Atradimai astronomijoje ir toliau stebina: kaip senos žvaigždės apsimeta jaunomis? ()
Kai Visata buvo labai jauna, joje buvo tik vandenilis, helis ir truputis ličio. Vėliau žvaigždėse susiformavo sunkesni cheminiai elementai, bet jų santykiai laikui bėgant taip pat kito. Pirmus kelis milijardus metų sparčiau augo vadinamųjų alfa-elementų gausa.
Prisijunk prie technologijos.lt komandos!
Laisvas grafikas, uždarbis, daug įdomių veiklų. Patirtis nebūtina, reikia tik entuziazmo.
Sudomino? Užpildyk šią anketą!
Alfa-elementais jie vadinami todėl, kad susiformuoja jungiantis helio branduoliams, o šie dar vadinami alfa dalelėmis. Alfa-elementai – tai anglis, deguonis, neonas, magnis, silicis ir siera. Vėlesniais laikais ėmė augti ir geležies bei sunkesnių elementų gausa.
Taigi stebėdami įvairaus amžiaus žvaigždes, randame koreliaciją, kad senose žvaigždėse alfa-elementų santykinai daugiau, lyginant su geležimi, nei jaunesnėse. Bet kartais pasitaiko ir netikėtų atradimų: pavyzdžiui, kartais randama žvaigždžių-milžinių, kurių masė viršija Saulės masę, o cheminė sudėtis rodo santykinę didelę alfa-elementų gausą.
Remiantis žvaigždžių evoliucijos modeliais, šių žvaigždžių amžius neturėtų siekti šešių milijardų metų (masyvesnės žvaigždės vystosi sparčiau; šeši milijardai metų yra vos 20% už Saulę masyvesnės žvaigždės gyvenimo trukmė). Kodėl tuomet jų cheminė sudėtis primena žvaigždes, kurių amžius viršija aštuonis milijardus metų?
Naujame tyrime pateikiamas galimas atsakymas – šios žvaigždės gyveno ir vystėsi ne vienos, o dvinarėse sistemose.
Tyrimo autoriai išnagrinėjo daugiau nei pusantro tūkstančio tokių anomalių žvaigždžių, kurių duomenys pateikiami didžiuliame LAMOST žvaigždžių savybių kataloge. Kataloge yra ne tik duomenys apie žvaigždžių cheminę sudėtį, bet ir apie jų temperatūrą, paviršiaus gravitacinio lauko stiprį bei fiksuojamus virpesius. Šie duomenys leido patikslinti žvaigždžių amžių – paaiškėjo, kad dauguma atvejų jis tikrai didesnis, nei 6 milijardai metų, ir dažnai siekia 8 ir daugiau – tiek, kiek ir būtų logiška tikėtis pagal cheminę sudėtį.
Bet kaip tokios masyvios žvaigždės gali išgyventi taip ilgai? Atsakymas slypi artimų dvinarių žvaigždžių evoliucijoje. Kai viena – masyvesnė – poros žvaigždė išsipučia į milžinę, kaimynė gali prisitraukti dalį jos medžiagos ir taip išaugti. Tapusi masyvesnė žvaigždė gali pasirodyti jaunesnė, nei yra iš tiesų. Tokią interpretaciją patvirtina ir neįprastai didelė azoto, anglies bei bario gausa šiose žvaigždėse. Šie elementai paprastai žvaigždžių išorinėje dalyje kaupiasi tik labai vėlyvoje gyvavimo stadijoje, kurios nagrinėjamos žvaigždės dar nepasiekė. Tai rodo, kad jos prisijungė bent šiek tiek medžiagos iš labiau evoliucionavusios kaimynės.
Tyrimo autoriai nagrinėjamų žvaigždžių savybes palygino su įvairių dvinarių sistemų evoliucijos modelių prognozėmis ir nustatė, kad joks vienas modelis negali paaiškinti visos įvairovės. Kitaip tariant, dalis nagrinėjamų žvaigždžių prisirijo medžiagos iš labai stipriai evoliucionavusios kompanionės, kitos – iš mažiau evoliucionavusios raudonosios milžinės, dar kitos – iš pagrindinės sekos žvaigždės. Tai rodo, kad masės pernaša dvinarėse žvaigždėse vyksta įvairiose evoliucijos stadijose.
Tyrimo rezultatai publikuojami Astrophysical Journal.
