Zagadka supernowych ubogich w wodór

Supernowe – eksplozje gwiazd jasne jak cała galaktyka – fascynują nas od niepamiętnych czasów. Jednak pewnego rodzaju supernowych, mianowicie tych ubogich w wodór, jest więcej, niż astrofizycy są w stanie wyjaśnić.

Niektóre gwiazdy pod koniec swojego życia eksplodują w gwiezdnym wybuchu, który może przyćmić całe galaktyki. Te kosmiczne zjawiska, zwane supernowymi, rozprzestrzeniają światło, pierwiastki, energię i promieniowanie w przestrzeni kosmicznej oraz wysyłają fale uderzeniowe, które mogą ściskać obłoki gazu i inicjować powstawanie nowych gwiazd. Innymi słowy, supernowe kształtują nasz wszechświat. Należące do tej grupy gwiazd supernowe ubogie w wodór od dawna intrygują astrofizyków. Powodem jest to, że naukowcom nie udaje się wyjaśnić, w jaki sposób one powstają. To prawie tak, jakby te supernowe pojawiły się znikąd.

Istnieje znacznie więcej supernowych ubogich w wodór, niż są w stanie wyjaśnić nasze obecne modele. Albo nie potrafimy wykrywać gwiazd tego rodzaju, albo będziemy musieli zrewidować wszystkie nasze modele – mówi Ylva Götberg.

Gwiazdy pojedyncze zazwyczaj eksplodują jako supernowe bogate w wodór. Zdarzenie przeciwne, czyli supernowa uboga w wodór wskazuje, że prekursor, czyli istniejąca wcześniej gwiazda, która następnie wybuchła jako obserwowana przez nas supernowa, musiała utracić grubą, bogatą w wodór otoczkę. Dzieje się tak w przypadku jednej trzeciej wszystkich masywnych gwiazd, które istnieją w układach podwójnych, a ich otoczka zostanie odarta w rezultacie interakcji z drugą gwiazdę w układzie.

Po połączeniu wiedzy specjalistycznej w zakresie modelowania teoretycznego i obserwacji, naukowcom udało się wytropić brakujące gwiazdy. W niedawno opublikowanej pracy wskazują na pierwszą w swoim rodzaju populację gwiazd, wypełnia tę dużą lukę w wiedzy i rzuca światło na pochodzenie supernowych ubogich w wodór.

Gwiazdy podwójne i utrata otoczek

Gwiazdy, których szukają Götberg i Drout, tworzą układy podwójne. Przykładem gwiazdy podwójnej jest najjaśniejsza gwiazda na naszym nocnym niebie, Syriusz A, i jej słaba gwiazda towarzysząca Syriusz B. Układ podwójny Syriusza znajduje się zaledwie 8,6 lat świetlnych od Ziemi – rzut kamieniem w kategoriach kosmicznych. To wyjaśnia, dlaczego Syriusz A jest tak jasny.

Astrofizycy spodziewają się, że gwiazdy, których szukają, początkowo tworzą masywne układy podwójne. W takim układzie gwiazdy krążą wokół siebie, dopóki gruba, bogata w wodór otoczka masywniejszej gwiazdy nie rozszerzy się. Znajdując się odpowiednio daleko, rozszerzająca się otoczka zaczyna doświadczać silniejszego przyciągania grawitacyjnego w kierunku gwiazdy towarzyszącej niż do gwiazdy, od której pochodzi. Powoduje to rozpoczęcie procesu transferu masy, co ostatecznie prowadzi do usunięcia z pierwszej gwiazdy całej bogatej w wodór powłoki i pozostawienie odsłoniętego, gorącego helowego jądra, które jest ponad 10 razy gorętsze niż powierzchnia Słońca.

Ilustracja przedstawiająca gwiazdę w układzie podwójnym, której otoczka jest usuwana na skutek oddziaływania z drugą gwiazdą. Trzeci panel przedstawia końcowy etap transferu masy. Źródło: © ESO/L. Calcada/M. Kornmesser/SE de Minka

Przewiduje się, że gwiazdy helowe o średniej masie, pozbawione otoczki wodorowej wskutek oddziaływania z drugą gwiazdą, odegrają ważną rolę w astrofizyce, jednak dotychczas ich nie zaobserwowano. W rzeczywistości istnieje duża luka w zakresie mas znanych rodzajów gwiazd helowych: znamy masywne gwiazdy Wolfa-Rayeta (WR), które mają masę ponad 10 razy większą od masy Słońca oraz małomasywne podkarły, które mogą mieć około połowy masy Słońca. Tymczasem modele przewidują, że prekursory supernowych ubogich w wodór po usunięciu otoczki będą miały masę od 2 do 8 mas Słońca.

Przed rozpoczęciem badań przez Götberg i Drout tylko jedna gwiazda spełniała oczekiwane kryteria masy i składu chemicznego. Została ona nazwana gwiazdą „Quasi-WR” (lub „Prawie Wolf-Rayet”).

Jednak gwiazdy podążające tą ścieżką mają tak długi czas życia, że w całym obserwowalnym wszechświecie powinno być ich wiele. Czy naukowcy po prostu ich „nie widzieli”? Götberg i Drout za pomocą fotometrii UV i spektroskopii optycznej zidentyfikowali populację 25 gwiazd zgodną z oczekiwaniami dotyczącymi gwiazd helowych o średniej masie. Gwiazdy te znajdują się w dwóch dobrze zbadanych sąsiednich galaktykach, Wielkim i Małym Obłoku Magellana.

Pokazaliśmy, że te gwiazdy są bardziej niebieskie niż linia narodzin gwiazdy, czyli najbardziej niebieska faza w życiu pojedynczej gwiazdy. Pojedyncze gwiazdy ewoluują w kierunku bardziej czerwonego obszaru widma. Gwiazda przesuwa się w przeciwnym kierunku, czyli w stronę niebieską, tylko wtedy, gdy usunięte zostaną jej zewnętrzne warstwy. Oczekuje się, że jest to zjawisko powszechne w oddziałujących gwiazdach podwójnych i rzadkie wśród pojedynczych masywnych gwiazd – wyjaśnia Götberg.

Autorki publikacji

Na zdjęciu: autorki publikacji. Od lewej: Bethany Ludwig, Anna O’Grady, Maria Drout i Ylva Götberg prowadzące obserwacje za pomocą teleskopów Magellana w Obserwatorium Las Campanas w Chile, gdzie zebrały dane do badań. Źródło: Y. Götberg

Następnie naukowcy zweryfikowali populację gwiazd kandydujących za pomocą spektroskopii optycznej: wykazali, że gwiazdy mają silne sygnatury widmowe zjonizowanego helu.

Silne linie zjonizowanego helu mówią nam dwie ważne rzeczy: po pierwsze, potwierdzają, że w najbardziej zewnętrznych warstwach gwiazd dominuje hel, a po drugie, że ich powierzchnia jest bardzo gorąca. To właśnie dzieje się z gwiazdami, które po odrzuceniu otoczki pozostają z odsłoniętym, bogatym w hel jądrem. Ta praca pozwoliła nam znaleźć brakującą populację gwiazd pozbawionych helu o masach pośrednich, przewidywanych przodków supernowych ubogich w wodór. Te gwiazdy były tam zawsze i prawdopodobnie jest ich znacznie więcej. Musimy po prostu znaleźć sposób, aby je znaleźć – mówi Götberg.

Więcej informacji: