Stjärnkollision

Simulerad kollision av två neutronstjärnor

En stjärnkollision är sammankomsten av två stjärnor orsakade av stjärndynamik inom en stjärnhop , eller av omloppssönderfallet av en dubbelstjärna på grund av stjärnmassaförlust eller gravitationsstrålning , eller av andra mekanismer som ännu inte är väl förstått.

Astronomer förutspår att händelser av denna typ inträffar i klothoparna i vår galax ungefär en gång vart 10 000:e år. Den 2 september 2008 observerade forskare först en stjärnsammanslagning i Scorpius (som heter V1309 Scorpii ), även om det inte var känt att det var resultatet av en stjärnsammanslagning vid den tiden.

Alla stjärnor i universum kan kollidera, oavsett om de är "levande", vilket betyder att fusion fortfarande är aktiv i stjärnan, eller "död", med fusion som inte längre äger rum. Vita dvärgstjärnor , neutronstjärnor , svarta hål , huvudsekvensstjärnor , jättestjärnor och superjättar är väldigt olika i typ, massa, temperatur och radie, och reagerar därför olika.

En gravitationsvågshändelse som inträffade den 25 augusti 2017, GW170817 , rapporterades den 16 oktober 2017 vara associerad med sammanslagning av två neutronstjärnor i en avlägsen galax , den första sammanslagningen av detta slag som observerades via gravitationsstrålning.

Typer av stjärnkollisioner och sammanslagningar

Typ Ia supernovor

Vita dvärgar är resterna av stjärnor med låg massa och, om de bildar ett binärt system med en annan stjärna, kan de orsaka stora stjärnexplosioner som kallas supernovor av typ Ia . Den normala vägen genom vilken detta händer involverar en vit dvärg som drar material från en huvudsekvens eller röd jättestjärna för att bilda en ansamlingsskiva . Mycket mer sällan uppstår en supernova av typ Ia när två vita dvärgar kretsar tätt om varandra. Emission av gravitationsvågor får paret att spiralera inåt. När de slutligen smälter samman, om deras sammanlagda massa närmar sig eller överskrider Chandrasekhar-gränsen , antänds kolfusion , vilket höjer temperaturen. Eftersom en vit dvärg består av degenererad materia , finns det ingen säker jämvikt mellan termiskt tryck och vikten av överliggande lager av stjärnan. På grund av detta värmer flyktiga fusionsreaktioner snabbt upp det inre av den kombinerade stjärnan och sprider sig, vilket orsakar en supernovaexplosion . På några sekunder kastas hela den vita dvärgens massa ut i rymden.

Neutronstjärnans sammanslagningar

Sammanslagningar av neutronstjärnor sker på ett sätt som liknar de sällsynta supernovorna av typ Ia som är resultatet av sammanslagna vita dvärgar. När två neutronstjärnor kretsar tätt kring varandra spiralerar de inåt allt eftersom tiden går på grund av gravitationsstrålning. När de möts leder deras sammanslagning till bildandet av antingen en tyngre neutronstjärna eller ett svart hål, beroende på om restens massa överskrider Tolman– Oppenheimer–Volkoff-gränsen . Detta skapar ett magnetfält som är biljoner gånger starkare än jordens, på bara en eller två millisekunder. Astronomer tror att denna typ av händelse är det som skapar korta gammastrålningskurar och kilonovaer .

Thorne–Żytkow objekt

Om en neutronstjärna kolliderar med röd jätte med tillräckligt låg massa och täthet, kan båda överleva i form av en säregen hybrid känd som Thorne–Żytkow-objekt , med neutronstjärnan omgiven av den röda jätten.

Binära stjärnsammanslagningar

Ungefär hälften av alla stjärnor på himlen är en del av binära system, där två stjärnor kretsar runt varandra. Vissa dubbelstjärnor kretsar så nära varandra att de delar samma atmosfär, vilket ger systemet en jordnötsform. Medan de flesta binära kontaktstjärnor är stabila, har ett fåtal blivit instabila och har gått samman tidigare av skäl som inte är väl förstådda (se relevant avsnitt nedan).

Bildandet av planeter

När två lågmassastjärnor i ett binärt system smälter samman kan massa kastas av i de sammanslagna stjärnornas omloppsplan, vilket skapar en utsöndringsskiva från vilken nya planeter kan bildas.

Upptäckt

Medan begreppet stjärnkollision har funnits i flera generationer av astronomer, har bara utvecklingen av ny teknik gjort det möjligt för det att studeras mer objektivt. Till exempel, 1764, upptäcktes en klunga av stjärnor som kallas Messier 30 av astronomen Charles Messier . På 1900-talet drog astronomerna slutsatsen att klustret var cirka 13 miljarder år gammalt. Rymdteleskopet Hubble löste de enskilda stjärnorna i Messier 30. Med denna nya teknik upptäckte astronomer att vissa stjärnor, kända som " blå eftersläpande ", verkade yngre än andra stjärnor i klustret. Astronomer antog då att stjärnor kan ha "krockat" eller "smält ihop", vilket ger dem mer bränsle så de fortsatte fusionen medan andra stjärnor runt dem började slockna.

Stjärnkollisioner och solsystemet

Stjärnkollisioner kan förekomma mycket ofta i vissa delar av galaxen, men sannolikheten för en kollision som involverar solen är mycket liten. En sannolikhetsberäkning förutspår att frekvensen av stjärnkollisioner som involverar solen är 1 på 10 ²⁸ år. Som jämförelse är universums ålder av storleksordningen 10 ¹⁰ år. Sannolikheten för nära möten med solen är också liten. Priset beräknas med formeln:

N ~ 4,2 · D ² Myr ⁻¹

där N är antalet möten per miljon år som kommer inom en radie D från solen i parsecs . Som jämförelse är medelradien för jordens omloppsbana, 1 AU , 4,82 × 10 ⁻⁶ parsecs .

Vår stjärna kommer sannolikt inte att påverkas direkt av en sådan händelse eftersom det inte finns några stjärnhopar tillräckligt nära för att orsaka sådana interaktioner.

KIC 9832227 och binära stjärnsammanslagningar

KIC 9832227 är ett exempel på ett binärt stjärnsystem med förmörkande kontakt. Den består huvudsakligen av två stjärnor som kretsar så nära varandra att de delar samma atmosfär, vilket ger systemet en jordnötsform. När de två stjärnornas banor avtar på grund av stjärnmassaförlust och inre viskositet, kommer de två stjärnorna så småningom att smälta samman, vilket resulterar i en lysande röd nova .

En analys av förmörkelserna av KIC 9832227 antydde initialt att dess omloppsperiod verkligen förkortades och att kärnorna i de två stjärnorna skulle smälta samman 2022. Efterföljande omanalys visade dock att en av datamängderna som användes i den initiala förutsägelsen innehöll en 12-timmars tidsfel, vilket leder till en falsk skenbar förkortning av stjärnornas omloppsperiod.

Mekanismen bakom sammanslagningar av binära stjärnor är ännu inte helt klarlagd och är fortfarande ett av huvudfokusen för dem som forskar om KIC 9832227 och andra binära kontaktfiler.

externa länkar

"Pau Amaro Seoane MODEST arbetsgrupp 4 "Stjärnkollisioner" " . Hämtad 20 maj 2013 .