Gwiazdy binarne żyją skomplikowane, szczególnie pod koniec

Wiemy, co stanie się z naszym Słońcem. Podąży tą samą ścieżką, którą podążają inne podobne gwiazdy. Zacznie się wyczerpywać wodoru, puchnąć i ostygnąć, a potem zmieni kolor na czerwony. Będzie czerwonym olbrzymem iw końcu stanie się tak obszerny, że pochłonie najbliższe planety i sprawi, że Ziemia nie będzie nadawała się do zamieszkania. Potem, za miliardy lat, stworzy jedną z tych pięknych mgławic, które widzimy na zdjęciach Hubble’a, a pozostałe Słońce będzie skurczonym białym karłem w centrum mgławicy, znacznie mniejszym śladem świetlistego ciała, jakim kiedyś było .

To jest przewidywalne życie, które Słońce prowadzi jako samotna gwiazda. Ale co dzieje się z gwiazdami, które mają słonecznego rodzeństwa? Jak poradziłby sobie jego binarny towarzysz?

Nasze Słońce jest jednocześnie niezwykłe i nijakie. To powszechny typ gwiazdy, nijakie gwiazdy ciągu głównego typu G. Ale to trochę niezwykłe, ponieważ jest sam. Około połowa gwiazd w naszej galaktyce występuje w parach binarnych lub nawet w większych skojarzeniach. Co dzieje się z parą gwiazd binarnych, gdy się starzeją? Na tym skupiają się nowe badania przeprowadzone przez naukowców z Australijskiego Uniwersytetu Narodowego (ANU) i Obserwatorium Yunnan w Chinach .

Badanie to “Wypełniający płat Roche’a gorący binarny subkarł i biały karzeł: możliwe wykrycie wyrzuconej wspólnej otoczki? ” opublikowane w miesięcznych ogłoszeniach Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego. Głównym autorem jest Jiangdan Li z Obserwatorium Yunnan.

Gwiazdy w relacji binarnej podążają znacznie bardziej skomplikowanymi ścieżkami niż gwiazdy samotne. Są ze sobą związane grawitacyjnie. To tworzy dynamikę, która prowadzi do niezwykłych etapów w ich życiu. Jedną z tych faz jest „wspólna faza obwiedni”, przez którą przechodzą układy binarne, gdy gwiazdy opuszczają ciąg główny. Nigdy nie był bezpośrednio obserwowany, aż do niedawna, kiedy astronomowie z ANU i Obserwatorium Yunnan zauważyli podwójną parę wewnątrz rozszerzającej się powłoki materii. Ta powłoka jest pozostałością wspólnej fazy otoczki. Przez większą część życia pary binarnej krążą wokół siebie bez zdarzeń. Ale gdy ewoluują, para doświadcza zmiany. Kiedy jeden z nich staje się czerwonym olbrzymem, relacja między parą zmienia się nieodwołalnie.

Christian Wolf jest profesorem nadzwyczajnym na ANU i jednym z autorów artykułu. W komunikacie prasowym Wolf powiedział:

Na początkowych etapach dwie gwiazdy często krążą wokół siebie i nic się nie dzieje. Ale kiedy jedna z gwiazd wyrośnie na czerwonego olbrzyma, nie tylko zabiera więcej pustej przestrzeni, jak zrobi to pojedyncza gwiazda.

Zamiast tego ‘obejmuje’ lub ogarnia swojego towarzysza, a oni wyglądają jak jedna gwiazda pod nieprzezroczystą powłoką. Właśnie wtedy sprawy stają się naprawdę ekscytujące. Tarcie ich ruchu wewnątrz otoczki głęboko zmienia to, co dzieje się z gwiazdami. Nie tylko wytwarza ciepło, ale także spowalnia gwiazdy, więc poruszają się po spirali na coraz ciaśniejszej orbicie; otoczka w końcu się przegrzewa i zostaje zdmuchnięta.powiedział Wolf.

Otoczka została zdmuchnięta około 10 000 lat temu dla tej pary binarnej. Identyfikacja i obserwowanie wspólnej fazy otoczki jest ważne, ponieważ jest to brakujące ogniwo w astrofizyce. W tym przypadku para gwiazd jest gorącym podkarłem i akreującym białym karłem. Gorący podkarł to gwiazda w późnym stadium ewolucji, która utraciła wodór ze swoich zewnętrznych warstw, zanim jądro zaczyna łączyć hel. Gdzie się podziały zewnętrzne warstwy wodorowe? Do drugiej gwiazdy.

Druga gwiazda w tej parze to akreujący biały karzeł. Biały karzeł to gwiezdna pozostałość gwiazdy. Są wielkości Ziemi, ale są niezwykle gęste. Biały karzeł odciąga materię od gorącego podkarła, kradnąc zewnętrzne warstwy wodorowe podkarła i gromadzi wodór na sobie. Z biegiem czasu podkarzeł stanie się również białym karłem, a dwa białe karły mogą się połączyć.

Ale teraz para wysunęła wspólną kopertę. Dowodem na to jest „… wybitna cecha w spektrum tego obiektu” – piszą autorzy. Cechą są linie absorpcji wapnia używane do badania gwiazd. W tym przypadku linie są przesunięte w kierunku niebieskim o około 200 km/sekundę. Autorzy twierdzą, że oznacza to, że prawdopodobnie pochodzą z wyrzuconej koperty.

Artykuł wyjaśnia dwa możliwe wyjaśnienia powstawania układu podwójnego i wyrzuconej otoczki: wyrzut, gdy gwiazda główna znajdowała się w fazie Czerwonej Gałęzi Olbrzyma (RGB), oraz wyrzut, gdy znajdowała się w fazie asymptotycznej Gałęzi Olbrzyma (AGB). RGB i AGB są dość podobne, a RGB mogą stać się AGB. Oba typy mają rozszerzone otoczki H i He, które nie ulegają stopieniu oraz gęste rdzenie materiału, które nie ulegają stopieniu.

Pierwszy scenariusz to wyrzucanie wspólnej obwiedni (CE) podczas fazy RGB. Faza czerwono-olbrzyma (RGB) jest częścią głównego ciągu dla gwiazd o małej i średniej masie.

Drugi scenariusz to wyrzut CE podczas bezobjawowej fazy olbrzymiej gałęzi (AGB). W fazie AGB gwiazdy są późno w swoim życiu i wyewoluowały w chłodne, świetliste kule. Gwiazda AGB ma obojętny rdzeń z węgla i tlenu oraz inne warstwy poza nim. Jedna powłoka łączy hel w węgiel, druga wodór w hel, a duża zewnętrzna otoczka znajduje się na zewnątrz tego wszystkiego, złożona z tego samego materiału, z którego składa się gwiazda ciągu głównego.

Autorzy wnioskują, że wyrzut CE podczas fazy AGB jest bardziej prawdopodobny. Adiunkt Wolf powiedział Universe Today:

W przypadku wyrzutu RGB CE minął znacznie dłuższy czas od wyrzucenia do chwili obecnej (~ 60 milionów lat), podczas gdy faza AGB byłaby znacznie późniejsza przeszłość (~ 10 000 lat) . W rezultacie rozszerzająca się powłoka byłaby na tym etapie znacznie bardziej zwarta w przypadku AGB, podczas gdy w przypadku RGB byłaby dość rozcieńczona przez miliony lat ekspansji od momentu wyrzucenia.

Młodszy scenariusz AGB oznacza, że ​​obserwacje na linii wzroku przechodzą przez gęstszy gaz, ponieważ wspólna powłoka została wyrzucona zaledwie 10 000 lat temu i nie stała się tak rozproszona. Astronomowie widzą więc więcej materii przesuniętej w kierunku niebieskim w porównaniu ze scenariuszem RGB. W przypadku scenariusza RGB i 60 milionów lat dyfuzji wyrzuconej wspólnej otoczki, zobaczenie tak bardzo przesuniętej w kierunku niebieskim materii oznacza, że ​​masywna otoczka materii musiałaby zawierać miliony mas Słońca, co jest niemożliwe.

Ekstrapolacja gęstości do bardzo dużej powłoki doprowadziłaby do mas w milionach mas Słońca, a nie do kilku mas Słońca, co jest realistyczną ilością wyrzuconej materii.powiedział Wolf dla Universe Today.

Jest jeszcze jeden powód, dla którego naukowcy zdecydowali się na scenariusz AGB i jego nowszy wyrzut otoczki: zapewnia tarcie, które wyjaśnia kurczenie się orbity pary podwójnej. Według artykułu, biały karzeł ma „… okres orbitalny 3,495 godzin i kurczenie się orbity 0,1 s w ciągu 6 lat”.

Wolf wyjaśnił rolę, jaką wyrzucona otoczka odgrywa w kurczeniu się orbity. „Jeżeli wyrzucony materiał rozszerza się od milionów lat, a w układzie pozostało bardzo niewiele, nie będziemy mieli tarcia wymaganego do spowolnienia orbity pozostałego układu podwójnego. Z młodym wyrzuconym CE, w objętości orbity podwójnej pozostałoby więcej materii, co mogłoby uprawdopodobnić spowolnienie orbity”.

Tak więc scenariusz AGB z wyrzutem wspólnej otoczki sprzed 10 000 lat wyjaśnia nie tylko obserwowaną przez nich przesuniętą w kierunku niebieskim materię, ale także zmierzone kurczenie się okresu orbitalnego pary.

Co to wszystko znaczy?

Wspólna faza otoczki jest brakującym ogniwem w bardzo długim i złożonym łańcuchu zdarzeń składających się na życie gwiazd. Teraz zaczynamy naprawiać to łącze. Może nawet pomóc nam lepiej zrekonstruować zdarzenia fal grawitacyjnych, takie jak fuzje czarnych dziur. powiedział profesor Wolf.

Gwiazdy w tej parze podwójnej nie staną się czarnymi dziurami. Ale obaj mogą skończyć jako białe karły. Jeśli połączą się jako białe karły, utworzą taką samą falę grawitacyjną, jak połączenie czarnych dziur. A fale grawitacyjne i połączenia są gorącym tematem w astrofizyce, zwłaszcza że pierwsze fale zaobserwowaliśmy zaledwie kilka lat temu .

Takie pary binarne mogą również nauczyć nas więcej o supernowych typu 1A. Te supernowe występują w układzie podwójnym, w którym jedną z gwiazd jest biały karzeł. Biały karzeł gromadzi materię ze swojego towarzysza, aż eksploduje. Ewolucja pospolitych otoczek to od dawna problem w astrofizyce. Wokół nich jest dużo niepewności. Nawet identyfikacja układów binarnych w ich wspólnej fazie otoczki była trudna, ale ta para jest trzecim odkrytym typem. Z każdą identyfikacją przyszłe identyfikacje stają się łatwiejsze.

Może być łatwiej je rozpoznać, teraz mamy jaśniejszy obraz tego, czego szukać. Mogą być inne, które przez cały czas były pod naszymi nosami.powiedział profesor Wolf.

______________________
Spodobał Ci się wpis ? To postaw kawę Postaw mi kawę na buycoffee.to


Zostań Patronem !

_______________________
Informacje bezpośrednio na Twoją skrzynkę mailową