Două stele care urcă spre bomba explozivă descoperită în cartierul nostru cosmic

O stea binară aflată la doar 1.500 de ani-lumină distanță se îndreaptă spre o fatalitate uluitoare.

HD265435 constă dintr-un tip de stea moartă numită pitică albă și însoțitorul său binar; Se orbitează reciproc foarte aproape unul de celălalt, pitica albă inspirând materia de la cealaltă stea. În cele din urmă, teoria spune, pitica albă va câștiga atât de multă masă încât nu mai este stabilă și va exploda într-o supernovă masivă.

Nu va fi pentru o vreme, dar descoperirea unui astfel de duo condamnat este rară, spune o echipă de oameni de știință condusă de astronomul Ingrid Bellisoli de la Universitatea din Warwick din Marea Britanie; Rezultatul ne poate ajuta să înțelegem mai bine procesele care au condus la aceste evenimente uimitoare.

Acest lucru este important, deoarece tipul de supernova cauzată de această stea instabilă este ceea ce numim o lumânare standard – unul dintre instrumentele principale pe care le folosim pentru a măsura distanțele cosmice.

Stelele își petrec viața (ceea ce numim secvența principală) ocupate cu fuzionarea elementelor în elemente mai grele din nucleele lor, dar nu au o cantitate nelimitată. În cele din urmă, lucrurile care se pot uni se vor epuiza, vor muri și vor extruda materialul exterior. În funcție de masa stelei, în acest moment se pot întâmpla mai multe lucruri.

Pentru majoritatea stelelor, nucleul se va prăbuși într-un obiect super-dens și ceea ce este acel obiect va depinde de masa stelei secvenței principale a progenitorului. Pentru stelele cu o masă de peste 30 de ori mai mare decât masa Soarelui, asta ar fi Gaură neagră. Pentru stelele cuprinse între 8 și 30 de mase solare, ar fi o stea cu neutroni. Iar pentru stelele mai mici de 8 mase solare (inclusiv Soarele nostru), va fi o pitică albă.

Aceste stele încă strălucesc cu căldură reziduală și durează foarte mult timp pentru a se răci până la întuneric. Singurul lucru care îi împiedică să se prăbușească complet sub propria gravitație este Presiunea degenerării electronice. La un anumit nivel de presiune, electronii sunt scoși din nucleele lor atomice. Deoarece electronii sunt identici Nu poate ocupa același spațiuAcești electroni asigură presiunea externă care menține steaua intactă.

Și asta are limite. De peste 1,4 ori masa Soarelui sau limita Chandrasekhar, pitica albă devine atât de instabilă încât moare din nou, explodând într-o supernovă de tip Ia. Acest lucru se poate întâmpla atunci când pitica albă orbitează atât de aproape de un tovarăș binar încât trage materialul de pe cealaltă stea, rasturnându-l peste granița Chandrasekhar.

Dar există o neconcordanță ciudată în numărul de rămășițe de supernova de tip Ia observate și în numărul de linii candidate de tip Ia – pur și simplu nu am găsit atâtea supernove pe cât ar trebui, pe baza câte pot fi observate.

Acesta este motivul pentru care HD265435 este atât de interesant. La o distanță de 1.500 de ani lumină, este cel mai apropiat strămoș cunoscut de tip Ia, ceea ce înseamnă că avem ocazia să-l studiem în detaliu.

„Putem estima numărul de supernove care vor fi în galaxia noastră prin observarea multor galaxii sau prin ceea ce știm din evoluția stelelor, iar acest număr este constant”, Spuse Belisoli.

„Dar dacă căutăm obiecte care ar putea deveni supernove, nu avem destule. Această descoperire a fost foarte utilă pentru a face o estimare a ceea ce pot contribui sub-piticii fierbinți și binarele piticului alb. Încă nu pare mult, niciunul dintre canalele care par a fi nu am observat suficient. „

Dualitatea în sine este grozavă. Se compune dintr-un pitic alb și un pitic secundar fierbinte, cel din urmă fiind un gigant roșu care și-a expulzat straturile exterioare și este pe cale să înceapă fuzionarea heliului, după ce a rămas fără hidrogen. Acest sub-pitic fierbinte este mic, de doar 0,6 ori masa Soarelui, dar este extrem de luminos – atât de strălucitor încât depășește complet un pitic alb. Nu putem vedea deloc un pitic alb.

Pelisoli și echipa ei au identificat duoul prin schimbări de luminozitate într-un sub-pitic fierbinte. Aceste schimbări indică faptul că sub-piticul fierbinte este tras într-o formă de lacrimă de ceva masiv foarte aproape de el.

Analizând cu atenție schimbările de luminozitate, cercetătorii au putut deduce ce se întâmplă. Un pitic alb cu aproximativ aceeași masă ca Soarele orbitează un sub-pitic fierbinte la fiecare 100 de minute sau cam așa, care este suficient de aproape pentru a extrage materialul din sub-pitic și a scoate atmosfera din formă.

Masele celor două obiecte împreună depășesc limita Chandrasekhar, ceea ce înseamnă că ar trebui să apară o supernovă de tip Ia … în aproximativ 70 de milioane de ani sau cam așa ceva. Înainte ca acest lucru să se întâmple, materialul din pitica sub-albă se va epuiza pentru a se uni și se va transforma într-o a doua stea pitică albă.

Această descoperire ne-ar putea ajuta să înțelegem o problemă majoră în cosmologie. Deoarece masa Chandrasekhar se află într-un domeniu cunoscut, supernovele de tip Ia au o luminozitate intrinsecă identificabilă. Aceasta înseamnă că le putem folosi pentru a seta distanțe în universul local – dar folosim mai multe metode pentru a face acest lucru, iar diferite metode ne oferă rezultate diferite pentru rata de expansiune a universului.

„Cu cât înțelegem mai bine cum funcționează supernovele, cu atât mai bine ne putem calibra lumânările standard. Acest lucru este foarte important în acest moment, deoarece există o discrepanță între ceea ce obținem de la acest tip de lumânări standard și ceea ce obținem prin alte metode”, Spuse Belisoli.

„Cu cât înțelegem mai mult despre modul în care se formează supernova, cu atât mai bine putem înțelege dacă această discrepanță pe care o vedem se datorează unei noi fizici pe care nu o realizăm sau pe care o luăm în considerare sau pur și simplu pentru că subestimăm incertitudinea la acele distanțe”.

Căutarea a fost publicată în astronomie naturală.