Πιστωτική εικόνα: Chandra
Πολλά από τα αστέρια που βλέπουμε σε σφαιρικά σμήνη αστεριών είναι στην πραγματικότητα δυαδικά αστέρια, που σχηματίζονται όταν δύο αστέρια πιάνονται στη βαρύτητα του άλλου. Το Chandra μπορεί να ανιχνεύσει τη μοναδική υπογραφή ακτίνων Χ που εκπέμπει ένα αστέρι νετρονίων, το οποίο είναι αόρατο σε ένα οπτικό τηλεσκόπιο. Η έρευνα φαίνεται να δείχνει ότι αυτά τα δυαδικά αστέρια νετρονίων σχηματίζονται πολύ πιο συχνά σε σφαιρικά σμήνη παρά σε άλλα μέρη ενός γαλαξία.
Το Παρατηρητήριο Ακτίνων Χ Chandra της NASA επιβεβαίωσε ότι στενές συναντήσεις μεταξύ αστεριών σχηματίζουν συστήματα ακτινογραφίας, συστήματα διπλού αστεριού σε πυκνά σφαιρικά σμήνη αστεριών. Αυτά τα δυαδικά αρχεία ακτίνων Χ έχουν διαφορετική διαδικασία γέννησης από τα ξαδέλφια τους έξω από σφαιρικά σμήνη και θα πρέπει να επηρεάσουν σημαντικά την εξέλιξη του σμήνους.
Μια ομάδα επιστημόνων με επικεφαλής τον David Pooley του Ινστιτούτου Τεχνολογίας της Μασαχουσέτης στο Cambridge εκμεταλλεύτηκε τη μοναδική ικανότητα του Chandra να εντοπίζει και να επιλύει με ακρίβεια μεμονωμένες πηγές για τον προσδιορισμό του αριθμού των πηγών ακτίνων Χ σε 12 σφαιρικά σμήνη στο Γαλαξία μας. Οι περισσότερες από τις πηγές είναι δυαδικά συστήματα που περιέχουν ένα αστέρι που έχει καταρρεύσει, όπως ένα αστέρι νετρονίων ή ένα αστέρι λευκού νάνου που τραβά την ύλη από ένα κανονικό, σαν ήλιο σύντροφο.
«Διαπιστώσαμε ότι ο αριθμός των δυαδικών ακτίνων Χ συσχετίζεται στενά με τον ρυθμό των συναντήσεων μεταξύ των αστεριών στα σμήνη», δήλωσε ο Πούλι. «Το συμπέρασμά μας είναι ότι τα δυαδικά αρχεία σχηματίζονται ως συνέπεια αυτών των συναντήσεων. Είναι μια περίπτωση ανατροφής και όχι της φύσης ».
Μια παρόμοια μελέτη με επικεφαλής τον Craig Heinke του Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics στο Cambridge της Mass επιβεβαίωσε αυτό το συμπέρασμα και έδειξε ότι περίπου το 10% αυτών των δυαδικών συστημάτων ακτίνων Χ περιέχουν αστέρια νετρονίων. Τα περισσότερα από αυτά τα αστέρια νετρονίων είναι συνήθως ήσυχα, ξοδεύοντας λιγότερο από το 10% του χρόνου τους τροφοδοτώντας ενεργά από τον σύντροφό τους.
Ένα σφαιρικό σύμπλεγμα είναι μια σφαιρική συλλογή εκατοντάδων χιλιάδων ή ακόμη και εκατομμυρίων αστεριών που βουίζουν μεταξύ τους σε μια αστρική κυψέλη με βαρυτική δέσμευση που έχει διάμετρο εκατό περίπου ετών φωτός. Τα αστέρια σε ένα σφαιρικό σύμπλεγμα είναι συχνά μόνο περίπου το ένα δέκατο ενός έτους φωτός. Συγκριτικά, το πλησιέστερο αστέρι στον Ήλιο, το Proxima Centauri, απέχει 4,2 έτη φωτός.
Με τόσα πολλά αστέρια να κινούνται τόσο κοντά, οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ των αστεριών συμβαίνουν συχνά σε σφαιρικά σμήνη. Τα αστέρια, ενώ σπάνια συγκρούονται, πλησιάζουν αρκετά για να σχηματίσουν συστήματα δυαδικών αστεριών ή αναγκάζουν τα δυαδικά αστέρια να ανταλλάσσουν συνεργάτες σε περίπλοκους χορούς. Τα δεδομένα δείχνουν ότι τα δυαδικά συστήματα ακτίνων Χ σχηματίζονται σε πυκνά σμήνη γνωστά ως σφαιρικά σμήνη περίπου μία φορά την ημέρα κάπου στο σύμπαν.
Παρατηρήσεις από τον δορυφόρο Uhuru X-ray της NASA στη δεκαετία του 1970 έδειξαν ότι τα σφαιρικά σμήνη φαινόταν να περιέχουν έναν δυσανάλογα μεγάλο αριθμό δυαδικών πηγών ακτίνων Χ σε σύγκριση με τον Γαλαξία στο σύνολό του. Κανονικά μόνο ένα στα δισεκατομμύρια αστέρια είναι μέλος ενός δυαδικού συστήματος ακτίνων Χ που περιέχει ένα αστέρι νετρονίων, ενώ στα σφαιρικά σμήνη, το κλάσμα μοιάζει περισσότερο με ένα στο εκατομμύριο.
Η παρούσα έρευνα επιβεβαιώνει προηγούμενες προτάσεις ότι η πιθανότητα σχηματισμού δυαδικού συστήματος ακτίνων Χ αυξάνεται δραματικά από τη συμφόρηση σε ένα σφαιρικό σύμπλεγμα. Υπό αυτές τις συνθήκες, δύο διεργασίες, γνωστές ως συγκρούσεις ανταλλαγής τριών αστεριών και παλιρροιακές συλλήψεις, μπορούν να οδηγήσουν σε χίλιες φορές αύξηση του αριθμού των πηγών ακτίνων Χ σε σφαιρικά σμήνη.
Σε μια σύγκρουση ανταλλαγής, ένα μοναχικό αστέρι νετρονίων συναντά ένα ζευγάρι συνηθισμένων αστεριών. Η έντονη βαρύτητα του αστεριού νετρονίων μπορεί να προκαλέσει το πιο τεράστιο συνηθισμένο αστέρι να «αλλάξει εταίρους» και να ζευγαρώσει με το αστέρι νετρονίων ενώ εκτοξεύει το ελαφρύτερο αστέρι.
Ένα αστέρι νετρονίων θα μπορούσε επίσης να κάνει μια βοσκή σύγκρουση με ένα μόνο κανονικό αστέρι, και η έντονη βαρύτητα του αστέρα νετρονίων θα μπορούσε να παραμορφώσει τη βαρύτητα του φυσιολογικού άστρου στη διαδικασία. Η ενέργεια που χάνεται κατά την παραμόρφωση, θα μπορούσε να εμποδίσει το κανονικό αστέρι να διαφύγει από το αστέρι νετρονίων, οδηγώντας σε αυτό που ονομάζεται παλιρροιακή σύλληψη.
"Εκτός από την επίλυση ενός μακροχρόνιου μυστηρίου, τα δεδομένα του Chandra προσφέρουν μια ευκαιρία για μια βαθύτερη κατανόηση της εξέλιξης των σφαιρικών σμήνων", δήλωσε ο Heinke. "Για παράδειγμα, η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τον σχηματισμό κλειστών δυαδικών συστημάτων θα μπορούσε να εμποδίσει τα κεντρικά μέρη του σμήνους να καταρρεύσουν για να σχηματίσουν μια τεράστια μαύρη τρύπα."
Το Διαστημικό Κέντρο Πτήσης Marshall της NASA, Huntsville, Ala, διαχειρίζεται το πρόγραμμα Chandra για το Γραφείο Διαστημικής Επιστήμης, την έδρα της NASA στην Ουάσιγκτον. Η Northrop Grumman της Redondo Beach, Calif., Πρώην TRW, Inc., ήταν ο κύριος εργολάβος ανάπτυξης του παρατηρητηρίου. Το Smithsonian Astrophysical Observatory ελέγχει τη λειτουργία της επιστήμης και της πτήσης από το κέντρο ακτίνων Χ Chandra στο Cambridge, Mass.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων Chandra
