Όταν τα αστέρια ζευγαρώνουν

Όταν τα αστέρια ζευγαρώνουν Δρ Μάνος Δανέζης Επίκουρος Καθηγητής Αστροφυσικής Όπως γνωρίζουμε σήμερα, τα αστέρια συνήθως δεν βρίσκονται μόνα τους στο Σύμπαν, αλλά συνυπάρχουν με άλλα αστέρια έτσι ώστε να αποτελούν διπλά, τριπλά ή πολλαπλά συστήματα αστεριών. Στα συστήματα αυτά το κάθε ένα αστέρι περιφέρεται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας του συστήματος. H τιμή της παρατήρησης του πρώτου διπλού αστέρα ανήκει στον Ριτσιόλι (Riccioli), ο οποίος το 1650 ανακάλυψε ότι ο ζήτα της Mεγάλης Άρκτου, ο γνωστός Μιζάρ (Mizar), συνοδεύεται από ένα πολύ αμυδρό αστέρι 5ου μεγέθους, τον Αλκόρ (Alcor) που ονομάζεται και αλ Σαϊδάκ (al Saidak), ή Δοκιμή, αφού στην αρχαιότητα μ αυτό το άστρο δοκιμαζόταν η οπτική οξυδέρκεια των στρατιωτών. To διπλό αυτό σύστημα παρατηρήθηκε συστηματικά τον ίδιο χρόνο από τον Γότφριντ Κιρτς (Gottfried Kirch) και τη σύζυγό του Μαρία- Μαργαρίτα (Maria Margaretha). To 1854 ο Μιζάρ ήταν ο πρώτος διπλός αστέρας, που μελετήθηκε μέσω αστρονομικών φωτογραφικών παρατηρήσεων από τον Aμερικανό αστρονόμο Τζωρτζ Φίλιπς Μποντ (George Phillips Bond) στο Χάρβαρντ. Πολύ αργότερα αποδείχθηκε ότι κάθε αστέρι του συστήματος είναι διπλό, άρα ο Μιζάρ είναι ένα τετραπλό σύστημα αστεριών. Όσον αφορά τα διπλά συστήματα αστεριών πρέπει να σημειωθεί ότι παρά τις έντονες προσπάθειες των ερευνητών δεν έγινε μέχρι σήμερα δυνατόν να ερμηνευθεί ικανοποιητικά ο τρόπος δημιουργίας τους. Παρ όλα αυτά, η μελέτη του φασματικού τύπου των αστεριών τού διπλού συστήματος και της λαμπρότητάς τους, μάς δίνει τη δυνατότητα να ελέγξουμε την ορθότητα των σημερινών θεωριών που αφορούν την αστρική εξέλιξη. 1. ΣΤΡΑΤΟΣ Tα αστέρια ενός διπλού συστήματος μπορεί να διακρίνονται μεταξύ τους είτε με γυμνό μάτι, είτε με τηλεσκόπιο. Στην περίπτωση αυτή το σύστημα ονομάζεται οπτικά διπλό. Στην αντίθετη περίπτωση το διπλό σύστημα ονομάζεται μη οπτικά διπλό. Είναι σημαντικό να αναφερθεί ότι μπορούμε να υπολογίσουμε τη μάζα ενός άστρου μόνον όταν αυτό είναι μέλος ενός διπλού συστήματος αστεριών. Oι μέθοδοι που χρησιμοποιούνται, προκειμένου να υπολογισθούν οι αστρικές μάζες, εξαρτώνται από το είδος του διπλού συστήματος και βασίζονται στον 3ο 1

νόμο του Kέπλερ. Σημειώνουμε ότι επειδή τα αστέρια είναι σώματα που βρίσκονται σε ρευστή κατάσταση, όταν βρεθούν μέσα στο βαρυτικό πεδίο ενός άλλου αστεριού, παραμορφώνονται ή και χάνουν, κάποιες φορές, μέρος της μάζας τους. Aν οι αποστάσεις των μελών των οπτικώς διπλών συστημάτων είναι πολύ μεγάλες, οι περίοδοι περιφοράς τους, βάσει του τρίτου νόμου του Kέπλερ, είναι της τάξεως των δεκάδων ή και εκατοντάδων ετών. Tο γεγονός αυτό κάνει πολύ δύσκολη τη μελέτη των τροχιών τους μέσω της φωτογραφικής παρατήρησης. Aυτό που θα πρέπει όμως να σημειώσουμε είναι ότι πολλές φορές παρατηρώντας τον ουρανό, εντοπίζουμε αστέρια που προβάλλονται πάνω στην ουράνια σφαίρα με τέτοιο τρόπο, ώστε να δημιουργείται η ψευδαίσθηση ότι βρίσκονται πολύ κοντά το ένα στο άλλο. Tα αστέρια αυτά στην πραγματικότητα μπορεί να απέχουν μεταξύ τους πάρα πολύ, αλλά επειδή βρίσκονται σχεδόν πάνω στην οπτική ακτίνα τού παρατηρητή, δημιουργούν την αίσθηση ότι τα χωρίζουν πολύ μικρές αποστάσεις. Φυσικά, τα αστρικά αυτά σύνολα δεν αποτελούν πολλαπλά συστήματα αστεριών σαν αυτά που αναφέρθηκαν στα προηγούμενα και έτσι ονομάζονται φαινομενικά πολλαπλά συστήματα. Στην περίπτωση ενός διπλού συστήματος αστεριών, ο αστέρας με τη μεγαλύτερη μάζα ονομάζεται πρωτεύων και εκείνος με τη μικρότερη δευτερεύων. Oι τροχιές των αστεριών του συστήματος, μέσα στο τρισδιάστατο Σύμπαν, ονομάζονται πραγματικές τροχιές, ενώ οι παρατηρούμενες τροχιές τους, όπως προβάλλονται πάνω στην υποθετική ουράνια σφαίρα, ονομάζονται φαινόμενες τροχιές. Oι τροχιές των αστέρων του συστήματος γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους ονομάζονται απόλυτες, ενώ η τροχιά του δευτερεύοντα αστέρα του συστήματος ως προς τον πρωτεύοντα καλείται σχετική τροχιά. To άθροισμα των μαζών των αστεριών του διπλού συστήματος, σε ηλιακές μάζες αντίστοιχα, μπορούμε να το υπολογίσουμε από τον τρίτο νόμο του Kέπλερ. Στην περίπτωση των μη οπτικά διπλών συστημάτων αστεριών, μπορούμε να τα ταξινομήσουμε σε κάποιες βασικές κατηγορίες ανάλογα με τη μέθοδο ανίχνευσής τους: 1. ΜΑΝΟΣ Η πρώτη κατηγορία περιλαμβάνει εκείνα τα μη οπτικά διπλά συστήματα αστεριών, των οποίων ο αμυδρός συνοδός αστέρας εντοπίζεται μόνο μέσω των δυναμικών επιδράσεών που ασκεί πάνω στην τροχιά τού πρωτεύοντα αστέρα παραμορφώνοντάς την. Oυσιαστικά, πάνω στον 2

ουρανό έχουμε την ψευδαίσθηση ότι παρατηρούμε μόνον ένα άστρο. Παρ όλα αυτά επειδή η τροχιά του παρουσιάζει περίεργες διακυμάνσεις, που δεν τις περιμένουμε, συμπεραίνουμε ότι υπάρχει στο περιβάλλον του ένας αμυδρός συνοδός που οι βαρυτικές δυνάμεις τις οποίες ασκεί παραμορφώνουν την τροχιά του πρωτεύοντα αστέρα. Τα διπλά αυτά συστήματα αστεριών ονομάζονται, αστρομετρικά διπλά αστέρια. Tο πρώτο αστρομετρικά διπλό σύστημα αστεριών που αναγνωρίστηκε αρχικά από τον Φρίντριχ Βίλχελμ Μπέσελ (F.W. Bessel), ήταν εκείνο του Σείριου A και B, αφού η ανακάλυψη ότι ο Σείριος ήταν διπλός αστέρας δεν έγινε με απ ευθείας παρατήρηση, αλλά επειδή διαπιστώθηκε ότι η τροχιά του Σείριου παρουσίαζε κάποιες έντονες περιοδικές διακυμάνσεις. Aργότερα, το 1862, έγινε δυνατή η παρατήρηση με τηλεσκόπιο του συνοδού αστέρα τού συστήματος και αποδείχθηκε ότι ήταν ένας λευκός νάνος. Aπό τότε βέβαια το σύστημα του Σείριου ταξινομήθηκε σαν ένα οπτικά διπλό σύστημα με περίοδο 49,9 ετών. Δηλαδή παρατηρούμε πλέον δύο ξεχωριστά άστρα που περιφέρονται σε τροχιά το ένα γύρω από το άλλο ή ακριβέστερα γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους. Kλασικό παράδειγμα αστρομετρικά διπλού αστέρα είναι ο γνωστός αστέρας του Μπάρναρντ (Barnard) στον αστερισμό τού Oφιούχου, γνωστός επειδή είναι το κοντινότερο σε μας άστρο μετά το σύστημα του άλφα Kενταύρου 2. ΣΤΡΑΤΟΣ Μια άλλη κατηγορία διπλών αστεριών είναι οι εκλειπτικά διπλοί. Τι σημαίνει όμως αυτό; Πολλές φορές το επίπεδο της τροχιάς του διπλού συστήματος αστεριών είναι σχεδόν παράλληλο με τη διεύθυνση παρατήρησης. Tότε, τα αστέρια του συστήματος περνούν περιοδικά το ένα μπροστά από το άλλο, καλύπτοντας το σύνολο ή μέρος του άλλου αστεριού. Δηλαδή δημιουργούνται εκλείψεις μεταξύ των αστεριών. Αποτέλεσμα αυτών των εκλείψεων είναι η περιοδική μεταβολή της φαινόμενης λαμπρότητας του αστρικού συστήματος. Αυτή η μεταβολή της φαινόμενης λαμπρότητας υποδηλώνει ότι το λαμπρό αντικείμενο που βλέπουμε στον ουρανό, δεν είναι ένα άστρο, όπως νομίζουμε, αλλά ένα διπλό σύστημα αστέρων. Όπως γίνεται κατανοητό, κατά τη διάρκεια μιας περιφοράς του συστήματος των αστεριών συμβαίνουν δύο εκλείψεις, ανάλογα με το ποιο αστέρι βρίσκεται μπροστά από το άλλο, και ως εκ τούτου παρουσιάζονται δύο ελάχιστα λαμπρότητας. Tα δύο αυτά ελάχιστα διαφέρουν μεταξύ τους ανάλογα με τη φαινόμενη λαμπρότητα των αστεριών του συστήματος. 3

Η γραφική παράσταση που μας δείχνει το πως μεταβάλλεται η λαμπρότητα ενός εκλειπτικού συστήματος σε συνάρτηση με τον χρόνο, μας δίνει τη λεγόμενη καμπύλη φωτός. Η καμπύλη φωτός ενός συστήματος παίρνει την πρώτη ελάχιστη τιμή της όταν ο αμυδρότερος αστέρας καλύπτει τον λαμπρότερο. Αυτή την τιμή της λαμπρότητας του συστήματος την ονομάζουμε πρωτεύον ελάχιστο, ενώ στην αντίθετη περίπτωση το ελάχιστο που προκύπτει ονομάζεται δευτερεύον ελάχιστο. Κλασικό παράδειγμα εκλειπτικά διπλού συστήματος είναι ο αστέρας βήτα Περσέως (β Persei) ή Αλγκόλ (Algol), του οποίου η περίοδος είναι 2 ημέρες 20 ώρες και 49 πρώτα λεπτά. Συνεπώς, κάθε 2,86 ημέρες κατά την κύρια έκλειψη, η φαινομένη λαμπρότητα του Αλγκόλ ελαττώνεται κατά 50%. Στην περίπτωση ενός εκλειπτικά διπλού συστήματος αστεριών δεν είναι δυνατόν να υπολογίσουμε τη μάζα κανενός από τα δύο αστέρια του συστήματος. Όμως, από την καμπύλη φωτός του αστρικού συστήματος μπορούμε να υπολογίσουμε την κλίση της τροχιάς, τις ακτίνες των μελών του ζεύγους και τον λόγο των φωτεινοτήτων των δύο αστεριών. 2. ΜΑΝΟΣ Ένα φαινόμενο πολύ μεγάλης σημασίας, που παίζει σημαντικό ρόλο στην ισορροπία του συστήματος, είναι η περιστροφή των αστεριών του ζεύγους γύρω από τον εαυτό τους. Όπως γνωρίζουμε, όσο πιο γρήγορα περιστρέφεται ένα αστέρι γύρω από τον εαυτό του, τόσο περισσότερο οι φασματικές γραμμές του διευρύνονται συμμετρικά. Αν τώρα το αστέρι αυτό είναι μέλος ενός εκλειπτικά διπλού συστήματος αστεριών, κάποια στιγμή το άλλο αστέρι θα το καλύψει κατά ένα μέρος ή ολόκληρο. Αυτό θα έχει ως αποτέλεσμα οι πλατιές, λόγω της περιστροφής, φασματικές γραμμές του να μην είναι συμμετρικές. Η ασυμμετρία αυτή μας οδηγεί στο συμπέρασμα ότι δεν έχουμε να κάνουμε με ένα μοναχικό αστέρι, αλλά με ένα διπλό σύστημα αστεριών Ένα άλλο ενδιαφέρον φαινόμενο είναι η αιφνιδιαστική μεταβολή του χρόνου περιφοράς του συστήματος. Σύμφωνα με τις απόψεις του Γουντ (Wood) που διατυπώθηκαν το 1957 και επιβεβαιώθηκαν το 1963 από τον Χουάνγκ (Huang), οι μεταβολές αυτές οφείλονται στην ξαφνική εκτίναξη υλικού από το ένα από τα δύο αστέρια του συστήματος. Το γεγονός αυτό έχει ως αποτέλεσμα να επιβραδύνεται η κίνηση του αστεριού εάν η εκτίναξη της ύλης γίνει προς την κατεύθυνση της κίνησής του, ή αντίστοιχα να επιταχύνεται εάν η εκτίναξη γίνει προς την αντίθετη κατεύθυνση. Προκειμένου να προκληθεί μια μεταβολή της περιόδου, ικανής να παρατηρηθεί και να μετρηθεί, όπως έδειξε ο Μπάττεν (Batten), αρκεί να 4

εκτιναχθεί, με μεγάλη ταχύτητα, μια μάζα τής τάξεως των δέκα εις την μείον εβδόμη (10-7 ) ηλιακών μαζών. Πάντως, όπως απέδειξε ο Μαρτίνοφ (Martynov), είναι δυνατόν να έχουμε το ίδιο αποτέλεσμα, εάν, αντί μιας μεγάλης εκτίναξης υλικού, δημιουργηθεί μια σειρά μικρών και γρήγορων εκτινάξεων υλικού. Ας δούμε όμως μια άλλη κατηγορία διπλών συστημάτων αστεριών. 3. ΣΤΡΑΤΟΣ Στην περίπτωση κατά την οποία τα αστέρια του συστήματος βρίσκονται πολύ κοντά, το όλο σύστημα παρουσιάζει οπτικά τη μορφή ενός αστεριού. Παρ όλα αυτά εάν πάρουμε το φάσμα του θα παρατηρήσουμε ότι το μήκος κύματος των φασματικών γραμμών δεν παραμένει σταθερό, αλλά το βλέπουμε να «χορεύει». Δηλαδή, να παρουσιάζει μια περιοδική ταλάντωση γύρω από ένα μέσο μήκος κύματος. Το φαινόμενο αυτό υποδηλώνει ότι το αντικείμενο που βλέπουμε δεν είναι ένα αστέρι, αλλά ένα διπλό σύστημα αστεριών. Όπως γίνεται φανερό, στην περίπτωση αυτή αναγνωρίζουμε το διπλό σύστημα αστεριών μόνο μέσω της μελέτης του φάσματός του. Αυτά τα διπλά συστήματα άστρων ονομάζονται φασματοσκοπικά διπλά συστήματα. Σημειώνουμε ότι οι περισσότεροι από τους γνωστούς διπλούς αστέρες ανήκουν σ αυτή την κατηγορία. Bέβαια, η κατάταξη ενός διπλού αστέρα σε μια κατηγορία δεν αποκλείει την ταυτόχρονη ταξινόμησή του και σε μία άλλη, αφού ένας φασματοσκοπικά διπλός αστέρας μπορεί να είναι συγχρόνως εκλειπτικός ή οπτικά διπλός. Mέσω της μελέτης των φασματοσκοπικά διπλών αστέρων δεν είναι δυνατόν να υπολογισθεί η μάζα των αστεριών του συστήματος, παρά μόνο ο λόγος των μαζών τους. Eιδικότερα, πρέπει να σημειώσουμε ότι οι μάζες των αστεριών του συστήματος μπορούν να υπολογιστούν ξεχωριστά, εάν είναι γνωστές οι καμπύλες ακτινικών ταχυτήτων των αστεριών και η κλίση του επιπέδου της τροχιάς, που την υπολογίζουμε από την ανάλυση της καμπύλης φωτός. Ένας πολύ μεγάλος αριθμός αστεριών, όπως ήδη έχουμε αναφέρει, χάνει μάζα η οποία εμπλουτίζει τον μεσοαστρικό χώρο. Xαρακτηριστικότερα παραδείγματα είναι εκείνα των καινοφανών και υπερκαινοφανών αστέρων, των αστέρων που αποτελούν μέλη στενών διπλών συστημάτων αστέρων, των αστέρων τύπου Βολφ-Ράγιετ (Wolf-Rayet), των πλανητικών νεφελοειδών, των γιγάντων φασματικού τύπου έμ (Μ), καθώς και των αστεριών προγενέστερων φασματικών τύπων που παρουσιάζουν 5

γραμμές εκπομπής. Έχει διαπιστωθεί από τις παρατηρήσεις, ότι τα αστέρια χάνουν μάζα μέσω δύο διαδικασιών: 3. ΜΑΝΟΣ Σύμφωνα με την πρώτη διαδικασία τα αστέρια χάνουν συνεχώς υλικό το οποίο απομακρύνεται ήρεμα, με μικρές ταχύτητες από το αστέρι. Αυτό το ήρεμα απομακρυνόμενο υλικό από τα αστέρια το ονομάζουμε αστρικό άνεμο. H ποσότητα της μάζας που χάνει ένα αστέρι μέσω αυτής της διαδικασίας είναι πολύ μικρή. Xαρακτηριστικό παράδειγμα είναι ο Ήλιος. Eκτός της προηγούμενης περίπτωσης χάνεται συνεχώς μάζα από τους αστέρες που αποτελούν μέλη στενών διπλών συστημάτων και τους αστέρες P Cygni. Σύμφωνα με μια δεύτερη διαδικασία κάποια αστέρια χάνουν μάζα με έναν εκρηκτικό τρόπο. Ως παράδειγμα αναφέρουμε τους καινοφανείς και υπερκαινοφανείς. Mια ενδιαφέρουσα παρατήρηση είναι ότι ο ρυθμός απώλειας μάζας ενός αστεριού καθορίζεται από τη φωτεινότητά του και τη θερμοκρασία του. Eξαιρετικό ενδιαφέρον παρουσιάζουν κάποια διπλά συστήματα αστεριών πολύ μεγάλων μαζών, που περιφέρονται το ένα πολύ κοντά στο άλλο, με τρόπο ώστε να είναι δυνατή η μεταφορά μάζας από το ένα στο άλλο. Σε πολλές περιπτώσεις η ύλη που μεταφέρεται από το ένα αστέρι στο άλλο, δεν πέφτει κατευθείαν πάνω στο αστέρι δέκτη, αλλά αφού πρώτα στροβιλιστεί γύρω του, σχηματίζοντας έναν θερμότατο δίσκο ύλης που το περιβάλλει. Τον δίσκο αυτόν τον ονομάζουμε δίσκο επαύξησης. Mέσω του δίσκου αυτού, που είναι πηγή έντονης ακτινοβολίας X, η μάζα από το ένα αστέρι καταλήγει πάνω στο άλλο, δημιουργώντας επιφανειακές βίαιες εκρήξεις, οι οποίες δημιουργούν υψηλότατες θερμοκρασίες, πολύ πιο υψηλές από τη θερμοκρασία του ίδιου του αστεριού. Μέσω μιας τέτοιας διαδικασίας μπορεί να δημιουργηθεί ένας καινοφανής αστέρας, να ξαναζωντανέψει ένας λευκός νάνος και να ανιχνευθεί η ύπαρξη μιας μελανής οπής. H μεταφορά μάζας από τον ένα αστέρα στον άλλον μπορεί να γίνει μόνο με δύο τρόπους: 5. ΣΤΡΑΤΟΣ Ο πρώτος τρόπος είναι να μεταφερθεί το υλικό μέσω της δημιουργίας ενός ισχυρότατου αστρικού ανέμου. Το φαινόμενο αυτό δημιουργείται στην περίπτωση που το ένα από τα δύο αστέρια είναι πολύ θερμό, και το υλικό μεταφέρεται από το θερμότερο αστέρι στο ψυχρότερο. 6

Ένας δεύτερος τρόπος είναι να μεταφερθεί μάζα μέσω βαρυτικών έλξεων τις οποίες ασκεί το κάθε ένα αστέρι του συστήματος σε μια περιοχή του χώρου γύρω του και η οποία ονομάζεται λοβός Roche, από τον Γάλλο αστρονόμο Edοuard-Albert Roche, που τον καθόρισε. Στην περίπτωση ενός διπλού συστήματος αστεριών, όπως το περιγράψαμε προηγουμένως, κάθε αστέρι έχει έναν δικό του λοβό Ρος, που η έκτασή του εξαρτάται από την απόσταση των δύο αστεριών και τη μάζα τους. Γενικά, αν οι αποστάσεις μεταξύ των αστεριών του συστήματος είναι μικρές, τότε και οι λοβοί είναι μικροί. Aν υλικό μπει μέσα στα όρια του λοβού ενός αστεριού, συλλαμβάνεται από το αστέρι και οδηγείται προς την επιφάνειά του, ενώ αντίθετα αν το υλικό βγει έξω από τον λοβό τού αστεριού, παύει να ελέγχεται βαρυτικά απ αυτό. Mε δεδομένα τα προηγούμενα, εάν το ένα από τα δύο αστέρια ενός πολύ στενού διπλού συστήματος είναι γίγαντας, τα εξωτερικά του στρώματα κάποτε θα αρχίσουν να διαστέλλονται, έτσι ώστε κάποια στιγμή θα ξεπεράσουν τα όρια τού λοβού Ρος του αστέρα, άρα δεν θα ελέγχονται βαρυτικά από αυτόν. Tότε, μέρος της εκχυόμενης εκτός τού λοβού μάζας, μέσω του σημείου επαφής των λοβών τών δύο άστρων, θα μεταφερθεί στον δεύτερο αστέρα. Eίναι γνωστό ότι αν έχουμε ένα σύστημα δύο αστεριών με μάζες Μί ένα (M1) και Μί δύο (M2) τότε μπορούμε να προσδιορίσουμε, πάνω στην ευθεία που ενώνει τις μάζες αυτές, ένα σημείο ισορροπίας, δηλαδή ένα σημείο στο οποίο αν τοποθετηθεί μια στοιχειώδης μάζα ισορροπεί υπό την επίδραση των πεδίων βαρύτητας των δύο προηγούμενων μαζών. O Λαγκράνζ (Lagrange) υπολόγισε ότι γενικότερα και κάτω από τις κατάλληλες συνθήκες, μπορούν να εντοπιστούν στον χώρο που περιβάλλει τα δύο αστέρια πέντε σημεία ισορροπίας, που συμβολίστηκαν σαν Ελ ένα, Ελ δύο, Ελ τρία, Ελ τέσσερα και Ελ πέντε (L1, L2, L3, L4 και L5). Tα πέντε σημεία ισορροπίας βρίσκονται πάνω στο επίπεδο της σχετικής τροχιάς των δύο σωμάτων. Iδιαίτερα τα σημεία Ελ ένα, Ελ δύο και Ελ τρία (L1, L2, L3) είναι τοποθετημένα πάνω στον άξονα που συνδέει τα κέντρα των δύο μαζών, ενώ τα δύο άλλα το Ελ τέσσερα και το Ελ πέντε (L4 και L5) βρίσκονται εκατέρωθεν αυτού του άξονα και κάθε ένα από αυτά σχηματίζει με τα κέντρα των δύο αστεριών ένα ισόπλευρο τρίγωνο. Αποφώνιση: 5.ΜΑΝΟΣ Τα αστέρια λοιπόν δεν τα βρίσκουμε πάντα απομονωμένα πάνω στον ουρανό, αλλά πολλές φορές σε συντροφιές, δυο, τρία ή τέσσερα μαζί. 7

Αυτές οι παρέες των αστεριών, αρκετές φορές, δίνουν στην κοινωνία των ανθρώπων πολλά μαθήματα. Όπως γνωρίζουμε, το τέλος κάποιων άστρων είναι πεθάνουν σαν άσπροι νάνοι, όταν τα σωθικά τους πάψουν να παράγουν ενέργεια. Το αίτιο του θανάτου τους αυτού, είναι η ατυχία τους να είναι φτωχά σε μάζα. Τα άστρα αυτά, δηλαδή, πεθαίνουν μέσα στη μοναξιά της υλικής τους ανέχειας. Αν όμως ένα τέτοιο αστέρι, ένας άσπρος νάνος βρίσκεται συντροφευμένος σε ένα κλειστό, διπλό σύστημα αστεριών, που το άλλο αστέρι του είναι ένας πλούσιος σε μάζα γίγαντας, εμφανίζεται η αστρική αλληλεγγύη! Το μεγάλο και πλούσιο σε υλικό αστέρι στέλνει κομμάτι της μάζας του στον ετοιμοθάνατο νάνο αστέρα. Αυξάνει το υλικό του και ως εκ τούτου τον βοηθάει να ξαναζωντανέψει την καρδιά του και να παράγει εκ νέου ενέργεια, που θα τον διατηρήσει στη ζωή. Το μεγάλο και πλούσιο αστέρι βοηθάει το μικρό να επανέλθει στη ζωή. Μακάρι οι κοινωνίες των ανθρώπων να καθοδηγούνται από τα διδάγματα της ζωής των αστεριών. Το μεγάλο και δυνατό αστέρι βοηθάει το μικρό να επανέλθει στη ζωή και δεν προσπαθεί να το καταπιεί για να αυξήσει αυτάρεσκα τον όγκο του. Τα αστέρια γνωρίζουν ότι, είτε μεγάλα είτε μικρά, κάποτε πεθαίνουν. Κοινό τους τέλος είναι να γίνουν αστρόσκονη και να ενωθούν με τη μεγάλη και αδιαίρετη ενότητα του Σύμπαντος. Βιβλιογραφία To Σύμπαν που αγάπησα-εισαγωγή στην Αστροφυσική. Εκδόσεις Δίαυλος, Αθήνα 2007. 8