Οι ακτίνες-X φωτίζουν τις εκρήξεις των Nova

Από τη σελίδα του PhysicsWeb, 10 Οκτωβρίου 2002

Μια μελέτη των ακτίνων-X, που εκπέμπονται σαν συνέπεια μιας πρόσφατης έκρηξης Nova, αναμένεται να βελτιώσει την εικόνα που έχουν οι αστρονόμοι γι' αυτά τα βίαια αλλά συχνά γεγονότα του διαστήματος. Η Μαργαρίτα Hernanz και η Glòria Sala του Ιδρύματος των Διαστημικών Μελετών στην Καταλούνια της Ισπανίας έχουν δείξει για πρώτη φορά ότι μια Nova μπορεί να επιστρέψει στην αρχική κατάσταση της μέσα σε τρία έτη από την ανατίναξη. Το ζευγάρι αυτό των επιστημόνων έχει συγκεντρώσει επίσης τις πρώτες, "πριν και μετά από", εικόνες μιας Nova, ανακαλύπτοντας τα  στοιχεία των ακτίνων-X που συλλέγονται πριν εκραγεί η Nova (Hernanz και Sala, Science  2002 298 393).

Μια Nova είναι ένα αστέρι το οποίο ξαφνικά γίνεται δεκάδες χιλιάδες φορές φωτεινότερο σε λίγες ημέρες, και έπειτα βαθμιαία εξασθενίζει. Αυτά τα ξεσπάσματα θεωρούνται ότι λαμβάνουν χώρα στα δυαδικά συστήματα, στα οποία ένα αστέρι και ένας λευκός νάνος - το πυκνό και εκρηγνυόμενο κατάλοιπο ενός άστρου - κινούνται γύρω από το κοινό κέντρο των μαζών τους.

Οι αστρονόμοι θεωρούν ότι οι λευκοί νάνοι σε τέτοια συστήματα προσαυξάνουν τη μάζα τους από τα αστέρια-συντρόφους τους, έως ότου συλλέξουν αρκετή ύλη ώστε να ξεκινήσουν οι πυρηνικές αντιδράσεις. Αυτές οι πυρηνικές αντιδράσεις θεωρούνται ότι προκαλούν μια έκρηξη Nova, που μπορεί να ανιχνευθεί σαν μια αύξηση της φωτεινότητας του λευκού νάνου σε μια ευρεία περιοχή μηκών κύματος.

Αν και το ορατό φως, που εκπέμπουν οι Nova, εξασθενίζει συνήθως μέσα σε λίγες εβδομάδες μετά την έκρηξη Nova, οι ακτίνες-X μπορούν να ανιχνευθούν για πολύ περισσότερο καιρό - μέχρι και δεκάδες χιλιάδες έτη σύμφωνα με τις υπάρχουσες θεωρίες. Αλλά πολλές πρόσφατες παρατηρήσεις έχουν εμφανίσει ότι αυτή η περίοδος μπορεί να διαρκέσει λίγα μόνο έτη, που δείχνει ότι η κατανόηση την οποία έχουμε για τις διαδικασίες προσαύξησης και έκρηξης έχει παραλείψεις.

Στη μελέτη τους, οι Hernanz και Sala χρησιμοποίησαν το δορυφόρο XMM-Newton για να ελέγξουν τις χαμηλής ενέργειας - ή "μαλακές" ακτίνες-X - που εκπέμφθηκαν από τη Nova V2487 Ophiuchi αφότου εξερράγη το 1998. Αυτές οι μαλακές ακτίνες-X παράγονται από το πυρηνικό καύσιμο "υδρογόνο" του υλικού που προέρχεται από το δυαδικό άστρο, έτσι η "διάρκεια" της εκπομπής των μαλακών ακτίνων-X είναι συνδεμένη με το ποσό της ύλης που ο λευκός νάνος έχει συλλέξει. Προς έκπληξή τους, οι Hernanz και Sala βρήκαν ότι το υδρογόνο που έκαιγε ο V2487 έπαψε ακριβώς 2.7 χρόνια αφότου εξερράγη.

Οι ερευνητές σύγκριναν έπειτα τις μετρήσεις τους των υψηλής ενέργειας  - ή "σκληρές" - ακτίνων-X με τις παρατηρήσεις που έγιναν το 1990, στις οποίες μια πηγή σκληρών ακτίνων-X επισημάνθηκε στο ίδιο μέρος που είναι η Nova V2487. Οι Hernanz και Sala ανακάλυψαν ότι τα φάσματα και οι ροές, των προ της έκρηξης, ακτίνων-Χ ταιρίαζαν με τα στοιχεία τους, τα οποία υποδείκνυαν ισχυρώς ότι η προηγούμενη μελέτη είδε τη Nova V2487 προτού να εκραγεί. "Αυτή είναι η πρώτη φορά που φάνηκε μια Nova με τις ακτίνες-Χ πριν και μετά από την έκρηξή της", είπε η Hernanz.

Δεδομένου ότι οι σκληρές ακτίνες-Χ παράγονται πιθανά από τη διαδικασία προσαύξησης, οι Hernanz και Sala συμπέραναν ότι η Nova V2487 άρχισε να προσαυξάνει την ύλη της μόλις σταμάτησε να καίει το υδρογόνα. "Έχουμε ανακαλύψει σαφώς την αποκατάσταση της προσαύξησης πάνω σε έναν λευκό νάνο, μόνο 1000 ημέρες μετά από την έκρηξή της ως Nova", λέει η Hernanz.

Τώρα οι Hernanz και Sala ελπίζουν ότι τα συμπεράσματά τους θα βοηθήσουν τους αστρονόμους να βελτιώσουν τα τρέχοντα μοντέλα των εκρήξεων Nova, και τη προσαύξηση της ύλης στα "κατακλυσμικά μεταβλητά" συστήματα που τα προκαλούν.

Λευκός νάνος

Το ήλιο που είναι το προϊόν σύντηξης του υδρογόνου μετατρέπεται πάλι με τη διαδικασία της σύντηξης σε νέον και τελικά σε άνθρακα, απελευθερώνοντας μια τρομακτική ενέργεια. Έτσι το άστρο, που έχει εξαντλήσει ήδη το υδρογόνο του, διαστέλλεται πάρα πολύ και δημιουργεί εκ νέου μια θερμοδυναμική ισορροπία, που σώζει όμως προσωρινά τον αστέρα από τη βαρυτική του κατάρρευση. 

Αυτή τη διαδικασία την ακολουθούν τα αστέρια με μια μάζα περίπου σαν τον ήλιο μας, που δεν έχουν να κάψουν τίποτε άλλο εκτός του άνθρακα, μετατρεπόμενοι τελικά με την εξάντληση των καυσίμων τους σε ερυθρούς γίγαντες (για άστρα σαν τον ήλιο μας) ή υπεργίγαντες (για πιό μεγάλα άστρα). Ο αστρικός άνεμος μεταφέρει μέρος της μάζας τους στο διάστημα και η ύλη αυτή σχηματίζει το πλανητικό νεφέλωμα. Τέλος η ύλη στον πυρήνα βρίσκεται σε μορφή πλάσματος ενώ τα εκφυλισμένα ηλεκτρόνια αντιστέκονται στην βαρυτική συστολή. Ο πυρήνας σχηματίζει ένα υπόλειμμα που λέγεται λευκός νάνος. 

Για πρώτη φορά, στις αρχές του 1930, ο Τσαντρασεχάρ μελέτησε τι θα συμβεί μόλις οι αστέρες  κάψουν το υδρογόνο τους σε ήλιο και αρχίζουν να συρρικνώνονται υπό την επίδραση της δικιάς τους βαρύτητας.  Σε αυτή τη φάση της εξέλιξης τους φθάνουν να γίνουν σε μέγεθος όσο η Γη, γι' αυτό και ονομάστηκαν νάνοι.   Επειδή από τις παρατηρήσεις των αστρονόμων βρέθηκε ότι η λαμπρότητά τους φθάνει το 1/100 της λαμπρότητας του Ήλιου (η επιφανειακή θερμοκρασία τους φθάνει τους 15.000-30.000 Kelvin) και φαίνονται στην αρχή της ζωής τους λευκοί, ονομάστηκαν και λευκοί. Ένας τέτοιος λευκός νάνος είναι και ο συνοδός του γνωστού Σείριου α Μεγάλου Κυνός, που ανακαλύφθηκε το 1844, με βάση τις κινήσεις του Σείριου. Η μάζα του φθάνει το 0.8   και η λαμπρότητά του το 0.3% του ήλιου.

Τα αστέρια έρχονται σε διάφορες μορφές, η μεγαλύτερη είναι σε μορφή σουπερνόβας. Στην περίπτωσή τους, τίποτα δεν μένει από το αστέρι μετά από την τρομακτική έκρηξη του, εκτός από την  μυστηριώδη μαύρη οπή. Εντούτοις, στην περίπτωση μιας Nova, η έκρηξη δεν είναι τόσο καταστρεπτική και το άστρο μπορεί να ξαναλάμψει μετά από ένα χρονικό διάστημα.

Οι εκρήξεις Nova δεν είναι εντελώς καταστρεπτικά φαινόμενα για το άστρο στο οποίο συμβαίνει. Στην πραγματικότητα, αφότου εμφανιστεί μια έκρηξη, το αστέρι μετά από ένα ορισμένο χρόνο, μέχρι και δεκάδες χιλιάδες έτη, συνέρχεται και αρχίζει πάλι να καίει τα πυρηνικά του καύσιμα. Μέχρι τώρα, οι αστρονόμοι δεν γνωρίζουν πόσο χρόνο ακριβώς διαρκεί αυτή η διαδικασία. Στην περίπτωση, εντούτοις, της Nova V2487, το αστέρι συνήλθε σε λιγότερο από τρία έτη. Αυτό είναι εκπληκτικό, λαμβάνοντας υπόψη το γεγονός ότι η αρχική έκρηξη ελευθέρωσε περίπου 100.000 φορές την ενέργεια που που ελευθερώνει ο ήλιος μας σε ένα έτος.

Τα αστέρια έρχονται σε διάφορες μορφές, η μεγαλύτερη είναι σε μορφή σουπερνόβας. Στην περίπτωσή τους, τίποτα δεν μένει από το αστέρι μετά από την τρομακτική έκρηξη του, εκτός από την  μυστηριώδη μαύρη οπή. Εντούτοις, στην περίπτωση μιας Nova, η έκρηξη δεν είναι τόσο καταστρεπτική και το άστρο μπορεί να ξαναλάμψει μετά από ένα χρονικό διάστημα.

Μια Nova αποτελείται από δύο αστέρια. Στην "κανονική" κατάσταση της Nova πρόκειται για ένα αστέρι που 'ρουφάει' συνεχώς ύλη από το άλλο.  Συνήθως  ξεκινάνε και τα δύο σαν δύο συνηθισμένα αστέρια, που διατηρούν τη συνοχή τους εξ' αιτίας της βαρυτικής τους δύναμης. Και τα δύο άστρα λάμπουν σταθερά στο διάστημα. Εντούτοις, το ένα αστέρι γερνά γρηγορότερα από άλλο, το οποίο μετά γίνεται ένας μικρός καυτός πυρήνας, που είναι γνωστός ως λευκό νάνο άστρο. Το ζευγάρι τότε μένει μαζί σε έναν καταστρεπτικό κύκλο στον οποίο ο λευκός νάνος τραβά την ύλη από το σύντροφό του, και το ίδιο κρύβεται κάτω από τα κλεμμένα αέρια. Μόλις ενισχυθεί με αρκετό αέριο, τότε αρχίζει πάλι μια καταστροφική πυρηνική αντίδραση, προκαλώντας μια ογκώδη έκρηξη για να περιβάλλει το λευκό νάνο. Αν και αυτή δεν είναι αρκετά μεγάλη για να καταστρέψει το άστρο, προκαλεί ένα γιγαντιαίο ξέσπασμα του υλικού από την επιφάνεια του, που αναστατώνει τη ροή του υλικού από το μεγαλύτερο αστέρι προς τον λευκό νάνο.

Αν και δεν είναι τόσο σημαντικοί οι novae όσο οι σουπερνόβες που επηρεάζουν σημαντικά τη χημική εξέλιξη των γαλαξιών, είναι σημαντικές επειδή παράγουν ορισμένες χημικές ουσίες που τ' άλλα ουράνια αντικείμενα δεν μπορούν.

Οι αστρονόμοι μπορούν να χρησιμοποιήσουν τα novae για να μετρήσουν τις αποστάσεις σε άλλους γαλαξίες. Όλα τα novae εκρήγνυνται με την ίδια σχεδόν εκρηκτική δύναμη, έτσι φθάνουν πάντα σε παρόμοιες λαμπρότητες. Εντούτοις, τα απόμακρα αντικείμενα πάντα φαίνονται να αυξομειώνουν την ένταση του φωτισμού τους. Δεδομένου ότι οι αστρονόμοι ξέρουν πόσο φωτεινή πρέπει να είναι η Nova, μπορούν να υπολογίσουν πόσο μακριά βρίσκεται.

Μέχρι τώρα, δεν έχουν παρατηρηθεί ποτέ τα novae στην ακτινοβολία-γ, παρά μόνο στην ακτινοβολία-Χ και στην ορατή. Αλλά τώρα οι επιστήμονες σκέπτονται να το κάνουν. Γιατί μερικά από τα ραδιενεργά στοιχεία που δημιουργούνται από τα novae, εκπέμπουν ακτίνες-γ.