Человечество изучает свет звезд с самого начала своей истории, но только недавно мы обнаружили, что звезды не любят быть в одиночестве.
Бинарные системы, содержащие две звезды, вращающиеся вокруг друг друга, являются одним из наиболее распространенных типов гравитационных связей в мире звезд, но их эволюция сложна. Астрономы пытаются улучшить технологию наблюдения за звездами, чтобы получить более широкую картину. Используя понимание эволюции двойных систем, ученые могут моделировать двойные звездные популяции, используя код синтеза звездной популяции COMPAS.
Исследователи из Центр передового опыта ARC по исследованию гравитационных волн (OzGrav) в сотрудничестве с Институтом Макса Планка недавно провели исследование, чтобы понять происхождение так называемых рентгеновских двойных систем со звездами типа Be в Малом Магеллановом Облаке.
Двойные рентгеновские системы - это системы, состоящие из нейтронной звезды, вращающейся вокруг быстро вращающейся массивной звезды. Это вращение заставляет массивную звезду образовывать диск из текучей материи - часть ее накапливается нейтронной звездой. Затем нейтронная звезда выпускает рентгеновские лучи, которые ученые могут наблюдать и измерять.
В исследовании Серены Винчигерра код COMPAS использовался для моделирования среды, такой как Малое Магелланово Облако. Сравнивая орбитальные свойства смоделированных рентгеновских систем с наблюдаемыми, исследователи показали вероятную эволюцию этих звездных систем:
Первоначально две звезды рождаются в жесткой двойной системе. Более массивная звезда развивается быстрее и расширяется. Из-за близости между двумя звездами раздутая массивная звезда «подпитывает» свою меньшую звезду своим веществом. Со временем массивная звезда может питаться и терять большую часть своей массы, но меньшая звезда может быть слишком «полной» и не поглощать всю материю.
Индивидуальная «диета» каждой звезды зависит не только от ее структуры и возраста, но и от массивной звезды, которая ее питает. В рентгеновских системах Be звездные диеты богаче, чем ожидали ранее астрономы. В результате хорошо питающиеся звезды становятся массивными и быстро вращаются.
Позже в своей эволюции оригинальная более массивная звезда может взорваться как сверхновая, оставив позади маленькую, но очень плотную нейтронную звезду. Если звезды выживут после взрыва, они создадут рентгеновскую систему, с нейтронной звездой, вращающейся вокруг массивной и быстро вращающейся Be-звезды.
Источник: OzGrav