Αστρική Φασματοσκοπία


Πολύπλοκες ατμοσφαιρικές δομές στο περιβάλλον των θερμών αστέρων εκπομπής

 

Ένα από τα πλέον ενδιαφέροντα και άλυτα, μέχρι πρότινος, προβλήματα της Αστροφυσικής ήταν η περιγραφή των φυσικών νόμων που εξελίσσονται στο περιβάλλον μιας ιδιαίτερης κατηγορίας αστέρων, των θερμών αστέρων εκπομπής (αστέρες φασματικού τύπου Οe και Be, σύμφωνα με την φασματική ταξινόμηση Harvard). Η ομάδα των θερμών αστέρων εκπομπής είναι  μία υποκατηγορία των θερμών αστέρων (αστέρες φασματικού τύπου Ο και Β, σύμφωνα με την ίδια φασματική ταξινόμηση). Οι θερμοί αστέρες εκπομπής εμφανίζουν κάποια ιδιαίτερα χαρακτηριστικά από τα οποία προκύπτουν σημαντικά ερωτήματα.  Για να μπορέσουμε, όμως, να κατανοήσουμε την πηγή αυτών των προβλημάτων είναι χρήσιμη η επισήμανση των γενικών χαρακτηριστικών των θερμών αστέρων εκπομπής.

Γενικά χαρακτηριστικά των θερμών αστέρων εκπομπής

1. Ταχείς Περιστροφείς

Ένα από τα κύρια χαρακτηριστικά των θερμών αστέρων εκπομπής, το οποίο και τους διαφοροποιεί από τους κλασσικούς θερμούς αστέρες, είναι η βίαιη εκτίναξη μάζας, υπό μορφή εκλάμψεων, από ενεργές περιοχές. Πιο συγκεκριμένα, όταν η ταχύτητα περιστροφής των θερμών αστέρων εκπομπής, οι οποίοι είναι ταχείς περιστροφείς, αγγίξει μια κρίσιμη τιμή, τότε ο αστέρας εκτοξεύει βίαια πλάσμα στο μεσοαστρικό χώρο, από μία ζώνη η οποία βρίσκεται γύρω από τον ισημερινό του (βλ. εικόνα 1).

Εικόνα 1: Ο Wolf-Rayet star (WR 104)
2. Εκτόξευση ύλης

Η εκτόξευση μάζας, η οποία μπορεί να διαρκέσει για αρκετά μεγάλο χρονικό διάστημα, έχει ως αποτέλεσμα το σχηματισμό σπειροειδών ρευμάτων πλάσματος, πλησίον του αστέρα, τα οποία οφείλονται στην τυρβώδη ροή και την αστρική περιστροφή. Οι δομές αυτές προκαλούν το σχηματισμό περιοχών αξιοσημείωτης πυκνότητας, όπως είναι τα κελύφη, τα πυκνώματα πλάσματος και ελαφρές εκτινάξεις πλάσματος (βλ. εικόνα 2).

 

Εικόνα 2: Γύρω από έναν ταχύτατα περιστρεφόμενο Ο-αστέρα σχηματίζονται πυκνές περιοχές πλάσματος, οι οποίες βρίσκονται σχετικά μακριά από το αστρικό αντικείμενο και είναι ικανές να παράγουν πυκνώματα (νέφη) ύλης. 

Το εκτινασσόμενο πλάσμα εξελίσσεται σε σφαιρικό κέλυφος γύρω από το αστέρι. Το κέλυφος εξελίσσεται περαιτέρω δημιουργώντας έναν δίσκο προσαύξησης, γύρω από τον ισημερινό του αστεριού, ο οποίος καταλήγει στον κλασσικό αστρικό άνεμο. Τα υπάρχοντα μοντέλα  αστρικών ανέμων όμως, μπορούν να χρησιμοποιηθούν μόνο για την εξώτερη περιοχή του δίσκου προσαύξησης και όχι για τα εσωτερικά στρώματα (βλ. εικόνα 3).

Εικόνα 3: Ο Be υπεργίγαντας CPD 57o– 2874 (καλλιτεχνική αναπαράσταση)
3. Περιοχές υψηλής θερμοκρασίας

Κοντά στους θερμούς αστέρες εκπομπής, μπορούμε να διακρίνουμε πυκνές περιοχές οι οποίες έχουν τα χαρακτηριστικά της χρωμόσφαιρας, του στέμματος  και της μετά – στεμματικής περιοχής. Επιπροσθέτως, ανιχνεύουμε το στέμμα των θερμών αστέρων εκπομπής στις ακτίνες Χ, ενώ στο υπεριώδες ανιχνεύουμε τις μεταστεμματικές περιοχές (Si IV, C IV, N IV,  N V γραμμές) (βλ. εικόνα 4).

Εικόνα 4: Underhill, A. B. & Doazan, V.: 1982, B-αστέρες με και χωρίς φασματικές γραμμές εκπομπής, NASA SP–456, Μέρος II, Κεφάλαιο 10.
4. Το φαινόμενο του μεγάλου πλάτους των φασματικών γραμμών

Ένα σημαντικό φαινόμενο, το οποίο μπορούμε να ανιχνεύσουμε στα φάσματα των θερμών αστέρων εκπομπής, είναι ότι σε πολλά φάσματα, μερικές από τις φασματικές συνιστώσες των στοιχείων που βρίσκονται σε υψηλό βαθμό ιονισμού, είναι πολύ πλατιές. Το μεγάλο αυτό πλάτος δεν μπορεί να ερμηνευθεί με τη βοήθεια των κλασικών αιτίων πλάτυνσης φασματικών γραμμών, όπως για παράδειγμα βάσει των υψηλών ταχυτήτων της τυχαίας θερμικής κίνησης των ιόντων, ούτε βάσει των μεγάλων ταχυτήτων περιστροφής των περιοχών όπου τα στοιχεία αυτά δημιουργούνται. Για παράδειγμα, σε περιοχές δημιουργίας της γραμμής Ηα  του υδρογόνου σε μερικούς Ο- αστέρες, η αντίστοιχη πλάτυνση των φασματικών γραμμών παραπέμπει σε ταχύτητες περιστροφής των πυκνωμάτων αυτών, οι οποίες αγγίζουν τα 5000 km/s (βλ. εικόνα 5). Επισημαίνεται ότι η κρίσιμη ταχύτητα περιστροφής ενός αστέρα (ταχύτητα που συγκρατεί τον αστέρα σε σφαιρική δομή)  κυμαίνεται περίπου στα 400 με 450 km/sec. 

Εικόνα 5: Στην περιοχή σχηματισμού της γραμμής Ηα του υδρογόνου, η πλάτυνση των αντίστοιχων φασματικών περιοχών παραπέμπουν σε ταχύτητες περιστροφής των εν λόγω περιοχών που φθάνουν τα 5000 km/sec, πράγμα που έρχεται σε αντίφαση με τους κλασικούς φυσικούς νόμους.

Προβλήματα που εμφανίζονται στη μελέτη των φασματικών γραμμών των θερμών αστέρων εκπομπής

Όπως είναι γνωστό, όλα τα άστρα του ίδιου φασματικού τύπου και της ίδιας τάξης φωτεινότητας, εμφανίζουν τις ίδιες γραμμές απορρόφησης στα φάσματά τους (βλ. εικόνες 6 και 7).

Εικόνα 6: Παρατηρούμε μια ομάδα αστέρων Ο τύπου, της ίδιας τάξης φωτεινότητας, τα οποία παρουσιάζουν τις ίδιες γραμμές απορρόφησης.

Εικόνα 7: Δύο Be αστέρες, της ίδιας τάξης φωτεινότητας, εμφανίζουν τις ίδιες γραμμές απορρόφησης στα φάσματά τους.

Όμως: Στην υπεριώδη περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, ορισμένοι θερμοί αστέρες εκπομπής (Oe και Be) εμφανίζουν κάποιες συνιστώσες απορρόφησης, οι οποίες δεν θα έπρεπε να εμφανίζονται στο φάσμα τους, σύμφωνα με την κλασσική θεωρία (βλ. εικόνα 8).

Εικόνα 8: Στα παραπάνω διαγράμματα, παρουσιάζεται η αντιπαραβολή των Mg II γραμμών συντονισμού μεταξύ του φάσματος ενός κοινού Β αστέρα και των φασμάτων δύο ενεργών Be αστέρων, οι οποίοι εμφανίζουν σύνθετες και ασυνήθεις φασματικές γραμμές. Όπως παρατηρούμε οι Be αστέρες εμφανίζουν κάποιες συνιστώσες απορρόφησης οι οποίες δεν εμφανίζονται στα φάσματα των κλασσικών B αστέρων.

Συχνά παρατηρείται το φαινόμενο να συγχέονται τα φαινόμενα που παρατηρούμε στις ατμοσφαιρικές περιοχές γύρω από απλούς θερμούς αστέρες με τα φαινόμενα που λαμβάνουν χώρα στους θερμούς αστέρες εκπομπής.

Χρησιμοποιώντας τα κλασικά μοντέλα αστρικών ανέμων ή ατμοσφαιρών, προσπαθήσαμε να εντοπίσουμε μηχανισμούς ικανούς να ερμηνεύσουν αυτές τις γραμμές εκπομπής.  Το πρόβλημα όμως έγκειται στο γεγονός ότι  στην υπεριώδη περιοχή του φάσματος, τα μοντέλα αυτά δεν είναι ικανά να αναπαράγουν τα πολύπλοκα προφίλ γραμμών και τις συνιστώσες απορρόφησης οι οποίες, κανονικά, δεν θα έπρεπε να εμφανίζονται σύμφωνα με την κλασική θεωρία.

Το Γκαουσιανό – Περιστροφικό Μοντέλο (GaussianRotation Model, GRModel)

Η ερευνητική μας ομάδα (Ερευνητική Ομάδα Αστρικής Φασματοσκοπίας του Τομέα Αστροφυσικής, Αστρονομίας και Μηχανικής) επιλύοντας τις εξισώσεις διάδοσης ακτινοβολίας, ανέπτυξε το λεγόμενο Gaussian-Rotational μοντέλο (GRmodel). Μέσω του εν λόγω μοντέλου, υπολογίζοντας τη συνάρτηση που προσεγγίζει την οποιαδήποτε φασματική γραμμή (συνάρτηση γραμμής), είναι δυνατή η αναπαραγωγή του περιγράμματος των πολύπλοκων φασματικών σχηματισμών των θερμών αστέρων εκπομπής (Danezis, E., Nikolaidis, D. , Lyratzi, E., Antoniou, A. Popovic, L.C., Dimitrijevic, M., PASJ, 2007). Χρησιμοποιώντας το GR-model, μπορούμε να υπολογίσουμε μερικές σημαντικές παραμέτρους που χαρακτηρίζουν τη δομή των περιοχών οι οποίες παράγουν τους πολύπλοκους αυτούς φασματικούς σχηματισμούς.   Μερικές από τις παραμέτρους αυτές υπολογίζονται άμεσα και μερικές έμμεσα.

Οι άμεσα υπολογιζόμενες παράμετροι είναι:

  • Οι φαινόμενες ταχύτητες περιστροφής των νεφών ύλης που παράγουν τις πολύπλοκες φασματικές γραμμές απορρόφησης ή εκπομπής (Vrot).
  • Οι φαινόμενες ακτινικές ταχύτητες των ίδιων πυκνωμάτων  (Vrad).
  • Η Γκαουσιανή τυπική απόκλιση (σ) τυχαίων θερμικών κινήσεων.
  • Το οπτικό βάθοςi) στο κέντρο της φασματικής γραμμής απορρόφησης ή εκπομπής.  

Οι έμμεσα υπολογιζόμενες παράμετροι είναι:  

  • Οι τυχαίες θερμικές ταχύτητες των ιόντων που αποτελούν την περιοχή που παράγει την πολύπλοκη φασματική γραμμή (Vrandom).
  • Το Ολικό Εύρος στο Μισό του Μεγίστου (Full Width at Half Maximum, FWHM).
  • Την απορροφούμενη ή εκπεμπόμενη ενέργεια του πυκνώματος ύλης που παράγει την πολύπλοκη φασματική γραμμή (Εa, Ee).
  • Την πυκνότητα στήλης (Column Density) στήλης του εν λόγω πυκνώματος (CD).

Η υπολογισμός των παραμέτρων αυτών μας επιτρέπει να κατανοήσουμε τη δομή των περιοχών που παράγουν τους πολύπλοκους φασματικούς μετασχηματισμούς στις ατμόσφαιρες των θερμών αστέρων εκπομπής.

Περισσότερα στην (υπό κατασκευή) ιστοσελίδα Αστρικής Φασματοσκοπίας.

Προς το παρόν μπορείτε να επισκεφτείτε τον διαδικτυακό τόπο του συνεργάτη, συναδέλφου και φίλου Δρ. Μάνου Δανέζη.

Αυτή η ανάρτηση είναι διαθέσιμη και στα English Version.

Αφήστε μια απάντηση

Η ηλ. διεύθυνσή σας δεν δημοσιεύεται. Τα υποχρεωτικά πεδία σημειώνονται με *

Έλεγχος Captcha *