Nowe wyzwania dla teorii ewolucji gwiazd

Naukowcy odkryli, że masywne gwiazdy typu widmowego Be, znane ze swoich charakterystycznych dysków gazowych i towarzyszących im linii emisyjnych, są prawdopodobnie częścią układów potrójnych, a nie układów podwójnych, jak wcześniej sądzono.

Czym są gwiazdy typu widmowego Be

Gwiazdy typu widmowego B mają masę od 2 do 16 mas Słońca i temperatury powierzchni od 10 000 do 30 000 K. Są niezwykle jasne i niebieskie, a ich widma pokazują silne linie absorpcyjne neutralnego helu, które są najbardziej widoczne w podtypie B2, oraz umiarkowanie silne linie absorpcyjne wodoru. Przykładami gwiazd typu widmowego B są Regulus i Algol A.

Wśród gwiazd typu widmowego B można wyróżnić podtyp Be, w których widmach widać linie emisyjne wodoru. Czasem mówi się też o klasycznych gwiazdach Be, czyli gwiazdach typu widmowego B niebędących nadolbrzymami, których widmo ma lub miało w pewnym momencie jedną lub więcej linii emisyjnych wodoru należących do serii Balmera.

Gwiazdy Be posiadają charakterystyczne gazowe dyski przypominające pierścienie otaczające Saturna. Chociaż gwiazdy Be są znane od około 150 lat – po raz pierwszy zostały zidentyfikowane przez znanego włoskiego astronoma Angelo Secchiego w 1866 roku – do tej pory nie jest jasne, w jaki sposób powstają.

Jak dotąd astronomowie byli zgodni co do tego, że dyski wokół gwiazd Be powstają w wyniku szybkiej rotacji tych gwiazd, sama zaś szybka rotacja miałaby być spowodowana interakcją gwiazdy Be z drugą gwiazdą należącą do tego samego układu podwójnego. Jednak teraz, analizując dane z satelity Gaia Europejskiej Agencji Kosmicznej, naukowcy twierdzą, że znaleźli dowody, że gwiazdy Be w rzeczywistości znajdują się w układach potrójnych, w których wszystkie składniki oddziałują ze sobą.

Na ilustracji: wizja artystyczna gwiazdy Be otoczonej dyskiem (pierwszy plan) i towarzyszącej jej gwiazdy, która została pozbawiona zewnętrznych części. Źródło: ESO/L. Calcada

Układy podwójne i potrójne gwiazd

Jedną z metod badania gwiazd jest obserwacja sposobu, w jakim poruszają się one po nocnym niebie w dłuższych okresach czasu liczonych w miesiącach i latach. Jeśli gwiazda porusza się po linii prostej, wiemy, że jest to gwiazda pojedyncza. Jeśli jednak badany obiekt jest układem wielokrotnym, zamiast linii prostej zobaczymy lekkie falowanie toru ruchu gwiazdy lub spiralę.

Metodę tę zastosowano do dwóch grup: gwiazd typu widmowego B i gwiazd Be. Odkryto, że gwiazdy Be wydają się mieć mniejszą liczbę towarzyszy niż gwiazdy B. Było to interesujące, ponieważ naukowcy spodziewali się, że będzie dokładnie odwrotnie. Proponowanym wyjaśnieniem jest to, że nie widzimy towarzyszy gwiazd Be ponieważ są oni zbyt słabi, aby można było ich dostrzec.

Następnie badacze przyjrzeli się innemu zestawowi danych, szukając bardziej oddalonych gwiazd towarzyszących gwiazdom B i Be, odkrywając, że na większych odległościach częstość występowania gwiazd towarzyszących jest bardzo podobna w obu grupach.

Na tej podstawie wywnioskowano, że w wielu przypadkach w obserwowanych układach znajduje się trzecia gwiazda, która wpływa na gwiazdę numer dwa, znajdującą się bliżej gwiazdy Be, zmuszając ją do zacieśnienia swojej orbity, co ostatecznie doprowadza do przepływu masy na gwiazdę Be i uformowania się wokół niej dysku. Ta teoria wyjaśnia też dlaczego nie widzimy już tych bliższych towarzyszy: gwiazda numer dwa staje się zbyt mała i słaba, by można ją było wykryć po tym, jak gwiazda Be zaakreuje dużą część jej masy.

Na ilustracji: Wizja artystyczna gwiazdy Be (po lewej) pobierającej materię od swojego towarzysza. Źródło: ESO/M. Kornmesser/SE de Minka

Odkrycie to może mieć ogromny wpływ na inne dziedziny astronomii, w tym na naszą wiedzę o czarnych dziurach, gwiazdach neutronowych i źródłach fal grawitacyjnych. Rzecz w tym, że o ile wiemy, że te zagadkowe obiekty – czarne dziury i gwiazdy neutronowe – istnieją, niewiele wiemy o ich progenitorach, czyli gwiazdach, które dopiero w przyszłości przekształcą się w te obiekty.

W ciągu ostatniej dekady astronomowie odkryli, że układu podwójne są niezwykle ważnym elementem ewolucji gwiazd. Obecnie zmierzamy w stronę koncepcji, że jest sytuacja jest jeszcze bardziej złożona i że w teorii ewolucji gwiazd należy wziąć pod uwagę gwiazdy potrójne.

Więcej informacji: publikacja “Gaia uncovers difference in B and Be star binarity at small scales: evidence for mass transfer causing the Be phenomenon”, Jonathan M. Dodd i in. (2023) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. DOI: 10.1093/mnras/stad3105

Opracowanie: Joanna Molenda-Żakowicz

Na ilustracji: Układ GW Orionis. Źródło: ESO/L. Calçada, Exeter/Kraus et al