Ανακαλύφθηκε ένας νέος τύπος λευκού νάνου

Πηγή: SPACE, 21 Νοεμβρίου 2007

Μπορεί να έχει ανακαλυφθεί ένα σπάνιο νέο είδος άστρου. Μοιάζει περισσότερο με ένα λευκό νάνο άστρο, εκεί που θα καταλήξει τελικά ο ήλιος μας - απαλλασσόμενος από ένα μυστηριώδη σάβανο τέφρας από άνθρακα. Τα νέα συμπεράσματα θα μπορούσαν να ρίξουν φως στη ζωή και το θάνατο των άστρων, λένε οι αστρονόμοι.

Αφότου εξαντλήσουν όλα τα πυρηνικά καύσιμά τους, τα περισσότερα από το 97% των άστρων του Γαλαξία μας - ουσιαστικά όλα με 8 έως 10 φορές τη μάζα του ήλιού μας ή λιγότερο - αναμένονται να καταλήξουν ως λευκοί νάνοι, τα κατάλοιπα των άστρων κατά προσέγγιση στο μέγεθος της γης και πολύ πυκνά. Ο ήλιος μας προβλέπεται να γίνει λευκός νάνος σε περισσότερο από 5 δισεκατομμύρια έτη από τώρα.

Δεξιά: Καλλιτεχνική εικόνα μιας επιφάνειας ενός λευκού νάνου άστρου που περιστασιακά εκρήγνυται

Μέχρι τώρα, όλοι οι γνωστοί λευκοί νάνοι είχαν ατμόσφαιρες πλούσιες είτε σε υδρογόνο είτε σε ήλιο. Χωρίς να το περιμένουν όμως, οι επιστήμονες βρίσκουν τώρα μια νέα κατηγορία λευκού νάνου, με την ατμόσφαιρα φτιαγμένη πρώτιστα από άνθρακα και με ελάχιστο ή και κανένα ίχνος υδρογόνου ή ηλίου.

"Κανένας δεν σκέφτηκε ποτέ ότι θα μπορούσε να υπάρξει ένα τέτοιο άστρο," λέει ο αστροφυσικός Patrick Dufour στο πανεπιστήμιο της Αριζόνα. "Θα είναι μια πρόκληση να εξηγήσουμε το πώς σχηματίζονται."

Κατά προσέγγιση το 80% όλων των λευκών νάνων είχαν θεωρηθεί μέχρι τώρα πως έχουν ατμόσφαιρες πλούσιες σε υδρογόνο, με τους υπόλοιπους να έχουν ατμόσφαιρες πλούσιες σε ήλιο. Αυτοί οι νέοι πλούσιοι σε άνθρακα λευκοί νάνοι φαίνονται να είναι αρκετά σπάνιοι, που μπορεί να είναι το πολύ-πολύ λιγότερο από το 1‰ όλων των λευκών νάνων.

Μέχρι τώρα, βασισμένοι σε παρατηρήσεις στο Παρατηρητήριο Apache Point στο Νέο Μεξικό, οι ερευνητές έχουν βρει οκτώ τέτοιους λευκούς νάνους. "Υπάρχουν βεβαίως περισσότεροι," τονίζει ο Dufour.

Οι επιστήμονες απαρίθμησαν τα συμπεράσματά τους στο περιοδικό Nature.

Χόβολες θανάτου

Όλοι οι λευκοί νάνοι σχηματίζονται όταν τα αστέρια χάσουν μέχρι και το 85% της μάζας τους κατά τους θανάσιμους σπασμούς τους. Ίσως κατά τη διάρκεια αυτής της φάσης, μερικοί λευκοί νάνοι να χάσουν "σχεδόν όλο το υδρογόνο και το ήλιό τους," εξηγεί ο Dufour.

"Κατά συνέπεια, βλέπουμε τον κρυμμένο πυρήνα του άστρου όπου υπήρξαν πυρηνικές αντιδράσεις," διευκρινίζει. "Ο άνθρακας που βλέπουμε είναι οι 'τέφρες' της πυρηνικής καύσης του ηλίου που πραγματοποιήθηκε κάποτε στον πυρήνα του αστεριού."

Οι λευκοί νάνοι εξελίσσονται από αστέρια όχι αρκετά βαριά για να εκραγούν ως σουπερνόβες κατά το θάνατο τους. Οι ερευνητές προτείνουν ότι οι λευκοί νάνοι -πλούσιοι σε άνθρακα γεννιούνται από αστέρια κοντά σε αυτό το όριο, 8 έως 10 ηλιακές μάζες.

Για να μάθουν περισσότερα για αυτούς τους μυστήριους νέους λευκούς νάνους, ο Dufour και οι συνάδελφοί του προγραμματίζουν να παρατηρήσουν ξανά με μεγαλύτερα τηλεσκόπια τα οκτώ που έχουν βρει μέχρι τώρα.

"Η σημαντικότερη επίπτωση αφορά την αστρική εξέλιξη", λέει ο Dufour. "Εάν είναι το αποτέλεσμα της εξέλιξης των βαρέων άστρων κοντά στο όριο της μάζας προτού εκραγούν ως σουπερνόβες, τότε θα μπορούσαν τελικά να μας διδάξουν πολλής για το πώς τα βαριά αστέρια εξελίσσονται και πεθαίνουν."

Στις αρχές του 1930, ο Ινδός αστροφυσικός Τσαντρασεχάρ οδηγήθηκε στη σκέψη ότι οι αστέρες μόλις κάψουν το υδρογόνο τους σε ήλιο, αρχίζουν να συρρικνώνονται υπό την επίδραση της δικιάς τους βαρύτητας.  Οι αστρονόμοι είχαν ήδη ανακαλύψει τέτοια αντικείμενα στον ουρανό και τα είχαν ονομάσει λευκούς νάνους. Στην φάση αυτή 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 του 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.

Μάλιστα ο Τσαντρασεχάρ υπολόγισε ότι για να γίνει ένα αστέρι λευκός νάνος πρέπει η μάζα του να είναι μικρότερη από 1.4 φορές της μάζας του δικού μας ήλιου. Αν η μάζα του αστέρος υπερβαίνει αυτό το όριο, καταρρέει ακόμη περισσότερο, αποβάλλοντας το αέριο περίβλημα του και γίνεται πια ένας αστέρας νετρονίων ή ένας υπερκαινοφανής, που στο τέλος μετατρέπεται συνήθως σε μια μαύρη τρύπα.

Στα νεκρά αυτά αστέρια τα άτομα έχουν συμπιεσθεί τόσο πολύ, που τα άτομα έχουν χάσει όλα τα ηλεκτρόνια τους, με αποτέλεσμα να αποτελούνται μόνο από πυρήνες και ηλεκτρόνια (αεριώδης κατάσταση). Επειδή δεν αναπληρώνεται η ενέργεια που συνεχώς ακτινοβολούν οι λευκοί νάνοι βαθμιαία ψύχονται και τελικά μετατρέπονται σε σκοτεινούς ή μαύρους νάνους (νάνοι που δεν ακτινοβολούν, άρα δεν φαίνονται). Οι διαστάσεις τους όμως παραμένουν σταθερές. Η ψύξη τους μπορεί να κρατήσει από 1 έως και 10 δισεκατομμύρια έτη και βαθμιαία φαίνονται πιό κόκκινοι μέχρι να γίνουν σκοτεινοί.

Επειδή και ο ήλιος μας ανήκει σε αυτή τη κατηγορία αστέρων, σε πέντε δισεκατομμύρια χρόνια θα γίνει τελικά ένας λευκός νάνος. Ο αριθμός τους υπολογίζεται σε 10 δισεκατομμύρια μόνο μέσα στον Γαλαξία μας.

Πρέπει να τονισθεί ότι μέχρι την εποχή που ο μεγάλος Ινδός Τσαντρασεχάρ υπολόγισε αυτό το όριο για τη μάζα του άστρου, οι αστροφυσικοί πίστευαν λανθασμένα ότι όλα τα αστέρια όταν εξαντλήσουν τα καύσιμά τους γίνονται λευκοί νάνοι. Μάλιστα ο διάσημος αστρονόμος Eddington πρωτοπόρος στο πεδίο της δομής των άστρων, απέρριψε την ιδέα του Chandrasekhar περί εκφυλισμού ως αφύσικη, διότι οδηγούσε σε μια παράλογη κατάσταση όπου ένα άστρο θα μπορούσε να συρρικνώνεται ασταμάτητα.

Για να οδηγηθεί όμως σε αυτή την εξέλιξη των άστρων ο Τσαντρασεχάρ χρησιμοποίησε μια μη σχετικιστική καταστατική εξίσωση για να περιγράψει το εκφυλισμένο αέριο των ηλεκτρονίων. Στη συνέχεια συμπεριέλαβε τα σχετικιστικά φαινόμενα για να συναγάγει τη σχέση πίεσης και πυκνότητας, που του έδωσε έτσι το ανώτερο όριο της μάζας για τους λευκούς νάνους.

Στους λευκούς νάνους τα ηλεκτρόνια, που είναι φερμιόνια με σπιν 1/2 άρα ισχύει γι' αυτά η απαγορευτική αρχή του Pauli ότι δεν μπορούν δύο φερμιόνια να βρίσκονται στην ίδια κβαντική κατάσταση, έχουν μεγάλες κινητικές ενέργειες και κατά συνέπεια μεγάλες ορμές. Όταν λοιπόν τα ηλεκτρόνια αναγκάζονται να κινηθούν εντός ενός πολύ μικρού όγκου, εξασκούν τρομακτική πίεση στα στρώματα της υπερκείμενης ύλης. Η πίεση αυτή διαφέρει από την θερμική πίεση διότι δεν απαιτείται η συνεχής τροφοδοσία της ύλης με ενέργεια, γι' αυτό και ονομάζεται 'δωρεάν' πίεση.

Σαν συνέπεια αυτής της μη θερμικής πίεσης πάνω στα στρώματα της ύλης, ακόμη κι αν έχουν εξαντλήσει τ' αστέρια την καύσιμη ύλη τους, οι λευκοί νάνοι μπορούν και αντισταθμίζουν την βαρυτική δύναμη. Σε όλη τους την ζωή, δηλαδή, τα αστέρια προσπαθούν να εξουδετερώσουν τη βαρύτητα. Και τ' αστέρια με μάζα μικρότερη από το όριο του Τσαντρασεχάρ (1.4 φορές της μάζας του ήλιου), την εξουδετερώνουν με τη πίεση των ηλεκτρονίων, μόνο και μόνο επειδή ισχύει η απαγορευτική αρχή του Pauli.