Πέμπτη, 14 Μαρτίου 2013

ΠΑΥΛΟΣ ΒΟΥΛΟΥΒΟΥΤΗΣ " Μεταβλητοί αστέρες"



   

      Αν στρέψουμε το βλέμμα μας στον έναστρο ουρανό, μπορούμε να δούμε τα μυριάδες φαινομενικά απαράλλακτα άστρα που τον στολίζουν. Ωστόσο μια πιο προσεκτική ματιά φανερώνει, ότι ορισμένων απ’ αυτά η λαμπρότητα αλλάζει με την πάροδο του χρόνου, είτε μετράμε το χρόνο αυτό σε ώρες είτε σε χρόνια. Τα άστρα αυτά τα ονομάζουμε μεταβλητούς αστέρες και έχουν παρατηρηθεί από την αρχαιότητα. Αναφέρεται ότι πρώτος ο ΄Ίππαρχος παρατήρησε ένα μεταβλητό αστέρα είναι δε γνωστές οι παρατηρήσεις των Αράβων επί του αστέρα β Περσέα (Algol) και από τον Fabricius (1596) του αστέρα ο Κήτους (Mira).


       Σ’ αυτό το σημείωμα θα προσπαθήσουμε να δούμε μερικά χαρακτηριστικά των διαφόρων τύπων των μεταβλητών αστέρων, σύμφωνα με τα παρατηρησιακά δεδομένα που υπάρχουν στη διάθεση των αστρονόμων. Έτσι λοιπόν οι μεταβλητοί χωρίζονται σε δυο μεγάλες κατηγορίες: Στους α)φυσικούς μεταβλητούς και στους β)γεωμετρικούς. Οι φυσικοί μεταβλητοί χωρίζονται στους 1)παλλόμενους και 2)κατακλυσμικούς, ενώ οι γεωμετρικοί στους 1)μεταβλητούς διπλούς λόγω εκλείψεως και στους 2)μεταβλητούς διπλούς λόγω περιστροφής. Υπάρχουν πολλές υποκατηγορίες, τις οποίες θα αναφέρουμε και σε   ορισμένες περιπτώσεις θα εμβαθύνουμε κάπως περισσότερο.
       Οι παλλόμενοι μεταβλητοί, όπως δείχνει και το όνομά τους φαίνονται να «πάλλουν». Διογκώνονται και συρρικνώνονται σε κατά το μάλλον ή ήττον τακτά χρονικά διαστήματα. Αυτοί οι παλμοί έχουν μετρηθεί και φασματοσκοπικά δείχνοντας –δια του φαινομένου Doppler- ότι η ακτίνα του άστρου μεγαλώνει ή μικραίνει. Τα σπουδαιότερα μέλη αυτής της κατηγορίας είναι οι Κηφείδες και οι διάφορες υποομάδες τους. Πρόκειται για άστρα μεγάλης λαμπρότητας των οποίων η περίοδος κυμαίνεται από 1-70 μέρες και η διαφορά λαμπρότητας από 0,1 έως 2,0 μεγέθη. Φαίνεται ότι στη φάση της διαστολής όταν η ταχύτητα διαστολής είναι μέγιστη, η επιφανειακή θερμοκρασία και η λαμπρότητα φτάνουν στο μέγιστο, ενώ συμβαίνει το αντίθετο στη φάση της συστολής. Πρόκειται για αρκετά ογκώδη άστρα και σύμφωνα με τα θεωρητικά μοντέλα περιμένουμε να περάσουν απ’ αυτή τη φάση αρκετές φορές κατά την περίοδο της ζωής τους, η οποία διαρκεί σχετικά μικρό χρονικό διάστημα.
        Πρώτη η Henrietta Leavitt παρατήρησε ότι υπάρχει ευθεία αναλογία ανάμεσα στη λαμπρότητα και στην περίοδο των Κηφείδων. Κατ’ αυτό τον τρόπο μπόρεσε να βρει ότι τα Μαγγελανικά νέφη αποτελούν αστρικά συστήματα που βρίσκονται έξω απ’ το Γαλαξία μας. Αργότερα ο Edwin Hubble ανακάλυψε Κηφείδες στο γαλαξία της Ανδρομέδας και μπόρεσε κατ αυτόν τον τρόπο να μετρήσει την απόστασή του από το δικό μας. Ακόμα και σήμερα οι Κηφείδες χρησιμοποιούνται για τη μέτρηση αποστάσεων κοντινών γαλαξιών.
        Άλλοι τύποι παλλόμενων μεταβλητών είναι οι εξής:
RR  Λύρας ή μεταβλητοί σφαιρωτών σμηνών. Πρόκειται περί άστρων που βρίσκονται σε σφαιρωτά σμήνη με περίοδο μεταξύ 1 ώρας και 1,5 μέρας. Είναι λιγότερο ογκώδη και πιο γηρασμένα από τους κλασικούς Κηφείδες.
RV Ταύρου. Άστρα περιόδου 30-100 μέρες και μεταβολής λαμπρότητας έως 3 μεγέθη. Είναι κίτρινοι υπεργίγαντες και η καμπύλη φωτός τους δείχνει βαθιά και στενά ελάχιστα. Επίσης, αυτή η καμπύλη δείχνει πολλές φορές επικάλυψη από μια μεγαλύτερη περίοδο διάρκειας από μερικές εκατοντάδες έως μερικές χιλιάδες μέρες.
Μεταβλητοί μακράς περιόδου. Πρόκειται για ερυθρούς υπεργίγαντες των οποίων το φάσμα έχει χαρακτηριστικές γραμμές εκπομπής. Είναι περιόδου 80-100 ημερών με διαφορά λαμπρότητας 2,5-5,0 μεγέθη.
Ημιπεριοδικοί. Γίγαντες ή υπεργίγαντες περιόδου 30-1000 μέρες που παρουσιάζουν αιφνίδιες εκλάμψεις σε άτακτα χρονικά διαστήματα.
        Άλλη μεγάλη ομάδα μεταβλητών αστέρων είναι οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί. Πρόκειται για άστρα που εμφανίζουν βίαιες θερμοπυρηνικές εκρήξεις, είτε στην επιφάνειά τους είτε βαθιά στο εσωτερικό τους. Εδώ διακρίνουμε τις παρακάτω υποομάδες.
Υπερκαινοφανείς.  Είναι βαριά άστρα στο τέλος της ζωής τους, των οποίων ο πυρήνας καταρρέει εκτινάσσοντας σε μια γιγάντια έκρηξη τις εξωτερικές στιβάδες. Η αύξηση της λαμπρότητας είναι άνω των 20 μεγεθών, πολλές φορές καταυγάζοντας ένα γαλαξία. Το αστρικό υπόλειμμα είναι λευκός νάνος, ή αστέρας νετρονίων, ή μαύρη τρύπα.
 Καινοφανείς. Είναι κοντινά διπλά αστρικά συστήματα, που αποτελούνται από ένα λευκό νάνο και ένα άστρο σαν τον Ήλιο. Η λαμπρότητά τους αυξάνεται κατά 7 έως 16 μεγέθη σε μικρό χρονικό διάστημα και επιστρέφουν στην προτεραία κατάσταση σε μερικές εκατοντάδες μέρες.



  Επαναλαμβανόμενοι καινοφανείς. Αστέρες όμοιοι με τους καινοφανείς, που δείχνουν δυο ή περισσότερα μέγιστα ανάμεσα σε 2 εκρήξεις τύπου νόβα.
Νάνοι καινοφανείς. Είναι αστρικά συστήματα όμοια με των καινοφανών, με τη διαφορά ότι εδώ έχουμε και ένα δίσκο συσσώρευσης ύλης γύρω από τον λευκό νάνο. Διακρίνονται τρεις υποκατηγορίες:

 U Διδύμων. Αστέρες που δίνουν περιοδικές εκρήξεις διάρκειας 5 έως 20 ημερών. Η περίοδος ανάμεσα στις εκρήξεις είναι 30-500 μέρες και η διαφορά λαμπρότητας 2-6 μεγέθη.


   Ζ Καμηλοπάρδαλης. Πρόκειται για συστήματα που δείχνουν κυκλικές μεταβολές με περιόδους σχετικά
σταθερής λαμπρότητας. Οι περίοδοι αυτές είναι στο ένα τρίτο της απόστασης ανάμεσα στο μέγιστο και στο ελάχιστο.
   SU Μεγάλης Άρκτου. Είναι συστήματα, στα οποία ένας κύκλος λαμπρών αραιών εκρήξεων διαρκείας 10-20 ημερών, επικάθηται σε έναν κύκλο ασθενών συχνών εκρήξεων διαρκείας 1-2 μέρες.
 Συμβιωτικά άστρα. Είναι συστήματα ενός ερυθρού γίγαντα και ενός θερμού κυανού άστρου που είναι τυλιγμένα σε ένα νεφέλωμα. Δείχνουν ημιπεριοδικές εκρήξεις τύπου νόβα λαμπρότητας έως 3 μεγέθη.
R Βορ.  Στεφάνου. Σπάνιοι λαμπροί αστέρες άνθρακα που δείχνουν απότομες μειώσεις της λαμπρότητάς τους έως 9 μεγέθη σε ακανόνιστα χρονικά διαστήματα. Μετά μερικούς μήνες ή χρόνια επανέρχονται στην πρότερή τους λαμπρότητα.
       Περνώντας στην άλλη μεγάλη κατηγορία μεταβλητών αστέρων, τους μεταβλητούς λόγω έκλειψης βλέπουμε ότι τα πράγματα απλοποιούνται κατά πολύ. Πρόκειται για αστρικά συστήματα διπλών αστέρων, των οποίων το τροχιακό επίπεδο βρίσκεται κατά μήκος της γραμμής παρατήρησης έτσι ώστε το ένα άστρο να επικαλύπτει το άλλο όταν βρίσκεται μπροστά απ’ αυτό.
       Και τελικά φτάνουμε στην τελική ομάδα των μεταβλητών αστέρων τους μεταβλητούς λόγω περιστροφής. Εδώ ανήκουν άστρα που παρουσιάζουν φωτεινές ή σκοτεινές περιοχές στη επιφάνειά τους (αστρικές κηλίδες). Επίσης εδώ ανήκουν διπλά άστρα, τα οποία όντας σε πολύ κλειστή τροχιά μεταξύ τους, παραμορφώνονται σε ελλειψοειδή, με αποτέλεσμα να δείχνουν διαφορετική επιφάνεια στον παρατηρητή προϊόντος του χρόνου. Εδώ θα πρέπει να αναφέρουμε και τους μεταβλητούς λόγω εκλάμψεων, οι οποίοι είναι αμυδρά άστρα που παρουσιάζουν εκλάμψεις όμοιας ισχύος με τις Ηλιακές. 
Λόγω όμως της αμυδρότητας των άστρων η λαμπρότητά τους αυξάνει έως και 2 μεγέθη. Επίσης θα πρέπει να αναφέρουμε τους ανώμαλους μεταβλητούς οι οποίοι είναι παλλόμενοι μεταβλητοί με ανώμαλη περίοδο και ανώμαλη μεταβολή λαμπρότητας.
       Η παρατήρηση μεταβλητών αστέρων από τον ερασιτέχνη αστρονόμο, ο οποίος είναι εφοδιασμένος με φωτόμετρο, μπορεί να προσφέρει αρκετά στην αστρονομική επιστημονική κοινότητα, αν καταφέρει να καταγράψει διαφορές στην λαμπρότητα που δεν έχουν καταγραφεί μέχρι αυτή τη στιγμή. Εξ άλλου και μόνο το γεγονός ότι παρατηρούμε έναν αστέρα ο οποίος φουσκώνει και ξεφουσκώνει υπό την επίδραση τεράστιων δυνάμεων μπορεί να μας προσφέρει πνευματική απόλαυση.

Βιβλιογραφία

Frank Shu, Αστροφυσική Τόμος 1ος, Παν/μιακές Εκδ. Κρήτης
Robert Burnham,Jr.,Celestial Handbook, Dover Publications Inc
Κων/νου Μαυρομάτη, Λεξικό Αστρονομίας, Εκδ. Ώρες

Διευθύνσεις Internet
http://www.aavso.org/ 

 
 

Δεν υπάρχουν σχόλια:

Δημοσίευση σχολίου