Αστρονόμοι βρίσκουν την προέλευση των άστρων με υπερβολικό ήλιο στη σύσταση τους

Πηγή: Space Daily, 20 Μαρτίου 2006

Αστρονόμοι τελικά βρήκαν την προέλευση ενός πολύ ασυνήθιστου και σπάνιου τύπου αστεριού. Νέα στοιχεία δείχνουν ότι τα αστέρια με υπερβολική περιεκτικότητα σε ήλιο, σχηματίζονται από τη συγχώνευση δύο λευκών νάνων.

Οι αστρονόμοι χρησιμοποίησαν το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble καθώς επίσης και όργανα στην Ινδία και το Τέξας για να λάβουν λεπτομερείς φασματογραφικές παρατηρήσεις με σκοπό να καθορίσουν τα ακριβή ποσοστά σε περισσότερα από δύο δωδεκάδες  στοιχείων που ανιχνεύτηκαν σε αρκετά αστέρια με υπερβολική περιεκτικότητα σε ήλιο.

"Πάνω από 60 χρόνια μετά από την πρώτη ανακάλυψη τους στο Παρατηρητήριο McDonald αποκτήσαμε μια συνεπή εικόνα για το πώς σχηματίζονται αυτά", λέει ο επικεφαλής  Kameswara Rao του Ινδικού Ιδρύματος Αστροφυσικής στην Ινδία.

Το πρώτο αστέρι με ακραία περιεκτικότητα σε ήλιο, το HD 124448, ανακαλύφθηκε στο παρατηρητήριο McDonald στο Ώστιν το 1942 από τον Daniel Popper του πανεπιστημίου του Σικάγου. Από τότε σχεδόν δύο δωδεκάδες τέτοια αστέρια έχουν βρεθεί.

Τα αστέρια αυτά είναι υπεργίγαντες, με λιγότερη μάζα από τον ήλιο αλλά πολλές φορές μεγαλύτερα και καυτότερα. Είναι αξιοπρόσεκτα άστρα επειδή δεν περιλαμβάνουν σχεδόν καμιά ποσότητα υδρογόνου, το αφθονότερο χημικό στοιχείο στον κόσμο και το πιο βασικό συστατικό όλων των αστεριών. Αντίθετα, κυριαρχεί το ήλιο, με σημαντικά ποσά άνθρακα, αζώτου και οξυγόνου και ιχνών από όλα τα άλλα σταθερά στοιχεία.

Η προέλευση των αστεριών αυτών δεν μπορεί να επισημανθεί πίσω στον χρόνο στα πρωτοαστρικά νέφη με αέριο ήλιο, επειδή κανένα τέτοιο νέφος δεν υπήρξε ποτέ στο Γαλαξία. Επιπλέον, οι πυρηνικές αντιδράσεις στα αστέρια σαν τον ήλιο μας, μετατρέπουν το υδρογόνο σε ήλιο, αλλά περιορίζουν το ήλιο στους καυτούς πυρήνες τους, όπου δεν μπορεί να ανιχνευθεί φασματικά.

Ένα αστέρι πρέπει να χάσει τεράστια ποσά αερίου υδρογόνου προτού να μπορέσει το ήλιό του να δραπετεύσει προς την επιφάνεια του και να φανεί από τα τηλεσκόπια. Κανένας δε γνωστός μηχανισμός μέσα στο αστέρι δεν μπορεί να διώξει τα υπερκείμενα στρώματα για να φανεί το ήλιο του πυρήνα.

Δύο δεκαετίες πριν, οι αστρονόμοι Ronald Webbink και Icko Iben του πανεπιστημίου του Ιλλινόις υπέθεσαν ότι τα αστέρια με ακραία περιεκτικότητα ηλίου, διαμορφώνονται από τη συγχώνευση δύο λευκών νάνων.

Οι λευκοί νάνοι είναι το τελικό προϊόν της εξέλιξης των άστρων παρόμοιων με τον ήλιο. Περιέχουν πολύ λίγο υδρογόνο. Μερικοί είναι πλούσιοι σε ήλιο και άλλοι σε άνθρακα και οξυγόνο. Ενώ ένα ζεύγος λευκών νάνων μπορεί να προκύψει από την κανονική εξέλιξη των κανονικών αστεριών.

Οι Webbink και Iben υπέβαλλαν μια έκθεση στο Astrophysical Journal και είπαν ότι, σε μερικές περιπτώσεις, ένα αστέρι σε δυαδικά συστήματα θα μπορούσε να εξελιχθεί ως ένα λευκό νάνο πλούσιο σε ήλιο, και το άλλο ως ένα λευκό νάνο πλούσιο σε άνθρακα και οξυγόνο. Κατά τη διάρκεια δισεκατομμυρίων ετών, που βρίσκονται σε τροχιά το ένα με το άλλο, τα δύο αστέρια χάνουν την ενέργεια και κινούνται σταθερά πιο κοντά.

Τελικά, ο λευκός νάνος με το ήλιο 'καταναλώνεται' από τον μεγαλύτερης μάζας λευκό νάνο με άνθρακα και οξυγόνο, και το ενιαίο αστέρι που προκύπτει αυξάνει τον όγκο του μέχρι να γίνει υπεργίγαντας πλούσιος σε ήλιο.

Για να εξετάσει αυτήν την ιδέα, η ερευνητική ομάδα έκανε παρατηρήσεις με το Hubble, με ένα τηλεσκόπιο των 2,7 μέτρων στο παρατηρητήριο McDonald στο πανεπιστήμιο του Τέξας στο Ώστιν, και το όργανο Vainu Bappu των 2,3 μέτρων στο Kavalur της Ινδίας.

Και βρήκαν τα αποτελέσματα του Hubble να ταιριάζουν με τις προβλέψεις περί σύνθεσης των άστρων αυτών, που σχηματίστηκαν από τη συγχώνευση δύο λευκών νάνων, και στην οποία ο λευκός νάνος με τον πυρήνα του ηλίου διαλύεται και διαμορφώνει έναν παχύ δίσκο γύρω από το λευκό νάνο πλούσιο σε άνθρακα και οξυγόνο.

Σε μια διαδικασία που διαρκεί μόνο λίγα λεπτά, ο δίσκος 'ελκεται βαρυτικά προς τον το λευκό νάνο με τον άνθρακα και οξυγόνου.

Αυτό που συμβαίνει έπειτα εξαρτάται από τη μάζα του νέου, προκύπτοντος αστεριού. Εάν είναι πάνω από μια ορισμένη μάζα, το γνωστό όριο Chandrasekar, θα εκραγεί ως σουπερνόβα τύπου Ia. Εάν η μάζα του βρίσκεται κάτω από αυτό το όριο, το συγχωνευμένο αστέρι 'φουσκώνει' και γίνεται ένας υπεργίγαντας. Έτσι, τελικά γίνεται ένα αστέρι με μεγάλη περιεκτικότητα σε ήλιο.