Διπλοί αστέρες ακτίνων Χ

Περίπου τα μισά αστέρια στο Γαλαξία μας βρίσκονται σε διπλά συστήματα, δηλαδή αστέρια που δημιουργούνται σε ζευγάρια και βρίσκονται σε τροχιά το ένα γύρω από το άλλο. Αυτό συμβαίνει πιο συχνά στην περίπτωση αστεριών μεγάλης μάζας, π.χ. παραπάνω από δέκα φορές αυτήν του δικού μας αστεριού, του Ήλιου. Τα μαζικά αστέρια είναι αυτά στα οποία παρατηρούμε τις εκρήξεις υπερκαινοφανών που αφήνουν πίσω τους συμπαγή αστέρια: αστέρες νετρονίων ή μαύρες τρύπες.

Σε ένα διπλό σύστημα, το αστέρι με τη μεγαλύτερη μάζα αρχικά, λόγω των μεγαλύτερων πιέσεων και θερμοκρασιών στο κέντρο του που ευνοούν τις πυρηνικές αντιδράσεις, εξελίσσεται γρήγορα σε ένα συμπαγή αστέρα. Τώρα πλέον το σύστημα περιέχει ένα αστέρι νετρονίων ή μία μαύρη τρύπα και ένα “κανονικό” αστέρι που αποκαλούμε συνοδό.

Βέβαια, συχνά οι εκρήξεις υπερκαινοφανών δεν είναι πολύ συμμετρικές με αποτέλεσμα το “αστρικό πτώμα” να λάβει μία “κλωτσιά” που διαταράσσει τις τροχιές των δύο αστεριών σε τέτοιο ώστε αυτά να χωριστούν για πάντα. Στα διπλά συστήματα που επιβιώνουν της πρώτης έκρηξης και δεν έχουν φτάσει ακόμα στο τέλος της εξέλιξης του συνοδού, αν τα αστέρια βρίσκονται σχετικά κοντά, τότε είναι δυνατόν να αλληλεπιδράσουν!

Για παράδειγμα, αν ο συνοδός είναι ένα μικρό αστέρι, στα τελευταία στάδια της εξέλιξής του θα αρχίσει να “φουσκώνει” και τα εξωτερικά στρώματά του θα φτάσουν σε μία ακτίνα όπου η βαρυτική έλξη που δέχονται από το συμπαγή αστέρα θα είναι πιο δυνατή από αυτή του συνοδού. Αυτή είναι η διαδικασία που αποκαλούμε μεταφορά μάζας μέσω “υπερχείλισης λοβού Roche” (Εικόνα 2, αριστερά).

Από την άλλη, αν ο συνοδός είναι ένα μαζικό αστέρι, δε χρειάζεται να εξελιχθεί για να συμβεί μεταφορά μάζας: τα αστέρια μεγάλης μάζας παρουσιάζουν αστρικούς ανέμους πολύ πιο ισχυρούς από τον Ηλιακό άνεμο. Έτσι, ένα μέρος του αστρικού ανέμου που κατευθύνεται προς το συμπαγή αστέρα, παγιδεύεται από τη βαρυτική έλξη του τελευταίου (Εικόνα 2, δεξιά).

Είτε με τον έναν τρόπο είτε με τον άλλον, το αποτέλεσμα είναι η μεταφερόμενη ύλη να αποκτά μεγάλες ταχύτητες και να συσσωρεύεται πολύ κοντά στο συμπαγή αστέρα σε μορφή δίσκου, αποδίδοντας την ενέργειά της σε μορφή ακτινοβολίας. Η ακτινοβολία αυτή δε βρίσκεται στο οπτικό φάσμα όπως συνηθίζεται στα κανονικά αστέρια, αλλά στις ακτίνες Χ! Έχουμε λοιπόν διπλούς αστέρες ακτίνων Χ, όπου ο “σύντροφος” αστέρας δανείζει λίγο από το υλικό του σε ένα συμπαγή αστέρα που – αν και έχει χάσει την ικανότητά του να ακτινοβολεί μέσα από πυρηνικές αντιδράσεις όπως έναν κανονικό αστέρι – πλέον εκπέμπει ακτινοβολία υψηλής ενέργειας!

Όπως είδαμε, αυτό δε συμβαίνει σε όλα τα αστέρια: οι αρχικές συνθήκες όπως οι μάζες των αστεριών και οι αρχικές τροχιές είναι καθοριστικοί παράγοντες. Επίσης, η “κλωτσιά” του υπερκαινοφανούς είναι σα μια ζαριά που μπορεί να διαλύσει το σύστημα ή να απομακρύνει πολύ τα αστέρια ώστε να είναι αδύνατο να αλληλεπιδράσουν. Ακόμα, η διάρκεια του φαινομένου μπορεί να είναι πολύ μικρή σε σχέση με τη διάρκεια ζωής των αστεριών ή να είναι πολύ αμυδρό αν η τροχιά δεν είναι πολύ “σφιχτή”.

Ευτυχώς όμως ανάμεσα στα εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια στο Γαλαξία μας, υπάρχουν κάποιες εκατοντάδες από διπλούς αστέρες ακτίνων Χ, η ανακάλυψη των οποίων μας έδωσε μία μοναδική ευκαιρία να καταλάβουμε σε βάθος την αστρική εξέλιξη, τις διαδικασίες μεταφοράς μάζας αλλά και τη Φυσική που διέπει τα συμπαγή αστέρια. Οι παρατηρήσεις των αστεριών αυτών γίνονται από διαστημικά τηλεσκόπια καθώς η ατμόσφαιρα φιλτράρει τις ακτίνες-Χ. Τον 21ο αιώνα, τα παρατηρητήρια Chandra και XMM-Newton ήταν εξαιρετικά εργαλεία στη μελέτη χιλιάδων τέτοιων συστημάτων εντός αλλά και εκτός του Γαλαξία μας (Εικόνα 3)!