Naukowcy z niemieckiego Instytutu Badań Teoretycznych w Heidelbergu przeprowadzili nowe komputerowe symulacje gwiazd podwójnych ze wspólną otoczką. Uzyskane wyniki pomogą m.in. w zrozumieniu ewolucji takich układów podwójnych, które prowadzą do wybuchów supernowych.
Więcej niż połowa gwiazd nie występuje w kosmosie pojedynczo, ale ma jedną lub więcej gwiazdowych towarzyszek. Najpowszechniejsze są układy podwójne gwiazd. Obecność drugiego składnika w układzie wpływa na przebieg ewolucji gwiazdy, a wpływ jest jeszcze większy, jeśli oba składniki układu dzielą wspólną otoczkę wodorowo-helową. Faza takiej wspólnej otoczki jest niezwykle krótka w porównaniu z czasem życia gwiazd, dlatego trudno ją zaobserwować i dokładnie wyjaśnić zachodzące w jej trakcie procesy. Z pomocą przychodzą badania teoretyczne – naukowcy opracowują symulacje komputerowe, dzięki którym mogą odtwarzać różne warianty i sprawdzać, w jaki sposób zachodzi ewolucja gwiazd w tego typu układach.
Gdy w układzie podwójnym masywniejsza z gwiazd wyczerpie w reakcjach termojądrowych w swoim wnętrzu zasoby wodoru, jej jądro zaczyna się kurczyć, a rozszerzeniu ulega rozciągająca się na zewnątrz warstwa i gwiazda wchodzi w fazę czerwonego olbrzyma. W miarę jak otoczka czerwonego olbrzyma rozszerza się, jej część zaczyna być wysysana przez towarzyszącą gwiazdę, a proces ten powoduje, że odległość między gwiazdami zmniejsza się. W końcu obie gwiazdy mogą wspólnie znaleźć się w otoczce czerwonego olbrzyma. Gdy jądro czerwonego olbrzyma i druga gwiazda zbliżają się do siebie, oddziaływania grawitacyjne powodują uwolnienie energii, która zostaje przekazana do otoczki. W efekcie otoczka zostaje odrzucona i zmieszana z materią międzygwiazdową w galaktyce, pozostawiając ciasny układ podwójny złożony z jądra czerwonego olbrzyma i z drugiej gwiazdy.
Badacze z Instytutu Badań Teoretycznych w Heidelbergu (Niemcy) opublikowali w czasopiśmie „Astrophysical Journal Letters” wyniki swoich najnowszych badań, które obejmują zastosowanie różnych metod symulacji hydrodynamicznych do zbadania fazy wspólnej otoczki w układzie podwójnym gwiazd. Symulacja odtwarza początkowy transfer energii i momentu pędu z gwiazd do otoczki poprzez spiralne fale uderzeniowe znane z wcześniejszych badań. Po około 20 orbitach pojawia się jednak nowe zjawisko: niestabilności w wielkoskalowym przepływie materii. Są one wzbudzane przez tarcie pomiędzy warstwami w falach uderzeniowych. Wskazuje to na istnienie w otoczce turbulentnej konwekcji, co zmienia transport energii w dłuższych skalach czasowych i ma wpływ na cały układ podwójny. Końcowe wyniki symulacji pokazują, że odrzucane jest jedynie 8 proc. masy otoczki.
