Omituinen tähtipari

Tutkijat ovat tehneet massiivisesta tähtiparista mielenkiintoisen havainnon. Tähtiparit ovat yleensä hyvin samankaltaisia, kuten kaksoset, mutta HD 148937:ssä toinen tähti näyttää nuoremmalta ja on magneettinen. Euroopan eteläisen observatoriossa (ESO) tehdyt havainnot viittaavat siihen, että järjestelmässä oli alun perin kolme tähteä, kunnes kaksi niistä törmäsi toisiinsa ja yhdistyi. Tämä hurja tapahtuma synnytti tähtiparia ympäröivän pilven ja muutti lopullisesti järjestelmän kohtalon.

Tämä ESO:n Paranalin observatoriossa sijaitsevalla VLT Survey Telescope-kaukoputkella otettu kuva esittelee kauniin NGC 6164/6165-tähtisumun, joka tunnetaan myös nimellä Lohikäärmeen muna. Sumu on kaasu- ja pölypilvi, joka ympäröi tähtiparia nimeltään HD 148937.

Tähtitieteilijät ovat uudessa ESO:n dataa hyödyntävässä tutkimuksessa osoittaneet, että nämä kaksi tähteä eroavat toisistaan epätavallisen paljon. Toinen näyttää paljon nuoremmalta ja on toisesta poiketen magneettinen. Lisäksi tähtisumu on huomattavasti nuorempi kuin kumpikaan tähti sen sydämessä, ja se koostuu kaasuista, joita tavallisesti esiintyy syvällä tähden sisällä eikä sen ulkopuolella. Nämä johtolangat yhdessä auttoivat ratkaisemaan HD 148937 -järjestelmän mysteerin. Tähtijärjestelmässä oli todennäköisesti alun perin kolme tähteä, kunnes kaksi niistä törmäsi ja yhdistyi, jolloin syntyi uusi, suurempi ja magneettinen tähti. Tämä hurja tapahtuma synnytti myös upean tähtisumun, joka nyt ympäröi jäljellä olevia tähtiä.

Kuva: ESO/VPHAS+ team. Acknowledgement: CASU

 

"Taustatietoja lukiessani minua hämmästytti, miten erikoiselta tämä järjestelmä vaikutti", sanoi Abigail Frost, Chilessä asuva ESO:n tähtitieteilijä ja tänään Science-lehdessä julkaistun tutkimuksen pääkirjoittaja. HD 148937-järjestelmä sijaitsee noin 3 800 valovuoden päässä Maasta Kulmaviivoitin-tähdistön suunnassa. Se koostuu kahdesta tähdestä, jotka ovat paljon Aurinkoa massiivisempia (>8 M_☉), ja joita ympäröi pölystä ja kaasusta koostuva tähtisumu. "Kahta massiivista tähteä ympäröivä tähtisumu on harvinaisuus, ja se sai meidät todellakin tuntemaan, että tässä järjestelmässä on täytynyt tapahtua jotain erityistä. Kun katsoimme dataa, tämä tunne vain lisääntyi."

"Tarkan analyysin jälkeen pystyimme toteamaan, että massiivisempi tähti vaikuttaa paljon nuoremmalta kuin sen kumppanitähti, mikä ei käy järkeen, koska niiden olisi pitänyt muodostua samaan aikaan!" Frost sanoi. Toinen tähti näyttää olevan ainakin 1,5 miljoonaa vuotta toista nuorempi, ja tämä ikäero viittaa siihen, että jonkin on täytynyt nuorentaa massiivisempaa tähteä.

Palapelin toinen osa on tähtiä ympäröivä tähtisumu, eli NGC 6164/6165. Se on vain 7 500 vuotta vanha eli satoja kertoja nuorempi kuin molemmat tähdet. Sumussa on myös erittäin suuria määriä typpeä, hiiltä ja happea. Tämä on yllättävää, sillä näitä alkuaineita on yleensä syvällä tähden sisällä, ei sen ulkopuolella. On aivan kuin jokin hurja tapahtuma olisi saanut ne liikkeelle.

Selvittääkseen tätä arvoitusta tutkimusryhmä teki yhdeksän vuoden ajan havaintoja PIONIER- ja GRAVITY-instrumenteilla, jotka molemmat ovat ESO:n Very Large Telescope Interferometer, eli VLTI:ssä, joka sijaitsee Chilen Atacaman autiomaassa. He käyttivät myös ESO:n La Sillan observatoriossa sijaitsevan FEROS-instrumentin arkistodataa.

"Uskomme, että tässä järjestelmässä oli alun perin ainakin kolme tähteä. Kahden niistä täytyi olla lähellä toisiaan jossain vaiheessa kiertoratojaan, kun taas kolmas tähti oli paljon kauempana", selitti Hugues Sana, belgialaisen KU Leuvenin professori ja havaintojen päätekijä. "Kaksi sisempää tähteä yhdistyivät hurjassa prosessissa, jolloin syntyi magneettinen tähti ja ulos virtaavaa materiaa, joka synnytti tähtisumun. Kauempana oleva tähti asettui uudelle kiertoradalle juuri sulautuneen, ja nyt magneettisen tähden kanssa. Näin kaksoistähti syntyi, ja näemme sen nykyään tähtisumun keskellä."

"Sulautumisskenaario oli mielessäni jo vuonna 2017, kun tutkin Euroopan avaruusjärjestön Herschel-avaruusteleskoopilla tehtyjä tähtisumuhavaintoja", lisäsi yksi tutkimuksen kirjoittajista Laurent Mahy, joka toimii nykyisin vanhempana tutkijana Belgian kuninkaallisessa observatoriossa. "Tähtien välisen ikäeron löytäminen viittaa siihen, että tämä skenaario on uskottavin, ja sen osoittaminen oli mahdollista vain uusien ESO-havaintojen avulla."

Tämä skenaario selittää myös sen, miksi toinen järjestelmän tähdistä on magneettinen ja toinen ei. Tämä on toinen HD 148937:n erikoinen piirre, joka havaittiin VLTI-datassa.

Samalla tämä auttaa ratkaisemaan tähtitieteen pitkäaikaisen arvoituksen, eli miten massiiviset tähdet saavat magneettikenttänsä. Magneettikentät ovat yleisiä Auringon kaltaisissa pienimassaisissa tähdissä, mutta massiivisemmat tähdet eivät pysty ylläpitämään magneettikenttiä samalla tavalla. Jotkin massiiviset tähdet ovat kuitenkin magneettisia.

Tähtitieteilijät olivat jo jonkin aikaa epäilleet, että massiiviset tähdet voivat saada magneettikenttiä kahden tähden yhdistyessä. Tämä on kuitenkin ensimmäinen kerta, kun tutkijat löytävät tästä suoraa näyttöä. HD 148937:n tapauksessa sulautumisen on täytynyt tapahtua hiljattain. "Massiivisten tähtien magneettisuuden ei odoteta kestävän kovinkaan kauan tähden elinikään verrattuna, joten näyttää siltä, että olemme havainneet tämän harvinaisen tapahtuman hyvin pian sen tapahtumisen jälkeen", Frost lisäsi.

ESO:n ELT-teleskooppi (Extremely Large Telescope), jota parhaillaan rakennetaan Chilen Atacaman autiomaassa, antaa tutkijoille mahdollisuuden selvittää tarkemmin, mitä tässä tähtijärjestelmässä tapahtui paljastaen kenties vielä lisää yllätyksiä.

Lisätietoa

Tämä tutkimus on esitelty artikkelissa nimeltään “A magnetic massive star has experienced a stellar merger”, joka on julkaistu Science (www.science.org/doi/10.1126/science.adg7700) -lehdessä.

 

Toimituksen huomautus

Auringonmassaisten tähtien magneettikenttä syntyy takokliinissä, konvektiivisen kerroksen alapuolella olevassa vaihettumisvyöhykkeessä. Kliini muodostuu radiatiivisen ja konvektiivisen kerroksen väliin.

Jos tähti on Aurinkoa selvästi massiivisempi, tähden rakenne on yleensä käänteinen, eli ydinosa on konvektiivinen ja ulkokerros radiatiivinen ja myöhemmässä kehitysvaiheessa kokonaan radiatiivinen (riippuen massasta).

Radiatiivinen ulkokuori ei mahdollista merkittävän magneettikentän syntymistä. Tutkimuksen myötä kehitetyssä teoriassa tähden magneettisuus selitetään suhteellisen hiljattain tapahtuneella kahden tähden sulautumisella, jolloin tuntuu luonnolliselta, että tähden rakenne ei vielä ole asettunut luonnolliseen tilaansa ja tähdellä onkin konvektiivinen kerros uloimpana (tai riittävän lähellä ulkopintaa) ja sitä tietä magneettikentän mahdollistava takokliini kerrosten välissä. Tosin, tähti on hyvin massiivinen (>8 M_☉) joten sen ulkokuori voi olla tästäkin syystä konvektiivinen, vaikka teorian mukaan tällainen rakenne syntyy vieläkin massiivisemmilla (>12,5 M_☉) tähdillä.