της Μαρίας Πετροπούλου, Επίκουρη Καθηγήτρια του Τομέα Αστροφυσικής, Αστρονομίας, Μηχανικής του Τμήματος Φυσικής του ΕΚΠΑ
Η πλειοψηφία των άστρων στο Σύμπαν ανήκει σε διπλά αστρικά συστήματα (ΔΑΣ), δηλαδή σε ζεύγη αστέρων που είναι βαρυτικά συνδεδεμένοι και βρίσκονται σε τροχιά ο ένας γύρω από τον άλλο. Ιδιαίτερο αστροφυσικό ενδιαφέρον παρουσιάζουν τα ΔΑΣ στα οποία το ένα μέλος είναι ένα συμπαγές “αστρικό πτώμα”, όπως μια μελανή οπή (ΜΟ) ή ένας αστέρας νετρονίων (ΑΝ). Το μη συμπαγές αστέρι, που ονομάζεται και συνοδός αστέρας, χάνει μάζα μέσω ανέμων η οποία “τροφοδοτεί” το συμπαγές αντικείμενο. Η μεταβολή της βαρυτικής δυναμικής ενέργειας καθώς το υλικό προσπίπτει στο συμπαγές αντικείμενο μετατρέπεται τελικά σε ακτινοβολία Χ, χαρίζοντας έτσι την ονομασία XRBs (από το αγγλικό X-Ray Binaries).
XRBs που φιλοξενούν ΜΟ ή ΑΝ με χαμηλά μαγνητικά πεδία (Β < 10^9 G) τείνουν να περάσουν το μεγαλύτερο μέρος της ζωής τους σε “ηρεμία” χωρίς αλλαγές στη φωτεινότητά τους. Περιστασιακά όμως παρατηρούνται μεγάλες εκλάμψεις κατά τις οποίες η φωτεινότητα στις ακτίνες Χ μπορεί να φτάσει ή και να υπερβεί το όριο του Eddington[1] (για ηλιακής μάζας αντικείμενο ισούται με ~25,000 φορές τη φωτεινότητα του Ήλιου). Μελέτες του κύκλου έκλαμψης/ηρεμίας τέτοιων συστημάτων έχουν αποκαλύψει δραματικές αλλαγές στα φάσματα ακτίνων Χ καθώς και ραδιοεκπομπή που σχετίζεται με την ύπαρξη πίδακα στη φάση “ηρεμίας”. Ένα πολύ ενδιαφέρον αποτέλεσμα των μελετών αυτών είναι η ύπαρξη ισχυρής συσχέτισης της ακτινοβολίας στα ραδιοκύματα και στις ακτίνες Χ, η οποία ακόμη και σήμερα δεν έχει κατανοηθεί πλήρως.
Η εκπομπή ραδιοκυμάτων αποτελούσε μέχρι πρόσφατα ιδιότητα XRBs με ΜΟ ή χαμηλής μαγνήτισης ΑΝ. Μάλιστα, είχαν αναπτυχθεί διάφορα θεωρητικά επιχειρήματα για την απουσία ραδιοεκπομπής από XRBs με ισχυρά μαγνητισμένους ΑΝ (Β>10^12 G) τα οποία βασίζονταν στην δυσκολία δημιουργίας πίδακα στις συνθήκες αυτές. Δεν αποτελεί έκπληξη λοιπόν πως η ανίχνευση ραδιοκυμάτων από τέτοια συστήματα για πρώτη φορά (Her X-1, GX 1+4, Swift J0243.6+6124) ταρακούνησε την επιστημονική κοινότητα[2][3][4]. Το Swift J0243.6+6124 παρατηρήθηκε μάλιστα 15 φορές στα ραδιοκύματα καλύπτοντας ένα εύρος 3 τάξεων μεγέθους σε φωτεινότητα ακτίνων Χ. Αποτελεί το μοναδικό σύστημα με ισχυρά μαγνητισμένο ΑΝ που έχει παρατηρηθεί συσχέτιση μεταξύ ακτίνων Χ και ραδιοκυμάτων κοντά αλλά και μακριά από το όριο Eddington. Δεδομένου ότι δεν έχει εντοπιστεί πίδακας στο σύστημα αυτό, δημιουργείται το ερώτημα από πού προέρχονται τα ραδιοκύματα και γιατί συσχετίζονται με τις ακτίνες Χ.
Σε συνεργασία με τον προπτυχιακό φοιτητή Μ. Χατζή (Πανεπιστήμιο Κρήτης) και τον μεταδιδακτορικό ερευνητή Γ. Βασιλόπουλο (Πανεπιστήμιο Στρασβούργου, CNRS) επιχειρήσαμε να προσφέρουμε μία απάντηση στο ερώτημα αυτό[5]. Μελετήσαμε το ενδεχόμενο σύγκρουσης ανέμων από τον συνοδό αστέρα και τον ΑΝ η οποία δημιουργεί ένα ωστικό κύμα (ΩΚ). Ελεύθερα ηλεκτρόνια μπορούν να επιταχυνθούν σε σχετικιστικές ενέργειες (>>0.5 MeV) καθώς περνούν το ΩΚ, και εκπέμπουν σύγχροτρον ακτινοβολία στα ραδιοκύματα καθώς κινούνται στο μαγνητικό πεδίο της περιοχής. Λαμβάνοντας υπόψη την θερμική εκπομπή του αστρικού ανέμου μέσω ακτινοβολίας πέδης καθώς και μηχανισμούς εξασθένησης της ραδιοεκπομπής, όπως η αυτοαπορρόφηση σύγχροτρον και πέδης, καταλήξαμε σε ένα ημι-αναλυτικό μοντέλο με 10 ελεύθερες παραμέτρους. Εφαρμόσαμε το μοντέλο μας στα δεδομένα του Swift J0243.6+6124 χρησιμοποιώντας Bayesian μεθόδους προσαρμογής. Το μοντέλο μας περιγράφει επιτυχώς τις παρατηρήσεις όσο το σύστημα βρίσκεται κάτω από το όριο Eddington, αλλά απαιτεί αφύσικες τιμές παραμέτρων κοντά σε αυτό. Τα αποτελέσματά μας υποδηλώνουν μια χαρακτηριστική μετάβαση μεταξύ δύο καταστάσεων όπου επικρατούν διαφορετικοί μηχανισμοί ραδιοεκπομπής.
Το μοντέλο μας προβλέπει την ύπαρξη ραδιεκπομπής για διάφορους συνδυασμούς φυσικών παραμέτρων. Ωστόσο, η πλειοψηφία των δυνητικών αυτών συστημάτων είναι πιο αμυδρή από όσο χρειάζεται για να ανιχνευθούν με υπάρχοντα τηλεσκόπια (βλ. Σχ. 1). Μελλοντικά ραδιοτηλεσκόπια όπως το ngVLA (~10 φορές πιο ευαίσθητο από το ALMA)[6] ενδέχεται να ανακαλύψουν ένα μεγάλο αριθμό XRBs με ισχυρά μαγνητισμένους ΑΝ, γεμίζοντας τον φασικό χώρο του Σχ. 1 στις πιο χαμηλές φωτεινότητες ραδιοκυμάτων. Έχουμε καταλήξει λοιπόν σε ένα ενδιαφέρον σταυροδρόμι όπου τεχνολογικές βελτιώσεις θα μας επιτρέψουν να ελέγξουμε το μοντέλο μας και ίσως μας προτρέψουν να επινοήσουμε νέες θεωρίες.
[1] Η μέγιστη φωτεινότητα που μπορεί να αποκτήσει ένα σώμα κατά τη σφαιρική πρόσπτωση ύλης. Επιτυγχάνεται όταν υπάρχει ισορροπία μεταξύ της βαρυτικής και ακτινοβολιακής δύναμης.
[2] Van den Eijnden et. al 2018, MNRAS, 473, L141
[3] Van den Eijnden et. al 2018, MNRAS, 474, L91
[4] Van den Eijnden et. al 2018, Nature, 562, 233
[5] Chatzis, Petropoulou, Vasilopoulos, 2022, MNRAS, 509, 2 (doi:10.1093/mnras/stab3098)
[6] Selina et al. 2018, SPIE Conference Series, Vol. 10700, Ground-based and Airborne Telescopes VII. p. 107001O
