Dve hviezdy smerujúce k výbušnej skaze zistenej v našom kozmickom susedstve

Umelcov dojem z HD265435 za 30 miliónov rokov. (University of Warwick/Mark Garlick)

Dvojhviezda vzdialená len 1500 svetelných rokov sa po špirále blíži k veľkolepej záhube.

HD265435 pozostáva z typu mŕtvej hviezdy nazývanej biely trpaslík a jej binárneho spoločníka; obiehajú okolo seba tak blízko, že biely trpaslík srší materiál z inej hviezdy. Nakoniec, ako hovorí teória, biely trpaslík naberie toľko hmoty, že už nie je stabilný a exploduje v obrovskej supernove.

To ešte chvíľu nebude, ale objav takejto dvojhviezdy odsúdenej na zánik je vzácny, tvrdí tím vedcov pod vedením astronómky Ingrid Pelisoli z University of Warwick vo Veľkej Británii; toto zistenie nám môže pomôcť lepšie pochopiť procesy vedúce k týmto neuveriteľným udalostiam.



Je to dôležité, pretože typ supernovy, ktorý táto nestabilná hviezda spôsobí, nazývame štandardná sviečka – jeden z kľúčových nástrojov, ktorý používame na meranie kozmických vzdialeností.

Hviezdy trávia svoj život (čo nazývame hlavná sekvencia) usilovným spájaním prvkov s ťažšími prvkami vo svojich jadrách, no nemajú nekonečnú zásobu. Nakoniec im dôjdu veci, ktoré by mohli spojiť, a zomrú, pričom sa vysunie ich vonkajší materiál. V závislosti od hmotnosti hviezdy sa v tomto bode môže stať niekoľko vecí.

U väčšiny hviezd sa jadro zrúti do ultrahustého objektu a to, čo tento objekt bude, bude závisieť od hmotnosti predchodcu hviezdy hlavnej postupnosti. Pre hviezdy s hmotnosťou viac ako 30-násobkom hmotnosti Slnka to bude a čierna diera . Pre hviezdy s hmotnosťou približne 8 až 30 Slnka to bude a neutrónová hviezda . A pre hviezdy pod 8 hmotností Slnka (vrátane nášho Slnka) to bude biely trpaslík.

Tieto hviezdy stále svietia zvyškovým teplom a berú aveľmi, veľmi dlho vychladne do tmy. Jediná vec, ktorá im bráni úplne sa zrútiť pod vlastnou gravitáciou, je tlak elektrónovej degenerácie . Pri určitej tlakovej hladine sa elektróny odlupujú z ich atómových jadier. Pretože identické elektróny nemôže zaberať rovnaký priestor , tieto elektróny dodávajú vonkajší tlak, ktorý udržuje hviezdu neporušenú.

Aj to má svoju hranicu. Viac ako 1,4-násobok hmotnosti Slnka alebo Chandrasekharovho limitu sa biely trpaslík stáva natoľko nestabilným, že opäť zomrie a exploduje v supernove typu Ia. To sa môže stať, keď biely trpaslík obieha tak blízko k binárnemu spoločníkovi, že nasáva materiál z inej hviezdy, čím ju prekročí hranicu Chandrasekhar.

Existuje však zvláštny rozdiel v počte pozorovaných zvyškov supernov typu Ia a počtu kandidátov na progenitorov typu Ia – jednoducho sme nenašli toľko progenitorov, koľko by malo byť, na základe počtu pozorovateľných zvyškov.

To je dôvod, prečo je HD265435 taký vzrušujúci. Vo vzdialenosti 1 500 svetelných rokov je to najbližší známy progenitor typu Ia, čo znamená, že máme možnosť ho podrobne študovať.

'Môžeme odhadnúť, koľko supernov bude v našej galaxii pozorovaním mnohých galaxií alebo prostredníctvom toho, čo poznáme z hviezdneho vývoja, a toto číslo je konzistentné,' povedal Pelisoli .

„Ale ak hľadáme objekty, ktoré sa môžu stať supernovami, nemáme ich dosť. Tento objav bol veľmi užitočný na odhad toho, ako môžu prispieť dvojhviezdy horúceho podtrpaslíka a bieleho trpaslíka. Zdá sa, že to stále nie je veľa, žiadny z kanálov, ktoré sme pozorovali, sa nezdá byť dostatočný.“

Samotná dvojhviezda je fascinujúca. Pozostáva z bieleho trpaslíka a horúceho podtrpaslíka, pričom druhý je červeným obrom po tom, čo vyhodí svoje vonkajšie vrstvy a chystá sa začať spájať hélium, keďže mu došiel vodík. Tento horúci subtrpaslík je malý, len 0,6-násobok hmotnosti Slnka, ale mimoriadne jasný – taký jasný, že úplne prežiari bieleho trpaslíka. Bieleho trpaslíka vôbec nevidíme.

Pelisoli a jej tím identifikovali dvojhviezdu podľa zmien jasu v horúcom podtrpaslíkovi. Tieto zmeny naznačujú, že horúceho podtrpaslíka ťahá do tvaru slzy niečo masívne, čo je blízko neho.

Starostlivou analýzou zmien jasu boli vedci schopní odvodiť, čo sa deje. Biely trpaslík približne rovnakej hmotnosti ako Slnko obieha okolo horúceho podtrpaslíka každých približne 100 minút, dostatočne blízko na to, aby vysal materiál z podtrpaslíka a vytiahol jeho atmosféru z tvaru.

Spoločne hmotnosti týchto dvoch objektov presahujú Chandrasekharovu hranicu, čo znamená, že supernova typu Ia by sa mala vyskytnúť... približne za 70 miliónov rokov. Predtým, ako sa tak stane, bielemu subtrpaslíkovi dôjde materiál na splynutie a premení sa na druhého bieleho trpaslíka.

Tento objav by nám mohol pomôcť pochopiť obrovský problém s kozmológiou. Pretože hmotnosť Chandrasekhar je v rámci známeho rozsahu, supernovy typu Ia majú stanoviteľnú vnútornú jasnosť. To znamená, že ich môžeme použiť na mapovanie vzdialeností v miestnom vesmíre – ale na to používame niekoľko metód a rôzne metódy námrôzne výsledky pre rýchlosť expanzie vesmíru.

„Čím viac pochopíme, ako supernovy fungujú, tým lepšie dokážeme kalibrovať naše štandardné sviečky. To je v súčasnosti veľmi dôležité, pretože existuje rozpor medzi tým, čo získame z tohto druhu štandardnej sviečky, a tým, čo získame inými metódami,“ povedal Pelisoli .

„Čím viac rozumieme tomu, ako vznikajú supernovy, tým lepšie dokážeme pochopiť, či tento nesúlad, ktorý vidíme, je spôsobený novou fyzikou, ktorú si neuvedomujeme a neberieme do úvahy, alebo jednoducho preto, že podceňujeme neistoty v týchto vzdialenostiach. .'

Výskum bol publikovaný v r Prírodná astronómia .

O Nás

Publikácia Nezávislých, Osvedčených Skutočností O Správach O Zdraví, Priestore, Prírode, Technológii A Životnom Prostredí.