Ξέσπασμα προβλέπεται σε ένα κοντινό σουπερνόβα - Νέος τύπος άστρου είναι ένα Wimp

Από την ιστοσελίδα του space.com

Πέμπτη 9 Ιανουαρίου 2003, 201ο συνέδριο της AAS στο Σίατλ της πολιτείας Ουάσιγκτον

1. Αυτό το καλοκαίρι αναμένεται να ξεσπάσει μια έκρηξη από ένα κοντινό σουπερνόβα

Ένα εκρηκτικό αστέρι στο Νότιο ημισφαίριο, το πανέμορφο Eta Carinae, που είναι τουλάχιστον 100 φορές πιο μεγάλο από τον ήλιό μας, εμφανίζεται στην πραγματικότητα να αποτελείται από δύο αστέρια, που δρουν σε συμφωνία. Η απόδειξη μπορεί να έρθει αυτό το καλοκαίρι όταν το άστρο αναμένεται να δράσει πάλι.

Το σουπερνόβα εξερράγη κατά υπέροχο τρόπο στη δεκαετία του 1800. Έτσι έγινε ένα από τα φωτεινότερα αστέρια στον νυκτερινό ουρανό. Από τότε υπάρχουν στη θέση του δύο γιγαντιαίες φυσαλίδες από υλικό που πετάγεται στο διάστημα. Το 1997, οι αστρονόμοι παρατήρησαν μια όξυνση της δραστηριότητας του, η οποία φάνηκε στις ακτίνες-X, και θεωρήθηκε ότι ήταν μέρος ενός κύκλου 5.5 ετών.

Στην συνεδρίαση της AAS οι επιστήμονες, που ελέγχουν με τις ακτίνες X το αστέρι, είπαν ότι υπάρχουν αποδείξεις για να ξεκινήσει μια θεωρία ότι ο κύκλος των 5.5 ετών προκαλείται από έναν μικρότερο αστρικό σύντροφο (υπάρχει δηλαδή ένα διπλό αστρικό σύστημα). Καθώς γνωρίζουμε ότι τα αστέρια είναι το ένα σε τροχιά με το άλλο, οι αστρικοί άνεμοί τους (σαν τον ηλιακό άνεμο), συγκρούονται  με ποικίλους τρόπους, παράγοντας έτσι εμβυθίσεις και αιχμές στις εκπομπές των ακτίνων X.

Ο Michael Corcoran του Διαστημικού Κέντρου Πτήσης Goddard της NASA καθοδηγεί την έρευνα. Είπε ότι το μικρότερο συνοδό αστέρι φαίνεται να περιέχει μάζα 30 φορές του ήλιου μας, ενώ το μεγαλύτερο αστέρι είναι 80 φορές πιό μεγάλο.

Εάν η θεωρία των δύο αστέρων είναι σωστή, η επόμενη αιχμή θα εμφανιστεί αυτό το καλοκαίρι. Οι αστρονόμοι προγραμματίζουν να ξεκινήσει μια παγκόσμια προσπάθεια ώστε να παρατηρήσουν το Eta Carinae σε όλα τα μήκη κύματος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, από τα ραδιοκύματα έως το ορατό φως και μέχρι τις ακτίνες γάμμα, από το έδαφος αλλά και από το διάστημα.

Θα αποτελέσει τότε ένα αστρονομικό γεγονός που θα είναι από τα πιο λεπτομερώς παρατηρηθέντα στην ιστορία της Αστρονομίας.

2. Νέος τύπος άστρου είναι ένα Wimp

Τι μπορεί να είναι ένας νέος τύπος αστεριού που του έχει φύγει η περισσότερη από τη μάζα του, αφήνοντας πίσω του ένα θλιβερό μικρό απομεινάρι, το οποίο οι αστρονόμοι ονομάζουν  "εκφυλισμένο" άστρο;

Το αντικείμενο αυτό έχει χάσει τη μάζα του επειδή βρισκόταν μαζί με ένα άλλο συνοδό άστρο για δισεκατομμύρια έτη. Το διπλό αυτό σύστημα ονομάζεται EF Eridanus.

Έτσι το μικρό άστρο τροφοδοτούσε με "καύσιμο αέριο" τη σταθερή εκρηκτική δραστηριότητα του πιο μεγάλου αστέρα-συνοδού του.

Κάπου επτά χρόνια πριν, η 'αφαίμαξη' του αερίου του μικρού άστρου σταμάτησε μυστηριωδώς, και οι αστρονόμοι ήταν τότε σε θέση να δουν καλύτερα το μικρότερο αντικείμενο στο οποίο αυξομειωνόταν η ένταση του φωτός αφού έλειπε όλη η ακτινοβολία που έφευγε από το σύστημα των δύο αστέρων.

Οι επιστήμονες λογαριάζουν ότι το μικρό άστρο, που το ονομάζουμε wimpy, ήταν μια φορά παρόμοιο με τον ήλιό μας, αν και είχε τη μισή μάζα του.  Εντούτοις τώρα, περίπου το 90 τοις εκατό της μάζας του έχει φύγει. Τώρα μοιάζει πολύ σαν έναν τύπο παλιού άστρου, που του έχουν τελειώσει τα καύσιμά του, τον καφέ νάνο, ένα ψυχρό (αφού δεν έχει θερμοπυρηνικά καύσιμα να καίει) και όχι αρκετά βαρύ ώστε να ξεκινήσει καινούργιος κύκλος θερμοπυρηνικής σύντηξης, όπως γίνεται στα πραγματικά αστέρια που λάμπουν.

Υπάρχει όμως και μία διαφορά. Τους καφέ νάνους τους υποψιάζονται να έχουν διαμορφώσει τα σημερινά τους μεγέθη από τις καταρρεύσεις του υλικού τους -- κι όχι από την ύπαρξη "πεινασμένων" συνοδών άστρων.

Η έρευνα καθοδηγήθηκε από τον Steve Howell του Πανεπιστημίου Καλιφόρνιας, και τον Tom Harrison του Πολιτειακού  Πανεπιστημίου του Νέου Μεξικού στο Las Cruces.

Τα WIMP's ανήκουν στη μη βαρυονική σκοτεινή ύλη: αυτή αναφέρεται γενικά σαν "εξωτική" μη-βαρυονική ύλη που αλληλεπιδρά μόνο ασθενώς με την συνηθισμένη ύλη. Τα εξωτικά σωματίδια περιλαμβάνουν αξιόνια ή ασθενώς αλληλεπιδρώντα σωμάτια με μάζα (WIMPs).

Ενώ καμιά τέτοια ύλη δεν έχει παρατηρηθεί άμεσα στο εργαστήριο, υποψιαζόμαστε από καιρό την ύπαρξή της για να δικαιολογήσουμε τις τροχιακές ταχύτητες των αστέρων στους γαλαξίες αλλά και τις ταχύτητες των γαλαξιών μέσα στα σμήνη. Συμμετέχει κατά 30% στο Ω.

Η ποσότητα Ω είναι ο λόγος της πυκνότητας της ύλης-ενέργειας προς την πυκνότητα που απαιτείται για να είναι το σύμπαν επίπεδο.
Η συνηθισμένη ορατή ύλη συμμετέχει κατά 1% στο Ω.
Η βαρυονική σκοτεινή ύλη συμμετέχει κατά 5% στο Ω. Αυτή είναι πολύ δύσκολο να παρατηρηθεί και αποτελείται πιθανώς από καφέ ή μελανούς νάνους (που ονομάζονται από τους αστρονόμους MACHOs -Massive Compact Halo Objects) ή υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες ή κβάζαρς.
Και τέλος η σκοτεινή ενέργεια του κενού ή κοσμολογική σκοτεινή ύλη συμμετέχει κατά 60% στο Ω. Αυτή είναι μια αληθινά παράξενη μορφή της ύλης, ή ίσως μια ιδιότητα αυτού του ιδίου του κενού, η οποία χαρακτηρίζεται από μια μεγάλη, αρνητική πίεση.