Astronomowie z USA i Szwajcarii zidentyfikowali nową klasę gwiazd. Nazwali ją szybko pulsującymi żółtymi nadolbrzymami. Odkrycie może rozwiązać znany astrofizyczny „problem czerwonych nadolbrzymów”. Odnosi się on do faktu braku obserwacji gwiazd progenitorowych dla supernowych Typu IIP. Gwiazdy takie musiałyby mieć masę od 16 do 30 mas Słońca.

Zdjęcie ilustracyjne

Obecnie uważa się, że gwiazdy o masie powyżej 8 mas Słońca zamieniają się pod koniec życia w czerwone nadolbrzymy, a następnie ich jądro zapada się i dochodzi do eksplozji. Pojawia się supernowa. Z obserwacji supernowych Typu IIP wiemy, że powinny one powstawać z gwiazd o masie od 16 do 30 razy większej od masy Słońca. Co prawda obserwowano już czerwone nadolbrzymy o takich masach, jednak żaden z nich nie był źródłem supernowej Typu IIP.

Z dotychczas przeprowadzonych badań wynika ponadto, że wybuchają jedynie czerwone nadolbrzymy o niskich masach. Powstaje więc pytanie, co dzieje się z tymi o większych masach. Jedną z możliwości jest ich „wsteczna” ewolucja do wcześniejszego etapu gwiazd żółtych lub niebieskich. Takie gwiazdy mogłyby kończyć swoje istnienie z inny sposób niż czerwone nadolbrzymy.

Trevor Dorn-Wallenstein z University of Chicago i jego koledzy postanowili poszukać takich gwiazd, które uległy „wstecznej” ewolucji. Postanowili sprawdzić, czy pulsujące żółte nadolbrzymy nie są przypadkiem byłymi czerwonymi nadolbrzymami. Naukowcy sądzili, że jeśli czerwony nadolbrzym straciłby wystarczająco dużo masy, mógłby – zgodnie z diagramem Hertzprunga-Russella – zamienić się w gwiazdę żółtą lub niebieską.

Problem czerwonych nadolbrzymów istnieje od lat. Jedno z wyjaśnień mówi, że gwiazdy takie mogą powrócić do typu niebieskiego z diagramu HR. Powstaje więc pytanie, jak odróżnić gwiazdy, które dopiero staną się czerwonymi nadolbrzymami, od gwiazd, które nimi były i powróciły do wcześniejszych etapów ewolucji. Jednym ze sposobów może być przyjrzenie się, czy pulsują. Jedynie byłe czerwone nadolbrzymy powinny wykazywać niezwykłe wzorce pulsowania. I to właśnie oni znaleźli, mówi Philip Massey z Lowell Observatory, który nie był zaangażowany w najnowsze badania.

Dorn-Walenstein i jego grupa wykorzystali dane z TESS do przeanalizowania 76 nadolbrzymów. Znaleźli 5 żółtych nadolbrzymów, które w czasie krótszym niż dobra przechodziły przez liczne okresy szybkich zmian jasności. Gwiazdy te są jaśniejsze niż cieplejsze niż typowe cefeidy, czyli gwiazdy, które doświadczają okresowych zmian jasności. Jednocześnie są ciemniejsze niż typowe żółte nadolbrzymy i chłodniejsze od najchłodniejszych zmiennych typu Alpha Cygni. Wszystkie pięć gwiazd mieści się na diagramie HR w miejscu, w którym diagram ten nie przewidywał istnienia gwiazd zmiennych. Na tej podstawie zespół Dorn-Wallensteina uznał, że mamy do czynienia z nową grupą nadolbrzymów, którą nazwano szybko pulsującymi żółtymi nadolbrzymami (FYPS).

Co więcej, okazało się, że najniższa masa szybko pulsujących żółtych nadolbrzymów jest bliska maksymalnej masie czerwonych nadolbrzymów, z których powstają supernowe. To zaś może oznaczać, że bardziej masywne czerwone nadolbrzymy nie kończą życia eksplodując, ale tracą materię i zmieniają się w FYPS.

Ze szczegółami badań możemy zapoznać się na łamach arXiv.

 

 

Źródło: PhysicsWorld
0 0 vote
Article Rating