Astronomové zřídka vidí hvězdu ve tvaru slzy

• Mezinárodní tým vedený University of Warwick učinil vzácný pohled na dvojhvězdný systém směřující k supernově
• Osud hvězdného systému byl určen neobvyklými optickými rozdíly, známkou zkreslení jedné hvězdy do tvaru slzy masivním bílým trpasličím společníkem.
• Supernovy z takových hvězdných systémů lze použít jako „standardní svíčky“ k měření rozpínání vesmíru

Astronomové vytvořili vzácnou vizi dvou hvězd stoupajících k jejich zničení pozorováním varovných signálů hvězdy ve tvaru kapky.

Tragická forma je způsobena masivním blízkým bílým trpaslíkem, který deformuje hvězdu svou intenzivní gravitací, což by také bylo katalyzátorem případné supernovy, která by pohltila obojí. Nalezen mezinárodním týmem astronomů a astrofyziků pod vedením University of Warwick, je to jeden z mála hvězdných systémů objevených, které jednoho dne uvidí hvězdu bílého trpaslíka oživit její jádro.

Nový výzkum publikovaný týmem 12. července 2021 v roce přírodní astronomie Tvrdí, že tyto dvě hvězdy jsou v raných fázích spirály, která pravděpodobně skončí supernovou typu Ia, což je typ, který pomáhá astronomům určit, jak rychle se vesmír rozpíná.

Tento výzkum získal finanční prostředky od Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG, německá výzkumná instituce) a Rady pro vědecká a technologická zařízení, která je součástí Spojeného království pro výzkum a inovace.

HD265435 se nachází přibližně 1 500 světelných let daleko a skládá se z horké polotrpasličí hvězdy a bílé trpasličí hvězdy obíhající kolem sebe rychlostí přibližně 100 minut. Bílé trpaslíky jsou „mrtvé“ hvězdy, které spálily veškeré své palivo a zhroutily se do sebe, takže byly malé, ale velmi husté.

Obecně se věří, že supernova typu Ia nastane, když se jádro bílé trpasličí hvězdy vznítí, což má za následek termonukleární výbuch. Existují dva scénáře, kdy k tomu může dojít. V prvním případě by bílý trpaslík získal dostatek hmoty, aby dosáhl 1,4násobku hmotnosti našeho Slunce, známého jako limit Chandrasekhar. HD265435 odpovídá druhému scénáři, kde je celková hmotnost hvězdného systému blízkého několika hvězdám blízko nebo nad tuto hranici. Bylo objeveno jen několik dalších hvězdných systémů, které dosáhnou této hranice a povedou k supernově typu Ia.

Hlavní autorka Dr. Ingrid Bellisoli z Katedry fyziky University of Warwick, dříve přidružené k univerzitě v Postupimi, vysvětluje: „Nevíme přesně, jak explodují supernovy, ale víme, že k nim musí dojít, protože je vidíme, jak se dějí jinde ve vesmíru.

„Jedním ze způsobů je, že pokud bílý trpaslík získá dostatek hmoty z horkého trpaslíka, pak když dva obíhá kolem sebe a přiblíží se, hmota začne unikat z horkého trpaslíka a padat na bílého trpaslíka. ztrácejí energii v důsledku emisí gravitačních vln, přiblíží se, dokud se nespojí. Jakmile bílý trpaslík získá dostatečnou hmotnost v obou směrech, promění se v supernovu. “

S využitím dat z Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) NASA byl tým schopen pozorovat horkého sub-trpaslíka, ale ne bílého trpaslíka, protože horký sub-trpaslík je mnohem jasnější. Tento jas se však časem mění, což naznačuje, že hvězda byla zkreslena do tvaru slzy nedalekým masivním objektem. Pomocí měření radiální rychlosti a rotační rychlosti z Palomarské observatoře a WM Keckovy observatoře a pomocí modelování dopadu masivního těla na horkého sub-trpaslíka mohou astronomové potvrdit, že skrytý bílý trpaslík je stejně těžký jako naše slunce, ale o něco menší než Země. poloměr.

V kombinaci s hmotou horkého dílčího trpaslíka, která je něco málo přes 0,6násobek hmotnosti našeho Slunce, mají obě hvězdy hmotu potřebnou k vytvoření supernovy typu Ia. Vzhledem k tomu, že tyto dvě hvězdy jsou již dost blízko na to, aby se začaly navzájem spirálovat, bílý trpaslík nevyhnutelně přejde k supernově asi za 70 milionů let. Teoretické modely vytvořené speciálně pro tuto studii předpovídají, že horký sub-trpaslík se zmenší také na bílou trpasličí hvězdu, než se spojí s jeho společníkem.

Supernovy typu Ia jsou pro kosmologii důležité jako „standardní svíčky“. Jejich jas je konstantní a pro určitý typ světla, což znamená, že astronomové mohou porovnávat jas, který by měli mít, s tím, co pozorujeme na Zemi, a z toho vědět, jak daleko jsou s dobrou mírou přesnosti. Pozorováním supernov ve vzdálených galaxiích astronomové kombinují to, co vědí o tom, jak rychle se tato galaxie pohybuje, s naší vzdáleností od supernovy a vypočítávají rozpínání vesmíru.

Dr. Pelisoli dodává: „Čím více chápeme, jak fungují supernovy, tím lépe dokážeme kalibrovat naše standardní svíčky. To je v tuto chvíli velmi důležité, protože existuje rozdíl mezi tím, co získáváme z tohoto typu standardní svíčky, a tím, čím procházíme. jiné metody. “

„Čím více rozumíme tomu, jak se tvoří supernovy, tím lépe chápeme, zda tento rozdíl, který vidíme, je způsoben novou fyzikou, kterou si neuvědomujeme nebo ji nezohledňujeme, nebo jednoduše proto, že snižujeme nejistotu v těchto vzdálenostech.

„Existuje další rozpor mezi odhadovanou a pozorovanou rychlostí galaktické supernovy a počtem progenitorů, které vidíme. Můžeme odhadnout, kolik supernov bude v naší galaxii pozorováním mnoha galaxií, nebo podle toho, co víme z vývoje hvězd,“ a toto číslo je konzistentní. Ale pokud hledáme Objekty, které se mohou stát supernovy, prostě toho nemáme dost. Tento objev byl velmi užitečný při odhadu toho, k čemu mohou přispět jak horkí sub-trpaslíci, tak binární soubory bílých trpaslíků. se nezdá moc, a žádný z kanálů, které jsme pozorovali, se nezdá být dostačujícím. „

Odkaz: „Hot Semi-trpaslík White Dwarf Super Chandrasekhar Filter Supernova Ia Ancestor“ Ingrid Pelisoli, B. Neontophil, S. . van Roestel, V. Schaffenroth a BN Barlow, 12. července 2021, k dispozici zde. přírodní astronomie.
DOI: 10.1038 / s41550-021-01413-0