افراطی ترین ستاره های مرده جهان می توانند از کوتوله های سفید خون آشام تشکیل شوند - و دانشمندان سرانجام می دانند چگونه

وقتی ستارگانی به اندازه خورشید ما می‌میرند، بقایای ستاره‌ای قدرتمندی به نام کوتوله‌های سفید از خود به جای می‌گذارند - و این کوتوله‌های سفید می‌توانند به اجرام حتی شدیدتر به نام ستاره‌های نوترونی، متشکل از متراکم‌ترین مواد در جهان، تبدیل شوند. با این حال، دانشمندان دریافته‌اند که شرایط باید «درست مناسب» باشد تا تغییر اساسی رخ دهد. شما می توانید آن را مانند یک موقعیت کیهانی "Goldilocks" در نظر بگیرید.

همانطور که مشخص است، کوتوله سفید باید از یک ستاره همراه مانند نوعی خون آشام کیهانی تغذیه کند.

ستاره‌های نوترونی و کوتوله‌های سفید هر دو زمانی متولد می‌شوند که ذخایر سوخت مورد نیاز برای همجوشی هسته‌ای که در هسته‌شان اتفاق می‌افتد تمام شود، اما تفاوت بین این دو در جرم آنهاست. ستارگانی که جرمی مشابه جرم خورشید دارند، با تمام شدن هیدروژن در هسته خود به زندگی خود پایان می دهند. این فرآیند همجوشی هسته‌ای را متوقف می‌کند - که شامل تبدیل هیدروژن به هلیوم است - که منجر به فروپاشی ستارگان و ریزش لایه‌های بیرونی آنها می‌شود و به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود که اطراف آن جرم خورشید در عرض زمین فشرده شده است.

وقتی ستارگانی با جرم حدود هشت برابر خورشید پس از تمام شدن هیدروژن در هسته خود فرو می ریزند، فشار و گرمای کافی در این هسته ها ایجاد می کنند تا هلیوم تولید شده را به عناصر سنگین تر تبدیل کنند. این فرآیند تنها زمانی پایان می یابد که ستاره به هسته ای از آهن برسد. فروپاشی نهایی منجر به یک انفجار ابرنواختری و ایجاد یک ستاره نوترونی با جرم بین یک تا دو برابر خورشید می شود. این روش معمول شکل گیری ستاره های نوترونی است.

با این حال، اگر پلی بین سناریوی کوتوله سفید و سناریوی ستاره نوترونی وجود داشته باشد، چه؟ دانشمندان مدت‌ها گمان می‌کردند که واقعا راهی برای تبدیل شدن یک کوتوله سفید به ستاره نوترونی وجود دارد. این کار جدید آن مسیر را ترسیم می کند و آن را فروپاشی ناشی از برافزایش (AIC) می نامد.

سرپرست تیم Laurenz Thümmler از ETH زوریخ به Space.com گفت: "در AIC، مولد در حال حاضر یک بقایای ستاره ای است، و محرک تکامل خود نیست، بلکه موادی است که توسط یک همراه به آن تحویل داده شده است."

این محقق اضافه کرد که یک AIC با یک بقایای ستاره ای به شکل یک کوتوله سفید شروع می شود، در حالی که مسیر سنتی تولد یک ستاره نوترونی با یک ستاره "زنده" عظیم آغاز می شود. با این حال، در AIC، فروپاشی یک کوتوله سفید در حال تغذیه بیش از حد به روشی تقریبا مشابه با فروپاشی یک ستاره عظیم که یک ستاره نوترونی ایجاد می‌کند، ادامه دارد.

همانطور که Thümmler توضیح می دهد، در هر دو مورد، فرآیند ایجاد ستاره نوترونی شامل انفجار هسته عظیم ستاره و ذرات زیپ دار به نام "نوترینو" است که انرژی را از رویداد می برد. با این حال، یک تفاوت مهم در سناریوی فروپاشی ستاره پرجرم "استاندارد" است، تولد ستاره‌های نوترونی و ابرنواختر هسته‌ای متعاقب آن در داخل یک پوشش ضخیم از موادی رخ می‌دهد که در هنگام مرگ ستاره پرجرم به بیرون پرتاب شده است. با این حال، در AIC ها، این پوشش ضخیم از ماده وجود ندارد.

"انتظار می رود AIC ضعیف و سریع باشد، و چرا ماده کمی در مقایسه با یک ابرنواختر معمولی به بیرون پرتاب می شود. همه کوتوله های سفید نمی توانند تحت AIC قرار گیرند، و این نکته اساسی است."

اگرچه سال‌ها در مورد AICها نظریه‌پردازی شده است، تاملر و تیمش می‌خواستند بدانند یک کوتوله سفید به چه ویژگی‌هایی نیاز دارد تا بتواند این تغییر را تجربه کند. آنها با استفاده از شبیه‌سازی‌های سه‌بعدی این موضوع را بررسی کردند.

آنچه در داخل است مهم است

اکثر کوتوله های سفید از کربن و اکسیژن تشکیل شده اند. با این حال، برخی از ستاره ها فرو می ریزند و یک کوتوله سفید متشکل از اکسیژن، نئون و منیزیم تشکیل می دهند. این فقط برای طیف باریکی از توده‌های ستاره‌ای اتفاق می‌افتد، به این معنی که این ترکیب جمعیت اقلیتی از کوتوله‌های سفید را نشان می‌دهد.

وقتی کوتوله‌های سفید کربن و اکسیژن بیش از حد از مواد ستاره‌ای یک ستاره همدم یا اهداکننده تغذیه می‌کنند، در نهایت به حد به اصطلاح چاندراسخار می‌رسند که معمولا حدود 1.4 جرم ستاره‌ای است. بالاتر از این حد، آنها می توانند ابرنواختر شوند. با این حال، آنها در نتیجه این ابرنواخترهای نوع 1a به ستاره های نوترونی تبدیل نمی شوند، بلکه کاملا نابود می شوند. کوتوله‌های سفید اکسیژن، نئون و منیزیمی به لطف چگالی بالایشان می‌توانند از این تخریب جلوگیری کنند.

تاملر می‌گوید: «آن‌ها معمولا پرجرم‌تر و متراکم‌تر از کوتوله‌های سفید کربنی-اکسیژن هستند و بنابراین برای نزدیک شدن به حد چاندراسخار به جرم اضافی کمتری نیاز دارند».

با این حال، Thümmler و همکاران دریافتند که این تنها شرط لازم برای تحریک AIC نیست. کوتوله سفید هم نمی تواند خیلی حریص باشد.

یک تصویر یک ستاره نوترونی "خون آشام" را نشان می دهد که از یک ستاره همراه نزدیک تغذیه می کند. (اعتبار تصویر: رابرت لی (ایجاد شده با Canva)) این تیم دریافتند که نرخ برافزایش، یا سرعتی که مواد از ستاره اهداکننده بر روی کوتوله سفید می‌افتد، باید در یک پنجره نسبتا باریک قرار گیرد تا امکان وقوع یک AIC فراهم شود.

توملر گفت: «اگر خیلی کم باشد، فوران‌های نو می‌توانند بسیاری از مواد انباشته‌شده را دوباره بیرون برانند؛ اگر خیلی زیاد باشد، باد، انبساط پوششی یا تعامل دوتایی می‌تواند از رسیدن کوتوله سفید به شرایط لازم برای فروپاشی جلوگیری کند. انباشته باید به اندازه کافی سریع و به اندازه کافی ثابت باشد تا بدون ایجاد سوختن مواد منفجره در طول مسیر به آنجا برسد.

هنگامی که این شرایط برقرار است، الکترون ها روی هسته های نئون و منیزیم جذب می شوند. این فشار حامی ستاره را از بین می برد و فروپاشی به دنبال آن رخ می دهد."

همه اینها به این معنی است که انتظار می رود AIC ها رویدادهای نادری باشند، اگرچه میزان وقوع آنها بسیار نامشخص است.

تصویری از یک ستاره نوترونی بسیار مغناطیسی. (اعتبار تصویر: ESO/L. Calçada) این تیم همچنین دریافتند که محیط اطراف AIC ها تا حدودی تعجب آور است.

تاملر گفت: «ما انتظار داشتیم غنی‌ترین ماده از نوترون، که سنگین‌ترین عناصر را تولید می‌کند، در امتداد محور چرخش پدیدار شود، زیرا در آنجا جریان خروجی مغناطیسی قوی‌تر است. "اینطور نیست."

در عوض، مدل‌های این تیم، مواد غنی از نوترون را نشان دادند که در عرض‌های جغرافیایی میانی کوتوله‌های سفید در حالی که به ستاره‌های نوترونی تبدیل می‌شوند، ظاهر می‌شوند. این منطقه ای است که در آن جریان های خروجی ماده توسط میدان های مغناطیسی شدید با بادهای گرم شده توسط نوترینوهای حامل انرژی برخورد می کنند.

تاملر توضیح داد که این مهم است زیرا به این معنی است که این رویدادها بر اساس زاویه ای که در آن مشاهده می شوند متفاوت به نظر می رسند.

نحوه تشخیص دگرگونی کوتوله سفید

Laurenz گفت که این AIC ها را می توان توسط رصدخانه Vera C. Rubin و تلسکوپ های دیگر به عنوان یک رویداد نوری فرابنفش و نوری که دو تا سه روز طول می کشد، شناسایی کرد که به طور بالقوه با انتشار پرتو ایکس و گسیل های رادیویی طولانی تر همراه است.

با این حال، ستارگان نوترونی ایجاد شده توسط چنین رویدادهایی ممکن است به سختی از بقایای ستاره‌ای که به روش سنتی متولد شده‌اند، تشخیص داده شوند.

توملر گفت: «انتظار می‌رود که آن‌ها در انتهای پایین توزیع جرم ستاره‌های نوترونی پر شوند، زیرا کوتوله سفید در حال فروپاشی جرمی نزدیک به حد چاندراسخار دارد و مواد نسبتا کمی را به بیرون پرتاب می‌کند.» با این حال، کانال‌های فروپاشی ستاره‌ای معمولی، به‌ویژه آنهایی که شامل اجداد کم‌جرم هستند، می‌توانند ستاره‌های نوترونی با جرم تقریبا ۱.۱ تا ۱.۴ خورشیدی تولید کنند، بنابراین جرم کم به تنهایی منشأ AIC را نشان نمی‌دهد.»

رصدخانه Vera C. Rubin به کهکشان راه شیری خیره شده است (اعتبار تصویر: RubinObs/NOIRLab/SLAC/NSF/DOE/AURA/B. Quint) این تیم تحقیقات AIC ها را به پایان نرسانده است و Thümmler توضیح می دهد که دو رویکرد اصلی وجود دارد که در ادامه باید اتخاذ شود.

تاملر می‌گوید: «اول این است که منحنی‌های نور پیش‌بینی‌شده را با پیروی از گرمایش رادیواکتیو و تزریق انرژی با جزئیات بیشتر قابل اعتمادتر کنیم. این امر مستلزم تمایز انرژی حمل شده توسط پرتوهای گاما است که می تواند نسبتا زود از پرتابی با جرم کم فرار کند، از انرژی که به طور مؤثرتری توسط ذرات باردار رسوب می کند، در حالی که همچنین مدل سازی چگونگی گرم شدن باد ستاره نوترونی و شتاب بخشیدن به مواد غنی از عناصر سنگین است.

سپس می‌توان از شبیه‌سازی‌های این تیم برای دنبال کردن انبساط پرتاب از AIC استفاده کرد و محاسبه کرد که چگونه منحنی و طیف نور مشاهده‌شده به زاویه دید بستگی دارد.

تاملر گفت: «این کار در حال حاضر در حال انجام است. جهت دوم آزمایش استحکام هندسه انفجار است، زیرا مدل‌های کنونی ما با یک پیکربندی میدان مغناطیسی نسبتا ساده شروع می‌شوند و میدان‌های پیچیده‌تر یا کج‌تر ممکن است الگوهای پرتابی زاویه‌ای متفاوتی تولید کنند.»

تحقیقات این تیم برای مشاهده به صورت پیش چاپ در سایت مخزن کاغذ arXiv در دسترس است.