2010.04.30. - Összeolvadó galaxisokban több nagytömegű csillag keletkezik

Egy új felmérés alapján úgy tűnik, hogy a közeli, összeolvadó galaxisok alkotta objektumok központi régióiban sokkal több a nagytömegű szupernóva, mint a magányos, kölcsönhatásban részt nem vevő csillagvárosok centrumaiban.

Stacey Habergham (Liverpool John Moores University) a Royal Astronomical Society Glasgow-ban megrendezett ülésén ismertetett kutatás eredményét úgy foglalta össze, hogy míg a csillagkeletkezési régiókban általában sok halvány, kistömegű és csak nagyon kevés forró, nagytömegű csillagot láthatunk, addig az összeütköző galaxisok centrális területein sokkal több nagytömegű csillag észlelhető, mint ami az előzőek alapján várható lenne. A Tejútrendszer egy tipikus csillagkeletkezési területén több száz, ha nem ezer kistömegű csillag jut egyetlen nagytömegűre. Mivel utóbbiak életútja - ami alatt a csillagkeletkezés természetesen továbbra is zajlik körülöttük - nagyon rövid, mindössze néhány millió év, ezért a belőlük keletkezett szupernóvák jó indikátorai lehetnek a csillagkeletkezési rátának azon galaxisokban is, melyekben a csillagok a felbontás korlátai miatt nem vizsgálhatók külön-külön.

Az új eredmény szerint az összeolvadó galaxisok centrális vidékein magasabb a nagytömegű szupernóvák aránya, mint kölcsönhatásban részt nem vevő társaik esetében.
[STScI/AURA ESA/Hubble Collaboration/A. Evans (University of Virginia/NRAO/Stony Brook University)]

Habergham és kollégái, Phil James (Liverpool John Moores University) és Joe Anderson (University of Chile, Santiago) a Kanári-szigeteken található két távcső (Liverpool Robotic Telescope és Isaac Newton Telescope) észlelései alapján 140 közeli galaxis 178 szupernóváját vizsgálták. A galaxisok egy része teljesen normális spirális volt, másik részét azonban kölcsönható, illetve összeolvadó galaxisok alkották. Ez utóbbiakat morfológiai jellegzetességek (árapály-csóvák, aszimmetrikus spirálkarok, kettős, szintén aszimmetrikus mag) alapján azonosították. A szupernóvák eloszlásának elemzése arra a meglepő eredményre vezetett, hogy bár mind a nem perturbált, mind az összeolvadó galaxisokban nagyjából egyenlő arányban fordulnak elő Ib/c és II-es típusú szupernóvák, az előbbiek aránya a kölcsönható galaxisok centrális vidékein egyértelműen nagyobb. (Az Ib/c típusú szupernóvák nagytömegű csillagok végállapotai, színképükben nincs nyoma hidrogénnek, a "b" arra utal, hogy erősek a héliumvonalak, míg a "c" jelzés azt mutatja, hogy hélium sincs. A II-es típusú szupernóvák kisebb tömegű csillagok robbanásai, színképüket a hidrogén vonalai dominálják.)

Ib/c típusú szupernóva-robbanásokat elszenvedő csillagok például a Wolf-Rayet csillagok. Ezen objektumoknak olyan erős a csillagszele, hogy mire a kataklizmáig jutnak, külső, hidrogénben gazdag rétegeiket gyakorlatilag teljesen elvesztik, s a robbanást már csak a termonukláris fúziós folyamatok eredményeként szénben és nitrogénben feldúsúlt mag szenvedi el, így a szupernóva-maradvány már nem mutat hidrogén jelenlétére utaló jeleket. Az erős csillagszél produkálásához a nagytömegű csillagnak olyan gázból kell létrejönnie, ami sok héliumnál nehezebb elemet, csillagászati terminilógiával fémet tartalmaz. A galaxisok kölcsönhatása a gázt a spirálisok külső régióiból a létrejövő objektum központi vidékei felé tereli, de ez a gáz majdnem tisztán hidrogénből és héliumból áll, s csak kevés, a korábbi csillaggenerációk által előállított nehezebb elemet tartalmaz. Az összeolvadó galaxisok centrumában ezek alapján tehát a csillagok fémessége nem lehet elegendő ahhoz, hogy Ib/c típusú szupernóvaként fejezzék be életüket. Habergham és munkatársai ezzel szemben azt tapasztalták, hogy a vizsgált galaxisok belső ötödében 13 szupernóvából 11 Ib/c típusú volt, mégpedig úgy, hogy ennek a típusnak az egész objektumra vonatkozó eloszlását nézve is növekedés tapasztalható a centrum felé haladva. A II-es típusú szupernóvák eloszlásában ilyen anomália nem mutatkozott, azok nagyjából egyenletesen oszlottak el a vizsgált galaxisokban.

Az észlelt eloszlásra a legvalószínűbb magyarázat az, hogy a kölcsönhatás és az összeolvadás a nagytömegű csillagok kialakulási rátájának növekedését okozza, azaz az adott feltételek mellett egyszerűen több ilyen csillag jön létre. Ezt egyébként elméleti megfontolások is alátámaszatják, melyek szerint a legsűrűbb csillagkeletkezési területeken a gáz az új, forró csillagok ultraibolya sugárzásától felmelegszik, így belőle nagyobb mennyiség vehet részt a következő csillagokat létrejöttét elindító kollapszusokban.

Habergham és kollégái a továbbiakban infravörös észleléseket is terveznek, melyek segítségével a kölcsönható galaxisok porfüggönyei mögé is bepillanthatnak, s így sokkal pontosabb képet alkothatnak a perturbációk hatásairól, illetve spektroszkópiai megfigyelésekkel szeretnék pontosítani a csillagokká alakuló gáztömegek fémességértékeit.

Az eredményeket részletező szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóiratban fog megjelenni.

Forrás:

• Astronomy Now Online 2010.04.27.