Gwiazda neutronowa kanibalizuje gwiazdę towarzyszącą

Bliskie gwiazdy podwójne odgrywają kilka ważnych ról w astronomii. Na przykład supernowe typu Ia, używane do pomiaru odległości galaktyk, pojawiają się, gdy gwiazda neutronowa w układzie podwójnym osiąga masę krytyczną. Gwiazdy te są również źródłem rentgenowskich układów podwójnych i maleńkich kwazarów, które pomagają astronomom zrozumieć supermasywne czarne dziury i aktywne jądra galaktyczne. Ale proces ewolucyjny bliskich osób dwustronnych wciąż nie jest w pełni poznany. Zmienia się to dzięki nowemu odkryciu bliskiego układu podwójnego w jego fazie pośredniej.

Gwiazdy świecą dzięki fuzji jądrowej, która zamienia wodór w hel. Młode gwiazdy składają się w około trzech czwartych z wodoru i jednej czwartej helu, a wraz z upływem czasu frakcja helu wzrasta. Szczegóły tego procesu są złożone, ale gdy gwiazdy zbliżają się do końca swojego życia, gwiazda składa się głównie z helu z otaczającą ją warstwą wodoru. To, co będzie dalej, zależy od gwiazdy.

Ponieważ wodór jest cztery razy lżejszy od helu, starsze gwiazdy czasami tracą zewnętrzną warstwę wodoru, odsłaniając helowe jądro. Są one znane jako nagie gwiazdy. Niektóre duże gwiazdy, takie jak gwiazdy Wolfa-Rayeta, są na tyle gorące, że same zrzucają warstwę wodoru. Tworzą abstrakcyjne gwiazdy po stronie wysokiej gromady.

Młode gwiazdy nie wytwarzają wystarczającej ilości ciepła, aby całkowicie zrzucić warstwę wodoru, ale w ciasnych układach podwójnych towarzysz może usunąć warstwę wodoru ze swojego partnera, pozostawiając małą, pozbawioną warstwy gwiazdę znaną jako podkarzeł. Astronomowie zaobserwowali wiele gwiazd o masie większej niż 10 Słońc oraz wiele przykładów małomasywnych o masie Słońca lub mniejszej. To, czego nie widzieli (aż do ich niedawnego odkrycia), to gwiazda o masie pośredniej.

Zespół przyjrzał się systemowi w Małym Obłoku Magellana, znanemu jako SMCSGS-FS 69. Na pierwszy rzut oka wygląda jak niebieski olbrzym, ale dokładne zbadanie jego widm wykazało, że jest to układ podwójny z gwiazdą Be równą 17 mas Słońca i pozbawioną gwiazdę o masie około 3 mas Słońca. Opierając się na teoretycznych obliczeniach, naga gwiazda prawdopodobnie miałaby pierwotną masę około 12 mas Słońca. SMCSGS-FS 69 to pierwszy przykład pozbawionej gwiazd gwiazdy w średnim zakresie mas.

To, co czyni to odkrycie znaczącym, to fakt, że pokazuje ono kluczowy etap ewolucji łączących się gwiazd. W niedalekiej przyszłości w kategoriach kosmologicznych pasiasta gwiazda stanie się supernową, zanim jej jądro zapadnie się w gwiazdę neutronową. Jeśli gwiazda towarzysząca to przeżyje, gwiazda neutronowa ostatecznie ukradnie wodór, który kiedyś został jej skradziony. Druga gwiazda zostanie usunięta i również stanie się gwiazdą neutronową lub czarną dziurą. W końcu obaj połączą się w katastrofalnej eksplozji i staną się pojedynczą czarną dziurą.

odniesienie: Ramachandran, F i in. „Częściowo pozbawiona masywnej gwiazdy w Be a Binary in Low Metal: Brakujące ogniwo do rentgenowskich układów podwójnych i połączenie dwóch gwiazd neutronowych. ” Astronomia i astrofizyka 674 (2023): L12.