17 september 2021

Zware dubbelsterren groeien al op jonge leeftijd snel naar elkaar toe

De snelheidsdispersie van sterren in verschillende clusters als functie van hun leeftijd. De correlatie is aangegeven met de zwarte lijn. Rechts is de snelheidsdispersie vertaald naar een kortste omlooptijd van een dubbelster in het cluster. Credit: Ramírez-Tannus et al./MPIA.

Een team van sterrenkundigen, met onder anderen de UvA-astronomen Frank Backs en Hanneke Poorta, heeft ontdekt dat zware sterren die samen rond een gemeenschappelijk zwaartepunt draaien, in wijde banen worden geboren maar al binnen een miljoen jaar snel naar elkaar toe bewegen. De meeste zware sterren vormen paren, maar tot nu toe was niet bekend hoe deze dubbelsterren worden gevormd. Het resultaat van het onderzoek onder leiding van María Claudia Ramírez-Tannus van het Max Planck Institute for Astronomy in Heidelberg (Duitsland), verschijnt vandaag in Astronomy & Astrophysics.

Sterren worden geboren in groepen (clusters) binnen gas- en stofwolken. Een relatief klein aantal heeft een massa van meer dan acht keer die van de zon, en valt binnen de categorie ‘zwaar’. Ze vormen vaak sterparen waarbij de onderlinge afstand tussen de sterren klein is. Het is tot nu toe onbegrepen hoe dit precies tot stand komt. De vorming van een nabije partner zou moeten gebeuren in de snel roterende binnenste delen van een gasschijf rond de zwaardere hoofdster. Echter, het gas in die gebieden heeft niet de neiging in te storten en een partner te vormen.

De afgelopen jaren hebben de astronomen verscheidene jonge stervormingsgebieden bestudeerd. Met behulp van spectrografen op ESO’s Very Large Telescope in Noord-Chili hebben ze van individuele zware sterren de radiële snelheid kunnen afleiden (de snelheid langs de gezichtslijn). Door de data te combineren kwamen ze tot de snelheidsdispersie van de zware sterren: de statistische spreiding in de radiële snelheid die het gevolg is van het hebben van een (vaak niet waargenomen) partner. De belangrijkste component van de radiële snelheid van de sterren is hun baansnelheid. Dat is de snelheid waarmee de sterren om elkaar heen draaien. Deze snelheid wordt hoger wanneer de sterren dichter bij elkaar staan.

De astronomen vonden een correlatie tussen de snelheidsdispersie van zware sterren in clusters en hun leeftijd: de dispersie neemt binnen een miljoen jaar aanzienlijk toe. Ze concluderen dat de baansnelheden van de dubbelsterren toenemen, en de banen dus kleiner worden. Partners worden dus in de buitendelen van de gasschijven gevormd, waar gas wel kan samenklonteren tot een ster, en pas daarna naderen ze elkaar voor een innige dans.

De twee scenario’s voor het vormen van dubbelsterren met korte omloop tijd. Bovenaan de interactie met overgebleven materiaal van het vormingsproces. Onderaan de interactie met een derde ster. Credit: MPIA graphics department.

Coauteur Frank Backs (Universiteit van Amsterdam) simuleerde de omlooptijden van de dubbelsterren die overeenkomen met de gemeten snelheidsdispersies. Backs licht toe: “Door de verdeling van de omlooptijd van de dubbelsterren in veel hypothetische clusters te simuleren kon ik berekenen welke omloopbaan hoort bij een waargenomen snelheidsdispersie. Deze simulaties waren nodig omdat we weinig weten van de dubbelstersystemen, bijvoorbeeld van de oriëntatie van het baanvlak, die de waargenomen spreiding in de snelheid beïnvloedt.”

De astronomen weten nu hoe lang zware dubbelsterren erover doen om van een wijde naar een nauwe omloopbaan te gaan. Coauteur Hanneke Poorta (Universteit van Amsterdam): “Die miljoen jaar geeft ons een belangrijke aanwijzing over de efficiëntie van het mechanisme van het elkaar naderen. Waar we ons nu op gaan richten is het achterhalen van dit mechanisme.” Twee mogelijke mechanismen zijn interacties met gas en stof dat over gebleven is van het vormingsproces van de sterren, en interactie met een derde ster in het systeem. Bron: Astronomie.nl.

Speak Your Mind

*

Deze website gebruikt Akismet om spam te verminderen. Bekijk hoe je reactie-gegevens worden verwerkt.