Skenande stjärna

En skenande stjärna , en skenande stjärna , är en  stjärna som rör sig med en onormalt hög hastighet i förhållande till det omgivande interstellära mediet [1] . Den korrekta rörelsen för en sådan stjärna anges ofta exakt i förhållande till stjärnföreningen , som den en gång måste vara medlem av innan den kastades ut ur den. Vår sol är bara en av 400 miljarder stjärnor i vår galax - Vintergatan . Galaxen roterar långsamt och gör en rotation var 250:e miljon år. De flesta stjärnorna i Vintergatan hänger med i sin långsamma rotation: solens hastighet är till exempel 19,4 km/s i förhållande till andra stjärnor. Men det finns också "flyktstjärnor" i galaxen: deras hastighet i förhållande till andra stjärnor är upp till 200 km/s [2] . Cirka 10-30 % av stjärnorna i spektralklassen O och 5-10 % av alla stjärnor i spektralklassen B har hastigheter av denna ordning [3] . Alla är relativt unga invånare i galaxen - upp till 50 miljoner år gamla, och under denna tid färdas de relativt små avstånd i rymden - från hundratals parsecs till flera kiloparsecs, så det är ibland möjligt att bestämma klustret där de föddes [2] .

Den högsta hastigheten i vår galax är känd för stjärnorna S5-HVS1 (1700 km/s [4] ) och US 708 (1200 km/s [5] ).

Runaway stars and bow shock

Vissa skenande stjärnor producerar en bogchockvåg av komprimerad materia, som är mycket lik bogchocken runt en båt som flyter på vattnet. Denna våg är av samma fysiska karaktär som den luftburna chockvågen som genereras av ett jetjager . När en skenande stjärna rör sig med hög hastighet genom det interstellära mediet (en mycket tunn blandning av gas och damm) med överljudshastigheter , blir den interstellära materien synlig i form av en bågchock. Termen " överljudshastighet " betyder att ett rörligt föremåls hastighet är högre än ljudets hastighet i omgivningen. Medan denna hastighet i det nedre lagret av jordens atmosfär är cirka 330 m/s, är dess värde cirka 10 km/s i det nästan tomma interstellära rymden[ specificera ] . Detekteringen av en bågchock runt en OB-stjärna innebär alltså att den rör sig i överljudshastighet, och därmed kan den på ett tillförlitligt sätt identifieras som en skenande stjärna, även om dess hastighet inte har uppmätts direkt [6] .

Närliggande skenande stjärnor och deras huvudsakliga egenskaper

På ett avstånd av 750 pc från solen är 56 skenande stjärnor kända. Dessa stjärnor skiljer sig nästan inte från resten av stjärnorna i galaxens skivkomponent i alla sina parametrar, förutom den höga rumshastigheten. Fyra stjärnor från denna grupp har massor över 25 solmassor (för dessa stjärnor bestäms massan av spektrumets form med inte särskilt hög noggrannhet) [7] :

Nu antas det att sådana stjärnor bildas antingen under den dynamiska utvecklingen av kluster och associationer i vilka de föddes (den mest troliga orsaken är en nära trippelinställning), eller som ett resultat av sönderfallet av ett binärt system under en supernovaexplosion , när en rinnande stjärna får en initial impuls under explosionen av en medföljande stjärna [7] . Medan båda mekanismerna är teoretiskt möjliga, tenderar astronomer i praktiken att luta sig mot supernovaexplosionshypotesen . R. Hoogerwerf och kollegor vid Leiden Observatory i Nederländerna använde data från Hipparcos-satelliten för att spåra rörelsen av 56 skenande stjärnor över tiden och hittade bevis för att stödja båda teorierna [8] . Författarna spårade rörelsen hos dessa stjärnor i galaxen och för de flesta av dem (inklusive alla fyra massiva) fann när och från vilken association dessa stjärnor flög ut, samt vilken av de två möjliga utstötningsmekanismerna som fungerade för varje särskild stjärna ( de flesta av stjärnorna kastades ut vid förfallet av dubblar). Troligtvis fick alla fyra massiva skenande stjärnor sin höga rymdhastighet som ett resultat av supernovaexplosioner i binära system . Författarna ger flera argument för en sådan slutsats [8] :

• Dessa stjärnor är väldigt massiva. För att kastas ut ur klustret (föreningen) var de tvungna att flyga nära inte mycket mindre massiva stjärnor. Annars, enligt lagen om bevarande av momentum , skulle det vara de mindre massiva stjärnorna som skulle kastas ut från systemet. Och det finns väldigt få sådana massiva stjärnor - detta är en direkt konsekvens av Salpeters lag . En nära förbiflygning av flera massiva stjärnor visar sig vara en extremt sällsynt händelse jämfört med ganska sällsynta nära trippelmöten av stjärnor med låg massa.
• Massiva stjärnor lever bara några miljoner år. Detta faktum lägger en ytterligare begränsning på den sällsynta händelsen som beskrivs - inflygningen måste hinna inträffa innan massiva stjärnor exploderar som supernovor .
• Dessa stjärnor flyger med hastigheter flera gånger högre än hastighetsspridningen av associationerna där de föddes. I och för sig motsäger detta faktum ingenting, efter en framgångsrik närgång kan stjärnorna få ganska höga hastigheter. Men detta händer endast i sällsynta fall, det genomsnittliga värdet av hastigheten som förvärvas i sådana processer är mycket lägre. Var och en av dessa fyra stjärnor var alltså med mycket hög sannolikhet en del av ett ganska nära massivt binärt system och fick sin rumshastighet efter dess förfall på grund av en supernovaexplosion [7] .

Bestämning av det procentuella förhållandet mellan den första och andra mekanismen i bildandet av skenande stjärnor sätter starka restriktioner på teorier om klusterbildning och stjärnutveckling. Numeriska simuleringar som gjordes 2000 visade [8] att antalet skenande stjärnor kan hjälpa till att bestämma, till exempel, antalet binära par som föds i kluster. Radiella hastigheter har uppmätts för endast en tredjedel av O-B-stjärnorna i Hipparcos-katalogen . Enligt tillgängliga data kan man säga att båda mekanismerna är ungefär likvärdiga. Med en ökning av antalet skenande stjärnor, för vilka hastigheten och positionen i rymden kommer att bestämmas, kommer det att vara möjligt att hitta deras moderhopar, såväl som deras ålder och deras initiala hastigheter [7] .

Runaway Star α Giraffe

Stjärnan finns i stjärnbilden giraff och är fyra tusen ljusår bort från jorden . Dess massa överstiger solens massa med 25-30 gånger, den är fem gånger varmare än solen (dess temperatur är 30 tusen grader) och femhundra tusen gånger ljusare än solen. Den skenande stjärnan α Giraffe skapar en bågchock , som fortplantar sig med en hastighet av 60 km/s och komprimerar det interstellära mediet i sin väg. Huvudvågen är cirka tio ljusår bort från själva stjärnan . Stjärnan avger också en kraftfull stjärnvind . Astronomer har länge trott att α-giraffen kastades ut från en närliggande samling unga heta stjärnor på grund av gravitationsinteraktioner med andra medlemmar av klustret. Enligt en annan hypotes kan stjärnan få fart (efter att ha flugit ut ur binärsystemet) som ett resultat av explosionen av en massiv följeslagningsstjärna som en supernova [9] .

Runaway Star ζ Ophiuchus

När ζ rör sig bildar Ophiuchus en bågande våg av interstellär materia framför sig, som är perfekt synlig i denna färgglada infraröda bild som tagits av rymdfarkosten WISE . På ett foto med falska färger ser ζ Ophiuchi blåaktig ut. Den ligger nära mitten av bilden och rör sig uppåt med en hastighet av 24 km/s. Stjärnans massa är 20 gånger solens . En stark stjärnvind flyger framför stjärnan, komprimerar och värmer interstellär materia och bildar en bågchockvåg . Runt om finns moln av relativt orörd materia. Förmodligen ζ Ophiuchi var en gång en medlem av ett binärt stjärnsystem, dess följeslagare var mycket mer massiv och avslutade sin livsväg tidigare. När följeslagarstjärnan exploderade som en supernova och förlorade massa katastrofalt i processen, sveptes ζ Ophiuchus bort från systemet. ζ Ophiuchus ligger på ett avstånd av 460 ljusår från oss. Dess ljusstyrka är 65 000 gånger starkare än solen. Det skulle vara en av de ljusaste stjärnorna på himlen om den inte var omgiven av ett tätt, ljusabsorberande medium. Detta fotografi, taget av WISE-teleskopet, spänner över 1,5 grader , vilket täcker cirka 12 ljusår [10] .

Runaway Star AE Aurigae

AE Aurigae  är en ljus stjärna strax under och till vänster om mitten i detta färgglada porträtt av IC 405 , även känd som Flaming Star Nebula [12] . Omgiven av ett kosmiskt moln får en het variabel stjärna av spektraltyp O, med sin energiska strålning, väte som finns längs gasfilament att lysa. Det blå ljuset från en stjärna reflekterar interstellärt damm . Stjärnan AE Aurigae föddes i ett helt annat moln som den lyser upp från. Astronomerna återställde stjärnans rörelse i rymden och drog slutsatsen att den troligen föddes i Orionnebulosan för cirka 2,7 miljoner år sedan [13] . Gravitationsinteraktioner med närliggande stjärnor för mer än två miljoner år sedan slog den ut från sina ursprungliga platser tillsammans med en annan O-stjärna - μ Dove . De skenande stjärnorna drev i olika riktningar och rörde sig bort från varandra med 200 km/s. För närvarande är vinkelavståndet mellan dem 70º [3] .

Runaway stjärnor i Orions OB1-förening

I OB1 Orion-föreningen är tre löpstjärnor kända - förutom AE Aurigae och μ Dove , även 53 Aries [14] . De två första är nästan identiska i färg, massa och ålder och rör sig i hastigheter upp till 100 km/s vardera, efter att ha lämnat OB1 Orion-föreningen för 2,5 miljoner år sedan. Astronomerna Blaau och Morgan föreslog 1954 [ 15] att båda stjärnorna fick så hög hastighet på grund av en enda händelse. Gies och Bolton drog 1986 slutsatsen [ 16] att AE Aurigae , μ Dove , och ett par massiva stjärnor med stora orbitala excentriciteter som kallas ι Orionis (O- och B-jättar) är resultatet av en två-och-två-interaktion, som och orsakade uppkomsten av löparstjärnor. Varken AE Aurigae eller μ Dove visar tecken på massutbyte i det förflutna (detta bedöms utifrån mängden helium ), vilket betyder att det dynamiska scenariot med största sannolikhet är orsaken till att dessa två stjärnor skjuts ut från klustret. Forskarna, efter att ha extrapolerat in i det förflutna, fann att stjärnorna kastades ut från Orions trapets för cirka 2,7 miljoner år sedan [12] .

Supernovaexplosion i Upper Scorpio-gruppen

1952 upptäckte Blaau [17] att Zeta Ophiuchi en gång tillhörde OB2 Scorpio- föreningen . Det kunde ha tagit fart antingen från Upper Scorpion-gruppen för 1 miljon år sedan eller från Upper Centauri-Wolf-gruppen för 3 miljoner år sedan. Egenskaperna hos ζ Ophiuchus (som mängden helium och rotationshastighet ) indikerar att den en gång var en del av ett nära binärt system . Astronomer har testat radiopulsarer inom en radie av 1 kpc ,  supernovarester för vilka deras relativa rörelser kan mätas tillförlitligt. Som ett resultat upptäcktes pulsaren PSR J193211059 , upp till 3 miljoner år gammal, som lämnade den övre skorpionen för 1 miljon år sedan med en radiell hastighet på cirka 200 km/s. Allt detta gav en stark bekräftelse på att de en gång var ett par, och den exploderande stjärnan kastade ζ Ophiuchus i ena riktningen och själv flög i den andra.

Stjärnutveckling i ett binärt system. Kompakta satelliter av skenande stjärnor

Ungefär hälften av de kända OB-stjärnorna är medlemmar i binära system. Moderna evolutionära scenarier för sådana system har utvecklats av Ed van den Heuvel [18] . Han insåg att under utvecklingen av ett nära binärt system finns det en fas av intensiv massöverföring, som ett resultat av vilken materia strömmar från en tung stjärna till dess lättare följeslagare. Detta har viktiga konsekvenser för den fortsatta utvecklingen av systemet. Massöverföring sker under flera miljoner år eller till och med mindre om den tunga, och därför den snabbast utvecklande stjärnan ökar i storlek och blir en superjätte , många gånger större än vår sol. Materiaöverföringshastigheten kan bli så stor att denna initialt tunga stjärna så småningom blir lättare än sin följeslagare. Massöverföringssteget kommer inte att förändra superjättens slutliga öde , och det kommer fortfarande att vara det första av de två som exploderar som en supernova . Ett viktigt resultat av massöverföringsprocessen kommer dock att vara att den centrala kvarlevan efter en supernovaexplosion , det vill säga en neutronstjärna eller ett svart hål , kommer att förbli gravitationsbunden och förbli i omloppsbana runt OB-stjärnan, även efter att den har fått en hög flykthastighet.

Alltså, från vad som är känt om utvecklingen av tunga stjärnor i binära system, måste en OB-stjärna som kastades ut från OB-associationen av en supernovaexplosion åtföljas av en kompakt stjärnrest. Men tidigare har många astronomer noggrant undersökt förrymda OB-stjärnor för närvaron av en neutronstjärna eller svart hål , men inget sådant har hittats. Detta negativa observationsresultat stöder uppenbarligen inte supernovascenariot . Men baserat på nya observationer fann ett team av astronomer under ledning av ESO :s Lex Kaper [19] att det kända binära systemet Vela X-1 , som består av en OB-stjärna och en neutronstjärna, har alla egenskaper som en skenande stjärna. Vela X-1 är den ljusaste röntgenkällan i stjärnbilden Vela . Den består av den så kallade röntgenpulsaren [20] , som naturligtvis är en neutronstjärna som bildats till följd av en supernovaexplosion och en följeslagare, en OB-stjärna.

En bild tagen vid ESO i närheten av den relativt ljusstarka OB-stjärnan HD 77581 och dess följeslagare Vela X-1 (optiskt osynlig) togs vid 1,54 m- teleskopet vid La Silla-observatoriet , genom ett smalbandigt H-alfa-filter visar tydligt närvaron av en typisk chockhuvudvåg, vilket omedelbart bekräftar statusen för detta system som en "runaway" [21] . Detta är faktiskt en av de mest "perfekta" paraboliska chockvågorna, som aldrig har observerats så tydligt runt en förrymd OB-stjärna [22] . Dessutom indikerar orienteringen av bågchockvågen att systemet rör sig norrut, och dess ursprungsplats måste följaktligen ligga söder om dess nuvarande position. Det är där den välkända OB-föreningen Vel OB1 finns.

Baserat på avståndsmätningar till Vel OB1, (cirka 6 000 ljusår ) och den observerade egenrörelsen och radiella hastigheten för HD 77581 , kan Vela X-1 beräknas röra sig i 90 km/s. I den här takten skulle det ta HD 77581 och dess kompakta följeslagare cirka 2,5 miljoner år att flyga ut ur Vel OB1-föreningen och till sin nuvarande position. Detta motsvarar exakt den förväntade tiden som har gått sedan explosionen av modersupernovan [ 6] .

Anteckningar

1. ↑ Runaway stjärna  . The Encyclopedia of Science . Arkiverad från originalet den 24 januari 2013.
2. ↑ 1 2 Dr Karl. Runaway  Stars . Dr Karls stora ögonblick i vetenskapen . ABC Science (29 oktober 2001). Arkiverad från originalet den 24 januari 2013.
3. ↑ 12 Jim Kaler . Mu Columbae (engelska) . STJÄRNOR . Arkiverad från originalet den 24 januari 2013.  
4. ↑ Sergey E Koposov et al. Upptäckt av en närliggande stjärna på 1700 km/s som kastades ut från Vintergatan av Sgr A* , 2019
5. ↑ Stephan Geier et al. Den snabbaste obundna stjärnan i vår galax som kastades ut av en termonukleär supernova , 2015
6. ↑ 1 2 Enigma of Runaway Stars Solved  . eso9702-Science Release . ESO (14 januari 1997). Arkiverad från originalet den 24 januari 2013.
7. ↑ 1 2 3 4 M.E. Prokhorov, S.B. Popov. Runaway stjärnor . Var kan man leta efter enstaka svarta hål? . Astronet (2002). (ryska)
8. ↑ 1 2 3 Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT The Origin of Runaway Stars  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - December ( vol. 544, , nr 2 ). - P.L133-L136 . - doi : 10.1086/317315 . - .  (Engelsk)
9. ↑ Steve Mandel. Runaway star α Giraffe . Astronet (24 november 2006). (ryska)
10. ↑ NASA . KLOKT . ζ Oph: runaway star . Astronet (4 februari 2011). (ryska)
11. ↑ Rolf Geissinger. AE Auriga och den flammande stjärnnebulosan . Astronet (11 mars 2011). (ryska)
12. ↑ 1 2 WISE fångar en flykt stjärna i  flammor . UC Berkeley (23 november 2010). Arkiverad från originalet den 24 januari 2013.
13. ↑ T. A. Rector & B. A. Wolpa. AE Charioteer: A Blazing Star . Astronet (4 december 2001). (ryska)
14. ↑ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT Om ursprunget till stjärnorna av O- och B-typ med höga hastigheter. II. Stjärnor och pulsarer som skjutits ut från de närliggande unga stjärngrupperna  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2001. - Januari ( vol. 365, ). - S. 49-77 . - doi : 10.1051/0004-6361:20000014 . - .  (Engelsk)
15. ↑ Blaauw, A.; Morgan, WW The Space Motions of AE Aurigae and μ Columbae with respect to the Orionnebula  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1954. - Maj ( vol. 119 ). — S. 625 . - doi : 10.1086/145866 . - .  (Engelsk)
16. ↑ Gies, D.R.; Bolton, CT Den binära frekvensen och ursprunget för OB-stjärnornas skenande  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1986. - Juni ( vol. 61 ). - s. 419-454 . - doi : 10.1086/191118 . - .  (Engelsk)
17. ↑ Blaauw, A. Evolutionen av expanderande stjärnföreningar; the Age and Origin of the Scorpio-Centaurus Group  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 1952. - Vol. 11 . - s. 414-419 . - .  (Engelsk)
18. ↑ van den Heuvel, EPJ Massive Stars in Interacting Binaries: Wrap-up  // ASP Conference Series. - 2007. - S. 367 . - .  (Engelsk)
19. ↑ Lex Kaper, Jacco van Loon, Thomas Augusteijn, Paul Goudfrooij, Nando Patat, Albert Zijlstra, ens Waters. Upptäckten av en bågchock runt Vela X-1  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1997. - 20 januari ( vol. 475 , nr 1 ). - doi : 10.1086/310454 . - . — arXiv : 9611017 .  (Engelsk)
20. ↑ Barziv, O.; Kaper, L.; Van Kerkwijk, MH; Telting, JH; Van Paradijs, J. Neutronstjärnans massa i Vela X-1  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2001. - Oktober ( vol. 377 ). - P. 925-944 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011122 . - .  (Engelsk)
21. ↑ L. Kaper et al. Runaway Star . Astronet (2 december 1997). (ryska)
22. ↑ L. Kaper et al. Runaway Star . Astronet (27 november 1999). (ryska)

Länkar

• Adriaan Blaauw, William Morgan. Rymdrörelserna av AE Aurigae och mu Columbae med respekt för Orionnebulosan  . — Nej . 119 . — S. 625 .

Ordböcker och uppslagsverk	stor kines