Πηγή νεότητας η μαύρη τρύπα του Γαλαξία μας για τα άστρα S

Πηγή: Universe Today, 12 Απριλίου 2005

Στον πυρήνα του Γαλαξία μας - όπως και σε όλους τους σπειροειδείς γαλαξίες - βρίσκεται μια θηριώδης μαύρη τρύπα, γύρω από την οποία τώρα τελευταία οι αστρονόμοι ανακάλυψαν κάποια νεανικά μπλε, καυτά, άστρα, λίγα έτη φωτός μακριά από τον ορίζοντα γεγονότων του. Όμως, τέτοια αστέρια θα έπρεπε κανονικά να εμφάνιζαν την όψη πολύ παλιών άστρων και να είχαν χαμηλή θερμοκρασία. Με άλλα λόγια να είχαν διογκωθεί υπό μορφή ερυθρών γιγάντων άστρων με αραιή ατμόσφαιρα. Θα μπορούσε λοιπόν να υπάρχει μια "πηγή νεότητας" στο κέντρο του Γαλαξία;

Μία μαύρη τρύπα   βρίσκεται στο κέντρο του γαλαξία μας στην περιοχή Sagittarius A, περίπου 26.000 έτη φωτός από τη Γη. Στην εικόνα είναι η μεγαλύτερη λευκή κουκίδα στο κέντρο του κύκλου. Η μάζα της είναι περίπου 3.7 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη του Ήλιου μας, αλλά βρίσκεται σε μια περιοχή με διάμετρο όχι μεγαλύτερη των 460 εκ. χιλιομέτρων.

Τα περισσότερα αστέρια του Γαλαξία μας - όπως ο ήλιός μας - κινούνται ελλειπτικά εκατομμύρια έτη φωτός μακριά από την γιγαντιαίων διαστάσεων μαύρη τρύπα (SMBH) στη μέση του Γαλαξία. Αλλά στον Γαλαξία τα κεντρικά αστέρια μπορούν να επιδείξουν ασυνήθιστες ιδιότητες φρενιτιώδεις και ιδιαίτερα εκκεντρικές κινήσεις. Αυτά που βρίσκονται πιο κοντά στην  SMBH περνούν το μεγαλύτερο μέρος του χρόνου τους κοντά στο αφήλιο  - δηλαδή πολύ μακριά από τον ορίζοντα γεγονότων της μαύρης οπής. Αλλά η τρομακτική βαρυτική έλξη της SMBH τα παρασύρει σύντομα και πάλι προς το περιήλιον της τροχιάς τους. Καθώς αυτά τα αστέρια χάνουν τη θέση ισορροπίας τους στο βαρυτικό φρέαρ της SMBH, αυτά επιταχύνονται γρήγορα - μόνο που ξεφεύγουν από τη συνολική διάλυση λόγω της εξαιρετικά υψηλής τροχιακής γωνιακής ορμής τους.

Τέτοια "άστρα-S" προσδιορίστηκαν αρχικά από δύο ανεξάρτητες ομάδες αστρονόμων (στη μία ηγείται ο Reinhard Genzel στο Ινστιτούτο Max Planck και στην άλλη ο Andrea Ghez στο UCLA) το 2002. Λόγω των υψηλών συγκεντρώσεων του αερίου και της σκόνης στον γαλαξιακό πυρήνα, οι ομάδες έπρεπε να ανιχνεύσουν αυτές τις ιδιαίτερα κινούμενες πηγές χρησιμοποιώντας την υπέρυθρη ακτινοβολία, που μπορεί να περάσει από τη σκόνη. Εξετάζοντας την ερυθρή μετατόπιση στα φάσματα των αστεριών μπορούμε να βρούμε την ταχύτητα τους σε σχέση προς άλλα αντικείμενα, και έτσι να προβλεφτούν οι ακριβείς τροχιές τους. Τώρα τρία έτη από την ανακάλυψή τους ένα άλλο άστρο-S (S2), έχει κάνει σχεδόν μια πλήρη τροχιά γύρω από την SMBH. του Γαλαξία μας.

Αλλά υπάρχει κάτι πολύ ιδιαίτερο για αυτά τα άστρα-S. Με βάση τα σημερινά μοντέλα της αστρικής εξέλιξης, αυτά τα αστέρια πρέπει να είναι πολύ παλαιά - αλλά έχουν κατορθώσει να διατηρήσουν κάπως  όλα τα χαρακτηριστικά των νεαρών άστρων.

Οι θεωρητικοί αστρονόμοι Melvyn Davies του παρατηρητήριου του Lund στη Σουηδία και ο Andrew King του πανεπιστημίου του Λέιτσεστερ έχουν μια απάντηση: "Η εικόνα που έχουμε μας εξηγεί ταυτόχρονα γιατί τα S-άστρα έχουν σφικτές τροχιές και την παρατηρούμενη μείωση των ερυθρών γιγάντων στο ίδιο το κέντρο του Γαλαξία". Τα περισσότερα αστέρια που είναι εκτός του κέντρου του Γαλαξία, εκτελούν κανονικά τον κύκλο της ζωής τους. Δηλαδή, αυτά τα αστέρια αφού περάσουν κύρια ακολουθία της αστρικής ανάπτυξης - καταλήγουν σε μεγάλα σώματα χαμηλής θερμοκρασίας με κέντρα που 'σιγοκαίουν'. Τελειώνοντας και τα τελευταία καύσιμά τους καταλήγουν σε μικρούς λευκούς νάνους, ακτινοβολώντας "θερμότητα" στο ορατό φως, μειώνοντας αργά-αργά τη θερμοκρασία τους.

Το πεπρωμένο ενός άστρου καθορίζεται πρώτιστα από τη μάζα του. Τα εξαιρετικά ογκώδη αστέρια, (150 φορές τη μάζα του ήλιου μας) καίνε πολύ γρήγορα τα καύσιμα τους, έχοντας έτσι μια πολύ σύντομη ζωή, κάπου 50.000 χιλιάδες χρόνια. Κατά τη διάρκεια της νεότητας τους, αυτά τα αστέρια φαίνονται ως λαμπροί μπλε γίγαντες με επιφανειακή θερμοκρασίες πολύ υψηλή: 30.000 βαθμούς Εν τω μεταξύ τα πιο μέτρια αστέρια όπως ο ήλιος μας, ζουν μια πολύ ήσυχη ζωή καίγοντας με αργό τρόπο τα καύσιμα τους για 5 έως 15 δισεκατομμύρια έτη, σε  χαμηλότερες θερμοκρασίες επιφάνειας (5.000 - 10.000 βαθμούς). Μέσα σε όλα τα αστέρια οι πυρηνικοί 'φούρνοι' δίνουν την απαραίτητη ενέργεια για να δημιουργηθεί το ορατό φως. Καθώς ένα αστέρι ωριμάζει, ο πυρηνικός 'φούρνος' του αυξάνεται στην περιοχή της επιφάνειας και εκπέμπει όλο και περισσότερη ακτινοβολία. Σε ένα ορισμένο σημείο η πίεση της ακτινοβολίας του πυρήνα γίνεται τόσο έντονη, που η εξωτερική ατμόσφαιρα του αστεριού διογκώνεται πολλές φορές. Αυτό το διάχυτο αεριώδες 'περιτύλιγμα' του άστρου με χαμηλή θερμοκρασία, πληροφορεί τους αστρονόμους ότι είναι ένα αστέρι πολύ γερασμένο και πλησιάζει το τέλος του κύκλου της ζωής του.

Αλλά δεν υπάρχει κανένας τέτοιος ερυθρός γίγαντας μεταξύ των S-άστρων στο κέντρο του Γαλαξία.

Ο Γαλαξίας μας

Υπάρχουν πολλές ιδέες για το πως προκύπτουν αυτά τα S-άστρα. Οι ερευνητές λένε ότι βρίσκονται σε μια περιοχή όπου είναι απαγορευτικό λόγω των παλιρροιακών δυνάμεων, να σχηματίζονται νέα άστρα. Η μία ιδέα είναι ότι οι πυρήνες των S-άστρων διαμορφώθηκαν λόγω πρόσφατων συγκρούσεων μεταξύ των πυκνών μοριακών νεφών κοντά στο κέντρο του Γαλαξία. Μια άλλη ιδέα είναι ότι μπορούν να περιστρέφονται γύρω από το δίσκο προσαύξησης που περιβάλλει την ίδια τη SMBH και επειδή έχουν θερμοκρασίες, περίπου 30.000 βαθμούς (θερμοκρασία που έχουν τα πολύ νέα άστρα), πρέπει να έχουν ενδιάμεσες μάζες (~10 της ηλιακής) και να έχουν σχετικά σύντομους κύκλους ζωής (~10 εκατομμύρια χρόνια). Λόγω αυτών των περιορισμών οι πυρήνες αυτών των S-άστρων πρέπει να είναι σχετικά νέοι και να διαμορφώνονται συνεχώς.

Σε τελική ανάλυση, ο πυρήνας αυτών των άστρων πρέπει είτε να είναι πολύ νεανικός και να προσέρχεται στην περιοχή της SMBH από κάποιο άγνωστο μηχανισμό, ή πρέπει να είναι πολύ παλαιότερος από όσο περιμένουμε και να γίνεται "νεότερος" καθώς αλληλεπιδρά με τη μαύρη τρύπα και το άμεσο του περιβάλλον. Θα μπορούσε να υπάρχει μια "πηγή νεότητας" για αυτά τα άστρα στο κέντρο του Γαλαξία μας;

Τελικά οι ερευνητές προκρίνουν την τελευταία άποψη, λέγοντας ότι η απορρόφηση των αερίων, που έχουν τα άστρα στο εξωτερικό τους τμήμα, είναι η λύση του προβλήματος της γέννησης. Τα άστρα αυτά θεωρούνται ότι έχουν γεννηθεί σε σμήνη πολύ μακριά από την κεντρική μαύρη τρύπα, ότι έχουν μάζες ~ 1-4 σαν του ήλιου και ότι επειδή είναι πολύ παλιά έχουν μετατραπεί στο Γαλαξιακό κέντρο σε ερυθρούς γίγαντες. Όμως έχουν χάσει το αεριώδες περίβλημα τους και έγιναν S-άστρα. 

Με την πάροδο του χρόνου οι παλιρροιακές δυνάμεις της μαύρης τρύπας έλκουν αφ' ενός τα άστρα αυτά προς το μέρος τους και αφ' ετέρου είναι υπεύθυνες για την απομάκρυνση της ατμόσφαιρας τους. Συγχρόνως, η μαύρη τρύπα τα τροφοδοτεί με άλλα αέρια - καύσιμα. Το γεγονός ότι έχουν χάσει το αεριώδες περίβλημα τους εξηγεί τη σχετική λαμπρότητα, τις υψηλές θερμοκρασίες, και την προφανή νεότητα τους.

Ο ήλιος μας μπορεί να έχει ένα τέτοιο μέλλον;

Σύμφωνα με τον Melvyn Davies, "Όχι, ο ήλιος μας δεν θα έχει την ίδια μοίρα. Είμαστε πάρα πολύ μακριά από το γαλαξιακό κέντρο. Είμαστε περίπου 30.000 έτη φωτός από τη μαύρη τρύπα, και τα αστέρια που υφίστανται αυτή τη μετατροπή προέρχονται από θέσεις πολύ πιο κοντά στο κέντρο του Γαλαξία, όχι περισσότερο από 3.000 έτη φωτός

Τέλος, ο καθηγητής Andrew King προσθέτει ότι ο ήλιος μας δεν έχει κανέναν κοντινό σύντροφο άστρο, που θα μπορούσε να ενοχλήσει την κανονική εξέλιξή του. Έτσι θα γίνει τελικά ερυθρός γίγαντας και θα εξελιχθεί σε έναν λευκό νάνο.

Άστρα-S

Είναι ερυθροί γίγαντες φασματικού τύπου S, όμοια με ένα άστρο τύπου Μ εκτός του ότι τα κύρια οξείδια στο φάσμα του είναι της 5ης ομάδας του Π.Σ. (ζιρκόνιο, ύττριο κλπ), αντί της τρίτης ομάδας (τιτάνιο, σκάνδιο, βανάδιο). Τα S-άστρα έχουν, επίσης, ισχυρούς μοριακούς δεσμούς CN, ενώ περιέχουν φασματικές γραμμές του λιθίου και τεχνήτιου. Καθαρά άστρα S, που ονομάζονται και άστρα ζιρκονίου, είναι εκείνα που οι δεσμοί του οξειδίου του ζιρκονίου είναι πολύ ισχυροί και οι δεσμοί των οξειδίων του τιτανίου είτε απουσιάζουν τελείως ή είναι ελάχιστοι. Σχεδόν όλα τα άστρα S είναι μεταβλητοί μακράς διάρκειας. Υπάρχουν και τα άστρα τύπου SC, που θεωρούνται ότι βρίσκονται ανάμεσα στα S και στα C (άστρα άνθρακα).