Ludzkość bada światło gwiazd od początku swojej historii, jednak dopiero niedawno odkryliśmy, że gwiazdy nie lubią być same.
Układy podwójne – zawierające dwie gwiazdy krążące wokół siebie – są jednym z najczęstszych rodzajów wiązań grawitacyjnych kolekcji gwiazd, ale ich ewolucja jest złożona. Astronomowie próbują ułożyć puzzle różnych obserwacji gwiezdnych, aby uzyskać szerszy obraz. Przy wykorzystaniu zrozumienia ewolucji układów podwójnych naukowcy mogą symulować populacje gwiazd podwójnych za pomocą kodu syntezy populacji gwiazdowej COMPAS.
Badacze z OzGrav we współpracy z Instytutem Maxa Plancka niedawno przeprowadzili badanie, aby móc zrozumieć pochodzenie właściwości tzw. układów podwójnych rentgenowskich z gwiazdami typu Be (ang. Be X-ray) w Małym Obłoku Magellana.
Układy podwójne typu Be X-ray to układy złożone z gwiazdy neutronowej krążącej wokół szybko rotującej masywnej gwiazdy. Ta rotacja powoduje, że masywna gwiazda wytwarza dysk z wypływającej materii – część jej jest gromadzona przez gwiazdę neutronową. Następnie gwiazda neutronowa wystrzeliwuje promienie rentgenowskie, które naukowcy mogą obserwować i mierzyć.
W badaniu przeprowadzonym przez Serenę Vinciguerra wykorzystano kod COMPAS do symulacji w środowisku takim, jak Mały Obłok Magellana. Po porównaniu właściwości orbitalnych symulowanych układów typu Be X-ray z obserwowanymi badacze pokazali prawdopodobną ewolucję tych układów gwiazd:
Początkowo dwie gwiazdy rodzą się w ciasnym układzie podwójnym. Masywniejsza gwiazda ewoluuje szybciej i rozszerza się. Ze względu na bliskość między obiema gwiazdami napompowana masywna gwiazda „karmi” swoją materią mniejszą gwiazdę. Z czasem masywna gwiazda może karmić i tracić większość swojej masy, jednak mniejsza gwiazda może być zbyt „pełna” i nie przyjmować całej materii.
Indywidualna „dieta” każdej gwiazdy zależy nie tylko od jej budowy i wieku, ale także od masywnej gwiazdy, która ją karmi. W układach typu Be X-ray diety gwiazd są bogatsze, niż wcześniej zakładali astronomowie. W rezultacie dobrze odżywione gwiazdy stają się masywne i szybko wirują.
Później w swojej ewolucji pierwotna masywniejsza gwiazda może eksplodować jako supernowa i pozostawić po sobie małą, ale bardzo gęstą gwiazdę neutronową. Jeżeli gwiazdy przetrwają eksplozję, stworzą układ typu Be X-ray, z gwiazdą neutronową krążącą wokół masywnej i szybko rotującej gwiazdy.
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Więcej:
Hungry Stars Feed On Each Other In ‘Be X-Ray’ Systems
Be X-ray binaries in the SMC as (I) indicators of mass transfer efficiency
Źródło: OzGrav
