Các nhà thiên văn học đã phát hiện ra một quần thể sao đại diện cho “mắt xích còn thiếu” trong quá trình tiến hóa của các hệ sao đôi mà cuối cùng trở thành các sao neutron đang va chạm.
Những sự kiện sáp nhập bùng nổ này, được gọi là “kilonova”, được cho là tạo ra các điều kiện khắc nghiệt để tạo ra các nguyên tố nặng hơn sắt, bao gồm bạc, vàng và bạch kim, vốn không thể được tạo ra ở tâm các ngôi sao. Do đó, các sao neutron hợp nhất rất quan trọng đối với sự phân tán của các nguyên tố nặng trong vũ trụ.
Phần còn thiếu trong câu chuyện tiến hóa của kilonovas xuất hiện dưới dạng các ngôi sao trong các hệ thống nhị phân đã bị một ngôi sao đồng hành tước bỏ các lớp hydro bên ngoài của chúng. Điều này để lại một ngôi sao với các lớp helium dày đặc và nóng bên ngoài lộ ra đã được rèn sâu cùng với ngôi sao thông qua phản ứng tổng hợp hydro.
Các nhà thiên văn học đã biết về các ngôi sao bị tước khối lượng thấp (sao lùn con) và sao bị tước khối lượng cao (sao Wolf-Rayet) thuộc loại này trong một thời gian, nhưng những loại này quá nhỏ hoặc quá lớn để tạo ra các hệ có thể phát triển thành một kilonova. Tuy nhiên, các ngôi sao helium bị tước khối lượng trung bình có khối lượng từ hai đến tám lần khối lượng của mặt trời, phù hợp với một sự kiện như vậy, tuy nhiên vẫn khó nắm bắt. Việc không phát hiện ra những ngôi sao thiếu liên kết này đã dẫn đến cái gọi là “khoảng cách khối lượng sao helium” khiến các nhà khoa học đặt câu hỏi liệu các mô hình về vòng đời của các ngôi sao khối lượng lớn có thể sai hay không.
Có liên quan: Một ngôi sao hỗn loạn đang nhích dần về phía cái chết dữ dội khi các nhà thiên văn quan sát trong thời gian thực
Trong một nghiên cứu mới, một nhóm do trợ lý giáo sư Maria Drout của Đại học Toronto đứng đầu đã phát hiện 25 ví dụ có thể có độ sáng và nhiệt độ phù hợp với các liên kết sao bị thiếu này.
“Do đó, các ngôi sao bị tước được xác định ở đây rất có giá trị để hạn chế các đặc tính vật lý của quần thể quan trọng nhưng khó nắm bắt này”, các tác giả viết trong nghiên cứu. “Với khối lượng ước tính vào khoảng hai đến tám lần khối lượng Mặt Trời, chúng lấp đầy khoảng trống khối lượng của sao heli, kết nối các sao lùn con với sao Wolf-Rayet và đại diện cho mẫu đầu tiên của các vật thể tiền thân có khả năng nhất cho các siêu tân tinh suy sụp lõi có vỏ ngoài có thể nghiên cứu được chi tiết.”
Sự phát triển của kilonova
Các ngôi sao helium bị tước khối lượng trung bình bắt đầu sự sống với tư cách là những ngôi sao khổng lồ có khối lượng gấp 8 đến 25 lần khối lượng mặt trời. Chúng tồn tại trong một hệ nhị phân với một ngôi sao khác đang dần lấy đi các lớp bên ngoài của chúng.
Khi ngôi sao bị tước hết nhiên liệu cho phản ứng tổng hợp hạt nhân, nó trải qua một loại vụ nổ vũ trụ gọi là siêu tân tinh siêu bị tước, giải phóng ít vật chất nhưng để lại một ngôi sao neutron. Tại thời điểm này, tình thế đã được đảo ngược và ngôi sao neutron mới sinh đó bắt đầu ăn ngôi sao đồng hành của nó, dẫn đến việc ngôi sao đồng hành cũng trải qua một vụ nổ siêu tân tinh siêu bị tước.
Kết quả là một hệ thống nhị phân sao neutron bao gồm hai xác sao dày đặc liên kết chặt chẽ với nhau phát ra sóng hấp dẫn khi chúng quay quanh nhau. Những sóng hấp dẫn này, những gợn sóng trong không-thời gian được Albert Einstein dự đoán lần đầu tiên trong thuyết hấp dẫn, thuyết tương đối rộng năm 1915 của ông, liên tục mang xung lượng góc từ hệ nhị phân sao neutron, khiến tàn dư sao xoắn lại với nhau ngày càng nhanh hơn cho đến khi chúng va chạm và hợp nhất trong một kilonova.
Tuy nhiên, hầu hết quá trình này là trong tương lai xa đối với các hệ sao helium bị tước khối lượng trung bình được tìm thấy bởi Drout và các đồng nghiệp của cô.
Làm thế nào các nhà thiên văn học tìm thấy liên kết còn thiếu
Nhóm nghiên cứu nghi ngờ rằng lý do khiến các liên kết sao bị thiếu này có thể khó quan sát là do ánh sáng mà chúng phát ra trong quang phổ bị chi phối bởi sự phát xạ từ các ngôi sao đồng hành hiện đang đốt cháy hydro của chúng.
Thay vào đó, các nhà nghiên cứu đã giải quyết vấn đề bất tiện này bằng cách săn tìm những ngôi sao này bằng tia cực tím (UV), nhắm vào hai láng giềng của dải Ngân hà của chúng ta, các thiên hà lùn là Đám mây Magellan Lớn và Đám mây Magellan Nhỏ, trong dữ liệu được thu thập bởi tông Neil Gehrels Đài thiên văn SwiftKhảo sát Đám mây Magellanic của. Công trình này đã tiết lộ 25 nguồn được dự đoán cuối cùng sẽ phun trào trong các siêu tân tinh có lõi bị tước bỏ, dẫn đến một hệ nhị phân sao neutron sẽ xoắn lại với nhau và hợp nhất.
Nghiên cứu chi tiết về những ngôi sao có khoảng cách khối lượng này có thể giúp giải câu đố liên quan đến một ngôi sao helium bị tước khối lượng trung bình được tìm thấy trong tháng sáu năm nay bởi một nhóm do nhà nghiên cứu Varsha Ramachandran của Đại học Heidelberg đứng đầu, dưới dạng một ngôi sao siêu khổng lồ nhẹ trong Đám mây Magellan Nhỏ.
“Với khám phá của mình, chúng tôi chứng minh rằng quần thể những ngôi sao như vậy đã mất tích từ lâu thực sự tồn tại!” Ramachandran nói trong một tuyên bố tháng trước. “Nhưng những phát hiện của chúng tôi cũng chỉ ra rằng chúng có thể trông rất khác so với những gì chúng tôi mong đợi.”
Ngôi sao mà Ramachandran và nhóm của cô đã nhìn thấy không hoàn toàn mất đi các lớp bên ngoài, thay vào đó giữ lại một lượng nhỏ nhưng đủ hydro trên lõi helium của nó. Nếu đây là trường hợp của các sao helium bị tước khối lượng trung bình khác, thì điều đó có thể khiến chúng có vẻ lớn hơn và lạnh hơn nhiều so với thực tế. Vì vậy, có thể những ngôi sao bị tước một phần này đã ẩn nấp trong tầm nhìn rõ ràng từ lâu.
Nghiên cứu mới đã được chấp nhận để công bố trên tạp chí Khoa học. Phiên bản in sẵn của bài báo hiện có sẵn trên trang web kho lưu trữ giấy arXiv.
Nguồn: Space
Xem thêm nội dung mới và bổ ích tại:
– Kiến thức gia đình
– Tri thức đời sống
– Cẩm nang sức khỏe
– Kênh youtube Kiến thức gia đình