קרדיט תמונה: צ'נדרה
מערכת הטאורי V471 כוללת כוכב ננס לבן (הראשוני) במסלול קרוב - שלושים מהמרחק בין מרקורי לשמש - עם כוכב רגיל דמוי שמש (המשני). הכוכב הגמד הלבן היה פעם כוכב גדול פי כמה מהשמש. נתוני צ'נדרה במערכת זו מספקים את העדויות הטובות ביותר עד כה לכך שכוכב יכול להיעלם על ידי כוכב לוויה שלה ולשרוד.
האיור מציג ספקטרום רנטגן שנעשה על ידי ספקטרומטר גרדת העברת אנרגיה נמוכה של צ'נדרה של שני כוכבים בודדים וטורי V471: כוכב ענק אדום (בטא סטי, הפאנל העליון), טאורי V471, וכוכב דמוי שמש (אפסילון ארידאני). השיא בספקטרום בגלל יוני פחמן קטן בהרבה בכוכב הענק מאשר בכוכב הדומה לשמש, ואילו שיא הפחמן ב- V471 הוא ביניים בין השניים. הבדלים אלה מספקים רמזים חשובים להיסטוריה האבולוציונית השונה של הכוכבים.
תגובות היתוך גרעיני בליבתו של כוכב כזה ממירים פחמן לחנקן במשך תקופה של כמיליארד שנים. כאשר הדלק בליבת הכוכב מותש, הליבה קורסת, ומפעילה תגובות גרעיניות אנרגטיות יותר הגורמות לכוכב להתפשט ולהפוך לענק אדום לפני שבסופו של דבר מתמוטט כדי להפוך לגמד לבן.
החומר העני בפחמן בגרעין הענק האדום מעורבב עם החלק החיצוני של הכוכב, כך שהאטמוספירה שלו תהיה חסרון של פחמן, בהשוואה לכוכבים דמויי שמש, כפי שמוצג באיור. אם ענק אדום הוא חלק ממערכת בינארית של כוכבים הקיפים מקרוב, ניתן יהיה להשפיע דרמטית על התפתחות הכוכב המשני.
החישובים התיאורטיים מצביעים על כך שהענק האדום יכול לעטוף לחלוטין את כוכב הלוויה שלו. בשלב המעטפות הנפוץ הזה, החיכוך גורם לכוכב המלווה להתפתל במהירות פנימה, שם הוא ייהרס על ידי הענק האדום, או שהוא ישרוד כאשר חלק גדול מהמעטפה יסובב.
אם הכוכב המלווה יצליח לשרוד, הוא יישא את סימני ההפלגה שלו בצורה של זיהום מחומר עניים בפחמן שהוא הצטמיד בזמן שהיה בתוך מעטפת הענק האדומה. ספקטרום הרנטגן של V471 טאורי בלוח האמצעי מראה בדיוק את האפקט הזה - שיא הפחמן הוא ביניים בין זה של כוכב דמוי שמש לבין כוכב ענק אדום מבודד. מהנתונים עולה כי כעשרה אחוזים ממסת הכוכב הוסמכה מהענק האדום.
בעתיד כוכב המלווה יכול להחזיר את החסד. זה יתרחב ויזרוק חומר בחזרה לגמד הלבן. אם זרוק מספיק חומר על הגמד הלבן, זה עלול לגרום לגמד הלבן להתפוצץ כסופרנובה.
המקור המקורי: מהדורת החדשות של צ'נדרה
