Zderzenie gwiazd - Stellar collision
Gwiezdny kolizja jest przyjście razem dwóch gwiazdek spowodowanych gwiazdowych dynamiki wewnątrz gromady gwiazd , albo przez rozpad orbitalnej w binarnym gwiazdy powodu gwiezdnej utraty masy lub promieniowania grawitacyjnego , lub przez inne mechanizmy nie są jeszcze dobrze poznane.
Astronomowie przewidują, że wydarzenia tego typu występują w gromadach kulistych w naszej Galaktyce raz na 10000 lat. 2 września 2008 roku naukowcy po raz pierwszy zaobserwowali gwiezdną fuzję w Scorpius (o nazwie V1309 Scorpii ), choć w tamtym czasie nie było wiadomo, że jest to wynik gwiezdnej fuzji.
Dowolne gwiazdy we wszechświecie mogą się zderzyć, niezależnie od tego, czy są „żywe”, co oznacza, że fuzja jest nadal aktywna w gwieździe, czy też „martwa”, a fuzja już nie zachodzi. Białe karłowate gwiazdy, gwiazdy neutronowe , czarnych dziur , gwiazdy ciągu głównego , olbrzymy i nadolbrzymy różnią się pod względem rodzaju, masy, temperatura, i promień, a więc reagują odmiennie.
Grawitacyjne zdarzenie fali , które miały miejsce w dniu 25 sierpnia 2017, GW170817 , zanotowano w dniu 16 października 2017 r być związane z połączeniem dwóch gwiazdy neutronowe w odległej galaktyce pierwsze takie połączenie na zaobserwować poprzez promieniowanie grawitacyjnego.
Rodzaje zderzeń i fuzji gwiazd
Supernowa typu Ia
Białe karły są pozostałością po gwiazdach o małej masie, a jeśli utworzą układ podwójny z inną gwiazdą, mogą wywołać wielkie gwiezdne eksplozje, znane jako supernowe typu Ia . Normalna droga, którą to się dzieje, polega na wyciąganiu materii przez białego karła z ciągu głównego lub gwiazdy czerwonego olbrzyma, tworząc dysk akrecyjny . Znacznie rzadziej supernowa typu Ia występuje, gdy dwa białe karły krążą blisko siebie. Emisja fal grawitacyjnych powoduje, że para porusza się spiralnie do wewnątrz. Kiedy w końcu się połączą, jeśli ich łączna masa zbliży się lub przekroczy granicę Chandrasekhara , następuje zapłon syntezy węgla , podnosząc temperaturę. Ponieważ biały karzeł składa się ze zdegenerowanej materii , nie ma bezpiecznej równowagi między ciśnieniem termicznym a masą nakładających się warstw gwiazdy. Z tego powodu niekontrolowane reakcje fuzji szybko podgrzewają wnętrze połączonej gwiazdy i rozprzestrzeniają się, powodując wybuch supernowej . W ciągu kilku sekund cała masa białego karła zostaje wyrzucona w kosmos.
Fuzje gwiazd neutronowych
Fuzje gwiazd neutronowych zachodzą w sposób podobny do rzadkich supernowych typu Ia powstających w wyniku łączenia się białych karłów. Kiedy dwie gwiazdy neutronowe krążą blisko siebie, w miarę upływu czasu poruszają się spiralnie do wewnątrz z powodu promieniowania grawitacyjnego. Kiedy się spotykają, ich połączenie prowadzi do powstania albo cięższej gwiazdy neutronowej, albo czarnej dziury, w zależności od tego, czy masa pozostałości przekracza granicę Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa . To tworzy pole magnetyczne biliony razy silniejsze niż ziemskie w ciągu jednej lub dwóch milisekund. Astronomowie uważają, że tego typu zdarzenia powodują powstawanie krótkich rozbłysków gamma i kilonowych .
Obiekty Thorne–Żytków
Jeśli gwiazda neutronowa zderzy się z czerwonym olbrzymem o wystarczająco małej masie i gęstości, obie mogą przetrwać w postaci osobliwej hybrydy znanej jako obiekt Thorne-Żytkow , z gwiazdą neutronową otoczoną przez czerwonego olbrzyma.
Binarne fuzje gwiazd
Około połowa wszystkich gwiazd na niebie jest częścią układów podwójnych, w których dwie gwiazdy krążą wokół siebie. Niektóre gwiazdy podwójne krążą tak blisko siebie, że dzielą tę samą atmosferę, nadając układowi kształt orzeszka. Podczas gdy większość kontaktowych gwiazd podwójnych jest stabilna, kilka stało się niestabilnych i połączyło się w przeszłości z niezbyt zrozumiałych powodów (patrz odpowiedni rozdział poniżej).
Powstawanie planet
Kiedy dwie gwiazdy o małej masie łączą się w układzie podwójnym, masa może zostać wyrzucona na płaszczyznę orbity łączących się gwiazd, tworząc dysk wydalniczy, z którego mogą powstawać nowe planety.
Odkrycie
Chociaż koncepcja zderzenia gwiazd istnieje od kilku pokoleń astronomów, dopiero rozwój nowej technologii umożliwił jej bardziej obiektywne badanie. Na przykład w 1764 roku astronom Charles Messier odkrył gromadę gwiazd znaną jako Messier 30 . W XX wieku astronomowie doszli do wniosku, że gromada ma około 13 miliardów lat. Hubble Space Telescope rozwiązane poszczególne gwiazdy Messier 30. Dzięki tej nowej technologii, astronomowie odkryli, że niektóre gwiazdy, znane jako „ niebieskich maruderów ”, pojawił się młodszy niż inne gwiazdy w gromadzie. Astronomowie następnie postawili hipotezę, że gwiazdy mogły „zderzyć się” lub „połączyć”, dając im więcej paliwa, więc kontynuowali fuzję, podczas gdy inne gwiazdy wokół nich zaczęły gasnąć.
Zderzenia gwiazd i Układ Słoneczny
Chociaż zderzenia gwiazd mogą występować bardzo często w niektórych częściach galaktyki, prawdopodobieństwo zderzenia z udziałem Słońca jest bardzo małe. Obliczenia prawdopodobieństwa przewidują, że częstotliwość zderzeń gwiazd z udziałem Słońca wynosi 1 na 10 28 lat. Dla porównania wiek wszechświata jest rzędu 10-10 lat. Prawdopodobieństwo bliskiego spotkania ze Słońcem jest również niewielkie. Stawka szacowana jest według wzoru:
- N ~ 4,2 · D 2 Myr -1
gdzie N to liczba spotkań na milion lat, które mają miejsce w promieniu D Słońca w parsekach . Dla porównania, średni promień orbity Ziemi, 1 AU , wynosi 4,82 × 10-6 parseków .
Nasza gwiazda prawdopodobnie nie będzie bezpośrednio dotknięta takim zdarzeniem, ponieważ nie ma wystarczająco blisko gromad gwiazd, aby wywołać takie interakcje.
KIC 9832227 i łączenie gwiazd binarnych
KIC 9832227 jest przykładem układu podwójnej gwiazdy z kontaktem zaćmieniowym . Składa się głównie z dwóch gwiazd krążących wokół siebie tak blisko siebie, że dzielą tę samą atmosferę, co nadaje układowi kształt orzecha ziemnego. Gdy orbity dwóch gwiazd zanikają z powodu utraty masy gwiazdy i lepkości wewnętrznej, obie gwiazdy ostatecznie połączą się, dając w efekcie świetlistą czerwoną nową .
Analiza zaćmień KIC 9832227 początkowo sugerowała, że jej okres orbitalny rzeczywiście ulega skróceniu i że jądra obu gwiazd połączą się w 2022 roku. Jednak późniejsza ponowna analiza wykazała, że jeden z zestawów danych użytych w początkowej prognozie zawierał 12-godzinny błąd synchronizacji, prowadzący do pozornego pozornego skrócenia okresu orbitalnego gwiazd.
Mechanizm stojący za łączeniem się gwiazd podwójnych nie jest jeszcze w pełni poznany i pozostaje jednym z głównych celów badaczy KIC 9832227 i innych układów podwójnych kontaktowych.
Bibliografia
Zewnętrzne linki
- "Grupa robocza Pau Amaro Seoane MODEST 4 "Stellar Collisions " " . Źródło 20 maja 2013 .