Astronomia

Se una nana bianca si scontra con una stella gigante, potrebbe creare un TZO?

Se una nana bianca si scontra con una stella gigante, potrebbe creare un TZO?

Gli oggetti di Thorne-Żytkow (TZO) si formano da collisioni tra stelle di neutroni e stelle di sequenza principale o giganti. Alla fine, la stella di neutroni diventa il "nucleo" della stella gigante.

Tuttavia, questo potrebbe accadere anche con le nane bianche, se la massa combinata è inferiore al limite TOV? Le nane bianche sono stelle degenerate, proprio come le stelle di neutroni, quindi sarebbero in grado di sostituire il nucleo della stella allo stesso modo? Succederebbe qualcosa alla nana bianca se la massa combinata supera il limite di Chandrasekhar?


L'articolo originale di Thorne e Żytkow su TŻOs in realtà si apre con un confronto tra TŻOs e il tipo di oggetto che menzioni, con un nucleo degenerato di una nana bianca invece di un nucleo degenerato di una stella di neutroni. Notano che gli stati di equilibrio - essenzialmente, configurazioni stabili - di tali combinazioni si trovano vicino alla traccia di Hayashi (in effetti agisce un po' come le stelle AGB, in alcuni casi), indicando un'elevata metallicità, come nel caso delle TŻO.

Questi oggetti generano energia allo stesso modo dei TŻO: la materia viene accresciuta dal nucleo, rilasciando energia potenziale gravitazionale, e l'involucro della gigante rossa continua la fusione, sebbene, ovviamente, la fusione del nucleo sia stata sostanzialmente interrotta dall'arrivo del nuovo nucleo degenerato . La principale differenza nella produzione di energia sono i rapporti tra contributi nucleari alla luminosità e contributi gravitazionali alla luminosità: $$L_{ ext{nuc}}/Labout0.99,quad L_{ ext{grav}}/Labout0.01quad ext{per nucleo di nana bianca}$$ $$L_{ ext{nuc}}/Lcirca0.04,quad L_{ ext{grav}}/Lcirca0.96quad ext{per nucleo di neutroni}$$ Perché la differenza? $L_{ ext{grav}}$ è proporzionale a $$frac{GM_c}{R_cc^2}$$ dove $_c$ si riferisce a valori per il nucleo. Le masse ei raggi delle stelle di neutroni differiscono drasticamente da quelli delle nane bianche. Questo diventa meno importante nel caso di TŻOs supergiganti (cioè $M>10 M_{odot}$), perché i cicli di convezione hanno "bruciato" il combustibile nucleare verso l'esterno nell'involucro, e quindi i rapporti energetici diventano più simili a quelli trovati nel caso di un nucleo di nana bianca.

Questa differenza nei rapporti di produzione di energia significa anche che gli oggetti rimarranno in stati approssimativamente stabili per diversi periodi di tempo; giganti rosse con nuclei di nane bianche possono sopravvivere in equilibrio per almeno un ordine di grandezza o più fino a TŻOs.

Una cosa interessante da notare è che TŻO e giganti rosse con nuclei di nane bianche possono condividere alcuni degli stessi problemi quando si tratta di stabilità. Ci si aspetta che gli involucri siano composti in modo simile e agiscano in modo simile, con la potenziale differenza nei tassi di fusione nucleare, e quindi le stesse instabilità dinamiche sono possibili in entrambi i casi. Tuttavia, Thorne e Żytkow affermano di trovare improbabile questa possibilità.


Gli strati esterni della stella cadranno sulla nana bianca, formando un disco di accrescimento mentre la sostanza stellare si insinua a spirale. Come mostra questa immagine.

Quando la nana bianca ruba abbastanza materiale da diventare più grande di 1,4 masse solari, la nana diventerà una supernova di tipo Ia. Questo è probabilmente il motivo per cui non vediamo mai (raramente?) oggetti di Thorne-Żytkow realizzati con una nana bianca.

Se la nana bianca si scontrasse effettivamente con la sua stella compagna prima che esploda come una supernova, potrei immaginare che cadrebbe al centro mentre il materiale stellare trascina lungo l'orbita della nana bianca. Forse allora formerà qualcosa come un oggetto Thorne-Żytkow. O forse accumulerà abbastanza materiale mentre cade per creare una stella di neutroni, a quel punto si esploderà nella supernova di tipo II.


Se colpisci una nana bianca contro una stella della sequenza principale o una gigante rossa in modo che la nana bianca diventi il ​​nucleo, otterrai... una gigante rossa (o supergigante).

Forse suona strano, ma fondamentalmente i nuclei delle giganti rosse di piccola massa sono elettroni degenerati. Sono grosso modo costituiti da involucri convettivi profondi posti sopra nane bianche (elio) separate da un guscio sottile ma intenso di materiale sottoposto a reazioni nucleari. Naturalmente, la maggior parte delle nane bianche reali sono della varietà carbonio-ossigeno, quindi immagino che ciò che otterresti davvero sia qualcosa di più simile a una stella asintotica del ramo gigante (AGB). Ma anche queste sono fondamentalmente giganti rosse. A prima vista, non posso dire se sarà presente il secondo guscio in fiamme (idrogeno in elio).

Ad ogni modo, le cose a livello di composizione potrebbero essere un po' diverse dalle normali giganti rosse, supergiganti rosse o stelle AGB, ma la struttura complessiva sarà simile: un nucleo denso e degenerato avvolto in un grande involucro sparso.

Per quanto riguarda il limite di Chandrasekhar, questo definisce solo ciò che accade a un oggetto degenere. Se la nana bianca è abbastanza massiccia, una volta in equilibrio presumibilmente inizierà a bruciare carbonio e ossigeno in metalli più pesanti, proprio come una supergigante rossa.

Come nota finale, una rapida ricerca non ha rivelato alcuna letteratura su questo. Conosco materiale sulle fusioni tra due nane bianche o due stelle non degenerate ma non sono riuscito a trovare nulla su fusioni WD+MS (o simili).


Supernova osservata in collisione con la sua stella compagna

In questo still da una simulazione, esplode una supernova di tipo Ia (colore marrone scuro). Il materiale della supernova viene espulso verso l'esterno ad una velocità di circa 10.000 chilometri/secondo. Il materiale espulso va poi a sbattere contro la sua stella compagna (colore azzurro). La violenta collisione produce un impulso ultravioletto che viene emesso dal foro conico scavato dalla stella compagna. Credito immagine: Daniel Kasen. L'origine delle supernove di tipo Ia, le candele standard utilizzate per rivelare la presenza di energia oscura nell'universo, è uno dei misteri più affascinanti dell'astronomia. Gli astronomi sanno che si verificano quando una nana bianca esplode in un sistema binario con un'altra stella, ma le proprietà di quella seconda stella e il modo in cui innesca l'esplosione sono rimaste sfuggenti per decenni.

Ora, un team di astronomi della Palomar Transient Factory (iPTF), compresi quelli associati all'UC Santa Barbara, ha visto una supernova schiantarsi contro una stella vicina, scioccandola e creando un bagliore ultravioletto che rivela le dimensioni del compagno. La scoperta ha comportato la risposta rapida e il coordinamento di iPTF, il satellite Swift della NASA e le nuove capacità del Las Cumbres Observatory Global Telescope Network (LCOGT).

La supernova, denominata iPTF14atg, si trova a 300 milioni di anni luce di distanza nella galassia IC 831. Lo studio, apparso sul numero di Nature del 21 maggio, è stato condotto dallo studente laureato Yi Cao del Caltech, ma includeva i ricercatori post-dottorato in fisica Iair Arcavi e Stefano Valenti, e il membro della facoltà di fisica Andrew Howell di UCSB e LCOGT. Membri del team di supernovae LCOGT / UCSB accanto a un telescopio LCOGT da 1 metro. Da sinistra a destra, il postdoc Curtis McCully, il membro di facoltà Andrew Howell e il postdoc Iair Arcavi. Credito immagine: Elizabeth Heinrich-Josties. In una supernova di tipo Ia, una nana bianca esplode dopo aver guadagnato materia da una stella compagna nello stesso sistema binario. Una delle teorie principali è che la supernova si verifica quando due stelle nane bianche si fondono. Ma una teoria in competizione dice che la compagna potrebbe essere una stella normale o gigante che sopravvive all'esplosione, anche se non senza qualche danno. La supernova dovrebbe colpire la stella compagna, creando un'onda d'urto che si illumina alla luce ultravioletta. Questo era stato teorizzato nel 2010, ma un tale effetto non si era mai visto. Questo e altri fattori hanno portato molti a concludere che la maggior parte delle supernove di tipo Ia derivano dalla fusione di due nane bianche.

"Come puoi immaginare, sono stato entusiasta quando ho visto per la prima volta un punto luminoso nella posizione di questa supernova nell'immagine ultravioletta", ha detto il primo autore Yi Cao di aver visto il lampo ultravioletto. “Sapevo che probabilmente era quello che speravamo.”

LCOGT, una rete globale di telescopi robotici, è stata influente nell'ottenere dati precoci e regolari, consentendo ai ricercatori di determinare il tipo e persino la strana sottoclasse della supernova. Inizialmente, la squadra era perplessa, ha detto Arcavi.

"Le calde supernovae blu non dovrebbero accadere nelle vecchie galassie morte", ha detto. “Eppure, mentre i nostri telescopi robotici raccoglievano i dati, guardavamo con stupore la supernova blu che si trasformava in una supernova di tipo Ia.

Dopo aver sentito parlare della supernova, il team LCOGT ha immediatamente attivato la sua flotta mondiale di telescopi robotici. Mentre la Terra ruotava, i dati sono stati raccolti in diversi siti, a seconda di dove era notte e le condizioni di osservazione erano ideali. Alla fine hanno combinato i dati dei telescopi LCOGT situati in Texas, Hawaii e Sud Africa con i dati di Palomar e del satellite Swift della NASA per ricostruire la storia della supernova.

"Quando sono arrivati ​​i dati, ho iniziato a notare che questa supernova era strana", ha detto Valenti. “Era un tipo Ia, ma con un'esplosione lenta.”

Secondo i ricercatori, la supernova appartiene a una sottoclasse di SNe Ia a volte chiamata SN 2002cx-like. Queste supernove possono anche essere esplosioni parzialmente fallite o incomplete. In un normale tipo Ia l'intera nana bianca esplode, ma questa classe può lasciare un pezzo dietro.

Andrew Howell. Credito immagine: Katrina Marcinowski. Ci sono state osservazioni contrastanti sui progenitori delle supernove di tipo Ia. Il nuovo studio si basa sul lavoro precedente di Howell e di alcuni dei coautori dello studio che mostrano che il tipo Ia SN 2011fe era probabilmente il risultato di una fusione di due stelle nane bianche, mentre il SN Ia PTF11kx sembrava avere una stella compagna gigante rossa .

Disse Howell, "Non c'è da stupirsi che siamo stati così confusi per decenni". Apparentemente puoi far esplodere le stelle in due modi diversi e ottenere comunque esplosioni quasi identiche

In effetti, lo studio integra il lavoro di un altro postdoc e membro del team di supernova presso LCOGT e UCSB, Curtis McCully, che non è stato coinvolto nel presente studio. Ha guidato un team di astronomi che ha annunciato su Nature nel 2014 di aver trovato un progenitore sulle immagini pre-esplosione del telescopio spaziale Hubble per una supernova simile a SN 2002cx, SN 2012Z. In quel caso, pensano che ciò che hanno visto fosse la stella compagna, la stella che nel caso di iPTF14atg ha scioccato la supernova.

“Stiamo finalmente cominciando a vedere come le differenze nelle stelle progenitrici siano collegate alle differenze nell'esplosione,” McCully. “Questo è entusiasmante perché meglio comprendiamo l'origine delle supernove di tipo Ia, meglio possiamo usarle come candele standard per la cosmologia.

Il progetto iPTF è una collaborazione scientifica tra il Caltech Los Alamos National Laboratory l'Università del Wisconsin-Milwaukee l'Oskar Klein Center in Svezia il Weizmann Institute of Science in Israele il TANGO Program of the University System of Taiwan e il Kavli Institute for the Physics and Mathematics dell'Universo in Giappone. Il team di Caltech è finanziato in parte dalla National Science Foundation.

LCOGT è una rete globale di 11 telescopi da uno e due metri con sede a Santa Barbara, in California. Ha telescopi alle Hawaii, Texas, Australia, Sud Africa e Cile.


4 risposte 4

Sì! Le collisioni stellari accadono naturalmente. Affinché le collisioni siano probabili, abbiamo bisogno di ambienti in cui le stelle siano naturalmente vicine tra loro: in generale, il tasso di collisioni per unità di volume è proporzionale al quadrato della densità numerica. Pertanto, gli ammassi stellari ad alta densità sono ottimali negli ammassi globulari, possiamo avere densità centrali di $sim10^3$ stelle per parsec cubico, circa quattro ordini di grandezza maggiori della densità del numero stellare locale. Ciò significa che le fusioni dovrebbero avvenire a un ritmo altrettanto sorprendente.

Negli ammassi globulari, sappiamo di una popolazione di stelle nota come blu ritardatarie. Si tratta di oggetti formati dalla fusione di due stelle, che si presentano come stelle massicce e più luminose del resto delle stelle dell'ammasso. Dovrebbero successivamente evolversi come ci si aspetterebbe da stelle di massa e composizione appropriate.

Una tripla fusione, tuttavia, presenta alcuni problemi, in quanto anche in un ammasso globulare, è improbabile che un prodotto di fusione subisca una seconda collisione prima di evolversi. Il tempo previsto prima che una data stella subisca un incontro ravvicinatoè$ ausim10^<11>left(frac<10^5 esto^<-3>> ight)^<-1>left(frac> ight)^<-1>left(frac> ight)^<-1>left(frac<10 esto^<-1>> ight) ext$ dove i fattori di $M$ e $R$ sorgono perché la sezione trasversale della stella dipende in parte dalla sua dimensione fisica e in parte dalla focalizzazione gravitazionale, l'effetto che aumenta la sezione trasversale effettiva della stella attraverso la sua attrazione gravitazionale.

Diciamo che le due stelle di massa più bassa si fondono. Anche supponendo che non si perda massa nella collisione, dovrebbero avere una massa combinata di $Mapprossimativamente1.9M_$ applicando l'appropriata relazione di omologia massa-raggio, possiamo assumere che abbia un raggio di circa $R circa1.5M_$ . In un cluster, all'estremità inferiore, potremmo aspettarci di vedere $vsim10 ext^<-1>$ . Mettendo insieme questo, ci aspettiamo che il residuo della fusione $sim3 imes10^<12>$ anni prima che entri in collisione con un'altra stella, assumendo una densità numerica $sim10^3 ext^<-3>$ . A questo punto, si sarà evoluto lontano dalla sequenza principale e diventerà una nana bianca.


Le stelle formano un sistema binario prima della collisione?

Gli scienziati stanno imparando sempre di più ogni anno su come le stelle interagiscono tra loro e in quali condizioni si fondono, si scontrano o entrano in una relazione stabile. Ci sono poche prove conclusive per supportare molte delle teorie sulle fusioni stellari, e osservare le fusioni in azione è un compito difficile.

La maggior parte delle stelle si fonde o si scontra perché hanno formato prima un legame gravitazionale. Ciò significa che i sistemi binari sono il veicolo attraverso il quale si verificano la maggior parte delle fusioni e delle collisioni. Alcune di queste coppie binarie iniziano molto lontano e, attraverso un processo di orbite irregolari, diventano progressivamente più vicine fino a formare le binarie di contatto.


Se il sole esplode, lo vedremo?

In effetti, molto probabilmente avremo abbastanza tempo per urlare ed essere presi dal panico, e poi diventerà estremamente caldo molto velocemente.

È importante ricordare che il Sole si trova così lontano dalla nostra Terra, 93 milioni di miglia (147,14 milioni di km) per l'esattezza.

Quindi, la luce emessa dal Sole, come menzionato sopra, impiega circa otto minuti e 20 secondi per raggiungere finalmente il nostro pianeta poiché i raggi del Sole possono viaggiare solo alla velocità della luce.

Quindi, anche quando si verifica un'esplosione, ci vorrebbero anche circa otto minuti e mezzo prima che ce ne rendiamo conto.

Il fatto è che quando il sole esplode, rilascerà una quantità estremamente massiccia di energia verso la Terra (e altri pianeti/oggetti).

Si prevede che il Sole rilascerà sulla Terra l'energia pari alle esplosioni di pochi ottilioni di testate nucleari.

Il calore, la pressione e la radiazione dell'esplosione, tuttavia, raggiungeranno la Terra molto molto più tardi dell'esplosione poiché viaggiano a un ritmo molto più lento della velocità della luce.

Quanto dopo? Nessuno è sicuro, ma una volta che l'esplosione raggiunge la superficie terrestre, ucciderà quasi immediatamente tutta la vita sulla Terra.

Anche se alcune forme di vita sulla Terra in qualche modo sono sopravvissute all'esplosione, la radiazione risultante le ucciderà lentamente ma inesorabilmente.

L'esplosione vaporizzerà quasi immediatamente la superficie del pianeta attualmente di fronte al Sole, mentre dall'altra parte sperimenterà temperature da 10 a 20 volte più calde di quelle odierne. superficie del sole, uccidendo tutti e qualsiasi cosa all'istante.

Un altro aspetto da considerare è che una volta che il Sole esplode, perderemo anche la massa e la gravità del Sole, quindi la Terra non avrebbe più nulla su cui ruotare.

Ciò significa che durante questi otto minuti e mezzo di imminente destino, potremmo sentire il cambiamento del movimento della Terra che si sposterà in linea retta anziché in orbita, e c'è la possibilità che la Terra si scontri anche con un altro oggetto (o oggetti).

Quindi, sì, molto probabilmente saremo in grado di assistere all'esplosione del sole quando accadrà, ma molto probabilmente non dovremmo preoccuparcene poiché, come detto a meno che non accada qualcosa di estremo, non accadrà fino a quando circa 5 miliardi di anni nel futuro.


Mercoledì 29 maggio 2013

In che modo un buco nero in accrescimento acquisisce campi magnetici?

In realtà c'è una domanda simile su questo sito: il magnetismo può sfuggire a un buco nero?, tuttavia le risposte non si concentrano sull'accrescimento, che è la mia principale preoccupazione, quindi ne inizio uno nuovo.

Nel libro di Kip Thorne Buchi neri e distorsioni temporali: l'oltraggiosa eredità di Einstein, c'è un paragrafo nel Capitolo 9, che descrive come il buco nero centrale di un quasar (o radiogalassia) acquisisce un campo magnetico per accrescimento:


Da dove provengono queste linee di campo magnetico? Dal disco stesso.
Tutto il gas nell'Universo è magnetizzato, almeno un po', e il gas del disco [di accrescimento] non fa eccezione. Mentre, a poco a poco, il gas del disco si accumula nel foro,
porta con sé le sue linee di campo magnetico. Avvicinandosi al foro, ciascuno
un po' di gas scivola lungo le linee del suo campo magnetico e attraverso l'orizzonte,
lasciandosi alle spalle le linee di campo, che spuntano dall'orizzonte e si infilano
esso [. ]. Queste linee di campo di filettatura, saldamente
confinato dal disco circostante, dovrebbe quindi estrarre il foro
energia di rotazione dal processo di Blandford—Znajek.


Sfortunatamente questa descrizione non mi sembra chiara (sebbene Thorne in genere sia eccellente nello spiegare le cose in tutto il libro). Per essere precisi, non riesco a ottenere un'immagine del gas che "scivola" lungo le linee del suo campo magnetico attraverso l'orizzonte degli eventi, mentre allo stesso tempo fa "sporgere" il campo magnetico dall'orizzonte. E qui Thorne non sembrava indicare alcun documento di ricerca originale per ulteriori studi.

(1) Gli astronomi di oggi credono ancora che l'accrescimento del disco sia il processo principale attraverso il quale i buchi neri supermassicci acquisiscono un campo magnetico?

(2) Se la risposta a (1) è "sì", allora come posso costruire l'immagine (se esiste una tale immagine) che Thorne sta cercando di trasmettere nel suo paragrafo?

(3) C'è qualche documento di ricerca che affronta questo problema in dettaglio?


Una nuova teoria suggerisce che i "fiocchi di neve" di uranio nelle nane bianche potrebbero innescare un'esplosione che distrugge le stelle

Questa è un'immagine composita del telescopio spaziale Hubble di un'esplosione di supernova designata SN 2014J nella galassia M82. A una distanza di circa 11,5 milioni di anni luce dalla Terra è la supernova del suo tipo più vicina scoperta negli ultimi decenni. L'esplosione è classificata come una supernova di tipo Ia, che si teorizza essere innescata in sistemi binari costituiti da una nana bianca e un'altra stella, che potrebbe essere una seconda nana bianca, una stella come il nostro Sole o una stella gigante. Crediti: NASA, ESA, A. Goobar (Università di Stoccolma) e Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Una coppia di ricercatori dell'Indiana University e dell'Illinois University, rispettivamente, ha sviluppato una teoria che suggerisce che la cristallizzazione di "fiocchi di neve" di uranio nelle profondità delle nane bianche potrebbe provocare un'esplosione abbastanza grande da distruggere la stella. Nel loro articolo pubblicato sulla rivista Lettere di revisione fisica, C. J. Horowitz e M. E. Caplan descrivono la loro teoria e cosa potrebbe significare per le teorie astrofisiche sulle nane bianche e le supernove.

Le nane bianche sono piccole stelle che hanno bruciato la maggior parte del loro combustibile nucleare: in genere sono molto più fredde di una volta e sono molto dense. In questo nuovo sforzo, Horowitz e Caplan hanno utilizzato i dati dell'osservatorio spaziale Gaia per teorizzare che a volte piccoli granelli di uranio potrebbero iniziare a cristallizzare (a causa di attinidi arricchiti), formando ciò che descrivono come fiocchi di neve. Suggeriscono che ciò potrebbe accadere a causa dei diversi punti di fusione del materiale coinvolto. Suggeriscono inoltre che se ciò dovesse accadere, potrebbe portare alla scissione dei nuclei atomici, con conseguente serie di reazioni di fissione man mano che i solidi si arricchiscono di attinidi. E se tali reazioni dovessero aumentare la temperatura dell'interno della stella accendendo il carbonio, il risultato sarebbe probabilmente la fusione di nuclei atomici e alla fine una reazione di fusione molto grande che risulterebbe in una grande esplosione, probabilmente abbastanza grande da distruggere la stella . Notano che un tale evento sarebbe molto simile a una bomba termonucleare che esplode a causa di reazioni di fissione.

Ricerche precedenti hanno dimostrato che le nane bianche a volte esplodono: quando lo fanno, il risultato è noto come supernova (tipo 1a). Ricerche precedenti hanno anche dimostrato che tali esplosioni tendono ad accadere quando una nana bianca estrae materiale da una seconda stella vicina. La nuova teoria non scredita questa ricerca, ma suggerisce un meccanismo completamente nuovo dietro alcune esplosioni di nane bianche. Invece, suggeriscono che una supernova risultante da un'esplosione termonucleare spiegherebbe i tipi di supernova che mostrano masse ejecta sub-Chandrasekhar e hanno tempi di ritardo brevi. Notano che la loro teoria è ancora preliminare e che è necessario molto più lavoro per darle più credibilità.


La collisione di nane bianche potrebbe creare una stella supergigante

Di tutte le stelle della nostra galassia, due classi, note come carenti di idrogeno e R Coronae Borealis sono estremamente rare. Solo poche dozzine sono state scoperte in tutta la nostra galassia. E a differenza della maggior parte delle stelle là fuori, non hanno quasi idrogeno. Invece, hanno quantità anormalmente elevate di un raro isotopo dell'ossigeno.

Dove potrebbe essere l'origine di questi oggetti bizzarri? Un team internazionale di astronomi pensa che la colpa sia della collisione tra le stelle nane bianche.

Una nana bianca è il destino che attende il nostro Sole. Dopo aver esaurito il suo combustibile a idrogeno, la stella si sposta sull'elio, gonfiandosi fino a diventare una gigante rossa. Ma una volta esaurito l'elio, non ha la massa per risalire la catena fino al carbonio. Invece crolla di nuovo in un piccolo oggetto debole, chiamato nana bianca. Nel corso dei successivi 25 miliardi di anni circa, si raffredda lentamente fino alla temperatura ambiente dell'Universo.

Ma se due nane bianche si scontrano, potrebbero creare una nuova nube di gas abbastanza calda da avviare nuovamente le reazioni nucleari. Due stelle morte ottengono un'altra possibilità di fusione nucleare, diventando brevemente di nuovo una stella supergigante.


Formazione di oggetti Thorne Zytkow (TZO’s)

Il Oggetti Thorne Zytkoww sono sicuramente una delle stelle più strane dell'universo e la ragione di ciò è sepolta nelle loro modalità di formazione. Ci sono fondamentalmente 2 teorie accettate che descrivono la loro formazione come segue:

1. Inghiottire:

In un sistema stellare binario contenente una supergigante rossa e a stella della sequenza principale , engulfing è la modalità di formazione. Quando la supergigante rossa esplode in una supernova, si forma una stella di neutroni che rimane nell'orbita gravitazionale. Ma col passare del tempo (migliaia e anche milioni di anni) la stella di sequenza principale si evolve in una supergigante rossa, si gonfia verso l'esterno e inghiotte la stella di neutroni. Quando entra nella supergigante rossa, la resistenza tra la stella di neutroni e gli strati esterni diffusi della supergigante provoca il decadimento dell'orbita del sistema binario.

A causa di ciò, la stella di neutroni si muove a spirale nel nucleo e si fonde con esso, e alla fine si formano gli oggetti Thorne Zytkow. Se la massa combinata del nucleo supera il limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff, allora il nucleo combinato collassa in un buco nero. Se la compagna di una stella di neutroni è a Nana bianca quindi si forma un TZO con proprietà di an R Variabile Corona Boreale .

2. Collisione:

Quando una supergigante rossa presente in un sistema binario esplode in una supernova asimmetrica, la modalità di formazione è una collisione. A causa dell'esplosione asimmetrica, la stella di neutroni riceve un "calcio" verso un lato a causa di disturbi nell'energia di legame del sistema binario. Molte volte, la stella di neutroni si scontra con la sua compagna ed entra in essa.


La supernova si scontra con la stella vicina, cogliendo di sorpresa gli astrofisici

Nel film del 2009 "Star Trek", una supernova sfreccia nello spazio e annienta un pianeta abbastanza sfortunato da trovarsi sul suo cammino. Finzione, ovviamente, ma si scopre che l'idea non è così inverosimile.

Utilizzando il vicino Las Cumbres Observatory (LCO), gli astrofisici dell'UC Santa Barbara hanno osservato qualcosa di simile: una stella che esplode sbattendo contro una vicina stella compagna. Inoltre, hanno rilevato il fugace bagliore blu dall'interazione a un livello di dettaglio senza precedenti. Le loro osservazioni hanno rivelato informazioni sorprendenti sulla misteriosa stella compagna, un'impresa resa possibile dai recenti progressi nel collegare i telescopi in una rete robotica. I risultati del team appaiono nel diario Lettere per riviste astrofisiche.

L'identità di questo particolare compagno è stata oggetto di accesi dibattiti per più di 50 anni. La teoria prevalente negli ultimi anni ha sostenuto che le supernove si verificano quando due nane bianche si uniscono a spirale e si fondono. Questo nuovo studio dimostra che la supernova si è scontrata con la stella compagna che non era una nana bianca. Le stelle nane bianche sono i nuclei morti di quelle che erano normali stelle come il sole.

"Stiamo cercando questo effetto - una supernova che si schianta contro la sua stella compagna - da quando è stato previsto nel 2010", ha detto l'autore principale Griffin Hosseinzadeh, uno studente laureato dell'UCSB. "Si sono già visti dei suggerimenti, ma questa volta le prove sono schiaccianti".

La supernova in questione è SN 2017cbv, una termonucleare di tipo Ia, che gli astronomi utilizzano per misurare l'accelerazione dell'espansione dell'universo. Questo tipo di supernova è noto per essere l'esplosione di una stella nana bianca, sebbene richieda una massa aggiuntiva da parte di una stella compagna per esplodere.

La ricerca condotta dall'UCSB implica che la nana bianca stava rubando materia da una stella compagna molto più grande - circa 20 volte il raggio del sole - che ha causato l'esplosione della nana bianca. La collisione tra la supernova e la stella compagna ha scioccato il materiale della supernova, riscaldandolo in un bagliore blu intenso nella luce ultravioletta. Un tale shock non avrebbe potuto essere prodotto se la compagna fosse stata un'altra nana bianca.

"L'universo è più pazzo di quanto gli autori di fantascienza abbiano osato immaginare", ha detto Andy Howell, uno scienziato dello staff di LCO e Ph.D. di Hosseinzadeh. consigliere. "Le supernovae possono distruggere anche le stelle vicine, rilasciando incredibili quantità di energia nel processo".

Il coautore David Sand, professore associato presso l'Università dell'Arizona, ha scoperto la supernova il 10 marzo 2017, nella galassia NGC 5643. A soli 55 milioni di anni luce di distanza, SN 2017cbv è stata una delle supernovae più vicine scoperte negli ultimi anni. dall'indagine DLT40 utilizzando il monitoraggio ottico robotico pancromatico e il telescopio polarimetrico (PROMPT) in Cile, che monitora le galassie di notte a distanze inferiori a 40 megaparsec (120 milioni di anni luce). Questa è stata una delle prime catture in assoluto - entro un giorno, forse anche ore, dalla sua esplosione. Il sondaggio DLT40 è stato creato da Sand e il coautore dello studio Stefano Valenti, un assistente professore presso l'UC Davis, entrambi erano precedentemente ricercatori post-dottorato presso LCO.

In pochi minuti dalla scoperta, Sand ha attivato le osservazioni con la rete globale di 18 telescopi robotici di LCO, distanziati intorno alla Terra in modo che uno sia sempre sul lato notturno. Ciò ha permesso al team di effettuare osservazioni immediate e quasi continue.

"Grazie alla capacità di LCO di monitorare la supernova ogni poche ore, siamo stati in grado di vedere per la prima volta l'intera portata dell'aumento e della diminuzione del bagliore blu", ha affermato Hosseinzadeh. "I telescopi convenzionali avrebbero avuto solo un punto dati o due e li avrebbero persi".

Howell ha paragonato l'evento all'acquisizione di superpoteri astronomici che danno agli astronomi la capacità di vedere l'universo in modi nuovi. "Queste capacità erano solo un sogno qualche anno fa", ha detto. "Ma ora stiamo vivendo il sogno e sbloccando le origini delle supernove nel processo".