| Περίληψη |
Οι αστέρες νετρονίων (NSs) είναι εξαιρετικά συμπαγή κατάλοιπα μαζικών αστέρων που
σχηματίζονται κατά τη διάρκεια υπερκαινοφανών εκρήξεων. Οι ιδιότητές τους συνδέονται στενά
με την εξέλιξη των προγεννητόρων τους και τα χαρακτηριστικά της έκρηξης που τους δημιουργεί.
Η παρούσα διατριβή εστιάζει στη μελέτη της δομής και της εξέλιξης των NSs, ξεκινώντας με μια
εισαγωγή στην φυσική των αστέρων και στις διαδικασίες που οδηγούν στον σχηματισμό συμπαγών
αστρικών αντικειμένων. Ιδιαίτερη έμφαση δίνεται στην περίπλοκη εσωτερική δομή των NSs καθώς
και στις προκλήσεις που παρουσιάζονται λόγω των ακραίων συνθηκών που κυριαρχούν στο
εσωτερικό τους. Στη συνέχεια, παρουσιάζονται τρεις ξεχωριστές ερευνητικές μελέτες, οι οποίες
αποτελούν τον βασικό κορμό της διατριβής.
Η πρώτη μελέτη εξετάζει, μέσω λεπτομερών αριθμητικών μοντέλων, τον σχηματισμό NSs από την
κατάρρευση αστέρων ενδιάμεσης μάζας μέσω υπερκαινοφανών εκρήξεων αρπαγής ηλεκτρονίων
(ECSN). Αστέρες με αρχική μάζα 7–11 ηλιακών μαζών, οι οποίοι χάνουν τον πλούσιο σε υδρογόνο
μανδύα τους, μπορούν να εξελιχθούν σε ECSN ή θερμοπυρηνικές εκρήξεις, ανάλογα με τη
σύσταση και τη δομή του πυρήνα τους. Οι προσομοιώσεις αναδεικνύουν ότι πυρήνες με μάζα που
προσεγγίζει τις 1,35–1,37 ηλιακές μάζες μπορεί να οδηγηθούν σε εκρηκτική ανάφλεξη του
οξυγόνου, σε σχετικά χαμηλές πυκνότητες, καταλήγοντας σε θερμοπυρηνικές εκρήξεις στην
περίπτωση που περιέχουν υπολλείματα από άνθρακα σε αφθονία μεγαλύτερη από 0,005 ηλιακές
μάζες. Σε διαφορετική περίπτωση, η κατάληξη τους σε ECSN είναι πιθανότερη. Επιπλέον,
διαπιστώνεται ότι οι (C)ONe υπερκαινοφανείς τύπου Ia εμφανίζονται συχνότερα σε αστέρες με
υψηλότερη μεταλλικότητα.
Η δεύτερη μελέτη διερευνά πώς η μερική απώλεια μάζας σε διπλά αστρικά συστήματα επηρεάζει
την εξέλιξη των μαζικών αστέρων και την τελική τους κατάσταση. Σε τέτοιες περιπτώσεις, ο
αστέρας που χάνει μάζα μπορεί να διατηρήσει ένα λεπτό περίβλημα πλούσιο σε υδρογόνο, που
επηρεάζει σημαντικά την εξέλιξή του. Η μοντελοποίηση απογυμνωμένων αστέρων ηλίου δείχνει ότι
ακόμη και σχετικά μικρές ποσότητες υδρογόνου (περίπου 0,5 ηλιακές μάζες) μπορούν να
ενισχύσουν την καύση που λαμβάνει χώρα στον φλοιό, επιταχύνοντας την εξέλιξη και
σχηματίζοντας λευκούς νάνους που αποτελούνται κυρίως από οξυγόνο και νέον, ενώ περιέχουν
και υπολείμματα άνθρακα. Αντίθετα, όταν η ποσότητα υδρογόνου είναι ελάχιστη, τότε μία
εκρηκτική ανάφλεξη του οξυγόνου είναι πιθανότερη. Η μελέτη αυτή δείχνει ότι η μερική
απογύμνωση σε αστέρες ενδιάμεσης μάζας μπορεί να οδηγήσει με φυσικό τρόπο σε λευκούς
νάνους που είναι επιρρεπείς σε θερμοπυρηνικές εκρήξεις κατά τη διάρκεια μεταγενέστερων
επεισοδίων μεταφοράς μάζας, διαταράσσοντας με αυτό τον τρόπο τη διαδικασία σχηματισμού
αστέρων νετρονίων.
Η τρίτη μελέτη εξετάζει τον σχηματισμό διδύμων συμπαγών αστέρων (twin compact stars) μέσω
ταχείας αλλαγής φάσης που λαμβάνει χώρα στους πυρήνες αστέρων νετρονίων λόγω
προσαύξησης μάζας σε διπλά συστήματα εκπομπής ακτίνων-Χ χαμηλής μάζας (LMXBs). Καθώς οι
αστέρες νετρονίων σε διπλά συστήματα συσσωρεύουν μάζα από τους συνοδούς τους αστέρες, η
κεντρική πυκνότητα του πυρήνα τους αυξάνεται. Όταν ξεπεραστεί ένα κρίσιμο όριο, μπορεί να
συμβεί αλλαγή φάσης από αδρονική ύλη σε ύλη που αποτελείται από ελεύθερα κουάρκ. Οι
προσομοιώσεις δείχνουν ότι οι αλλαγές φάσης αυτού του τύπου μπορούν να συμβούν κατά τη
φάση LMXB ή κατά την επιβράδυνση της περιστροφής του αστέρα νετρονίων, οδηγώντας στον
σχηματισμό πάλσαρς σε τροχιές με υψηλή εκκεντρότητα. Αν αυτές οι αλλαγές φάσης
συνοδεύονται και από δευτερογενής διαταράξεις με ταχύτητες μεγαλύτερες από 20 km/s, μπορεί
να οδηγήσουν στην πλήρη διάλυση του διπλού συστήματος, δημιουργώντας απομονωμένους,
ταχέα περιστρεφόμενους πάλσαρς ή διπλά συστήματα με πολύ μεγάλη τροχιακή περίοδο.
Η διατριβή ολοκληρώνεται με σύνοψη των βασικών συμπερασμάτων, υπογραμμίζοντας τη σημασία
τους στο ευρύτερο πλαίσιο της αστροφυσικής. Παράλληλα, εντοπίζονται οι περιορισμοί της
παρούσας έρευνας και προτείνονται κατευθύνσεις για μελλοντικές μελέτες.
|
Συλλογές
