Δονήσεις και περιστροφή αστέρων σε διπλά συστήματα αστέρων τύπου Be/XΒ.

Τα αστέρια είναι σταθερά συστήματα (χρειάζονται αρκετά εκατομμύρια/δισεκατομμύρια χρόνια για να μεταβληθούν σημαντικά) αλλά όχι στατικά.  Πολλά αστέρια (διαφόρων μαζών και διαστάσεων) πάλλονται, με περιόδους από μερικά λεπτά έως και χρόνια. Ένας χαρακτηριστικός τύπος αστεριών που πάλλονται είναι τα λεγόμενα Be αστέρια.

Ο πλέον προφανής τρόπος παλμικής δόνησης είναι ο ακτινικός, όταν η ακτίνα του αστέρα αυξάνεται και ελαττώνεται περιοδικά οπότε και το αστέρι ψύχεται και θερμαίνεται, αντίστοιχα. Ωστόσο, αρκετά νεαρά αστέρια πάλλονται και με άλλους τρόπους. Οι μη-ακτινικές δονήσεις έχουν ως αποτέλεσμα την εμφάνιση περιοχών με διαφορετικές ταχύτητες και θερμοκρασίες στην επιφάνεια του αστέρα. Αν το πλάτος των δονήσεων είναι μεγάλο, τότε οι διαφορές στη θερμοκρασία επιφάνειας του αστεριού θα προκαλέσουν διαφορές στη φωτεινότητα αυτών των περιοχών που είναι δυνατόν να παρατηρηθούν.

Εικόνα 1. Παραδείγματα μετασxηματισμών Fourier των καμπυλών φωτός συνοδών αστέρων σε διπλά συστήματα BeXB. Οι κορυφές μεγάλου πλάτους δείχνουν τις συχνότητες των παλμικών κινήσεων στα αστέρια. 
Εικόνα 2. Τα πάνω διαγράμματα δείχνουν καμπύλες φωτός του αστέρα 1A 0535+26, με δεδομένα από την διαστημική αποστολή TESS. Στο κάτω διάγραμμα φαίνεται ο μετασχηματισμός Fourier των καμπυλών φωτός.

Ως “Βe” ονομάζουμε αστέρια φασματικού τύπου OΒ όταν εμφανίζουν ένα δίσκο αερίου γύρω από τον ισημερινό τους. O δίσκος εμφανίζεται, αυξάνεται και διασκορπίζεται σε χρονικές κλίμακες ετών. Το υλικό που τροφοδοτεί τον δίσκο προέρχεται από τη φωτόσφαιρα του αστέρα. Ο μηχανισμός που αναγκάζει το υλικό από το αστέρι να διοχετευθεί στο δίσκο δεν είναι γνωστός. Το πιο αποδεκτό μοντέλο αυτή τη στιγμή υποθέτει ότι υλικό φεύγει από τη φωτόσφαιρα λόγω της μεγάλης περιστροφικής ταχύτητας αυτών των αστέρων και της ύπαρξης μη ακτινικών παλμών στην επιφάνεια τους. Όταν δύο ή περισσότεροι παλμοί είναι συμφασικοί, τότε το πλάτος των παλμικών δονήσεων μπορεί να αυξηθεί σημαντικά και υλικό μπορεί να φύγει από την επιφάνεια του αστέρα προς τον δίσκο.

Τα αστέρια συνοδοί σε διπλά συστήματα τύπου ΒeΧΒ είναι φασματικού τύπου Ο9-Β2 και κατηγορίας λαμπρότητας ΙΙΙ-V. Σε διάγραμμα H-R βρίσκονται στο άνω αριστερά τμήμα, εκεί όπου εμφανίζεται ένας μεγάλος αριθμός αστέρων που πάλλονται. Τα αστέρια Be στα συστήματα BeXB έχουν την ίδια μάζα, λαμπρότητα και και θερμοκρασία με τα αστέρια τύπου Β-Κηφείδες. Αυτά είναι παλλόμενα αστέρια, οπότε περιμένουμε και τα αστέρια Be στα συστήματα BeXB να πάλλονται.

Με σκοπό την εξακρίβωση της ύπαρξης παλμών σε αυτά τα αστέρια ο Δρ. Pablo Reig, Διευθυντής Ερευνών στο Ινστιτούτο Αστροφυσικής και ο συνεργάτhw του ανέλυσαν δεδομένα από τη διαστημική αποστολή TESS και το Αστεροσκοπείο του Σκίνακα. Χαρακτηριστικά διαγράμματα των μετασχηματισμών Fourier των καμπυλών φωτός από μερικά αστέρια φαίνονται στην Εικόνα 1.  Το πάνω διάγραμμα στην Εικόνα 2 δείχνει την καμπύλη φωτός, με δεδομένα από την διαστημική αποστολή TESS, του συνοδού αστέρα στο BeXB διπλό σύστημα αστέρων 1A0535+26. Το μεσαίο διάγραμμα δείχνει την ίδια καμπύλη φωτός κανονικοποιημένη ως προς τη μέση τιμή, ενώ ο μετασχηματισμός Fourier της της κανονικοποιημένης καμπύλης φαίνεται στο κάτω διάγραμμα.

Το κύριο αποτέλεσμα της ερευνητικής εργασίας ήταν ότι οι γρήγορες μεταβολλές στο φώς εκπομπής των συνοδών αστέρων σε διπλά συστήματα Be/X-ray, είναι πολύ συνηθισμένες. Όλα τα αστέρια  έδειξαν μεταβολές σε διάφορες συχνότητες, ορισμένες από τις οποίες είναι υψηλότερες από τη συχνότητα λόγω περιστροφής. Αυτό το αποτέλεσμα είναι σύμφωνο με την υπόθεση ότι οι μη-ακτινικές δονήσεις είναι υπεύθυνες για για τις γρήγορες μεταβολές που παρατηρούνται στην  εκπομπή οπτικού φωτός από τα αστέρια Be στα διπλά συστήματα αστέρων BeXB.

Άρθρο: "Fast time optical variability in Be/X-ray binaries. Pulsation and rotation" Reig, P.  & Fabregat J., 2022, A&A, 667, 18