Odkrywanie związku między supernowymi typu Ia a mgławicami planetarnymi

Przejściowe zdarzenia, takie jak energetyczne wybuchy gwiazd i chaotyczne połączenia, eksponują zmienność kosmosu. Pomimo ich gwałtownego charakteru wydarzenia te wzbogacają puste przestrzenie cennymi składnikami niezbędnymi do narodzin nowych gwiazd.

Chociaż ścieżka ewolucyjna każdej nowo narodzonej gwiazdy jest unikatowa, początkowy warunek, który powoduje jej ostateczną śmierć, jest jednolity – fuzja wodoru w ich jądrach się wyczerpuje. W przypadku gwiazd lżejszych niż 8 mas Słońca jądra te stają się zdominowane przez hel i zaczynają się kurczyć. Wraz ze wzrostem temperatury i kurczeniem się, węgiel i tlen zasiedlają ten region. Następnie wokół centrum gwiazdy powstają powłoki wodoru i helu, a gradient temperatury indukuje rozprzestrzenianie impulsów termicznych. W konsekwencji zewnętrzne warstwy gwiazdy są usuwane w burzliwym procesie.

W ciągu tych zdarzeń jądro się kurczy, dopóki nie zacznie się ciśnienie degeneracji elektronowej i powstanie gęsty biały karzeł. Biały karzeł następnie jonizuje usuniętą materię gwiezdną, a także lokalne środowisko okołogwiazdowe. To, co powstanie, uznawane jest za mgławicę planetarną.

W wielu przypadkach jest to tylko akt pośredni w ramach znacznie większego zdarzenia.

Jeżeli ma towarzysza, często czerwonego karła, biały karzeł może zacząć wysysać z niego materię. Jeżeli zgromadzi wystarczającą masę i przekroczy granicę Chandrasekhara (1,44 masy Słońca), ciśnienie degeneracji elektronów załamie się w pojedynku z grawitacją i gwiazda wybuchnie w dramatycznym zdarzeniu supernowej typu Ia (SN Ia). Podczas gwiezdnych fajerwerków fale uderzeniowe są wyrzucane w głąb przestrzeni i mogą osiągnąć do 6% prędkości światła. Wyrzucona materia oraz zamiatana przez wybuch materia międzygwiazdowa tworzą pozostałość po supernowej.

Podczas, gdy zdarzenia SN Ia zostały dokładnie zbadane, właściwości gwiazdy towarzyszącej, dynamika akrecji układu protoplasty i cechy końcowej eksplozji pozostają nieprzekonywujące. Aby rozwiązać ten problem, autorzy artykułu analizują morfologię pozostałości po supernowych typu Ia oraz ich wpływ na otaczające środowisko okołogwiazdowe.

Naukowcy rozpatrują pozostałość po słynnej supernowej Keplera (SN 1604) oraz jej wpływ na otaczające środowisko okołogwiazdowe.

Istniejące modele tej pozostałości sugerują, że gwiazda na asymptotycznej gałęzi olbrzymów (gwiazda AGB), która przeżyła zdarzenie supernowej emituje wiatry silnie oddziałujące z ośrodkiem międzygwiazdowym w północnym regionie pozostałości, wytwarzając również płaty boczne. Nie znaleziono jednak dowodów obserwacyjnych potwierdzających te twierdzenia – nie wykryto gwiazd AGB w pozostałości po supernowej Keplera.

Autorzy pracy badają pomysł, że w mgławicach planetarnych występuje część SN Ia (a nie gwiazda AGB) tworzących się w układzie protoplasty i przede wszystkim oddziałuje z nimi. W swoich modelach uwzględniają opóźnienie czasowe między powstaniem mgławicy planetarnej (tj. białym karłem jonizującym ośrodek międzygwiazdowy) a ostateczną eksplozją SN Ia.

Zespół przeprowadził trzy różne symulacje:
• SN Ia występująca jednocześnie z formowaniem się towarzyszącego białego karła (opóźnienie czasowe równe 0)
• z opóźnieniem czasowym wynoszącym 2 mln lat po uformowaniu się białego karła
• z opóźnieniem czasowym wynoszącym 8 mln lat po uformowaniu się białego karła

Pierwszy model pokazuje dwubiegunową mgławicę planetarną w układzie protoplasty. W tym modelu nie ma opóźnienia czasowego między SN Ia a formowaniem się towarzyszącego białego karła. Wyniki pokazują, że tworzy się wewnętrzne wgłębienie i jest otoczone gęstym halo mgławicy. W drugim modelu, z opóźnieniem wynoszącym 2 mln lat, wysoki pęd promieniowania modelowanych szybkich wiatrów powoduje, że ośrodek międzygwiazdowy rozszerza się i tworzy wgłębienie o niskiej gęstości wokół układu protoplasty. Wreszcie trzeci model przedstawia ośrodek międzygwiazdowy przechodzący z trybu zasilania ciśnieniem w tryb zasilania pędem, który zmusza ośrodek międzygwiazdowy do zapadnięcia się pod ciśnieniem otaczającego ośrodka, prowadząc do bardziej jednorodnego układu.

Wyniki symulacji są skuteczne w tworzeniu niektórych cech morfologicznych obserwowanych w pozostałości po supernowej Keplera. Jednak, aby zoptymalizować swoje wyniki, badacze wprowadzili do modelu obserwowany ruch układu, a także szacowaną energię wyrzutu oraz masę i prędkość pozostałości.

Wyniki tego badania są intrygujące. Autorzy przedstawili mocne wstępne dowody na to, że mgławica planetarna mogła być członkiem układu progenitora supernowej Keplera, a nie gwiazdą AGB. Ich zdolność do odtworzenia morfologii pozostałości i otaczającego ośrodka międzygwiazdowego sugeruje, że może być konieczny alternatywny mechanizm do wyjaśnienia właściwości tej SN Ia i ewentualnie innych. Na przykład modele drugi i trzeci przedstawione w tym badaniu odzwierciedlają również złożone cechy morfologiczne innych supernowych, takich jak Tycho (SN 1572) i RCW 86, supernowej zaobserwowanej w 185 roku w pobliżu gwiazdy Alfa Centauri! Ostatecznie pokazane tutaj procesy dostarczają cennego wglądu w rolę mgławic planetarnych w ewolucji SN Ia.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
astrobites

Vega

Dodaj komentarz

Witryna wykorzystuje Akismet, aby ograniczyć spam. Dowiedz się więcej jak przetwarzane są dane komentarzy.