Įsivaizduokite žvaigždę sutankintą į Žemės dydžio kamuolį, tačiau turinčią daugiau masės nei mūsų Saulė. Sunku įsivaizduoti. Lengviau įsivaizduoti, kad taisyklės lūžta.
Baltieji nykštukai yra maži, neįtikėtinai tankūs likučiai, susidarę, kai žvaigždės, panašios į mūsų Saulę, išnaudoja branduolinį kurą ir numeta išorinį sluoksnį. Maždaug Žemės dydžio, šie žvaigždžių branduoliai gali turėti masę, palyginamą su Saulės mase.
Naujos kompiuterinės simuliacijos, kurias vadovavo Indijos mokslų institutas (Indian Institute of Science) tyrėjai, rodo, kad intensyvūs vidiniai magnetiniai laukai gali pakeisti šias taisykles. Tam tikromis sąlygomis baltasis nykštukas gali išlaikyti daug daugiau masės nei ilgai galiojanti Chandrasekharo riba, maždaug 1,4 Saulės masės. Modeliai rodo galimybes objektams siekti apie 2,4 Saulės masės, kas turi tiesioginių pasekmių, kaip interpretuojame neįprastai ryškias žvaigždžių sprogimo šviesas ir kaip matuojame kosminius atstumus.
Tai nėra menkas pakeitimas. Kyla esminis klausimas: ar fizika, kuria naudojamės žvaigždžių svoriui nustatyti, gali praleisti visą klasę sunkių, magnetizuotų likučių? Jei taip, tuomet kai kurios ryškiausios Ia tipo supernovos gali kilti iš protėvių, labai skirtingų nuo vadovėlių pavyzdžio.
Banibrata Mukhopadhyay (kairėje) ir Zenia Zuraiq (dešinėje)
Kai magnetizmas perrašo masės ribą
Chandrasekharo riba yra elegantiškas balansas. Elektronų degeneracijos slėgis, kvantinės mechanikos atsparumas elektronams susigrūsti į tą pačią būseną, laiko baltąjį nykštuką nuo gravitacijos. Virš maždaug 1,4 Saulės masės tradicinė teorija teigia, kad degeneracijos slėgis nebegali atsilaikyti prieš kolapsą, todėl gali pradėti nekontroliuojama sintezė ir įvykti sprogimas.
Naujos simuliacijos įveda trečią veiksnį: magnetinį slėgį. Kai baltasis nykštukas kaupia medžiagą iš dvejetainio partnerio, jo tankis didėja ir vidus suslegiamas. Suspaudimas sustiprina žvaigždės vidinį magnetinį lauką, o tas laukas suteikia papildomo slėgio. Kai tas magnetinis slėgis tampa reikšmingas, žvaigždė gali palaikyti daugiau masės nei prognozuoja modeliai, ignoruojantys magnetizmą.
Toks magnetinis palaikymas taip pat keičia baltojo nykštuko masės ir spindulio ryšį. Paprastai tariant: magnetizuoti balti nykštukai gali būti tiek sunkesni, tiek didesni nei tikėtasi pagal nemagnetizuotus modelius. Kai kurie stebėti mažos masės balti nykštukai, kurie atrodo pūstamesni nei numatyta, gali signalizuoti apie šį efektą arba apie procesus, formuojančius tokius laukus.
Sekant žvaigždę nuo gimimo iki sunkaus likučio
Vietoj to, kad klaustų vien tik ar magnetizuotas baltasis nykštukas galėtų būti stabilus, komanda teiravosi, ar paprasta žvaigždė realistiškai gali tokia išsivystyti. Atsakymui jie pritaikė STARS, žvaigždžių evoliucijos kodą, sukurtą Kembridžo universitete, įtraukdami magnetinio lauko stiprinimą ir realistišką baltojo nykštuko aušinimą. Tai leido sekti visą evoliucinį grandinę: pagrindinė seka, masės netekimas, baltojo nykštuko susidarymas ir vėlesnis masės augimas iš kompaniono.
Viename reprezentatyviame modelyje aštuonių Saulės masių žvaigždė paliko anglies-deguonies baltąjį nykštuką, kurio masė buvo apie 1,02 Saulės. Kai tas likutis kaupė medžiagą lėtu, bet pastoviu tempu 10^-9 Saulės masės per metus, vidinis magnetinis laukas sustiprėjo tiek, kad modeliuojama masės riba pakilo iki maždaug 2,4 Saulės masės. Tais pačiais akrecijos istorijos parametrais, bet be magnetinių efektų, žvaigždė sustojo prie klasikinės 1,4 Saulės masės ribos.
„Svarbiausias klausimas nebuvo vien ar įmanomas super-Chandrasekhar baltasis nykštukas, bet ar žvaigždė iš tiesų gali tokiu tapti“, sakė Zenia Zuraiq, tyrimo pirmoji autorė ir doktorantė IISc. Simuliacijos seka tą evoliucinį kelią, parodydamos, kokios sąlygos padaro tokį rezultatą tikėtinu.
Kodėl tai svarbu supernovoms ir kosmologijai
Ia tipo supernovos atsiranda, kai anglies-deguonies baltieji nykštukai užsidega nekontroliuojamu termobranduoliniu degimu. Kadangi daug Ia tipo įvykių turi panašias šviesos kreives ir pikinį ryškumą po standartizavimo, astronomai naudoja jas kaip atstumų žymenis visame Visatoje. Būtent šie atstumų įvertinimai padėjo atrasti kosminį pagreitį ir padaryti išvadą apie tamsiąją energiją.
Jeigu tam tikros Ia tipo sproginės išeina iš neįprastai masyvių, magnetizuotų protėvių, jų pikiniai šviesumai ir šviesos kreivių formos gali skirtis nuo kanoninio pavyzdžio. Kai kurios anksčiau neaiškios, ypač ryškios supernovos galėtų rasti natūralų paaiškinimą šioje magnetiniu būdu palaikomų baltojo nykštuko klasėje. Tai skatina atidžiai peržiūrėti fizikinių modelių spektrą, naudojamą Ia tipo šviesos kreivėms standartizuoti ir kosminiam išsiplėtimui nustatyti.
Darbas nepareiškia, kad magnetiškai išsipūtę balti nykštukai yra įprasti. Jis parodo įmanomą evoliucinį kelią ir kiekybiškai apibrėžia sąlygas, tokias kaip pradinė žvaigždės masė, akrecijos greitis, aušinimo eiga ir magnetinio lauko stiprinimas, kuriomis tokie objektai gali susiformuoti. Stebėjimų patvirtinimas lieka kitas didelis žingsnis.
Ekspertų įžvalga
Dr. Leah Park, astrofizikė, nedalyvavusi tyrime, komentavo: „Šios simuliacijos yra vertingos, nes jos sujungia teorines galimybes su astrofizine realybe. Magnetinio lauko stiprėjimo fizika akrecijos metu yra sudėtinga, tačiau viso gyvenimo ciklo modeliavimas suteikia mums testuojamas prognozes: spektrinius požymius, dažnius ir sprogimo energijas, kurių ieškoti gali stebėtojai. Jei net nedidelė dalis Ia tipo supernovų kilę iš šių protėvių, tai svarbu tiek sprogimo fizikai, tiek kosmologiniams imtims.“
Platesni klausimai ir tolesni žingsniai
Kaip astronomai galėtų vienareikšmiškai identifikuoti super-Chandrasekhar, magnetizuotą protėvį? Spektroskopija supernovų liekanų, sprogimo šviesos poliarizacijos matavimai ir populiacijos tyrimai, palyginantys stebėtą supernovų šviesumo funkciją su modelių prognozėmis, visi yra perspektyvūs metodai. Apžvalgos, kurios registruoja ankstyvo laikotarpio spektrus ir didelio dažnio šviesos kreives, bus ypač vertingos, nes skirtingų protėvių masių ir vidinių magnetinių struktūrų pėdsakai dažnai aiškiausiai matomi ties sprogimo momentu.
Teorinėje pusėje pridėjus daugiamačius magnetohidrodinamikos modelius ir patobulintą mikrofiziką, bus tiksliau apibrėžtos slenksčio vertės ir stebimos prognozės. Dabartiniai rezultatai patikimai rodo, kad stiprūs vidiniai laukai gali pakeisti žvaigždžių pabaigų katalogą. Išsamesnė demografija dar turi būti išaiškinta.
Išvada
Dešimtmečius Chandrasekharo riba buvo žvaigždžių astrofizikos kertinis akmuo. Šios naujos evoliucinės simuliacijos to pagrindo negriauna; jos prideda papildomus sluoksnius. Magnetiniai laukai, dažnai atidedami į šoną vienmačiuose modeliuose, gali suteikti papildomą slėgį ir leisti kai kuriems baltiems nykštukams tapti reikšmingai sunkesniems prieš detonaciją. Rezultatas yra tiesus ir turintis pasekmių: dalis Ia tipo supernovų gali kilti iš magnetiškai palaikomų, super-Chandrasekhar nykštukų, o jų atpažinimas pagerins mūsų supratimą apie žvaigždžių mirtį ir išsiplečiančią Visatą.
Palikti komentarą
Komentarai
Komentarų dar nėra. Būkite pirmas.