Καινοφανής αστέρας: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

}}</ref> Ονομάζεται έτσι το μεταξύ των δύο αστέρων σημείο της ευθείας που ενώνει τα κέντρα τους, στο οποίο οι βαρυτικές τους δυνάμεις έχουν ίσα μέτρα και επομένως αλληλοαναιρούνται. Τότε αρχίζει μεταφορά μάζας από τον αστέρα κύριας ακολουθίας προς τον λευκό νάνο, χωρίς ο δότης μάζας να έχει εξελιχθεί πρώτα σε ερυθρό γίγαντα, όπως πρώτος υπέδειξε ο Robert P. Kraft. Το αέριο του αστέρα κατευθύνεται προς τον λευκό νάνο σχηματίζοντας ένα δίσκο πολύ κοντά στην επιφάνειά του, ή και προσπίπτει απευθείας στην επιφάνεια. Η πτώση της ύλης στο ισχυρότατο βαρυτικό πεδίο του λευκού νάνου υπερθερμαίνει τόσο πολύ τον δίσκο ή την επιφάνεια του λευκού νάνου κατά την πρόσκρουση του αερίου με μεγάλες ταχύτητες, ώστε η εκπομπή ακτινοβολίας από εκεί να συνιστά το μεγαλύτερο μέρος της ολικής ακτινοβολίας που δεχόμαστε από το σύστημα.<ref name=evol/> Η τροφοδοσία ύλης από τον αστέρα κύριας ακολουθίας φαίνεται ότι αυξομειώνεται περιοδικά, προκαλώντας αιφνίδιες αυξήσεις της φωτεινότητας του συστήματος κατά δεκάδες φορές. Τα συστήματα αυτά είναι γνωστά ως «[[κατακλυσμικοί μεταβλητοί]]» (cataclysmic variables).<ref name=evol/> Οι περίοδοι περιφοράς των αστέρων των συστημάτων αυτών περί το κέντρο μάζας τους είναι μικρότερες στους κατακλυσμικούς μεταβλητούς, από ό,τι στα διπλά συστήματα που περιλαμβάνουν δύο αστέρες κύριας ακολουθίας, πράγμα λογικό αφού ο λευκός νάνος έχει περίπου εκατό φορές μικρότερη διάμετρο από αστέρα κύριας ακολουθίας. Π.χ. ο '''WZ Βέλους''' έχει περίοδο μόλις 1 ώρα 21 λεπτά και 38 δευτερόλεπτα (81 λεπτά), τη μικρότερη περίοδο περιφοράς που είναι γνωστή για οποιοδήποτε διπλό σύστημα που δεν περιλαμβάνει αστέρα νετρονίων ή μαύρη τρύπα.<ref>{{cite web|author = Sion, E. M., Cheng, F. H., Long, K. S., Szkody, P., Gilliland, R. L., Huang, M.
|title = Hubble Space Telescope FOS spectroscopy of the ultrashort-period dwarf nova WZ Sagittae: The underlying degenerate
|journal = The Astrophysical Journal |vol = 439 |pages = 957-962
|bibcode = 1995ApJ...439..957S |issn = ISSN 0004-637X
|url = http://adsabs.harvard.edu/full/1995ApJ...439..957S
|accessdate = 10 Αυγούστου 2010
}}</ref> Οι ίδιες περίοδοι περιφοράς ισχύουν και για τις περιπτώσεις των διπλών συστημάτων καινοφανών, αφού όπως ανακάλυψε η Αστρονομία του εικοστού αιώνα, οι καινοφανείς δεν αποτελούν παρά επεισόδια στη ζωή των κατακλυσμικών μεταβλητών.

}}</ref> Οι μικρότερες αυτές μεταβολές οφείλονται στο ότι ο αστέρας κύριας ακολουθίας συμβαίνει να αποκρύπτει από εμάς τον λευκό νάνο, καθώς αμφότερα τα σώματα περιφέρονται περί το κοινό τους κέντρο μάζας. Και όπως το φως από τον λευκό νάνο παύει προσωρινά να έρχεται προς εμάς, το φως του «αστέρα» (γιατί ακόμα και με τις μεγαλύτερες μεγεθύνσεις αντιλαμβανόμαστε τους δύο αστέρες ως ένα και μόνο φωτεινό σημείο) φαίνεται να μειώνεται. Τέτοιοι αστέρες αποκαλούνται «[[μεταβλητοί δι’ εκλείψεων]]». Από τη συχνότητα των εκλείψεων μπορούμε να βρούμε την περίοδο περιφοράς των δύο αστέρων περί το κοινό τους κέντρο μάζας, π.χ. 4 ώρες και 39 λεπτά στην περίπτωση του Καινοφανούς του Ηρακλέους 1934. Η απότομη μείωση του φωτός στην αρχή της κάθε εκλείψεως και η απότομη αύξηση στο τέλος της φανερώνουν ότι το αποκρυπτόμενο μέλος, αν και λαμπρότερο από το άλλο, έχει εξαιρετικά μικρή διάμετρο, περίπου ίση με τη διάμετρο της Γης, διαπίστωση που οδηγεί στο αναπόφευκτο συμπέρασμα ότι πρόκειται για λευκό νάνο. Στη συνέχεια οι Krzeminski και Kraft έδειξαν ότι και άλλοι παλαιότεροι καινοφανείς ήταν μεταβλητοί δι’ εκλείψεων αστέρες, με τα μέλη τους πολύ κοντά το ένα στο άλλο, και ότι σε όλες τις περιπτώσεις ο ένας αστέρας ήταν λευκός νάνος, ενώ ο άλλος αστέρας της κύριας ακολουθίας. (Σε [[μεταβλητοί δι’ εκλείψεων|μεταβλητούς δι’ εκλείψεων]] αστέρες στους οποίους και τα δύο μέλη του συστήματος ανήκουν στην κύρια ακολουθία, παρατηρούνται δύο εκλείψεις σε κάθε περιφορά, με διαφορετική γενικά μείωση του φωτός στην κάθε έκλειψη, αφού ο ένα αστέρας αποκρύπτει τον άλλο εναλλάξ. Αλλά στην περίπτωση που το ένα μέλος είναι λευκός νάνος, η έκλειψη που αυτός προκαλεί στον άλλο αστέρα είναι αδιόρατη εξαιτίας των πολύ μικρών διαστάσεων του λευκού νάνου.) Το [[1972]] οι G. Siegfried Kutter, Warren M. Sparks, Sumner Starrfield και James W. Truran ανέπτυξαν προσομοιώσεις σε ηλεκτρονικούς υπολογιστές, που υπεδείκνυαν το πώς ακριβώς το αέριο από τον δίσκο προσαυξήσεως πυροδοτεί την έκρηξη.<ref>{{cite journal

«Αυτό που συμβαίνει κατά βάση είναι ότι ένας νέος ήλιος δημιουργείται προσωρινά πάνω στις στάχτες ενός άλλου, νεκρού ήλιου», είπε κάποτε ο ειδικός στους καινοφανείς Bob Williams του Πανεπιστημίου της Arizona. Τα πρώτα λεπτά μιας εκρήξεως καινοφανούς δεν έχουν πάντως παρατηρηθεί ποτέ. Το υπέρθερμο [[πλάσμα (Φυσική)|πλάσμα]] εκτινάσσεται με ταχύτητες μεγαλύτερες των 5.000 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο.<ref name=iron26/> Επειδή ο όγκος του αυξάνεται αδιαβατικά, το αέριο ψύχεται. Σε λίγες ώρες η θερμική ακτινοβολία που εκπέμπει παύει να κυριαρχείται από τις [[ακτίνες Χ]], μετατοπιζόμενη στο [[υπεριώδης ακτινοβολία|υπεριώδες]]. Ταυτόχρονα ωστόσο η επιφάνεια του ακτινοβολούντος αερίου αυξάνεται με τη διαστολή κατά χιλιάδες φορές, με αποτέλεσμα ο καινοφανής να γίνεται φωτεινότερος, παρά την ψύξη. Στη συνέχεια λαβαίνει χώρα μια ακόμα ενδιαφέρουσα μεταβολή. Αρχικά το διαστελλόμενο αυτό κέλυφος αποτελείται όπως είπαμε από πλάσμα (θερμό αέριο [[ηλεκτρόνιο|ηλεκτρονίων]] και [[ιόν|ιόντων]]). Καθώς όμως ψύχεται, φθάνει σε ένα σημείο που η θερμοκρασία του πέφτει κάτω των 10.000 περίπου βαθμών Kelvin.<ref name=infC1975/> Τότε, στη συγκεκριμένη μεγάλη πυκνότητα, τα ηλεκτρόνια αρχίζουν να επανασυνδέονται με τα ιόντα, σχηματίζοντας άτομα που είτε είναι ηλεκτρικώς ουδέτερα, είτε τους λείπει ένα μόνο ηλεκτρόνιο. Τα άτομα αυτά διαθέτουν πολλά ενεργειακά επίπεδα και μπορούν να απορροφήσουν δεκάδες εκατομμύρια διαφορετικά μήκη κύματος φωτός. Οι σημαντικότεροι απορροφητές ακτινοβολίας είναι τα ιόντα ή άτομα με ατομικούς αριθμούς περί το 26 ([[σίδηρος]]). Αυτά τα ιόντα και άτομα εμποδίζουν τη διαφυγή του μεγαλύτερου μέρους της υπεριώδους ακτινοβολίας, δηλαδή του μεγαλύτερου τμήματος της εκπεμπόμενης ενέργειας σε εκείνη τη φάση. Μια ομάδα αστρονόμων που μελέτησε αυτή τη φάση, την αποκάλεσε «το σιδηρούν παραπέτασμα».<ref name=iron26>{{cite journal|author = Hauschildt, P. H.; Starrfield, S.; Austin, S.; Wagner, R. M.; Shore, S. N.; Sonneborn, G.

| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...422..831H | accessdate = 29-07-10}}</ref> Η ενέργεια όμως που απορροφάται από το παραπέτασμα επανεκπέμπεται σχεδόν ελεύθερα σε μεγαλύτερα μήκη κύματος: ως ορατό φως και [[υπέρυθρη ακτινοβολία|υπέρυθρο]]. Τελικά, καθώς η ψύξη έχει μετατοπίσει έτσι κι αλλιώς την κορυφή του θερμικού φάσματος (φάσμα [[μέλαν σώμα|μέλανος σώματος]]) στο ορατό φως, η εκπομπή στο υπεριώδες φθάνει σε ένα ελάχιστο και αρχίζει να αυξάνεται. Η επανάκαμψη αυτή, συνήθως μετά από δύο ή τρεις ημέρες, προκαλείται από τη μεγάλη πλέον πτώση της πυκνότητας του αερίου.<ref name=infC1975/> Τότε τα στοιχεία της ομάδας του σιδήρου ιονίζονται και πάλι, με αποτέλεσμα να αφήνουν ελεύθερη τη διέλευση της υπεριώδους ακτινοβολίας. Η διαδικασία αυτοενισχύεται, αφού η ακτινοβολία που τώρα φθάνει ευκολότερα από το εσωτερικό της υπέρθερμης αυτής σφαίρας ιονίζει ακόμα περισσότερο τα άτομα, που με τη σειρά τους καθίστανται ακόμα πιο αδιαφανή στην ακτινοβολία.<ref name=iron26/> Το «σιδηρούν παραπέτασμα» αίρεται και, μέσα σε δύο περίπου μήνες, η υπεριώδης ακτινοβολία που εκπέμπει ο καινοφανής φθάνει και πάλι σε ένα μέγιστο.<ref name=iron26/> Κατά το ίδιο χρονικό διάστημα, η λαμπρότητα του καινοφανούς στο ορατό φως μειώνεται. Η ολική («[[βολομετρική]]») λαμπρότητα του κεντρικού λευκού νάνου όμως παραμένει σταθερή. Το μέγιστο της ακτινοβολίας οπισθοχωρεί και πάλι προς τα μικρότερα μήκη κύματος, και μάλιστα εμφανίζεται και πάλι εκπομπή ακτίνων Χ χαμηλής ενέργειας, καθώς αποκαλύπτεται η επιφάνεια του λευκού νάνου πίσω από το ολοένα και αραιότερο κέλυφος του διαστελλόμενου αερίου.<ref name=iron26/> Οι ακτίνες Χ μπορεί να συνεχίσουν να εκλύονται επί πολλά χρόνια.

* Οι '''«καινοφανείς ακτίνων Χ»''' είναι διπλά συστήματα που δεν περιλαμβάνουν καν ένα λευκό νάνο. Αποτελούνται, όπως και πολλές άλλες πηγές ακτίνων Χ στον ουρανό, από ένα αστέρα της Κύριας Ακολουθίας και ένα [[αστέρας νετρονίων|αστέρα νετρονίων]] ή μια [[μαύρη τρύπα]].<ref>[http://www.nature.com/nature/journal/v378/n6553/abs/378157a0.html Dynamical evidence for a black hole in the eclipsing X-ray nova GRO J1655 – 40], ανακτήθηκε 09-08-10</ref> Σε τέτοια συστήματα η τρομακτική βαρύτητα του συμπαγούς μέλους συμπιέζει τόσο πολύ το υλικό που προσπίπτει στον δίσκο προσαυξήσεως από τον αστέρα Κύριας ακολουθίας, ώστε αυτός θερμαίνεται σε θερμοκρασίες εκατομμυρίων βαθμών και εκπέμπει [[ακτίνες Χ]]. Οι εκρήξεις των καινοφανών ακτίνων Χ συνιστούν απλά γεγονότα τροφοδοσίας του δίσκου (ή και της επιφάνειας του συμπαγούς σώματος στην περίπτωση του αστέρα νετρονίων) με μεγάλες ποσότητες υλικού. Δεν σημειώνεται δηλαδή καθόλου θερμοπυρηνική έκρηξη. Η διάρκεια της αναλαμπής ενός μέσου καινοφανούς ακτίνων Χ είναι αρκετά μεγάλη, φθάνοντας ίσως και το ένα έτος. Μια εξαίρεση ωστόσο συγκέντρωσε την προσοχή πολλών αστρονόμων: ο τεχνητός δορυφόρος ακτίνων Χ Rossi (Rossi XTE, X-ray Timing Explorer) και ο αντίστοιχος [[ακτίνες γ|ακτίνων γ]] Compton (Compton GRO, Gamma-Ray Observatory) ανίχνευσαν μια ισχυρή έκρηξη στις [[31 Μαρτίου]] [[1998]], που ταυτοποιήθηκε στο [[ορατό φως]] και στα [[ραδιοκύματα]] ως μια αναλαμπή του μεταβλητού αστέρα '''CI Καμηλοπαρδάλεως''', ενός καινοφανούς ακτίνων Χ. Αλλά αντί να διαρκέσει για πολλούς μήνες, η αναλαμπή έσβησε μέσα σε 50 μόλις ώρες! Ταυτόχρονα, σε ραδιοαστρονομικές παρατηρήσεις με το [[VLA]], που προσέφεραν μεγάλες μεγεθύνσεις, φάνηκαν δύο καμπυλωμένοι πίδακες από [[πλάσμα (Φυσική)|πλάσμα]] υψηλής ταχύτητας να εκτινάσσονται από τον αστέρα. Σύμφωνα με τον R. Mark Wagner η πιθανότερη ερμηνεία είναι ότι ο δίσκος δεχόταν υλικό με ήπιο και σταθερό ρυθμό, όταν ξαφνικά από τον αστέρα-δότη αποσπάσθηκε ένας μεγάλος όγκος υλικού, που επέπεσε όλος μαζί. Η υπερβολική ποσότητα προκάλεσε τη βίαιη αντίδραση του συστήματος δίσκου-αστρικού πτώματος και την εκτίναξη του μεγαλύτερου μέρους του νέου υλικού στο διάστημα με τη μορφή των πιδάκων. Για το λόγο αυτό η αναλαμπή δεν είχε τη συνηθισμένη μεγάλη διάρκεια.