Uprchlá hvězda

Uprchlá hvězda , uprchlá hvězda , je hvězda  , která se pohybuje abnormálně vysokou rychlostí vzhledem k okolnímu mezihvězdnému médiu [1] . Správný pohyb takové hvězdy je často indikován právě ve vztahu ke hvězdné asociaci , jejímž členem kdysi musela být, než z ní byla vyhozena. Naše Slunce je pouze jednou ze 400 miliard hvězd v naší galaxii - Mléčné dráze . Galaxie se otáčí pomalu, jednou za 250 milionů let. Většina hvězd v Mléčné dráze drží krok s její pomalou rotací: například rychlost Slunce vůči ostatním hvězdám je 19,4 km/s. V Galaxii jsou ale také „hvězdy na útěku“: jejich rychlost vůči ostatním hvězdám je až 200 km/s [2] . Asi 10-30 % hvězd spektrální třídy O a 5-10 % všech hvězd spektrální třídy B má rychlosti tohoto řádu [3] . Všichni jsou to relativně mladí obyvatelé Galaxie - až 50 milionů let staří a během této doby cestují ve vesmíru na relativně malé vzdálenosti - od stovek parseků po několik kiloparseků, takže je někdy možné určit kupu, ve které se nacházejí. se narodili [2] .

Nejvyšší rychlost v naší galaxii je známá u hvězd S5-HVS1 (1700 km/s [4] ) a US 708 (1200 km/s [5] ).

Runaway stars and bow shock

Některé hvězdy na útěku produkují příďovou rázovou vlnu stlačené hmoty, která je velmi podobná rázové vlně přídě kolem lodi plovoucí na vodě. Tato vlna má stejnou fyzikální povahu jako vzduchem přenášená rázová vlna generovaná proudovým stíhačem . Když se uprchlá hvězda pohybuje vysokou rychlostí mezihvězdným prostředím (velmi řídká směs plynu a prachu) nadzvukovou rychlostí , mezihvězdná hmota se stává viditelnou ve formě rázové vlny. Termín „ nadzvuková rychlost “ znamená, že rychlost pohybujícího se objektu je vyšší než rychlost zvuku v okolním prostředí. Zatímco ve spodní vrstvě zemské atmosféry je tato rychlost asi 330 m/s, tak v téměř prázdném mezihvězdném prostoru je její hodnota asi 10 km/s[ specifikovat ] . Detekce otřesu kolem OB hvězdy tedy znamená, že se pohybuje nadzvukovou rychlostí, a lze ji tedy spolehlivě identifikovat jako hvězdu na útěku, i když její rychlost nebyla přímo změřena [6] .

Blízké uprchlé hvězdy a jejich hlavní charakteristiky

Ve vzdálenosti 750 pc od Slunce je známo 56 uprchlých hvězd. Tyto hvězdy se téměř neliší od zbytku hvězd diskové složky Galaxie ve všech svých parametrech, kromě vysoké prostorové rychlosti. Čtyři hvězdy z této skupiny mají hmotnosti nad 25 hmotností Slunce (u těchto hvězd je hmotnost určena formou spektra s nepříliš vysokou přesností) [7] :

název Mše , M⊙ Rychlost, km/s
ξ Perseus 33 65
HD 64760 25-35 31
ζ Krmivo 67 62
λ Cephei 40-65 74

Nyní se předpokládá, že takové hvězdy vznikají buď během dynamického vývoje hvězdokup a asociací , ve kterých se zrodily (nejpravděpodobnějším důvodem je blízké trojité přiblížení), nebo v důsledku rozpadu binárního systému při výbuchu supernovy . , kdy běžící hvězda obdrží počáteční impuls při explozi doprovodné hvězdy [7] . Zatímco oba mechanismy jsou teoreticky možné, astronomové v praxi mají tendenci se přiklánět k hypotéze výbuchu supernovy . R. Hoogerwerf a kolegové z Leiden Observatory v Nizozemsku použili data z družice Hipparcos ke sledování pohybu 56 uprchlých hvězd v průběhu času a našli důkazy na podporu obou teorií [8] . Autoři sledovali pohyb těchto hvězd v Galaxii a u většiny z nich (včetně všech 4 hmotných) zjistili, kdy a z jaké asociace tyto hvězdy vylétly, a také který ze dvou možných vyhazovacích mechanismů fungoval pro každou konkrétní hvězdu ( většina hvězd byla vyvržena při rozpadu dvojic). S největší pravděpodobností všechny čtyři hmotné uprchlé hvězdy získaly svou vysokou kosmickou rychlost v důsledku výbuchů supernov v binárních systémech . Autoři uvádějí několik argumentů ve prospěch takového závěru [8] :

Stanovení procentuálního poměru prvního a druhého mechanismu při vzniku hvězd na útěku klade velká omezení na teorie tvorby hvězdokup a evoluce hvězd. Numerické simulace provedené v roce 2000 ukázaly [8] , že počet uprchlých hvězd může pomoci určit například počet binárních párů zrozených v kupách. Radiální rychlosti byly naměřeny pouze u jedné třetiny hvězd O-B v katalogu Hipparcos . Podle dostupných údajů lze říci, že oba mechanismy jsou přibližně rovnocenné. S nárůstem počtu uprchlých hvězd, u kterých bude zjišťována rychlost a poloha ve vesmíru, bude možné najít jejich mateřské hvězdokupy, stejně jako jejich stáří a počáteční rychlosti [7] .

Runaway Star α Giraffe

Hvězda se nachází v souhvězdí Žirafy a je od Země vzdálena čtyři tisíce světelných let . Jeho hmotnost převyšuje hmotnost Slunce 25-30krát, je pětkrát teplejší než Slunce (jeho teplota je 30 tisíc stupňů) a pět set tisíckrát jasnější než Slunce . Uprchlá hvězda α Žirafa vytváří příďový ráz , který se šíří rychlostí 60 km/sa stlačuje mezihvězdné médium ve své dráze. Hlavová vlna je od samotné hvězdy vzdálena asi deset světelných let . Hvězda také vydává silný hvězdný vítr . Astronomové dlouho věřili, že α Žirafa byla vyvržena z nedaleké kupy mladých horkých hvězd v důsledku gravitačních interakcí s ostatními členy kupy. Podle jiné hypotézy by hvězda mohla nabýt rychlosti (když vyletěla z dvojhvězdy) v důsledku exploze hmotné doprovodné hvězdy jako supernovy [9] .

Runaway Star ζ Ophiuchus

Jak se ζ pohybuje , Ophiuchus před sebou vytváří obloukovou vlnu mezihvězdné hmoty, která je dokonale viditelná na tomto barevném infračerveném snímku pořízeném kosmickou lodí WISE . Na fotografii ve falešných barvách vypadá ζ Ophiuchi namodralý. Nachází se blízko středu obrázku a pohybuje se směrem nahoru rychlostí 24 km/s. Hmotnost hvězdy je 20krát větší než hmotnost Slunce . Silný hvězdný vítr letí před hvězdou, stlačuje a zahřívá mezihvězdnou hmotu a vytváří příďovou rázovou vlnu . Kolem jsou mraky relativně nerozrušené hmoty. Pravděpodobně byl ζ Ophiuchi kdysi členem dvojhvězdného systému, jeho společník byl mnohem hmotnější a svou životní dráhu ukončil dříve. Když doprovodná hvězda explodovala jako supernova , přičemž při tom katastroficky ztratila hmotu, byl ζ Ophiuchus smeten ze systému. ζ Ophiuchus se nachází ve vzdálenosti 460 světelných let od nás. Jeho svítivost je 65 000krát jasnější než Slunce . Byla by to jedna z nejjasnějších hvězd na obloze, kdyby ji neobklopovalo husté světlo pohlcující médium. Tato fotografie pořízená dalekohledem WISE zabírá 1,5 stupně , což pokrývá asi 12 světelných let [10] .

Runaway Star AE Aurigae

AE Aurigae je na tomto barevném portrétu IC 405 , známém také jako mlhovina Planoucí hvězda [12] ,  jasná hvězda těsně pod středem vlevo od středu . Horká proměnná hvězda spektrálního typu O, obklopená kosmickým mračnem, svým energetickým zářením rozzáří vodík umístěný podél plynových vláken. Modré světlo hvězdy se odráží od mezihvězdného prachu . Hvězda AE Aurigae se zrodila v úplně jiném mraku, ze kterého svítí. Když astronomové obnovili pohyb hvězdy ve vesmíru, dospěli k závěru, že se s největší pravděpodobností zrodila v mlhovině v Orionu asi před 2,7 miliony let [13] . Gravitační interakce s blízkými hvězdami před více než dvěma miliony let ji vytlačily z původních míst spolu s další hvězdou O - μ Dove . Uprchlé hvězdy se unášely různými směry a vzdalovaly se od sebe rychlostí 200 km/s. V současné době je úhlová vzdálenost mezi nimi 70º [3] .

Hvězdy na útěku v Orionově asociaci OB1

V asociaci OB1 Orion jsou známy tři běžící hvězdy - kromě AE Aurigae a μ Dove také 53 Aries [14] . První dva jsou téměř identické co do barvy, hmotnosti a stáří a pohybují se rychlostí až 100 km/s každý, protože opustily asociaci OB1 Orion před 2,5 miliony let. Astronomové Blaau a Morgan v roce 1954 [15] navrhli , že obě hvězdy získaly tak vysokou rychlost díky jediné události. Gies a Bolton v roce 1986 došli k závěru [16] , že AE Aurigae , μ Dove a dvojice hmotných hvězd s velkými excentricitami oběžné dráhy nazývané ι Orionis (obři O a B) jsou výsledkem interakce dva na dva, které a způsobily vzhled běžících hvězd. Ani AE Aurigae , ani μ Dove nevykazují v minulosti známky výměny hmoty (to se posuzuje podle množství helia ), což znamená, že dynamický scénář je s největší pravděpodobností důvodem, proč jsou tyto dvě hvězdy vyvrženy z hvězdokupy. Vědci po extrapolaci do minulosti zjistili, že hvězdy byly vyvrženy z Orionova lichoběžníku asi před 2,7 miliony let [12] .

Výbuch supernovy ve skupině Upper Scorpio

V roce 1952 Blaau objevil [17] , že Zeta Ophiuchi kdysi patřila do sdružení OB2 Scorpio . Mohl vzlétnout buď ze skupiny Upper Scorpion před 1 milionem let, nebo ze skupiny Upper Centauri-Wolf před 3 miliony let. Vlastnosti ζ Ophiuchus (takový jako množství hélia a rychlost rotace ) ukážou, že to bylo jednou část blízkého binárního systému . Astronomové testovali rádiové pulsary v okruhu 1 kpc ,  zbytky supernov , u kterých lze spolehlivě měřit jejich relativní pohyby. V důsledku toho byl objeven pulsar PSR J193211059 , starý až 3 miliony let, který před 1 milionem let opustil skupinu Horního Štíra s radiální rychlostí asi 200 km/s. To vše dalo silné potvrzení, že kdysi byli pár a explodující hvězda vrhla ζ Ophiuchus jedním směrem a sama letěla druhým.

Hvězdný vývoj v binárním systému. Kompaktní satelity uprchlých hvězd

Asi polovina známých OB hvězd jsou členy binárních systémů. Moderní evoluční scénáře pro takové systémy vyvinul Ed van den Heuvel [18] . Uvědomil si, že během evoluce blízkého binárního systému dochází k fázi intenzivního přenosu hmoty, v důsledku čehož hmota proudí z těžké hvězdy na jejího lehčího společníka. To má důležité důsledky pro další vývoj systému. K přenosu hmoty dochází po několik milionů let nebo ještě méně, pokud těžká, a tedy nejrychleji se rozvíjející hvězda zvětší svou velikost a stane se veleobrem , mnohonásobně větším než naše Slunce. Rychlost přenosu hmoty může být tak velká, že tato původně těžká hvězda se nakonec stane lehčí než její společník. Fáze přenosu hmoty nezmění konečný osud veleobra a stále bude prvním z nich, který vybuchne jako supernova . Důležitým výsledkem procesu přenosu hmoty však bude, že centrální zbytek po výbuchu supernovy , tj. neutronová hvězda nebo černá díra , zůstane gravitačně vázán a zůstane na oběžné dráze kolem OB hvězdy, i když dosáhne vysoké hodnoty. úniková rychlost.

Z toho, co je známo o evoluci těžkých hvězd v binárních systémech, tedy OB hvězda, která byla vyvržena z OB asociace výbuchem supernovy, musí být doprovázena kompaktním hvězdným zbytkem. V minulosti však mnoho astronomů pečlivě zkoumalo uprchlé OB hvězdy na přítomnost neutronové hvězdy nebo černé díry , ale nic takového nebylo nalezeno. Tento negativní výsledek pozorování zjevně nepodporuje scénář supernovy . Ale na základě nových pozorování tým astronomů vedený Lexem Kaperem z ESO zjistil [19] , že známý binární systém Vela X-1 , skládající se z OB hvězdy a neutronové hvězdy, má všechny vlastnosti hvězdy na útěku. Vela X-1 je nejjasnější zdroj rentgenového záření v souhvězdí Vela . Skládá se z tzv. rentgenového pulsaru [20] , což je samozřejmě neutronová hvězda vzniklá v důsledku výbuchu supernovy a společník, OB hvězda.

Snímek pořízený na ESO v blízkosti relativně jasné OB hvězdy HD 77581 a její souputnice Vela X-1 (opticky neviditelné) byl pořízen 1,54 m dalekohledem na observatoři La Silla přes úzkopásmový H-alfa filtr. jasně ukazuje přítomnost typické rázové hlavové vlny, čímž okamžitě potvrzuje status tohoto systému jako „útěku“ [21] . Ve skutečnosti se jedná o jednu z „nejdokonalejších“ parabolických rázových vln, která nebyla nikdy tak jasně pozorována kolem uprchlé OB hvězdy [22] . Kromě toho orientace příďové rázové vlny naznačuje, že se systém pohybuje na sever, a jeho místo původu tedy musí ležet jižně od jeho současné polohy. Právě tam sídlí známé OB sdružení Vel OB1.

Na základě měření vzdálenosti k Vel OB1 (asi 6 000 světelných let ) a pozorovaného správného pohybu a radiální rychlosti HD 77581 lze vypočítat, že se Vela X-1 pohybuje rychlostí 90 km/s. Při tomto tempu by trvalo HD 77581 a jeho kompaktnímu společníkovi asi 2,5 milionu let, než by vylétli z asociace Vel OB1 do jejich současné pozice. To přesně odpovídá očekávané době, která uplynula od výbuchu mateřské supernovy [6] .

Poznámky

  1. ↑ Hvězda  na útěku . Encyklopedie vědy . Archivováno z originálu 24. ledna 2013.
  2. ↑ 1 2 Doktor Karel. Hvězdy na útěku  . Velké chvíle doktora Karla ve vědě . ABC Science (29. října 2001). Archivováno z originálu 24. ledna 2013.
  3. ↑ 12 Jim Kaler . Mu Columbae (anglicky) . HVĚZDY . Archivováno z originálu 24. ledna 2013.  
  4. ↑ Sergey E Koposov a kol. Objev blízké hvězdy s rychlostí 1700 km/s vyvržené z Mléčné dráhy Sgr A* , 2019
  5. ↑ Stephan Geier a kol. Nejrychlejší nevázaná hvězda v naší Galaxii vyvržená termonukleární supernovou , 2015
  6. ↑ 1 2 Enigma of Runaway Stars vyřešena  . eso9702-Science Release . ESO (14. ledna 1997). Archivováno z originálu 24. ledna 2013.
  7. ↑ 1 2 3 4 M. E. Prochorov, S. B. Popov. Hvězdy na útěku . Kde lze hledat jednotlivé černé díry? . Astronet (2002).
  8. ↑ 1 2 3 Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT The Origin of Runaway Stars  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Prosinec ( roč. 544, , č. 2 ). - P.L133-L136 . - doi : 10.1086/317315 . - .  (Angličtina)
  9. ↑ Steve Mandel. Hvězda na útěku α Žirafa . Astronet (24. listopadu 2006).
  10. ↑ NASA . MOUDRÝ . ζ Oph: uprchlá hvězda . Astronet (4. února 2011).
  11. ↑ Rolf Geissinger. AE Auriga a mlhovina Planoucí hvězda . Astronet (11. března 2011).
  12. ↑ 1 2 WISE chytí uprchlou hvězdu v  plamenech . UC Berkeley (23. listopadu 2010). Archivováno z originálu 24. ledna 2013.
  13. ↑ T. A. Rector & B. A. Wolpa. AE Charioteer: Planoucí hvězda . Astronet (4. prosince 2001).
  14. ↑ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT O původu hvězd typu O a B s vysokými rychlostmi. II. Prchavé hvězdy a pulsary vyvržené z blízkých mladých hvězdných skupin  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2001. - leden ( roč. 365, ). - str. 49-77 . - doi : 10.1051/0004-6361:20000014 . - .  (Angličtina)
  15. ↑ Blaauw, A.; Morgan, WW Vesmírné pohyby AE Aurigae a μ Columbae s úctou k mlhovině v Orionu  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1954. - Květen ( roč. 119 ). — S. 625 . - doi : 10.1086/145866 . - .  (Angličtina)
  16. ↑ Gies, D. R.; Bolton, CT Binární frekvence a původ OB uprchlých hvězd  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1986. - Červen ( roč. 61 ). - str. 419-454 . - doi : 10.1086/191118 . - .  (Angličtina)
  17. ↑ Blaauw, A. Evolution of Expanding Stellar Associations; The Age and Origin of the Scorpio-Centaurus Group  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 1952. - Sv. 11 . - str. 414-419 . - .  (Angličtina)
  18. ↑ van den Heuvel, EPJ Massive Stars in Interacting Binaries: Wrap-up  // ASP Conference Series. - 2007. - S. 367 . - .  (Angličtina)
  19. ↑ Lex Kaper, Jacco van Loon, Thomas Augusteijn, Paul Goudfrooij, Nando Patat, Albert Zijlstra, en Waters. Objev lukového šoku kolem Vela X-1  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1997. - 20. ledna ( roč. 475 , č. 1 ). - doi : 10.1086/310454 . - . — arXiv : 9611017 .  (Angličtina)
  20. ↑ Barziv, O.; Kaper, L.; Van Kerkwijk, MH; Telting, JH; Van Paradijs, J. Hmotnost neutronové hvězdy ve Vela X-1  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2001. - říjen ( sv. 377 ). - S. 925-944 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011122 . - .  (Angličtina)
  21. ↑ L. Kaper a spol. Runaway Star . Astronet (2. prosince 1997).
  22. ↑ L. Kaper a spol. Runaway Star . Astronet (27. listopadu 1999).

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie