Πηγή εικόνας: Παρατηρητήριο McDonald
Οι παρατηρήσεις του λευκού νάνου, Sirius B, που έγιναν με τον δορυφόρο Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) της NASA δίνουν στους αστρονόμους νέα στοιχεία ότι τα μαθηματικά μοντέλα που χρησιμοποιούνται ευρέως για την πρόβλεψη της μάζας και της ακτίνας του λευκού νάνου είναι σωστά.
Ο Jay B. Holberg από το Σεληνιακό και Πλανητικό Εργαστήριο του Πανεπιστημίου της Αριζόνα παρουσιάζει το αποτέλεσμα σήμερα στην Αμερικανική Αστρονομική Εταιρεία στο Σαν Ντιέγκο.
Το αποτέλεσμα FUSE είναι σημαντικό επειδή ο Σείριος Β είναι ένα από τα λίγα αστέρια που οι αστρονόμοι πρέπει να δοκιμάσουν τις ιδέες τους σχετικά με τη σχέση μεταξύ μάζας και ακτίνας για λευκούς νάνους αστέρες. Οι λευκοί νάνοι αστέρια είναι μικρά αλλά εκπληκτικά πυκνά αστέρια. Ο Σείριος Β έχει το μέγεθος της Γης και έχει μάζα όσο ο ήλιος.
Η θεωρία που περιγράφει πώς μπορούν να υπάρχουν λευκοί νάνοι εμφανίστηκε στις αρχές της δεκαετίας του 1930, όταν ο Subramanyan Chandrasekhar ? ή ο Chandra, όπως ήταν γνωστός; υπολόγισε το όριο στη μάζα ενός λευκού νάνου εφαρμόζοντας τη θεωρία της ειδικής σχετικότητας του Αϊνστάιν. Ήταν μια από τις πρώτες εφαρμογές της κβαντικής μηχανικής σε μεγάλα φυσικά συστήματα στον ουρανό.
Κανένας λευκός νάνος δεν θα μπορούσε να έχει μάζα μεγαλύτερη από 1,4 φορές από τον ήλιο, διαφορετικά θα καταρρεύσει, προέβλεψε ο Chandra.
«Ο Chandra ήταν ο πρώτος άνθρωπος που εξέθεσε τις βασικές λεπτομέρειες για το πώς οι λευκοί νάνοι συντηρούνται και είναι πολύ, πολύ διαφορετικό από τον ήλιο ή οποιοδήποτε άλλο αστέρι», είπε ο Holberg.
Σε αντίθεση με τους περισσότερους λευκούς νάνους, ο Σείριος Β είναι μέρος ενός δυαδικού συστήματος και οι αστρονόμοι μπορούν να προσδιορίσουν τη μάζα των άστρων σε ένα δυαδικό σύστημα.
«Έχετε ένα δυαδικό σύστημα; όταν δύο αστέρια περιστρέφονται το ένα γύρω από το άλλο – είναι ουσιαστικά ο μόνος τρόπος που μπορείς να μετρήσεις θεμελιωδώς τη μάζα ενός άστρου», είπε ο Χόλμπεργκ. «Παρατηρείς τις τροχιές τους, παίρνεις την περίοδο, ξέρεις πόσο μακριά βρίσκονται και μπορείς να βρεις το άθροισμα των δύο μαζών των αστεριών. Εάν μπορείτε να χρονομετρήσετε τις τροχιές και να ξέρετε πόσο απέχουν μεταξύ τους τα αστέρια, μπορείτε να προσδιορίσετε τις μεμονωμένες μάζες των αστεριών. Αυτός είναι ο πιο ακριβής τρόπος, ο αποδεκτός τρόπος προσδιορισμού της μάζας των αστεριών.
«Αλλά αυτό το αστέρι ήταν πάντα διαβολικά δύσκολο να παρατηρηθεί», είπε ο Χόλμπεργκ. Το κύριο αστέρι του συστήματος, ο Σείριος Α, απέχει 8 έτη φωτός από τη Γη και έχει διπλάσια μάζα από τον ήλιο. Είναι το λαμπρότερο αστέρι στον νυχτερινό ουρανό, ορατό κάτω από τον Ωρίωνα. Ο Σείριος Β είναι 10.000 φορές πιο αμυδρός από τον Σείριο Α. Οι αστρονόμοι δεν μπορούν καν να δουν τον λευκό νάνο σύντροφο όταν πλησιάζει περισσότερο το πρωτεύον αστέρι κατά τη διάρκεια της 50χρονης, πολύ επιμήκους τροχιάς του γύρω από τον Σείριο Α.
Για αρκετά χρόνια, ο Holberg και οι συνεργάτες του παρατήρησαν τον Σείριο Β με τα διαστημόπλοια Voyager και Extreme Ultraviolet Explorer. Έχουν βελτιώσει τη θερμοκρασία και τη βαρύτητα του άστρου - η βαρύτητα είναι το βαρυτικό πεδίο στην επιφάνεια του άστρου - για να βελτιώσουν τις εκτιμήσεις της μάζας και της ακτίνας του.
«Οι μέθοδοι που χρησιμοποιούμε είναι φασματοσκοπικές. Συμπεραίνουν τη μάζα από συνθετικά μοντέλα που παράγουμε από μετρήσεις θερμοκρασίας και βαρύτητας, τις μόνες δύο παραμέτρους της ύλης για έναν λευκό νάνο».
Ο Χόλμπεργκ και οι συνάδελφοί του δημοσίευσαν τον καλύτερο προσδιορισμό της σχέσης ακτίνας μάζας του Sirius B το 1998, αλλά αυτό ήταν «ακόμη πολύ από το οριστικό», είπε ο Χόλμπεργκ. «Δηλαδή, οι αβεβαιότητες είναι τόσο μεγάλες, που ενώ αυτές οι μελέτες καθορίζουν τη βασική σχέση, δεν σας λένε πολλές λεπτομέρειες που πρέπει να γνωρίζουμε για αυτά τα αστέρια».
Οι παρατηρήσεις FUSE έδωσαν στον Holberg και τους συναδέλφους του καλύτερα φασματικά δεδομένα για το βαρυτικό πεδίο του Sirius B και τη θερμοκρασία που απαιτούνται για τον υπολογισμό της μάζας. «Και αυτό είναι ένα πολύ καθαρό φάσμα. Κυλήσαμε το διαστημόπλοιο FUSE για να αποτρέψουμε τον Σείριο Α να μολύνει το φάσμα και τα καταφέραμε πολύ καλά.
«Το μαθηματικό μοντέλο προβλέπει πολύ καλά τα αποτελέσματά μας στο βαρυτικό πεδίο, τη θερμοκρασία και τη φωτεινότητα αυτού του λευκού νάνου άστρου», είπε ο Χόλμπεργκ. «Αυτό μας βοηθά να προσδιορίσουμε την ακτίνα του αστεριού. Αυτό που πραγματικά θέλουμε να κάνουμε είναι να προσδιορίσουμε τη μάζα και την ακτίνα εντός ενός τοις εκατό. Με την επαλήθευση του ορίου Chandrasekhar, βάζετε ένα μεγάλο μέρος της αστροφυσικής σε πολύ πιο σταθερές βάσεις», πρόσθεσε.
«Η αστρονομία έχει φτάσει στο επίπεδο όπου μπορείτε να κάνετε πολύ οριστικές συγκρίσεις μεταξύ των μοντέλων και των παρατηρήσεων. Και φαίνεται ότι θα φτάσουμε σε αυτό που περιμέναμε», είπε ο Χόλμπεργκ.
Αρχική πηγή: Δελτίο ειδήσεων του Πανεπιστημίου της Αριζόνα
