Co się dzieje, gdy zderzą się dwie masywne gwiazdy?

Większość gwiazd we Wszechświecie nie żyje samotnie. Szacuje się, że co najmniej ich połowa występuje w parach, czyli układach podwójnych, w których obie gwiazdy oddziałują na siebie grawitacyjnie i okrążają wspólny środek masy, w rezultacie krążąc wokół siebie nawzajem. Zdarzają się też trójki, czwórki i większe układy, a nawet prawdziwe skupiska gwiazd. A jeśli spojrzymy na najbardziej masywne gwiazdy, okazuje się, że zdecydowana większość z nich ma co najmniej jednego bliskiego, grawitacyjnego towarzysza.

Przyjrzyjmy się mgławicy NGC 6164/6165, leżącej w odległości około 4200 lat świetlnych stąd w granicach południowego gwiazdozbiorze Węgielnicy (łac. Norma), znaną lepiej jako mgławica Smocze Jajo. Wszystko wskazuje na to, że utworzyła ją bardzo gorąca i jasna gwiazda, nawet 40 razy bardziej masywna od Słońca. Sama mgławica rozciąga się na jakieś 4 lata świetlne (to mniej więcej tyle, co odległość dzieląca Słońce od najbliższej mu gwiazdy w Galaktyce, czyli Proximy Centauri) i ma symetrię podwójną dwubiegunową, która może być rezultatem lustrzanej symetrii jej rozszerzającej się powłoki gazowej. Posiada też rozległe, słabsze halo rozszerzające się do zewnętrznego ośrodka międzygwiazdowego, na zdjęciu teleskopowym widoczne w kolorze niebieskim. Halo jest prawdopodobnie złożone z materii odrzuconej po wcześniejszej fazie aktywności gorącej, centralnej gwiazdy.

Ta "podwójna" mgławica NGC 6164/6165 reprezentuje dość rzadki typ obiektów mgławicowych. Dziś wiemy już, że w samym jej sercu znajduje się układ podwójny oznaczony HD 148937, złożony z pary gorących i bardzo masywnych, błękitnych gwiazd typu widmowego O. Samo to nie jest jeszcze niczym dziwnym, gdyby nie fakt, że w niedalekiej (przynajmniej jak na kosmiczną skalę czasu) przeszłości były tam nie dwie, a prawdopodobnie trzy gwiazdy. W kwietniu tego roku międzynarodowy zespół astronomów kierowany przez Abigail Frost znalazł solidne dowody na to, że masywniejsza obecnie gwiazda w tym układzie podwójnym uformowała się na skutek… nie tak dawnego połączenia się dwóch wcześniej istniejących tam gwiazd.

Dalsza część artykułu pod materiałem wideo

W sprzyjających okolicznościach gwiazdy pewnych typów faktycznie łączą się ze sobą w gwałtownym kolapsie. Jednym z tych przypadków jest tak zwana czerwona nowa. Gdy następuje zderzenie gwiazd, odrzucony w jego rezultacie gwiazdowy gaz szybko ochładza się, tworząc w pobliżu spore ilości pyłu, który następnie okrywa nowo powstałą po złączeniu gwiazdę. Nie należy tego mylić z tak zwaną nową klasyczną, która emituje duże ilości energii na skutek zupełnie innych procesów termojądrowych zachodzących na gwieździe.

Nazwa zjawiska czerwonej nowej pochodzi od barwy czerwonej, związanej z efektem emisji chłodnego pyłu: po pewnym czasie po połączeniu taka gwiazda silnie świeci też w podczerwieni. To łączenie się dwóch gwiazd w jedną najwyraźniej naprawdę ma miejsce – znaleziono już wcześniej kilka przykładów gwiazdowych fuzji. Teraz wszystko wskazuje na to, że główna gwiazda układu HD 148937 jest efektem jednej z nich.

Skąd to przekonanie? Wiadomo, że bardzo masywne gwiazdy, o początkowych masach większych lub równych 8 mas Słońca, nie powinny mieć silnych powierzchniowych pól magnetycznych, ponieważ w ich wnętrzach nie zachodzą te same procesy, które podtrzymują takie pola magnetyczne w gwiazdach o masie podobnej do masy Słońca. Tyle teoria, tymczasem obserwacje dowodzą, że około 7% masywnych gwiazd mimo wszystko ma znaczące pola magnetyczne. W przypadku HD 148937 potwierdzenie, że jest ona taką właśnie gwiazdą, kosztowało astronomów sporo czasu i wysiłku. Wymagało obserwowania jej aż przez dziewięć lat, zarówno za pomocą teleskopów znajdujących się na Ziemi, jak i krążącej na jej orbicie sondy Gaia.

Badania przyniosły jednak ważny wniosek. Olbrzym w układzie HD 148937 jest nie tylko gwiazdą bardzo gorącą, ale i ma całkiem silne pole magnetyczne. Tylko na pozór nie ma to nic wspólnego z łączeniem się gwiazd. Właśnie proces zlewania się ich ze sobą, czyli fuzji, może w naturalny sposób wywołać globalne zaburzenie wnętrza nowo powstałej gwiazdy, a w rezultacie wzbudzić w niej nowe, wyraźnie zauważalne pole magnetyczne. Dodatkowo na skutek fuzji nowa gwiazda zaczyna się bardzo szybko obracać wokół osi, a tak szybki obrót również wykazuje główna gwiazda w HD 148937.

Ta gwiazda wygląda po prostu na młodszą, niż być powinna: spodziewamy się, że oba składniki układów podwójnych tworzą się razem, mniej więcej w tym samym czasie, jednak większa gwiazda z tej konkretnej pary sprawia wrażenie młodszej, i to o co najmniej 1,4 miliona lat. Zatem gwiezdna fuzja pozornie odmładza gwiazdy – lub, jak kto woli, ze starszych tworzy młodsze.

Astronomowie szacują, że nawet około 8% gwiazd typu O doświadcza takich fuzji. To o tyle ciekawe, że mniej więcej podobny ułamek tych gwiazd ma tajemnicze, na oko zbyt silne pola magnetyczne, przez co związek między tymi dwiema statystykami, choć nie rozstrzygający, wydaje się dość prawdopodobny.

A jak wygląda gwiazdowa fuzja? Widzimy ją jako coś w rodzaju wybuchu, o blasku porównywalnym, choć mniejszym, nawet do jasności supernowej. Istotna różnica jest taka, że jasność (czerwonej) nowej po tej fuzji-eksplozji spada powoli, tygodniami lub miesiącami, po czym gwiazda zaczyna jeszcze emitować silne, choć nie dostrzegalne przez teleskopy optyczne fale podczerwone. W ciągu dziesięcioleci dostrzeżono kilka gwiezdnych wybuchów, które powiązano z czerwonymi nowymi. Pierwszym był położony w galaktyce M 85 obiekt M85 OT2006-1.

"Podejrzane" są też gwiazdy M31 RV w Galaktyce Andromedy i V4332 Sagittarii w konstelacji Strzelca, ale chyba najsłynniejszym i najsilniejszym takim kandydatem jest wciąż eksplozja gwiazdy zmiennej V838 Mon w gwiazdozbiorze Jednorożca z 2002 roku. Wybuch był na tyle nietypowy, że na długo rozbudził wyobraźnię naukowców, prowadząc do wysnuwania różnych teorii na temat jego przyczyn. Obecnie za jego źródło uważa się właśnie nową czerwoną. A mechanizm powstawania czerwonych nowych jest z powodzeniem badany również przez polskich astronomów.