Karannut tähti

Karaneva tähti , karaneva tähti , on tähti ,  joka liikkuu epätavallisen suurella nopeudella ympäröivään tähtienväliseen väliaineeseen [1] . Tällaisen tähden oikea liike ilmaistaan ​​usein juuri suhteessa tähtiyhdistykseen , johon sen täytyi kerran kuulua ennen kuin se heitettiin pois siitä. Aurinkomme on vain yksi galaksimme - Linnunradan - 400 miljardista tähdestä . Galaksi pyörii hitaasti ja tekee yhden kierroksen 250 miljoonan vuoden välein. Suurin osa Linnunradan tähdistä pysyy sen hitaassa pyörimisessä: esimerkiksi Auringon nopeus suhteessa muihin tähtiin on 19,4 km/s. Mutta galaksissa on myös "karkaavia tähtiä": niiden nopeus muihin tähtiin verrattuna on jopa 200 km/s [2] . Noin 10-30 % spektriluokan O tähdistä ja 5-10 % kaikista spektriluokan B tähdistä on tätä luokkaa [3] . Kaikki he ovat suhteellisen nuoria galaksin asukkaita - jopa 50 miljoonaa vuotta vanhoja, ja tänä aikana he kulkevat suhteellisen pieniä matkoja avaruudessa - sadoista parsekeista useisiin kiloparsekkeihin, joten joskus on mahdollista määrittää klusteri, jossa he ovat. syntyivät [2] .

Suurin nopeus galaksissamme tunnetaan tähdistä S5-HVS1 (1700 km/s [4] ) ja US 708 (1200 km/s [5] ).

Runaway tähdet ja jousishokki

Jotkut karanneet tähdet tuottavat puristetun aineen keulaiskuaallon , joka on hyvin samanlainen kuin vedessä kelluvan veneen ympärillä tapahtuva keulaisku. Tämä aalto on fyysisesti luonteeltaan samanlainen kuin suihkuhävittäjän synnyttämä ilmaiskuaalto . Kun karannut tähti liikkuu suurella nopeudella tähtienvälisessä väliaineessa (erittäin ohut kaasun ja pölyn seos) yliäänenopeuksilla , tähtienvälinen aine tulee näkyviin keulaiskun muodossa. Termi " yliääninopeus " tarkoittaa, että liikkuvan kohteen nopeus on suurempi kuin äänen nopeus ympäristössä. Kun Maan ilmakehän alemmassa kerroksessa tämä nopeus on noin 330 m/s, niin lähes tyhjässä tähtienvälisessä avaruudessa sen arvo on noin 10 km/s[ määritä ] . Siten OB-tähden ympärillä tapahtuvan keulaiskun havaitseminen tarkoittaa, että se liikkuu yliääninopeudella, ja siten se voidaan luotettavasti tunnistaa karanevaksi tähdeksi, vaikka sen nopeutta ei olisi mitattu suoraan [6] .

Läheiset karanneet tähdet ja niiden tärkeimmät ominaisuudet

750 pc :n etäisyydellä Auringosta tunnetaan 56 karkaavaa tähteä. Nämä tähdet eivät läheskään eroa muista Galaxyn levykomponentin tähdistä kaikissa parametreissaan, lukuun ottamatta suurta spatiaalista nopeutta. Neljän tämän ryhmän tähdellä on massat yli 25 auringon massaa (näille tähdille massa määräytyy spektrin muodon mukaan ei kovin suurella tarkkuudella) [7] :

Nimi Messu, M ⊙ Nopeus, km/s
ξ Perseus 33 65
HD 64760 25-35 31
ζ Syötä 67 62
λ Cephei 40-65 74

Nyt oletetaan, että tällaiset tähdet syntyvät joko klustereiden ja assosiaatioiden dynaamisen evoluution aikana , joissa ne syntyivät (todennäköisin syy on läheinen kolmoislähestymistapa) tai binäärijärjestelmän hajoamisen seurauksena supernovaräjähdyksen aikana. , kun juokseva tähti saa alkuimpulssin seuralaisen räjähdyksen aikana [7] . Vaikka molemmat mekanismit ovat teoriassa mahdollisia, käytännössä tähtitieteilijöillä on taipumus nojata supernovaräjähdyshypoteesiin . R. Hoogerwerf ja kollegat Leidenin observatoriosta Alankomaissa käyttivät Hipparcos-satelliitin tietoja seuratakseen 56 karanneen tähden liikettä ajan kuluessa ja löysivät todisteita molempien teorioiden tueksi [8] . Kirjoittajat jäljittelivät näiden tähtien liikettä galaksissa ja suurimman osan niistä (mukaan lukien kaikki 4 massiivista) selvittivät, milloin ja mistä seurasta nämä tähdet lensivät ulos, sekä kumpi kahdesta mahdollisesta poistomekanismista toimi kunkin tietyn tähden ( suurin osa tähdistä sinkoutui kaksinkertaisten hajoamisen yhteydessä). Todennäköisimmin kaikki neljä massiivista karannutähtä sai suuren avaruusnopeudensa binäärijärjestelmissä tapahtuneiden supernovaräjähdysten seurauksena . Kirjoittajat esittävät useita argumentteja tällaisen johtopäätöksen puolesta [8] :

Ensimmäisen ja toisen mekanismin prosenttiosuuden määrittäminen karanneiden tähtien muodostumisessa asettaa voimakkaita rajoituksia klusterin muodostumisen ja tähtien evoluutioteorioiden suhteen. Vuonna 2000 tehdyt numeeriset simulaatiot osoittivat [8] , että karkaavien tähtien lukumäärä voi auttaa määrittämään esimerkiksi klustereihin syntyneiden binääriparien määrän. Radiaalinopeudet on mitattu vain kolmannekselle Hipparcos-luettelon O-B-tähdistä . Saatavilla olevien tietojen perusteella voidaan sanoa, että molemmat mekanismit ovat suunnilleen samanarvoisia. Karanneiden tähtien lukumäärän kasvaessa, joiden nopeus ja sijainti avaruudessa määritetään, on mahdollista löytää niiden kantajoukot sekä niiden ikä ja alkunopeudet [7] .

Runaway Star α Giraffe

Tähti sijaitsee Kirahvin tähdistössä ja on neljän tuhannen valovuoden päässä Maasta . Sen massa ylittää Auringon massan 25-30 kertaa, se on viisi kertaa kuumempi kuin Aurinko (sen lämpötila on 30 tuhatta astetta) ja viisisataa tuhatta kertaa kirkkaampi kuin Aurinko . Kareneva tähti α Kirahvi luo keulaiskun , joka etenee nopeudella 60 km/s ja puristaa tiellään tähtienvälistä väliainetta . Pääaalto on noin kymmenen valovuoden päässä itse tähdestä . Tähti säteilee myös voimakasta tähtituulta . Tähtitieteilijät ovat pitkään uskoneet, että α-kirahvi sinkoutui läheisestä nuorten kuumien tähtien joukosta gravitaatiovuorovaikutusten vuoksi joukon muiden jäsenten kanssa. Toisen hypoteesin mukaan tähti saattoi saada nopeutta (lennettyään ulos binäärijärjestelmästä) massiivisen seuralaisen räjähdyksen seurauksena supernovana [9] .

Runaway Star ζ Ophiuchus

Kun ζ liikkuu , Ophiuchus muodostaa eteensä kaariaallon tähtienvälisestä aineesta, mikä näkyy täydellisesti tässä WISE - avaruusaluksen ottamassa värikkäässä infrapunakuvassa . Väärässä värivalokuvassa ζ Ophiuchi näyttää sinertävältä. Se sijaitsee lähellä kuvan keskustaa ja liikkuu ylöspäin nopeudella 24 km/s. Tähden massa on 20 kertaa auringon massa . Voimakas tähtituuli lentää tähden edellä, puristaen ja lämmittäen tähtienvälistä ainetta ja muodostaen keulaiskuaallon . Ympärillä on pilviä suhteellisen häiriintymättömästä aineesta. Todennäköisesti ζ Ophiuchi oli kerran kaksoistähtijärjestelmän jäsen, sen kumppani oli paljon massiivisempi ja päätti elämänsä aikaisemmin. Kun tähtikumppani räjähti supernovana ja menetti massaa katastrofaalisesti, ζ Ophiuchus pyyhkäisi pois järjestelmästä. ζ Ophiuchus sijaitsee 460 valovuoden etäisyydellä meistä. Sen kirkkaus on 65 000 kertaa kirkkaampi kuin Auringon . Se olisi yksi kirkkaimmista tähdistä taivaalla, jos sitä ei ympäröidä tiheä, valoa absorboiva väliaine. Tämä WISE-teleskoopilla otettu valokuva kattaa 1,5 astetta , mikä kattaa noin 12 valovuotta [10] .

Runaway Star AE Aurigae

AE Aurigae  on kirkas tähti aivan alapuolella ja keskeltä vasemmalla tässä värikkäässä muotokuvassa IC 405 :stä , joka tunnetaan myös liekkitähtisumuna [12] . Kosmisen pilven ympäröimä spektrityypin O kuuma muuttuva tähti energeettisellä säteilyllään saa kaasufilamenttien varrella sijaitsevan vedyn hehkumaan. Tähtien sininen valo heijastuu tähtienvälisestä pölystä . Tähti AE Aurigae syntyi täysin erilaisessa pilvessä, josta se valaisee. Palauttaessaan tähden liikkeen avaruudessa tähtitieteilijät päättelivät, että se syntyi todennäköisesti Orionin sumussa noin 2,7 miljoonaa vuotta sitten [13] . Gravitaatiovuorovaikutus lähellä olevien tähtien kanssa yli kaksi miljoonaa vuotta sitten syrjäytti sen alkuperäisistä paikoistaan ​​yhdessä toisen O-tähden - μ Doven kanssa . Karanneet tähdet ajautuivat eri suuntiin ja siirtyivät poispäin toisistaan ​​200 km/s. Tällä hetkellä niiden välinen kulmaetäisyys on 70º [3] .

Runaway-tähdet Orionin OB1-seurassa

OB1 Orion -yhdistyksessä tunnetaan kolme juoksutähteä - AE Aurigaen ja μ Doven lisäksi myös 53 Oinas [14] . Kaksi ensimmäistä ovat väriltään, massaltaan ja iältään lähes identtisiä ja liikkuvat kukin jopa 100 km/s nopeuksilla erottuaan OB1 Orion -yhdistyksestä 2,5 miljoonaa vuotta sitten. Tähtitieteilijät Blaau ja Morgan ehdottivat vuonna 1954 [15] , että molemmat tähdet saavuttivat niin suuren nopeuden yhden tapahtuman vuoksi. Gies ja Bolton päättelivät vuonna 1986 [16] , että AE Aurigae , μ Dove ja pari massiivista tähtiä, joilla on suuret kiertoradan epäkeskeisyydet, nimeltään ι Orionis (O ja B jättiläiset) ovat seurausta kaksi kertaa kahdesta vuorovaikutuksesta, joka aiheutti. juoksutähtien ulkonäkö. AE Aurigae tai μ Dove eivät osoita merkkejä massanvaihdosta aiemmin (tämä arvioidaan heliumin määrän perusteella ), mikä tarkoittaa, että dynaaminen skenaario on todennäköisesti syy siihen, että nämä kaksi tähteä sinkoutuvat joukosta. Extrapoloituaan menneisyyteen tutkijat havaitsivat, että tähdet sinkoutuivat Orionin puolisuunnikkaan noin 2,7 miljoonaa vuotta sitten [12] .

Supernovaräjähdys Upper Scorpio -ryhmässä

Vuonna 1952 Blaau havaitsi [17] , että Zeta Ophiuchi kuului kerran OB2 Scorpio -yhdistykseen . Se olisi voinut lähteä joko Ylä-Skorpioni-ryhmästä miljoona vuotta sitten tai Ylä-Centauri-Susi-ryhmästä 3 miljoonaa vuotta sitten. ζ Ophiuchuksen ominaisuudet (kuten heliumin määrä ja pyörimisnopeus ) osoittavat, että se oli kerran osa läheistä binäärijärjestelmää . Tähtitieteilijät ovat testanneet radiopulsareita 1 kpc : n säteellä ,  supernovajäänteitä , joiden suhteelliset liikkeet voidaan mitata luotettavasti. Tuloksena löydettiin jopa 3 miljoonaa vuotta vanha pulsari PSR J193211059 , joka jätti Ylä-Skorpioniryhmän miljoona vuotta sitten noin 200 km/s säteittäisnopeudella . Kaikki tämä antoi vahvan vahvistuksen, että he olivat kerran pari, ja räjähtävä tähti heitti ζ Ophiuchuksen yhteen suuntaan ja itse lensi toiseen.

Tähtien evoluutio binäärijärjestelmässä. Karanneiden tähtien kompaktit satelliitit

Noin puolet tunnetuista OB-tähdistä on binäärijärjestelmien jäseniä. Ed van den Heuvel [18] on kehittänyt tällaisille järjestelmille moderneja evoluution skenaarioita . Hän tajusi, että läheisen binäärijärjestelmän evoluution aikana tapahtuu intensiivisen massansiirron vaihe, jonka seurauksena aine virtaa raskaasta tähdestä kevyempään kumppaniinsa. Tällä on tärkeitä seurauksia järjestelmän jatkokehityksessä. Massansiirto tapahtuu useita miljoonia vuosia tai jopa vähemmän, jos raskaan ja siksi nopeimmin kehittyvän tähden koko kasvaa ja siitä tulee superjättiläinen , monta kertaa suurempi kuin aurinkomme. Aineen siirtymisnopeus voi kasvaa niin suureksi, että tästä alun perin raskaasta tähdestä tulee lopulta kumppaniaan kevyempi. Massansiirtovaihe ei muuta superjättiläisen lopullista kohtaloa , ja se on silti ensimmäinen näistä kahdesta, joka räjähtää supernovana . Massansiirtoprosessin tärkeä tulos on kuitenkin se, että supernovaräjähdyksen jälkeinen keskusjäännös eli neutronitähti tai musta aukko pysyy painovoimaisesti sidottuna ja pysyy OB-tähden kiertoradalla, vaikka se on saavuttanut korkean tason. pakonopeus.

Näin ollen sen perusteella, mitä tiedetään raskaiden tähtien evoluutiosta binäärijärjestelmissä, OB-tähden, joka sinkoutui OB-yhdistyksestä supernovaräjähdyksen seurauksena, on oltava mukana kompakti tähtijäännös. Aiemmin monet tähtitieteilijät ovat kuitenkin tutkineet huolellisesti karanneita OB-tähtiä neutronitähden tai mustan aukon varalta, mutta mitään vastaavaa ei ole löydetty. Tämä negatiivinen havaintotulos ei selvästikään tue supernovaskenaariota . Mutta uusien havaintojen perusteella ESO :n Lex Kaperin johtama tähtitieteilijäryhmä havaitsi [19] , että tunnetulla binäärijärjestelmällä Vela X-1 , joka koostuu OB-tähdestä ja neutronitähdestä, on kaikki karanneen tähden ominaisuudet. Vela X-1 on kirkkain röntgenlähde Velan tähdistössä . Se koostuu ns. röntgenpulsarista [20] , joka on tietysti supernovaräjähdyksen seurauksena syntynyt neutronitähti ja seuralainen, OB-tähti.

ESOlla otettu kuva suhteellisen kirkkaan OB-tähden HD 77581 ja sen kumppanin Vela X-1 (optisesti näkymätön) läheisyydestä otettiin La Sillan observatorion 1,54 metrin kaukoputkella kapeakaistaisen H-alfa-suodattimen läpi. osoittaa selvästi tyypillisen iskupään aallon, mikä vahvistaa välittömästi tämän järjestelmän tilan "karkaavaksi" [21] . Tämä on todellakin yksi "täydellisimmistä" parabolisista shokkiaalloista, jota ei ole koskaan havaittu näin selvästi karanneen OB-tähden ympärillä [22] . Lisäksi keulan iskuaallon suunta osoittaa, että järjestelmä on siirtymässä pohjoiseen, ja sen lähtöpaikan on vastaavasti oltava sen nykyisen sijainnin eteläpuolella. Siellä sijaitsee tunnettu OB-yhdistys Vel OB1.

Vel OB1:n etäisyysmittausten (noin 6 000 valovuotta ) ja HD 77581 : n havaittuun oikean liikkeen ja säteittäisen nopeuden perusteella Vela X-1 :n voidaan laskea liikkuvan 90 km/s. Tällä nopeudella HD 77581:llä ja sen kompaktilla kumppanilla kestäisi noin 2,5 miljoonaa vuotta lentää pois Vel OB1 -yhdistyksestä nykyiseen asemaansa. Tämä vastaa täsmälleen odotettua aikaa, joka on kulunut emosupernovan räjähdyksestä [ 6 ] .

Muistiinpanot

  1. ↑ Runaway tähti  . Tieteen tietosanakirja . Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2013.
  2. ↑ 1 2 tohtori Karl. Runaway  Stars . Tohtori Karlin hienot hetket tieteessä . ABC Science (29. lokakuuta 2001). Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2013.
  3. ↑ 12 Jim Kaller . Mu Columbae (englanniksi) . TÄHTEET . Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2013.  
  4. ↑ Sergey E Koposov et ai. Sgr A* löysi Linnunradalta sinkotun läheisen 1700 km/s tähden , 2019
  5. ↑ Stephan Geier et ai. Galaksimme nopein sitoutumaton tähti, jonka lämpöydinsupernova , 2015
  6. ↑ 1 2 Runaway Stars  Enigma ratkaistu . eso9702-Science Release . ESO (14. tammikuuta 1997). Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2013.
  7. ↑ 1 2 3 4 M.E. Prokhorov, S.B. Popov. Paenneet tähdet . Mistä yksittäisiä mustia aukkoja voi etsiä? . Astronet (2002).
  8. ↑ 1 2 3 Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT Runaway Stars Origin of Runaway Stars  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2000. - Joulukuu ( nide 544, , nro 2 ). - P.L133-L136 . - doi : 10.1086/317315 . - .  (Englanti)
  9. ↑ Steve Mandel. Runaway tähti α Kirahvi . Astronet (24. marraskuuta 2006).
  10. ↑ NASA . VIISAINEN . ζ Oph: karannut tähti . Astronet (4. helmikuuta 2011).
  11. ↑ Rolf Geissinger. AE Auriga ja Blazing Star -sumu . Astronet (11. maaliskuuta 2011).
  12. ↑ 1 2 WISE saa kiinni Runaway Star in  Flames . UC Berkeley (23. marraskuuta 2010). Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2013.
  13. ↑ T. A. Rehtori ja B. A. Wolpa. AE Charioteer: A Blazing Star . Astronet (4. joulukuuta 2001).
  14. ↑ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT Suurinopeuksisten O- ja B-tyypin tähtien alkuperästä. II. Paenneet tähdet ja pulsarit sinkoutuivat läheisistä nuorista tähtiryhmistä  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2001. - tammikuu ( nide 365, ). - s. 49-77 . - doi : 10.1051/0004-6361:20000014 . - .  (Englanti)
  15. ↑ Blaauw, A.; Morgan, WW AE Aurigaen ja μ Columbaen avaruusliikkeet Orionin sumun suhteen  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1954. - Toukokuu ( nide 119 ). - s. 625 . - doi : 10.1086/145866 . - .  (Englanti)
  16. ↑ Gies, D. R.; Bolton, CT OB:n karanneiden tähtien binääritaajuus ja alkuperä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1986. - Kesäkuu ( osa 61 ). - s. 419-454 . - doi : 10.1086/191118 . - .  (Englanti)
  17. ↑ Blaauw, A. The Evolution of Expanding Stellar Associations; Scorpio-Centaurus-ryhmän aika ja alkuperä  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 1952. - Voi. 11 . - s. 414-419 . - .  (Englanti)
  18. ↑ van den Heuvel, EPJ Massive Stars in Interacting Binaries: Wrap-up  // ASP-konferenssisarja. - 2007. - S. 367 . - .  (Englanti)
  19. ↑ Lex Kaper, Jacco van Loon, Thomas Augusteijn, Paul Goudfrooij, Nando Patat, Albert Zijlstra ja Waters. Vela X-1:n ympäriltä löytyi jousishokki  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1997. - 20. tammikuuta ( nide 475 , nro 1 ). - doi : 10.1086/310454 . - . — arXiv : 9611017 .  (Englanti)
  20. ↑ Barziv, O.; Kaper, L.; Van Kerkwijk, MH; Telting, JH; Van Paradijs, J. Vela X-1:n neutronitähden massa  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2001. - lokakuu ( nide 377 ). - s. 925-944 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011122 . - .  (Englanti)
  21. ↑ L. Kaper ym. Runaway Star . Astronet (2. joulukuuta 1997).
  22. ↑ L. Kaper ym. Runaway Star . Astronet (27. marraskuuta 1999).

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat