Tag: układy podwójne

Katastrofalna przyszłość łączących się dużych gwiazd

Radosław B. AMBROŻY

Blisko orbitujące układy podwójne to tykająca bomba zegarowa. Z biegiem czasu zbliżają się do siebie coraz bardziej, aż łączą się w katastrofalnej eksplozji, takiej jak supernowa. Ale w środku ich historii sprawy mogą stać się interesujące. Niektóre gwiazdy zapadają się w białego karła przed połączeniem się ze swoim partnerem, inne są tak blisko siebie, że ich powierzchnie stykają się przez jakiś czas, stając się kontaktowymi układami podwójnymi, zanim w końcu się zderzą. Ale jeden nowo odkryty układ podwójny będzie miał dziką jazdę przed swoim ostatecznym upadkiem.

System znany jest jako SSN 7 i jest spektroskopowym układem podwójnym w Małym Obłoku Magellana. Spektroskopowe oznacza, że dwie gwiazdy są tak blisko siebie i tak daleko, że nie możemy ich rozdzielić jako pojedynczych gwiazd. Zamiast tego wiemy, że są one podwójne, obserwując przesunięcie ku czerwieni i błękit ich linii widmowych. Na podstawie danych linii widmowych astronomowie mogą obliczyć ich wzajemne orbity, a tym samym ich masy.

Połączenia zwartych obiektów odkryte do tej pory przez LIGO i Virgo (w O1, O2 i O3a). Diagram pokazuje czarne (niebieskie), gwiazdy neutronowe (pomarańczowe) i zwarte obiekty o nieznanej naturze (szare), które zostały wykryte przez emisję fal grawitacyjnych. Każde połączenie układu binarnego odpowiada trzem pokazanym zwartym obiektom: dwóm łączącym się obiektom i wynikowi połączenia. Dla porównania pokazano wybór czarnych (fioletowych) i gwiazd neutronowych (żółtych) odkrytych przez obserwacje elektromagnetyczne. Zdjęcie: LIGO Virgo Collaboration / Frank Elavsky, Aaron Geller / Northwestern

Większa gwiazda ma około 55 mas Słońca, a mniejsza około 32 mas Słońca. Co ciekawe, mniejsza z nich jest gwiazdą “główną”, co oznacza, że jest jaśniejsza z tych dwóch. Sugeruje to, że mniejsza gwiazda już żywi się większą we wczesnej fazie łączenia. Okrążają się nawzajem co trzy dni, a ich centra grawitacyjne są oddalone od siebie o zaledwie około 40 promieni słonecznych. Krążą tak blisko, że muszą być kontaktowymi układami podwójnymi.

Opierając się na ich orbitach, obie gwiazdy ostatecznie połączą się w ciągu około 18 miliardów lat. Ale biorąc pod uwagę ich masy, gwiazdy te nie będą żyły wystarczająco długo, aby się połączyć. Gwiazdy o masie powyżej około 20 mas Słońca stają się supernowymi, zanim zapadną się, stając się czarnymi. Większa prawdopodobnie stanie się czarną za około 700 000 lat, a mniejsza za około 200 000 lat. Układ ten doświadczy dwóch supernowych w ciągu następnego miliona lat, tylko po to, by połączyć się jako czarne miliardy lat później.

To, co czyni ten system szczególnie użytecznym dla astronomów, to fakt, że znajduje się on w samym środku układów podwójnych. Większość masywnych gwiazd jest częścią bliskich układów podwójnych. Widzimy wiele z nich jako stabilne układy podwójne, które nie są w trakcie łączenia, i zaobserwowaliśmy wiele łączących się czarnych o masie gwiazdowej poprzez astronomię fal grawitacyjnych. Do czasu powstania tego układu nie zaobserwowaliśmy łączącego się układu podwójnego, który przekształciłby się w łączenie czarnych. Daje nam to doskonały widok na najstarsze lata tych systemów, co pomoże astronomom lepiej zrozumieć ich ewolucję.