Các nhà thiên văn học đã tìm thấy một sao lùn trắng đã từng là hai sao lùn trắng. Cặp sao hợp nhất thành một khoảng 1,3 tỷ năm trước. Ngôi sao kết quả, có tên WDJ0551 + 4135, cách chúng ta khoảng 150 năm ánh sáng.
Một sao lùn trắng là trạng thái cuối của các ngôi sao như Mặt trời của chúng ta. Một khi họ đã tiêu thụ nhiên liệu hạt nhân, họ trục xuất vật liệu bên ngoài của họ. Những gì trái lại là một tập hợp vật chất dày đặc không thể diễn tả, không có sự hợp nhất diễn ra. Độ chói của nó đến từ năng lượng nhiệt được lưu trữ.
Ngôi sao này nổi bật như một thứ mà chúng ta chưa từng thấy trước đây.
Tác giả chính Mark Hollands, Đại học Warwick.
Sao lùn trắng này khác với những người khác. Thông thường, một bầu không khí lùn trắng không có chứa nhiều carbon. Nhưng WDJ0551 + 4135 có bầu không khí với mức độ carbon cao. Nó cũng to hơn nhiều so với một sao lùn trắng điển hình.
Cả hai đặc điểm này đều nổi bật với các nhà thiên văn học đằng sau một nghiên cứu mới công bố phát hiện này. Nhà nghiên cứu chính của nghiên cứu là Tiến sĩ Mark Hollands, đến từ Khoa Vật lý tại Đại học Warwick. Nghiên cứu có tiêu đề là Một sao lùn trắng cực lớn với bầu khí quyển hỗn hợp hydro hydro hydro như là một tàn dư có khả năng sáp nhập. Nó được xuất bản trong ấn bản ngày 2 tháng 3 của Thiên văn học thiên nhiên.
Trước khi một ngôi sao trở thành sao lùn trắng, nó trải qua giai đoạn khổng lồ đỏ. Nếu người khổng lồ đỏ không có khối lượng đủ để hợp nhất carbon, thì carbon và oxy sẽ thu thập thành một khối tại trung tâm ngôi sao. Khi ngôi sao lột bỏ lớp bên ngoài, cuối cùng nó chỉ để lại một tàn dư, ngôi sao lùn trắng. Hầu hết các sao lùn chủ yếu bao gồm carbon và oxy, mặc dù có những loại khác.
Nhưng thông thường, carbon đó không thể nhìn thấy. Một lớp helium dày thường chặn nó. Trong nghiên cứu của họ, nhóm nghiên cứu đã sử dụng Kính thiên văn William Herschel để kiểm tra sao lùn trắng bằng phương pháp quang phổ. Điều đó cho thấy bầu khí quyển có hàm lượng carbon cao bất thường, một điều không thể có được.
Ngôi sao này nổi bật như một thứ mà chúng ta chưa từng thấy trước đây. Bạn có thể mong đợi nhìn thấy một lớp hydro bên ngoài, đôi khi được trộn với helium hoặc chỉ là hỗn hợp của helium và carbon, ông nói, tác giả chính của Hollands cho biết trong một thông cáo báo chí. Bạn không thể thấy sự kết hợp giữa hydro và carbon cùng một lúc vì sẽ có một lớp helium dày ở giữa điều đó ngăn cấm điều đó. Khi chúng tôi nhìn vào nó, nó không có ý nghĩa gì cả.
Về mặt sao, hầu hết các sao lùn trắng không quá lớn. Chúng có kích thước lớn hơn khoảng 0,6 lần so với Mặt trời của chúng ta. Nhưng WDJ0551 + 4135 thì khác. Khối lượng của nó gần gấp đôi so với sao lùn trắng điển hình, ở mức 1,14 khối lượng mặt trời. Nó vẫn cực kỳ nhỏ gọn cho một vật thể có khối lượng lớn như vậy, giống như các sao lùn trắng khác. Nó chỉ có hai phần ba đường kính Trái đất.
Nó vận tốc trong không gian cũng không giống với các sao lùn trắng khác. Các nhà thiên văn học sử dụng thuật ngữ tiêu chuẩn địa phương của Rest rest để mô tả chuyển động trung bình của vật chất trong Dải Ngân hà. Nó có khoảng 202 202 km241 / s. Nhưng WDJ0551 + 4135 di chuyển ở 129? ± 5 km??1 liên quan đến tiêu chuẩn nghỉ ngơi tại địa phương, nhanh hơn nhiều so với các vấn đề khác.
Vì các ngôi sao lớn tuổi di chuyển nhanh hơn những người trẻ tuổi khi cả hai cùng quay quanh Dải Ngân hà, ngôi sao lùn trắng này phải già hơn. Trên thực tế, vận tốc cao của nó có nghĩa là nó nhanh hơn 99% các sao lùn trắng khác trong thiên hà. Trong nghiên cứu của họ, các tác giả cho biết, Chúng tôi thấy tốc độ này nằm ở phân vị thứ 99 của phân bố vận tốc ba chiều (3D) của các sao lùn trắng gần đó với cường độ tuyệt đối tương tự. Do sự phân tán vận tốc của sao tăng theo tuổi hệ thống, động học nhanh của WD J0551 + 4135 có thể biểu thị tuổi hệ thống cũ hơn nhiều so với ngụ ý đơn giản từ việc làm mát sao lùn trắng.
Tất cả ba đặc điểm khiến nó khác biệt với các sao lùn trắng khác: vận tốc / tuổi, khối lượng và carbon nhìn thấy được.
Cách duy nhất bạn có thể giải thích là nếu nó được hình thành thông qua sự hợp nhất của hai sao lùn trắng.
LEAD AUTHOR Mark HOLLANDS, TRƯỜNG ĐẠI HỌC WARWICK.
Hollands Chúng tôi có một thành phần mà chúng ta có thể giải thích thông qua quá trình tiến hóa sao bình thường, khối lượng trung bình gấp đôi so với sao lùn trắng và tuổi động học lớn hơn so với suy ra từ làm mát, theo ông Hollands. Voi Chúng tôi khá chắc chắn về cách một ngôi sao tạo thành một sao lùn trắng và nó không nên làm điều này. Cách duy nhất bạn có thể giải thích là nếu nó được hình thành thông qua sự hợp nhất của hai ngôi sao lùn trắng.
Người lùn sáp nhập có khả năng là kết quả của hàng tỷ năm tiến hóa sao trong một hệ sao nhị phân. Một trong những ngôi sao Lôi đạt đến giai đoạn khổng lồ đỏ trước đối tác của mình và mở rộng, bao bọc đối tác. Khi ngôi sao đầu tiên co lại, quỹ đạo giữa hai người lại gần nhau hơn. Sau đó, ngôi sao thứ hai trải qua giai đoạn khổng lồ đỏ, mở rộng và bao bọc người kia.
Phải mất hàng tỷ năm, nhưng cuối cùng sự phát xạ sóng hấp dẫn làm cho quỹ đạo co lại nhiều hơn. Kết thúc là trong tầm nhìn, hoặc có thể là cuộc hôn nhân, và khi quỹ đạo co lại đủ, các ngôi sao hợp nhất thành một.
Có một số người lùn trắng khổng lồ, mặc dù có nhiều hơn bạn mong đợi để xem điều gì ngụ ý rằng một số trong số họ có thể được hình thành bởi sự hợp nhất.
LEAD AUTHOR Mark HOLLANDS, TRƯỜNG ĐẠI HỌC WARWICK.
Các nhà thiên văn học đã dự đoán sự tồn tại của các sao lùn trắng hợp nhất, nhưng điều này vẫn phá vỡ kỳ vọng. Họ dự đoán rằng sự hợp nhất nên giữa hai sao lùn trắng có kích thước khác nhau. Nhưng WDJ0551 + 4135 dường như là sự hợp nhất giữa các sao lùn có kích thước tương tự.
Có một giới hạn khối lượng lớn hơn đối với các sao lùn trắng, ngay cả đối với một cặp đã hợp nhất. Nếu vật thể sao thu được đủ lớn, nó sẽ phát nổ như một siêu tân tinh chạy trốn nhiệt. Các nhà vật lý thiên văn nghĩ rằng giới hạn là khoảng 1,4 khối lượng mặt trời, nhưng họ không chắc chắn. Nó có khả năng các vật thể có thể phát nổ dưới dạng siêu tân tinh với khối lượng nhỏ hơn 1,4 mặt trời. Với khối lượng mặt trời 1,14, sao lùn trắng này đang giúp các nhà vật lý thiên văn hiểu được giới hạn khối lượng trên.
Các nhà khoa học có thể hiểu một tuổi lùn trắng bằng cách nhìn vào nhiệt độ của nó. Các sao lùn trắng don lồng tạo ra bất kỳ sức nóng nào vì ở đó không còn hợp hạch nữa. Chúng giống như than hồng hơn là sao và bằng cách theo dõi quá trình làm mát của sao, chúng có thể xác định tuổi của nó. Nhưng khi hai sao lùn trắng hợp nhất, quá trình làm mát bắt đầu lại.
Không có cách nào chính xác để xác định tuổi này, và hai sao lùn trắng có thể là sao lùn trắng trong hàng tỷ năm trước khi hợp nhất. Tuy nhiên, các nhà nghiên cứu nghĩ rằng việc sáp nhập đã diễn ra khoảng 1,3 tỷ năm trước.
Các nhà khoa học chỉ mới tìm thấy một vài sao lùn trắng hợp nhất trước đây. Nhưng đây là lần đầu tiên người ta được xác định thông qua thành phần của nó.
Theo ông Hollands, có rất nhiều ngôi sao lùn trắng khổng lồ này, mặc dù có nhiều hơn những gì bạn mong đợi để thấy điều đó ngụ ý rằng một số trong số chúng có thể được hình thành do sáp nhập.
Trong tương lai, chúng ta có thể sử dụng một kỹ thuật gọi là asteroseism để tìm hiểu về thành phần lõi lùn trắng từ các xung sao của nó, đây sẽ là một phương pháp độc lập xác nhận ngôi sao này hình thành từ sự hợp nhất.
Có lẽ khía cạnh thú vị nhất của ngôi sao này là nó chắc chắn đã không phát nổ thành siêu tân tinh - những vụ nổ khổng lồ này thực sự quan trọng trong việc lập bản đồ cấu trúc của Vũ trụ, vì chúng có thể được phát hiện ra ở khoảng cách rất lớn. Đồng bằng. Tuy nhiên, vẫn còn nhiều điều không chắc chắn về loại hệ thống sao nào đưa nó đến giai đoạn siêu tân tinh. Điều kỳ lạ là nó có thể phát ra âm thanh, đo lường các tính chất của siêu tân tinh này đã thất bại và tương tự, trong tương lai, đang cho chúng ta biết rất nhiều về con đường dẫn đến sự tự hủy nhiệt hạch.
Hơn:
- Thông cáo báo chí: Hai ngôi sao hợp nhất để tạo thành sao lùn trắng khổng lồ
- Nghiên cứu: Một sao lùn trắng cực lớn với bầu khí quyển hỗn hợp hydro hydro như là tàn dư có khả năng sáp nhập
- Tạp chí vũ trụ: Ngôi sao kỳ quái có thể là kết quả của hai chú lùn trắng hợp nhất với nhau
