Википедија

Sвезда-бегалка

Sвезда-бегалка — ѕвезда која се движи со голема брзина во однос на околната меѓуѕвездена средина [1]. Сопственото движење на таквата ѕвезда често е означено точно во однос на ѕвезденото здружение чиј член некогаш морал да била пред да биде исфрлена од неа. Нашето Сонце е само едно од 400 милијарди ѕвезди во нашата галаксија - Млечниот Пат. Галаксијата се врти бавно, завршувајќи една револуција на секои 250 милиони години. Повеќето од ѕвездите на Млечниот Пат одржуваат чекор со неговото бавно вртење: брзината на Сонцето, на пример, во однос на другите ѕвезди е 19,4 км/сек. Но, има и „ѕвезди-бегалки“ во Галаксијата: нивната брзина во однос на другите ѕвезди е до 200 км/сек [2] . Околу 10-30% од ѕвездите од спектралната класа О и 5-10% од сите ѕвезди од спектралната класа В имаат брзини од овој тип [3]. Сите тие се релативно млади жители на Галаксијата - стари и до 50 милиони години и за тоа време патуваат релативно кратки растојанија во вселената - од стотици парсеци до неколку килопарсеци, па понекогаш е можно да се одреди и јатото во кое се родиле.

Најголемата брзина во нашата галаксија е позната по ѕвездите S5-HVS1 (1700 км/сек.[4] ) и US 708 (1200 км/сек.[5] ).

Механизмите кои можат да доведат до појава на ѕвезда-бегалка се:

  • Гравитациските заемодејствија помеѓу ѕвездите во ѕвезден систем може да резултираат со големи забрзувања на една или повеќе од вклучените ѕвезди. Во некои случаи, ѕвездите може дури и да бидат исфрлени.[6] Ова може да се случи во навидум стабилни ѕвездени системи од само три ѕвезди, како што е опишано во студиите за проблемот со три тела во гравитациската теорија.[7]
  • Судир или блиска средба меѓу ѕвездените системи, вклучувајќи ги и галаксиите, може да резултира со нарушување на двата системи, при што некои од ѕвездите ќе бидат забрзани до големи брзини, па дури и исфрлени. Пример од големи размери е гравитациското заемодејство помеѓу Млечниот Пат и Големиот Магеланов Облак.[8]
  • Експлозија на супернова во повеќеѕвезден систем може да го забрза и остатокот од суперновата и преостанатите ѕвезди до големи брзини.[9][10]

Sвезди-бегалки и ударниот бран на лакот

уреди
 
Слики од ѕвезди-бегалки направени од вселенскиот телескоп Хабл помеѓу октомври 2005 и јули 2006 година. Извор: НАСА

Некои ѕвезди-бегалки произведуваат лачен ударен бран од компримирана материја што е многу сличен на лачниот бран околу чамец што плови по вода. Овој бран има иста физичка природа како ударниот бран создаден од борбен авион во среден воздух. Кога ѕвезда-бегалката се движи со голема брзина низ меѓуѕвездената средина (многу тенка мешавина од гас и прашина) со суперсонични брзини, меѓуѕвездениот материјал станува видлив како ударен бран. Терминот „Суперсонична брзина “ значи дека брзината на објектот што се движи е поголема од брзината на звукот во неговата околина. Додека во долниот слој на Земјината атмосфера оваа брзина е околу 330 м/сек., во речиси празен меѓуѕвезден простор неговата вредност е приближно 10 км/сек. Така, откривањето на лачен удар околу ѕвезда ОВ значи дека таа се движи со суперсонична брзина, и на тој начин може со сигурност да се идентификува како ѕвезда-бегалка, дури и ако нејзината брзина не е директно измерена [11] .

Ѕвезди-бегалки во близина и нивни главни карактеристики

уреди

Постојат 56 познати ѕвезди-бегалки на оддалеченост од 750 парсеци од Сонцето. Овие ѕвезди речиси не се разликуваат од останатите ѕвезди во компонентата на дискот на Галаксијата по сите нивни параметри, освен по нивната голема просторна брзина. Четири ѕвезди од оваа група имаат маса поголема од 25 сончеви маси (за овие ѕвезди масата се одредува според типот на спектарот со не многу голема точност) [12] :

Име Тежина,M☉ Брзина, km/s
ξ Персеј 33 65
HD 64760 [HD 64760; HD 64760] 25-35 31
ζ Наод 67 62
λ Кефеј 40-65 74

Денес се претпоставува дека таквите ѕвезди се формирани или за време на динамичниот развој на јатата и здруженијата во кои се родени (најверојатната причина е блиска тројна средба), или како резултат на распаѓање на двоен систем за време на експлозија на супернова, кога ѕвездата добива почетен импулс за време на експлозијата на придружна ѕвезда [12] . Иако и двата механизми се теоретски можни, астрономите во пракса обично ја поддржуваат хипотезата за експлозија на супернова. Р. Хугерверф и неговите колеги, од опсерваторијата Лајден во Холандија, користеле податоци добиени од сателитот Хипаркос за да ги следат движењата на 56 ѕвезди-бегалки со текот на времето и нашле докази за поддршка на двете теории . Авторите го следеле движењето на овие ѕвезди во Галаксијата и за повеќето од нив (вклучувајќи ги и сите 4 масивни) откриле кога и од кое здружение биле исфрлени овие ѕвезди, како и кој од двата можни механизми на исфрлање дејствувал за секоја специфична ѕвезда. (повеќето ѕвезди биле исфрлени при двојно распаѓање). Најверојатно, сите четири масивни ѕвезди-бегалки ја стекнале својата голема просторна брзина како резултат на експлозии на супернова во двојни системи. Авторите даваат неколку аргументи во прилог на овој заклучок [13].:

  • Овие ѕвезди се многу масивни. За да бидат исфрлени од јатото (здружението), тие морале да патуваат блиску до не многу помалку масивни ѕвезди. Во спротивно, според законот за зачувување на импулсот, помалку масивните ѕвезди би биле исфрлени од системот. И има многу малку такви масивни ѕвезди - ова е директна последица на законот на Салпетер (функција на почетна маса). Блиското прелетување на неколку масивни ѕвезди се покажува како исклучително редок настан, во споредба со прилично ретки блиски тројни средби на ѕвезди со мала маса..
  • Масивните ѕвезди живеат само неколку милиони години. Овој факт наметнува дополнително ограничување на опишаниот редок настан - пристапот мора да се случи пред масивните ѕвезди да експлодираат како супернови.
  • Овие ѕвезди летаат со брзина неколку пати поголема од брзината на дисперзија на здруженијата во кои се родени. Овој факт сам по себе не противречи на ништо по успешен близок пристап, ѕвездите можат да добијат прилично големи брзини. Сепак, ова се случува само во ретки случаи, просечната брзина добиена во такви процеси е значително помала. Така, со многу голема веројатност, секоја од овие четири ѕвезди била дел од прилично близок масивен двоен систем и ја стекнал својата просторна брзина по нејзиното распаѓање поради експлозија на супернова[14]

Одредувањето на процентот на првиот и вториот механизам во формирањето на ѕвезди-бегалки наметнува силни ограничувања на теориите за формирање на јата и ѕвездениот развој. Бројчените симулации спроведени во 2000 година покажале дека бројот на ѕвезди кои бегаат може да помогне да се одреди, на пример, бројот на двојни парови родени во ѕвездените јата. Радијалните брзини се измерени само за една третина од ѕвездите О-В во каталогот Хипаркос. Врз основа на достапните податоци, можеме да кажеме дека и двата механизми се приближно еквивалентни. Со зголемување на бројот на ѕвезди-бегалки, за кои ќе се одреди брзината и положбата во вселената, ќе биде можно да се пронајдат нивните родителски јата, како и нивната возраст и почетните брзини.

Ѕвезда-бегалка во α Жирафа

уреди

Ѕвездата се наоѓа во соѕвездието Жирафа и е оддалечена од Земјата четири илјади светлосни години. Нејзината маса ја надминува Сончевата маса за 25-30 пати, таа е пет пати потопла од Сонцето (нејзината температура е 30 илјади степени) и петстотини илјади пати посветла од Сонцето. Ѕвездата-бегалка α Жирафа создава лачен ударен бран кој патува со брзина од 60 km/s и ја компресира меѓуѕвездената средина по нејзиниот пат. Главниот бран е оддалечен приближно десет светлосни години од самата ѕвезда. Ѕвездата испушта и моќен ѕвезден ветер. Астрономите долго време верувале дека α Жирафа била исфрлена од блиското јато млади, врели ѕвезди поради гравитационите интеракции со другите членови на јатото. Според друга хипотеза, ѕвездата би можела да добие брзина (излетајќи надвор од двојниот систем) како резултат на експлозијата на масивна придружна ѕвезда како супернова [15] .

Ѕвезда-бегалка ζ Змијоносец

уреди
 
Инфрацрвена слика на лачниот удар (жолт лак) создадена од ѕвездата-бегалка ζ Змијоносец во меѓуѕвезден облак од прашина и гас

Додека ζ Змијоносец се движи, таа формира заоблен бран од меѓуѕвезден материјал пред неа, јасно видлив на оваа колоритна инфрацрвена слика направена од вселенското летало WISE. На фотографија со лажна боја, ζ Змијоносец изгледа синкаво. Се наоѓа во близина на средината на сликата и се движи нагоре со брзина од 24 км/сек. Масата на ѕвездата е 20 пати поголема од Сончевата маса. Силен ѕвезден ветер лета пред ѕвездата, компресирајќи и загревајќи го меѓуѕвездениот материјал и формирајќи лачен удар. Наоколу лежат облаци од релативно непречена материја. Веројатно е дека ζ Змијоносец некогаш била член на двоен ѕвезден систем, нејзиниот придружник бил многу помасивен и го завршил својот животен пат порано. Кога придружната ѕвезда експлодирала како супернова, губејќи катастрофално маса во процесот, ζ Змијоносец била однесена од системот. ζ Змијоносец се наоѓа на 460 светлосни години од Земјата. Нејзината сјајност е 65.000 пати посветла од Сонцето. Таа би била една од најсјајните ѕвезди на небото доколку не е опкружена со густ медиум што впива светлина. Оваа фотографија, направена од телескопот WISE, се протега 1,5 степени, покривајќи околу 12 светлосни години [16] .

Ѕвезда-бегалка AE Кочијаш

уреди
 
AE Кочијаш и маглината IC 405. Оваа јасна, детална фотографија на маглината IC 405 опфаќа 5 светлосни години. Маглината се наоѓа на оддалеченост од 1.500 светлосни години од Земјата во правец на северното соѕвездие Кочијаш [17] .

AE Кочијаш е светлата ѕвезда веднаш под и лево од средиштето во овој обоен портрет на маглината IC 405за пламената ѕвезда [18] . Жешка променлива ѕвезда од спектрален тип О, опкружена со космички облак, предизвикува водородот кој се наоѓа покрај гасните нишки да свети со неговото енергетско зрачење. Сината светлина од ѕвезда се рефлектира од меѓуѕвездената прашина. Ѕвездата AE Кочијаш не е родена во облакот што го осветлува. Реконструирајќи го движењето на ѕвездата во вселената, астрономите заклучиле дека најверојатно е родена во маглината Орион пред околу 2,7 милиони години [19] . Гравитациските интеракции со блиските ѕвезди пред повеќе од два милиони години ја исфрлиле од родните места заедно со друга О-ѕвезда - μ Гулаб. Ѕвездите-бегалки се оддалечиле во различни правци, оддалечувајќи се една од друга за 200 km/s. Во моментов, аголното растојание меѓу нив е 70º.

Ѕвезди-бегалки во здружението OB1 Орион

уреди

Во здружението OB1 Орион, познати се три ѕвезди-бегалки - покрај AE Кочијаш и μ Голуб, исто така и 53 Овен . Првите две се речиси идентични по боја, маса и старост и се движат со брзина до 100 km/s секоја, оставајќи го здружението OB1 Орион пред 2,5 милиони години. Астрономите Блау и Морган во 1954 година сугерирале дека и двете ѕвезди стекнале толку голема брзина како резултат на еден настан. Џис и Болтон во 1986 година дошле до заклучок дека AE Кочијаш и μ Голуб, како и пар масивни ѕвезди со високи орбитални ексцентрицитети наречени ι Орион (О и В џинови) се резултат на двојно заемно дејство, што предизвикало појава на ѕвезди кои бегаат. Ниту AE Кочијаш нуту μ Голуб не покажуваат знаци на размена на маса во минатото (ова се проценува според количината на хелиум ), што значи дека динамичкото сценарио е најверојатно причината поради која овие две ѕвезди биле исфрлени од јатото. Истражувачите екстраполирале во минатото и откриле дека ѕвездите биле исфрлени од Орионовиот трапез пред околу 2,7 милиони години [18] .

Експлозија на супернова во групата Скорпија Супериор

уреди

Во 1952 година, Блау открил дека Зета Змијоносец некогаш припаѓала на здружението OB2 Скорпија. Можела да побегне или од групата Горни Скорпии пред 1 милион години или од групата Горни Кентаури-Волци пред 3 милиони години. Својствата на ζ Змијоносец (како што е количината на хелиум и нејзината брзина на вртење) покажуваат дека некогаш била дел од близок двоен систем. Астрономите тестирале радио пулсари во полупречник од 1 kpc - остатоци од супернова за кои може со сигурност да се измерат нивните релативни движења. Како резултат на тоа, бил откриен пулсарот PSR J193211059, стар до 3 милиони години, кој ја напуштил групата Скорпија Супериор пред 1 милион години со радијална брзина од околу 200 km/s. Сето ова дало силна потврда дека некогаш биле пар, а ѕвездата што експлодирала го исфрлила ζ Змијоносец во една насока, а таа заминала во друг.

Ѕвезден развој и системи

уреди

Околу половина од познатите OB-ѕвезди се членови на двојни системи. Современите развојни сценарија за такви системи биле развиени од Ед ван ден Хеввел . Тој тврдел дека за време на развојот на блискиот двоен систем, постои фаза на интензивен пренос на маса, како резултат на која материјата тече од тешката ѕвезда до нејзиниот полесен сателит. Ова има важни последици за понатамошниот развој на системот. Преносот на масата се случува во текот на неколку милиони години или уште помалку доколку тешката, а со тоа и најбрзорастечката ѕвезда се зголеми во големина и стане суперџин, многу пати поголем од Сонцето. Брзината на пренос на материјата може да стане толку голема што првично тешката ѕвезда завршува полесна од нејзината придружничка. Фазата на пренос на маса нема да ја промени конечната судбина на суперџинот и тој сепак ќе биде првиот од двата што ќе експлодира како супернова . Сепак, важен резултат на процесот на пренос на маса е дека средишниот остаток од супернова, односно неутронската ѕвезда или црната дупка, ќе остане гравитациски врзан и ќе остане во орбитата околу ѕвездата ОБ, дури и откако ќе постигне голема брзина на бегство.

Така, од она што е познато за развој на тешките ѕвезди во двојните системи, OB-ѕвездата која била исфрлена од OB-здружението со експлозија на супернова треба да биде придружена со компактен ѕвезден остаток. Меѓутоа, во минатото, многу астрономи внимателно ги испитувале овие ОБ ѕвезди за присуство на неутронска ѕвезда или црна дупка, но ништо од тој вид не било пронајдено. Овој негативен резултат на набљудување очигледно не го поддржувал сценариото за експлозија на супернова. Но, врз основа на новите набљудувања, тим астрономи предводени од Лекс Капер од ЕЈП откриле дека познатиот двоен систем Вела X-1, кој се состои од OB-ѕвезда и неутронска ѕвезда, ги има сите карактеристики на ѕвездата-бегалка. Едро Х-1 е најсветлиот извор на Х-зраци во соѕвездието Едро. Се состои од таканаречен пулсар на Х-зраци , кој, се разбира, е неутронска ѕвезда формирана како резултат на експлозија на супернова и придружник, ОВ-ѕвезда.

Сликата на Европската јужна опсерваторија од релативно светлата ОБ ѕвезда HD 77581 и нејзиниот оптички невидлив придружник Едро X-1, направена со телескопот од 1,54 метри во опсерваторијата Ла Сила, јасно го покажува присуството на типичен шок преку H-алфа со тесен опсег. филтер за глава, со што веднаш се потврдува статусот на овој систем како „бегалец“ [20] . Така, ова е еден од „најсовршените“ параболични ударни бранови, кој никогаш не бил толку јасно забележан околу ОВ ѕвездата-бегалка[21] . Дополнително, ориентацијата на лачниот удар покажува дека системот се движи кон север, и затоа неговото потекло треба да лежи јужно од денешната местоположба. Тука се наоѓа добро познатото ОБ здружение, Велс ОБ1.

Врз основа на измереното растојание до Vel OB1, (околу 6.000 светлосни години) и забележаното правилно движење и радијална брзина на HD 77581, може да се пресмета дека системот Едро X-1 се движи со брзина од 90 km/s. Со оваа брзина, на HD 77581 и неговиот компактен придружник би му биле потребни околу 2,5 Myr за да избегаат од здружението Едро OB1 и да ја достигнат својата денешна местоположба. Ова точно одговара на очекуваното време што поминало од експлозијата на суперновата на предокот на оваа ѕвезда.

Наводи

уреди
  1. ↑ „Runaway star“. The Encyclopedia of Science (англиски). Архивирано од изворникот 2013-01-24.
  2. ↑ Dr Karl (2001-10-29). „Runaway Stars“. Dr Karl's Great Moments In Science (англиски). ABC Science. Архивирано од изворникот 2013-01-24.
  3. ↑ Jim Kaler. „Mu Columbae“. STARS (англиски). Архивирано од изворникот 2013-01-24.
  4. ↑ Sergey E Koposov et al. Discovery of a nearby 1700 km/s star ejected from the Milky Way by Sgr A* Архивирано на 17 ноември 2019 г., 2019
  5. ↑ Stephan Geier et al. The fastest unbound star in our Galaxy ejected by a thermonuclear supernova „архивска копија“. Архивирано од изворникот на 2019-10-13. Посетено на 2024-09-12.CS1-одржување: бот: непознат статус на изворната URL (link), 2015
  6. ↑ Oh, Seungkyung; Kroupa, Pavel; Pflamm-Altenburg, Jan (2015). „Dependency of Dynamical Ejections of O Stars on the Masses of Very Young Star Clusters“. The Astrophysical Journal (англиски). 805 (2): 92. arXiv:1503.08827. Bibcode:2015ApJ...805...92O. doi:10.1088/0004-637X/805/2/92. ISSN 0004-637X.
  7. ↑ Gvaramadze, Vasilii V.; Gualandris, Alessia (2010-09-30). „Very massive runaway stars from three-body encounters“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 410 (1): 304–312. arXiv:1007.5057. Bibcode:2011MNRAS.410..304G. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17446.x. ISSN 0035-8711.
  8. ↑ Boubert, D.; Erkal, D.; Evans, N. W.; Izzard, R. G. (2017-04-10). „Hypervelocity runaways from the Large Magellanic Cloud“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 469 (2): 2151–2162. arXiv:1704.01373. Bibcode:2017MNRAS.469.2151B. doi:10.1093/mnras/stx848. ISSN 0035-8711.
  9. ↑ Blaauw, A. (1961). „On the origin of the O- and B-type stars with high velocities (the run-away stars), and some related problems“. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 15: 265. Bibcode:1961BAN....15..265B.
  10. ↑ Tauris, T.M.; Takens, R.J. (1998). „Runaway velocities of stellar components originating from disrupted binaries via asymmetric supernova explosions“. Astronomy and Astrophysics. 330: 1047–1059. Bibcode:1998A&A...330.1047T.
  11. ↑ „Enigma of Runaway Stars Solved“. eso9702 — Science Release (англиски). ESO. 1997-01-14. Архивирано од изворникот 2013-01-24.
  12. ↑ 12,0 12,1 М.Е.Прохоров, С.Б.Попов (2002). „Убегающие звёзды“. Где можно искать одиночные черные дыры? (руски). Астронет. Архивирано од изворникот 2010-10-25.
  13. ↑ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; de Zeeuw, P. T.= (2000). „The Origin of Runaway Stars“. The Astrophysical Journal (англиски). IOP Publishing. 544 (2): L133—L136. Bibcode:2000ApJ...544L.133H. doi:10.1086/317315. Архивирано од изворникот на 2017-04-01.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  14. ↑ М.Е.Прохоров, С.Б.Попов (2002). „Убегающие звёзды“. Где можно искать одиночные черные дыры? (руски). Астронет. Архивирано од изворникот 2010-10-25.
  15. ↑ Стив Мэндел (2006-11-24). „Звезда-беглец α Жирафа“ (руски). Астронет. Архивирано од изворникот на 2013-10-23.
  16. ↑ NASA. WISE (2011-02-04). „ζ Oph: убегающая звезда“ (руски). Астронет. Архивирано од изворникот на 2013-05-16.
  17. ↑ Рольф Гайссингер (2011-03-11). „AE Возничего и туманность Пылающая звезда“ (руски). Астронет. Архивирано од изворникот на 2012-10-31.
  18. ↑ 18,0 18,1 „WISE Catches a Runaway Star in Flames“ (англиски). Калифорнийский университет в Беркли. 2010-11-23. Архивирано од изворникот 2013-01-24.
  19. ↑ T. A. Rector & B. A. Wolpa (2001-12-04). „AE Возничего: пылающая звезда“ (руски). Астронет. Архивирано од изворникот на 2012-03-06.
  20. ↑ Л. Капер и др. (1997-12-02). „Убегающая звезда“ (руски). Астронет. Архивирано од изворникот на 2011-01-15.
  21. ↑ Л. Капер и др. (1999-11-27). „Сбежавшая звезда“ (руски). Астронет. Архивирано од изворникот на 2012-04-04.

Надворешни врски

уреди
  • Adriaan Blaauw, William Morgan. The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula (англ.). — No. 119. — P. 625.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Sвезда-бегалка&oldid=5277848“