Masės pernaša, novų sprogimai, Ia tipo supernovos ir gravitacinių bangų šaltiniai kelių žvaigždžių sistemose
Dauguma Visatos žvaigždžių nesivysto pavieniui – jos gyvena dvinarių ar daugianarių žvaigždžių sistemose, besiorientuojančiose apie bendrą masės centrą. Tokios konfigūracijos lemia platų spektrą neįprastų astrofizinių reiškinių – pradedant masės pernaša, novų protrūkiais, Ia tipo supernovomis ir baigiant gravitacinių bangų šaltiniais. Sąveikaudamos žvaigždės gali drastiškai pakeisti viena kitos evoliuciją, taip sukeldamos šviesius tranzientinius reiškinius ar formuodamos naujas baigtis (pvz., neįprastas supernovos rūšis ar greitai besisukančias neutronines žvaigždes), kurių atskiros žvaigždės niekada nepasiektų. Šiame straipsnyje aptarsime, kaip dvinariai susidaro, kaip masės mainai sukelia novų ir kitus sprogimus, kaip garsi Ia tipo supernovos kilmė kyla iš baltųjų nykštukų akrecijos, ir kaip kompaktiški dvinariai tampa galingais gravitacinių bangų šaltiniais.
1. Dvinarių žvaigždžių paplitimas ir tipai
1.1 Dvinarių dalis ir susidarymas
Stebėjimo apklausos rodo, kad reikšminga dalis žvaigždžių (ypač masyvių) yra dvinarių sistemose. Įvairūs procesai žvaigždžių formavimosi regionuose (suskaidymas, gravitacinis pagavimas) gali sukurti sistemas, kuriose dvi (ar daugiau) žvaigždės skrieja viena aplink kitą. Priklausomai nuo orbitoje esančio nuotolio, masių santykio ir pradinių evoliucinių stadijų, vėliau jos gali sąveikauti, pernešdamos masę ar net susiliedamos.
1.2 Sąveikos klasifikacija
Dvinariai dažnai klasifikuojami pagal tai, kaip (ir ar) jie apsikeičia medžiaga:
- Atskiri (detached) dvinariai: Kiekvienos žvaigždės išoriniai sluoksniai telpa jos Rošo ertmėje, todėl pradžioje masės pernašos nevyksta.
- Pusiau atskiri (semidetached): Viena iš žvaigždžių užpildo savo Rošo ertmę ir perduoda masę kompanionei.
- Kontaktiniai (contact): Abi žvaigždės užpildo savo Rošo ertmes, dalindamos bendrą apvalkalą.
Augant žvaigždėms ar plečiantis jų apvalkalams, kadaise buvusi atskira sistema gali tapti pusiau atskira, sukeldama masės pernašos epizodus, kurie giliai pakeičia jų evoliucinius likimus [1], [2].
2. Masės pernaša dvinarėse sistemose
2.1 Rošo ertmės ir akrecija
Pusiau atskirų ar kontaktinių sistemų atveju žvaigždė, kurios spindulys didžiausias ar tankis mažiausias, gali užpildyti savo Rošo ertmę, t. y. gravitacinį pusiausvyros paviršių. Medžiaga iš žvaigždės nuteka per vidinį Lagranžo tašką (L1), sudarydama akrecijos diską aplink kitą kompanionę (jei ši yra kompaktiška — pavyzdžiui, baltasis nykštukas ar neutroninė žvaigždė), arba nukrenta tiesiai ant masyvesnės pagrindinės sekos ar milžinės žvaigždės. Šis procesas gali:
- Pagreitinti sukimąsi akreciją gaunančiai kompanionei,
- Apnuoginti masę prarandančią žvaigždę, pašalinant jos išorinius sluoksnius,
- Išprovokuoti termobranduolinius protrūkius ant kompaktiško akrecijos gavėjo (pvz., novų, rentgeno žybsnių).
2.2 Evoliucinės pasekmės
Masės pernaša gali radikaliai perbraižyti žvaigždžių evoliucijos kelius:
- Žvaigždė, galėjusi tapti raudonuoju milžinu, per anksti netenka apvalkalo ir išryškina karštą helio branduolį (pvz., helio žvaigždės susidarymas).
- Akreciją gaunanti kompanionė gali užaugti masėje ir atsidurti aukštesnėje evoliucijos sekoje, nei numato vienišos žvaigždės modeliai.
- Kraštutiniais atvejais masės mainai veda prie bendro apvalkalo fazės, galinčios susilieti abi žvaigždes arba išstumti didelį kiekį medžiagos.
Tokios sąveikos leidžia susidaryti unikalioms baigtims (pvz., dvigubiems baltiesiems nykštukams, Ia tipo supernovos pirmtakams ar dviguboms neutroninėms žvaigždėms).
3. Novos sprogimai
3.1 Klasikinės novos mechanizmas
Klasikinės novos pasirodo pusiau atskirose sistemose, kur baltasis nykštukas akrečiuoja vandenilio turinčią medžiagą iš kompanionės (dažnai pagrindinės sekos ar raudonosios nykštukės). Per tam tikrą laiką ant baltojo nykštuko paviršiaus susikaupia vandenilio sluoksnis didelio tankio ir temperatūros, kol prasideda terminis branduolinis bėgimas (thermonuclear runaway). Protrūkis gali padidinti sistemos šviesį tūkstančius ar milijonus kartų, išmesdamas medžiagą dideliais greičiais [3].
Pagrindiniai etapai:
- Akrecija: Baltasis nykštukas kaupia vandenilį.
- Termobranduolinės ribos pasiekimas: Susiformuoja kritinė T/ρ.
- Sprogimas: Staigus, bėgantis paviršinio vandenilio degimas.
- Išmetimas: Karštų dujų apvalkalas išmetamas, sukeldamas novą.
Nova įvykiai gali kartotis, jei baltasis nykštukas tęsia akreciją ir kompanionė išlieka. Kai kurie kataklizminiai kintamieji per savo istoriją patiria daugybę novų protrūkių per šimtmečius ar dešimtmečius.
3.2 Stebimos savybės
Novos dažniausiai išauga šviesiu per kelias dienas, išlaiko maksimumą dienas ar savaites, o tada pamažu blanksta. Spektrinė analizė rodo emisijos linijas iš besiplečiančio išmestų dujų apvalkalo. Klasikinės novos skiriasi nuo:
- Nykštukinių novų: mažesnių protrūkių, kylančių iš disko nestabilumų,
- Pasikartojančių novų: dažnesnių pagrindinių protrūkių, susijusių su didele akrecija.
Novų išmestos kriauklės praturtina aplinką perdirbta medžiaga, įskaitant kai kuriuos sunkesnius izotopus, susidariusius bėgimo metu.
4. Ia tipo supernovos: baltųjų nykštukų sprogimai
4.1 Termobranduolinė supernova
Ia tipo supernova išsiskiria tuo, kad jos spektre nėra vandenilio linijų, bet jaučiamos ryškios Si II linijos prie maksimumo. Energijos šaltinis – tai baltojo nykštuko termobranduolinis sprogimas, kai jis pasiekia Čandrasekaro ribą (~1,4 M⊙). Skirtingai nuo žlugimo (branduolio griūvimo) supernovų, Ia tipo sprogimas nekyla iš masyvios žvaigždės geležies branduolio griūties, o iš mažesnės žvaigždės anglies-deguonies baltojo nykštuko, kuriam vyksta visiška „sudeginimas“ [4], [5].
4.2 Dvinariai pirmtakai
Yra dvi pagrindinės kilmės schemos:
- Vienišas (Single Degenerate): Baltasis nykštukas artimoje dvinarėje gauna vandenilio ar helio iš nekompaktiškos kompanionės (pvz., raudonosios milžinės). Pasiekus kritinę masę, branduolyje prasideda nekontroliuojama anglies sintezė, sunaikinanti žvaigždę.
- Dvigubas degeneratas (Double Degenerate): Du baltieji nykštukai susijungia, o bendra masė viršija stabilumo ribas.
Abiem atvejais anglies detonavimo ar deflagracinis frontas pereina per visą nykštuką, visiškai jį išsprogdindamas. Nelieka jokio kompaktiško likučio – tik besiplečiantys pelenai.
4.3 Kosmologinė svarba
Ia tipo supernovos pasižymi gana vieninga pikinio šviesio kreive (sulygiavus tam tikrus parametrus), todėl jos tapo „standartiniais žiburiais“ (angl. standardizable candles) kosminiams nuotoliams matuoti. Jų vaidmuo atrandant kosmoso plėtimąsi su pagreičiu (t. y. tamsiąją energiją) pabrėžia, kaip dvinarių žvaigždžių fizika gali pasireikšti lemtingais astrofiziniais ir kosmologiniais atradimais.
5. Gravitacinių bangų šaltiniai kelių žvaigždžių sistemose
5.1 Kompaktiški dvinariai
Neutroninės žvaigždės ar juodosios skylės, susiformavusios dvinarėse, gali išlikti susietos ir ilgainiui susijungti per milijonus metų, netekdamos orbitinės energijos per gravitacines bangas. Tokie kompaktiški dvinariai (NS–NS, BH–BH ar NS–BH) – svarbiausi gravitacinių bangų (GW) šaltiniai. LIGO, Virgo ir KAGRA jau užfiksavo dešimtis dvinarių juodųjų skylių susijungimų ir kelis dvinarių neutroninių žvaigždžių atvejus (pvz., GW170817). Šios sistemos atsiranda iš masyvių žvaigždžių, glaudžiai susietų dvinarių, patyrusių masės mainus ar bendro apvalkalo fazę [6], [7].
5.2 Susiliejimų baigtys
- NS–NS susiliejimai sukelia r-proceso sunkųjų elementų formavimąsi kilonovos protrūkiu, kuriame gaminama auksas ir kiti brangieji metalai.
- BH–BH susiliejimai – gryni gravitacinių bangų reiškiniai, dažnai be elektromagnetinio atitikmens (nebent liktų medžiagos aplink).
- NS–BH susiliejimai gali skleisti tiek gravitacines bangas, tiek elektromagnetinius signalus, jei dalis neutroninės žvaigždės suardoma potvyniniais poveikiais.
5.3 Stebėjimų atradimai
2015 m. GW150914 (BH–BH susijungimas) radinys ir toliau sekę atradimai atvėrė naują daugiabangės astrofizikos erą. NS–NS susijungimas GW170817 (2017 m.) atskleidė tiesioginį ryšį su r-proceso nukleosinteze. Tobulėjant detektoriams, aptikimų daugės, jų vietos tikslės, galbūt užfiksuojant ir neįprastas trigubas ar keturgubas žvaigždžių sąveikas, jei jos suteiktų atpažįstamą bangų parašą.
6. Neįprastos dvinarių sistemos ir kiti reiškiniai
6.1 Akreciją gaunančios neutroninės žvaigždės (rentgeno dvinariai)
Kai neutroninė žvaigždė artimoje dvinarėje pritraukia medžiagą iš kompanionės (per Rošo ertmę ar žvaigždės vėją), susidaro rentgeno dvinariai (pvz., Hercules X-1, Cen X-3). Itin stipri gravitacija netoli neutroninės žvaigždės generuoja ryškų rentgeno spinduliavimą iš akrecijos disko arba ties magnetiniais poliais. Kai kurios sistemos pasižymi pulsuojančiu spinduliavimu, jei neutroninė žvaigždė turi stiprų magnetinį lauką – tai rentgeno pulsarai.
6.2 Mikrokvazarai ir čiurkšlių formavimas
Jei kompaktiškas objektas yra juodoji skylė, akrecija iš kompanionės gali sukurti AGN tipo čiurkšles, – „mikrokvazarus“. Šios čiurkšlės matomos radijo ir rentgeno ruožuose, veikdamos kaip sumažintas supermasyvių juodųjų skylių kvazarų analogas.
6.3 Kataklizminiai kintamieji
Įvairūs pusiau atskirų dvinarių tipai su baltuoju nykštuku bendrai vadinami kataklizminiais kintamaisiais: novomis, nykštukinėmis novomis, pasikartojančiomis novomis, poliarais (stiprūs magnetiniai laukai, kreipiantys akreciją). Jie pasižymi protrūkiais, staigiais šviesio šuoliais ir įvairove stebimų savybių, aprėpdami diapazoną nuo vidutinių (novų blyksnių) iki itin smarkių (Ia tipo supernovos pirmtakai).
7. Cheminės ir dinaminės pasekmės
7.1 Cheminis praturtinimas
Dvinariai gali sukelti novų protrūkius ar Ia tipo supernovas, išmesdami naujai susikūrusius izotopus, ypač geležies grupės elementus iš Ia tipo. Tai labai svarbu galaktikos raidai: manoma, kad apie pusę geležies Saulės kaimynystėje kyla iš Ia tipo supernovų, papildant masyvių vienišų žvaigždžių supernovų indėlį.
7.2 Žvaigždėdaros skatinimas
Sprogstančių dvinarių supernovų smūginės bangos (kaip ir vienišų žvaigždžių atveju) gali suspausti netoliese esančius molekulinius debesis, skatindamos naujas žvaigždžių kartas. Tačiau Ia tipo ar tam tikrų nulupto apvalkalo supernovų ypatumai gali sukelti kitokį cheminį ar radiacinį poveikį regionams, kur gimsta žvaigždės.
7.3 Kompaktiškų liekanų populiacijos
Artima dvinarių evoliucija yra pagrindinis dvigubų neutroninių žvaigždžių ar dvigubų juodųjų skylių formavimosi kanalas, kurių susijungimai tampa gravitacinių bangų šaltiniais. Susijungimų dažnumas galaktikoje veikia r-proceso praturtinimą (ypač neutroninių žvaigždžių susiliejimus) ir gali didele dalimi keisti žvaigždžių populiacijas tankiuose spiečiuose.
8. Stebėjimai ir būsimieji tyrimai
8.1 Didelės apimties apklausos ir laiko matavimų kampanijos
Tiek antžeminiai, tiek kosminiai teleskopai (pvz., Gaia, LSST, TESS) identifikuoja bei aprašo milijonus dvinarių. Precizinis radialinio greičio matavimas, fotometrinės šviesio kreivės ir astrometrinės orbitos leidžia aptikti masės mainų ženklus bei įvertinti galimus novų ar Ia tipo supernovų pirmtakus.
8.2 Gravitacinių bangų astronomija
LIGO-Virgo-KAGRA detektorių ir elektromagnetinių tolesnių stebėjimų sąveika iš esmės keičia susiliejimų dvinarėse (NS–NS, BH–BH) supratimą realiu laiku. Ateities patobulinimai padės fiksuoti daugiau tokių reiškinių, geriau lokalizuoti danguje ir galbūt aptikti neįprastas trejetų ar ketvertų žvaigždžių sąveikas, jei jos sukurtų specifinį gravitacinių bangų parašą.
8.3 Aukštos skyros spektroskopija ir novų apklausos
Novų aptikimas plačios aprėpties laiko srities apklausose leidžia patobulinti termobranduolinio bėgimo modelius. Tikslūs novų liekanų vaizdai ir spektroskopija gali pateikti išmestų masių, izotopų santykių duomenis bei nuorodas apie baltojo nykštuko sandarą. Tuo pačiu rentgeno teleskopai (Chandra, XMM-Newton, būsimos misijos) seka smūgines sąveikas novų apvalkale, susiedami teoriją apie masės išmetimą su dvinarių diskiniu akrecijos modeliu.
9. Išvados
Dvinarių žvaigždžių sistemos atveria platų astrofizikos reiškinių pasaulį – nuo nedidelių masės mainų iki įspūdingų kosminių fejerverkų:
- Masės pernaša gali apnuoginti žvaigždes, sukelti paviršiaus bėgimus ar pagreitinti kompaktiškas kompaniones, kas duoda novų ar rentgeno dvinarių.
- Novų sprogimai – tai termobranduoliniai blyksniai ant baltojo nykštuko paviršiaus pusiau atskirose sistemose; pasikartojant ar kraštutiniais atvejais kelias atveria kelią į Ia tipo supernovą, jei baltasis nykštukas artėja prie Čandrasekaro ribos.
- Ia tipo supernovos – baltojo nykštuko termobranduoliniai suardomieji sprogimai, tarnaujantys kaip svarbūs kosminio atstumo matuokliai ir gausūs geležies grupės elementų šaltiniai galaktikose.
- Gravitacinių bangų šaltiniai formuojasi, kai dvinarių neutroninės žvaigždės ar juodosios skylės spirale artėja viena prie kitos, galingai susijungia. Šie įvykiai gali skatinti r-proceso nukleosintezę (ypač NS–NS atvejais) ar sukelti tik gravitacines bangas (BH–BH).
Taigi dvinariai lemia daugelį energingiausių Visatos įvykių— supernovų, novų, gravitacinių bangų susijungimų—formuodami galaktikų cheminę sudėtį, žvaigždžių populiacijos struktūrą ir net kosminę atstumo skalę. Plečiant stebėjimo galimybes elektromagnetiniame ir gravitacinių bangų diapazone, dvinarėmis sukelti reiškiniai tampa vis aiškesni, atskleisdami, kaip kelių žvaigždžių sistemos išeina į neįprastas evoliucijos kryptis, kurių atskiros žvaigždės niekada nepasiektų.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Eggleton, P. (2006). Evolutionary Processes in Binary and Multiple Stars. Cambridge University Press.
- Batten, A. H. (1973). Binary and Multiple Systems of Stars. Pergamon Press.
- Bode, M. F., & Evans, A. (2008). Classical Novae, 2-oji laida. Cambridge University Press.
- Hillebrandt, W., & Niemeyer, J. C. (2000). “Type Ia Supernova Explosion Models.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 191–230.
- Whelan, J., & Iben, I. Jr. (1973). “Binaries and Supernovae of Type I.” The Astrophysical Journal, 186, 1007–1014.
- Abbott, B. P., ir kt. (2016). “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger.” Physical Review Letters, 116, 061102.
- Paczynski, B. (1976). “Common envelope binaries.” In Structure and Evolution of Close Binary Systems (IAU Symposium 73), Reidel, 75–80.