10297.x. Bibcode2006MNRAS.369..257D. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]