ΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ ΤΥΠΟΥ W UMA

 Θανάσης Δούβρης

Η ΑΝΑΚΑΛΥΨΗ ΤΟΥ W UMA

Η μεταβλητότητα του W UMA καταγράφηκε για πρώτη φορά στις αρχές του 20ου αιώνα από τους Muller και Kempf (1903) κατά τη διάρκεια των παρατηρήσεών τους για το Potsdam Photometric Durchmusterung. Η λαμπρότητα του αστέρα ελαττώθηκε στην εξαιρετικά σύντομη περίοδο των περίπου τεσσάρων ωρών που ήταν και η μικρότερη γνωστή περίοδος εκείνη την εποχή. (Η σωστή περίοδος που είναι τώρα γνωστή, καταγράφεται σε κάτι παραπάνω από οκτώ ώρες.) Ενώ οι μεταβολές της λαμπρότητας στην καμπύλη φωτός ήταν εμφανείς, ο τύπος αυτός εντούτοις δεν θα μπορούσε να τοποθετηθεί μεταξύ των γνωστών κατηγοριών εκείνης της χρονικής περιόδου. Για να εξηγήσουν την μεταβλητότητα, οι συντάκτες πρότειναν ως αιτία αυτής της μεταβολής, ένα περιστρεφόμενο σώμα με επιφάνεια άνισης διανομής της λαμπρότητας, ως το αποτέλεσμα ενός ψυχρού σώματος προχωρημένης ηλικίας. Εναλλακτικά, το αντικείμενο θα μπορούσε να παρεκκλίνει από τη σφαιρική μορφή σε κάτι περισσότερο ελλειψοειδές. Πιθανότερα, ο Muller και o Kempf πρότειναν ότι η μεταβολή αφορά  δύο σώματα, σχεδόν ίδια στο μέγεθος και την λαμπρότητα, με τις μεταξύ τους επιφάνειες σε σχετικά κοντινή απόσταση κατά τη διάρκεια της περιστροφής τους. Έκτοτε, η ταξινόμηση του W UMA  ταλαντεύτηκε μεταξύ διαφόρων τύπων ως ένα εκλειπτικό διπλό σύστημα, ως ένας Κηφίδης , ή ένα σύνολο τύπων μεταβλητών αστέρων. Η ιδιότητα του W UMA  ως ένα διπλό εκλειπτικό σύστημα, έγινε τελικά αποδεκτή και οι λεπτομερείς παράμετροι για τον αστέρα δημοσιεύθηκαν από τους Adams και Joy το 1919. Ακολούθησαν ανακαλύψεις παρόμοιων αστέρων  και ο  Schilt το 1926 υπέβαλε έκθεση σχετικά με δύο νέους μεταβλητούς τύπου W UMA: τον  i Bootis και τον BD+75 752. Τώρα, έναν αιώνα αργότερα, υπάρχουν καταγεγραμμένοι πάνω από 7.000 αστέρες τύπου W UMA που απαριθμούνται στους καταλόγους μεταβλητών αστέρων.

ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ  W UMA

Οι αστέρες τύπου W UMA αναγνωρίζονται εύκολα από τις καμπύλες φωτός τους που παρουσιάζουν συνεχή μεταβολή λαμπρότητας με ίσα και κοντινά ελάχιστα. Η μεταβλητότητά τους κυμαίνεται από μερικά δέκατα έως λίγο παραπάνω από ένα μέγεθος (magnitude). Οι περίοδοι είναι χαρακτηριστικά μικρές και κυμαίνονται μεταξύ 0.25 έως περίπου 1.0 ημέρα. Κάθε ένα από τα μέλη του διπλού συστήματος είναι σχεδόν του ίδιου φασματικού τύπου, γύρω από τις μέσες βαθμίδες του φασματικού τύπου Α έως τις πρώτες βαθμίδες του Κ, με το κύριο μέρος να συμπυκνώνεται από τις μέσες βαθμίδες του φασματικού τύπου F  έως και τις πρώτες βαθμίδες του G. Οι αστέρες εικάζεται ότι βρίσκονται σε παρόμοιο εξελικτικό στάδιο, που βρίσκεται πλησίον ή ακριβώς επάνω στην κύρια ακολουθία, είναι διαφορετικής μάζας, αλλά παρόμοιων θερμοκρασιών. Οι αστέρες στα συστήματα W UMA θεωρείται ότι βρίσκονται πολύ κοντά, ακόμη και σε επαφή μεταξύ τους. Κατά συνέπεια, είναι ταξινομημένοι ως overcontact συστήματα. Κάθε αστέρας  του συστήματος έχει την ίδια επιφανειακή θερμοκρασία επειδή μοιράζονται ένα κοινό εξωτερικό περίβλημα αν και έχουν διαφορετική μάζα, βρίσκονται σε θερμική επαφή, και παρατηρούνται ροές θερμότητας από τον πιο ογκώδες αστέρα  στον λιγότερο ογκώδες.

ΦΥΣΙΚΕΣ ΙΔΙΟΤΗΤΕΣ ΚΑΙ ΕΞΕΛΙΞΗ

Αν και οι αστέρες W UMA  θεωρούνται ως διπλά συστήματα σε επαφή, δεν υπάρχει μια πλήρης, ικανοποιητική θεωρία για την προέλευση, τη δομή, και την εξέλιξη της κατηγορίας. Η παραδοσιακή θεωρία που εξηγεί την προέλευση των διπλών συστημάτων επαφής είναι ότι τα συστήματα W UMA  διαμορφώνονται από αποσυνδεδεμένους διπλούς αστέρες με παρεμφερείς περιόδους, μέσω της βαθμιαίας φθοράς της τροχιάς από την απώλεια στροφορμής. Η ιδέα των διπλών συστημάτων επαφής φαίνεται να εισάγεται πρώτα από τον  Kuiper (1941) και να εφαρμόζεται στους εκλειπτικούς διπλούς, πρώιμου τύπου, β Lyrae. Η δυνατότητα, ότι η πλειοψηφία των στενών διπλών αστέρων ύστερου φασματικού τύπου, όπως τα συστήματα W UMA, μπορεί να βρίσκονται σε επαφή, αναδεικνύεται από την ανάλυση του Kopal (1955). Εντούτοις ο όρος, «διπλά συστήματα επαφής,» φαίνεται να έχει κάπως διαφορετικές έννοιες ανάμεσα στον Kuiper και τον Kopal. Μια ιστορία του όρου παρουσιάζεται από  τον Wilson (2001).

Αν και υπήρξε κάποια υποψία ότι οι αστέρες W UMA  δεν ανήκουν σε διπλά συστήματα επαφής (Wood 1969), το πρότυπο του διπλού συστήματος αστέρων σε επαφή, είναι η αποδεκτή άποψη γενικά. Το ζευγάρι αποτελείται από δύο αστέρες της κύριας ακολουθίας με διαφορετικές μάζες σε φυσική επαφή, με αναλογίες μάζας, σε μερικές περιπτώσεις, υψηλότερες του δέκα προς ένα (Genet et al. 2005). Οι επιφάνειες τους είναι παραμορφωμένες, σε σχέση με τη σφαιρική μορφή, κατά τρόπο σύμφωνο με τις ισοδυναμικές επιφάνειες (Kopal 1959). Ο Lucy (1968) ήταν ο πρώτος που εφάρμοσε  το πρότυπο Roche στους εκλειπτικούς διπλούς αστέρες και πιο συγκεκριμένα στους αστέρες τύπου W UMA. Στο σύντομης περιόδου, όμοιο με αλτήρα σύστημα, και οι δύο αστέρες είναι σε επαφή ή σε υπερεκχείλιση των λοβών Roche με αποτέλεσμα τα δύο μέλη να μοιράζονται ένα κοινό εξωτερικό περίβλημα. O Li et al. (2007) διαπίστωσε ότι τα περισσότερα συστήματα W UMA σχηματίζονται από αποσυνδεδεμένους διπλούς αστέρες με περιόδους λιγότερο από περίπου 2.24 ημέρες και ο μέγιστος χρόνος εξέλιξης τους  από το αποσυνδεδεμένο σύστημα διπλών αστέρων σε ένα τύπου W UMA είναι περίπου 3.23 Gyr.

ΠΡΟΤΕΙΝΟΝΤΑΙ ΔΥΟ ΥΠΟΚΑΤΗΓΟΡΙΕΣ

Ο Binnendijk (1970) διαίρεσε τα διπλά συστήματα τύπου W UMA  σε δύο υποκατηγορίες βασισμένες στα παρατηρησιακά χαρακτηριστικά, που αναφέρονται ως συστήματα τύπων Α και W, καταμερισμένα ως εξής:

Κατηγορία τύπου Α: Τα συστήματα τύπου Α περιλαμβάνουν συνήθως αστέρες πρώιμου φασματικού τύπου (από το Α στο G), με υψηλότερη λαμπρότητα, μεγαλύτερη μάζα, και μικρότερη αναλογία μάζας. Ο βαθμός επαφής είναι μεγαλύτερος με ένα πυκνό κοινό εξωτερικό περίβλημα. (Van Hamme 1982). Οι καμπύλες φωτός  των συστημάτων τύπου Α παρουσιάζουν βαθύτερο κύριο ελάχιστο, λόγω της έκλειψης, κατά την διέλευση του μεγαλύτερου, πιο ογκώδους και θερμότερου μέλους.

 Κατηγορία τύπου W: Τα συστήματα τύπου W αποτελούνται γενικά από αστέρες ύστερου φασματικού τύπου (από το F στο Κ). Στους αστέρες W UMA τύπου W, το βαθύτερο κύριο ελάχιστο αντιστοιχεί στην έκλειψη κατά την διέλευση του μικρότερου, λιγότερο ογκώδους μέλους. Οι αστέρες στα συστήματα τύπου W είναι γενικά πιο κοντά στο χαμηλότερο επίπεδο της κύριας ακολουθίας (zero age main sequence ZAMS), από την κατηγορία τύπου Α. Τα δευτερεύοντα μέλη των συστημάτων τύπου W με περίπου την ίδια μάζα έχουν μεγαλύτερες ακτίνες από αυτούς της περιοχής ZAMS.

 Τα συστήματα των τύπων Α και W εικάζεται ότι συνήθως, σε περιορισμένο βαθμό, αντιπροσωπεύουν διαφορετικές καταστάσεις της εξέλιξης. Μερικές θεωρίες προτείνουν ότι πιθανότατα τα συστήματα τύπου W εξελίσσονται στο τύπο Α μέσω της ανταλλαγής μάζας (Hilditch, King & McFarlane 1988) ενώ άλλοι προτείνουν το αντίθετο (Gazeas & Niarchos 2006). Ο Wilson (1978) αναφέρει ότι οκτώ συστήματα, όλα τύπου Α, με ακριβώς καθορισμένες παραμέτρους, είχαν μεγαλύτερες ακτίνες από αυτά της κύριας ακολουθίας ZAMS, δηλαδή, ότι όλα εξελίχθηκαν.

ΜΕΤΑΒΟΛΗ ΠΕΡΙΟΔΟΥ

Από την ανακάλυψή του, το 1903, το σύστημα W UMA έχει παρουσιάσει μερικές μικρές αλλαγές στην περίοδο. Μια θεωρία που περιγράφει αυτό το φαινόμενο είναι η μεταφορά μάζας μεταξύ των μελών του συστήματος, του οποίου η περίοδος φαίνεται να αλλάζει βάσει της ανακατανομής της στροφορμής (Rucinski 1993). Οι Guinan & Bradstreet (1988) αναφέρουν την παρουσία μεγάλων κηλίδων, καθώς επίσης και ισχυρές εκπομπές ακτίνων  Χ στη χρωμόσφαιρα και το στέμμα, αντιπροσωπευτικά των διπλών συστημάτων τύπου W UMA, που μαρτυρούν την παρουσία μιας ισχυρής, μαγνητικής δραστηριότητας του συστήματος. Αυτά τα έντονα μαγνητικά πεδία μπορούν να συγκρατήσουν πολύ καλά τη ροή μάζας, το αποτέλεσμα της διακοπής τους ευθύνεται για τις παρατηρούμενες αλλαγές της περιόδου. Οι Whelan, Mochanacki, και Worden (1974) θεωρούν πως τρεις είναι οι πιθανές αιτίες της αλλαγής περιόδου: (1) ανταλλαγή ή απώλεια μάζας (2) κίνηση στα άκρα του μέγιστου άξονα της τροχιάς (apsidal motion) και (3) η πιθανότητα ενός τρίτου σώματος. Οι Pribulla και Ruckinski (2006) διαπίστωσαν ότι πάνω από το 50% των αστέρων W UMA  έχουν συνοδούς. Εντούτοις, μια πλήρης αιτιολόγηση παραμένει σημαντική.

Οι διπλοί αστέρες, πιο συγκεκριμένα, οι εκλειπτικοί διπλοί αστέρες, μπορούν να μας παρέχουν σημαντικά στοιχεία για τους αστέρες, όπως η μάζες και οι ακτίνες. Ο Terrell (2006) προτείνει ότι οι νεώτερες τεχνολογίες θα βοηθήσουν να απαντηθούν αρκετές ερωτήσεις για τα διπλά συστήματα, συμπεριλαμβανομένης της ανίχνευσης και της ανάλυσης των εξωηλιακών πλανητών στα διπλά συστήματα. Επίσης οι βελτιώσεις μοντέλων και λογισμικού, μαθαίνοντας και αναλύοντας νέα παρατηρούμενα είδη, και άλλες εξελίξεις μπορούν να βοηθήσουν να απαντηθούν μερικές από τις ερωτήσεις για τους αστέρες W UMA. Αυτά, από κοινού με τις συνεχείς οπτικές παρατηρήσεις, θα παράσχουν σημαντικές ενδείξεις για την δραστηριότητα αυτών των συστημάτων.

Θανάσης Δούβρης

 Πηγή: AAVSO