Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός αστεριού που εκτοξεύτηκε από το Μεγάλο Μαγγελάνικο Σύννεφο. Πιστωτική εικόνα: ESO. Κάντε κλικ για μεγέθυνση.
Παρατηρήσεις με τον Kueyen, ένα από τα 8,2m τηλεσκόπια που συνθέτουν το ESO Very Large Telescope (VLT), οδήγησαν στην ανακάλυψη ενός βραχύβιου μαζικού αστεριού που κινείται με πολύ υψηλή ταχύτητα μέσω του εξωτερικού φωτοστέφανου του γαλαξία του Γαλαξία και σε διαγαλαξιακό χώρο. Αυτό το εύρημα θα μπορούσε να παράσχει στοιχεία για μια προηγουμένως άγνωστη τεράστια μαύρη τρύπα στην καρδιά του πλησιέστερου γείτονα του Γαλαξία, του Μεγάλου Μαγγελάνου.
Το αστέρι, που ονομάστηκε HE 0437-5439, ανακαλύφθηκε από την έρευνα ουρανού Hamburg / ESO [1], ένα έργο που είχε ως στόχο την ανίχνευση των κβάζαρ, αλλά το οποίο ανακάλυψε και πολλά αμυδρά μπλε αστέρια. Επιστήμονες [2] στο Δρ Remeis-Sternwarte (Πανεπιστήμιο Erlangen-Nürnberg, Γερμανία) και το Κέντρο Έρευνας Αστροφυσικής (Πανεπιστήμιο του Hertfordshire, Ηνωμένο Βασίλειο) βρήκαν αυτό που είναι πιθανό να είναι ένα καυτό μαζικό αστέρι κύριας ακολουθίας, πολύ μακριά το φωτοστέφανο.
Αυτό ήρθε ως μια μεγάλη έκπληξη. Τα τεράστια αστέρια έχουν διάρκεια ζωής μόλις δεκάδων ή εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών, βραχύβια για αστρονομικά πρότυπα, αλλά το φωτοστέφανο συνήθως δεν φιλοξενεί αστέρια τόσο μικρά όσο αυτό. Στην πραγματικότητα, περιέχει τα παλαιότερα αστέρια στον Γαλαξία που είναι άνω των δέκα δισεκατομμυρίων ετών. Ογκώδη αστέρια συνήθως βρίσκονται σε ή κοντά σε περιοχές σχηματισμού αστεριών στον γαλαξιακό δίσκο, όπως το περίφημο νεφέλωμα Orion: HE 0437-5439 είναι όμοιο με τα αστέρια τραπεζίου που κάνουν το νεφέλωμα του Ωρίωνα.
Τα δεδομένα ελήφθησαν με το ESO VLT και τον φασματογράφο UVES υψηλής ανάλυσης. Αυτό επέτρεψε τη μέτρηση της χημικής σύνθεσης που αποδείχθηκε παρόμοια με εκείνη του Ήλιου, επιβεβαιώνοντας ότι το HE0437-5439 είναι ένα νεαρό αστέρι. Η μάζα του είναι οκτώ φορές μεγαλύτερη από αυτήν του Ήλιου και το αστέρι είναι μόλις 30 εκατομμύρια χρόνια. Είναι σχεδόν 200.000 έτη φωτός μακριά μας προς την κατεύθυνση του αστερισμού Doradus («ο ξιφίας»).
Ακόμα πιο συναρπαστικό ήταν το γεγονός ότι τα δεδομένα έδειξαν ότι το αστέρι υποχωρεί με ταχύτητα 723 km / s ή 2,6 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ώρα. Το HE0437-5439 κινείται τόσο γρήγορα που η βαρυτική έλξη του Γαλαξία μας είναι πολύ μικρή για να τον κρατήσει συνδεδεμένο με τον Γαλαξία. Εξ ου και το αστέρι υπερ-ταχύτητας θα διαφύγει στον διαγαλαξιακό χώρο.
Καθώς το αστέρι κινείται τόσο γρήγορα, πρέπει να γεννήθηκε πολύ μακριά από τη σημερινή του θέση και να επιταχυνθεί εκεί που το παρατηρούμε σήμερα. Τι επιτάχυνε το αστέρι σε τόσο υψηλή ταχύτητα; Οι υπολογισμοί που πραγματοποιήθηκαν ήδη στα τέλη της δεκαετίας του 1980 έδειξαν ότι η λεγόμενη τεράστια μαύρη τρύπα (SMBH), δηλαδή μια μαύρη τρύπα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο, ή μεγαλύτερη, θα μπορούσε να προσφέρει την τεράστια επιτάχυνση. Εάν ένα δυαδικό αστέρι πλησιάσει το SMBH, ένα αστέρι πέφτει προς το SMBH ενώ ο σύντροφος του εκτοξεύεται. Το Γαλαξιακό Κέντρο του Γαλαξία φιλοξενεί μια τέτοια μαύρη τρύπα περίπου 2,5 εκατομμυρίων ηλιακών μαζών, και αυτό μπορεί να έχει επιταχύνει το HE0437-5439.
Όμως, ο απαραίτητος χρόνος ταξιδιού βρέθηκε να είναι πάνω από τρεις φορές την ηλικία του αστεριού. Ως εκ τούτου, το αστέρι είναι πολύ νεαρό για να έχει ταξιδέψει μέχρι το Γαλαξιακό κέντρο μέχρι τη σημερινή του θέση. Είτε το αστέρι είναι παλαιότερο από ό, τι φαίνεται ή γεννήθηκε και επιταχύνθηκε αλλού.
Μια διαφορετική ένδειξη για την προέλευση του HE0457-5439 προέρχεται από τη θέση του στον ουρανό. Το HE0437-5439 απέχει 16 μοίρες από το Μεγάλο Σύννεφο Magellanic (LMC), έναν από τους πλησιέστερους γειτονικούς γαλαξίες στον Γαλαξία μας. Αυτός ο γαλαξίας βρίσκεται σε απόσταση 156.000 ετών φωτός. Το HE0457-5439 είναι ακόμη πιο μακρινό από το LMC και είναι πολύ πιο κοντά στο LMC παρά στον γαλαξία. Οι αστρονόμοι έδειξαν ότι το αστέρι θα μπορούσε να έχει φτάσει στη σημερινή του θέση στη διάρκεια της ζωής του εάν εκτοξευόταν από το κέντρο του LMC. Αυτό, με τη σειρά του, θα παρέχει στοιχεία για την ύπαρξη ενός SMBH στο LMC.
Μια άλλη εξήγηση θα απαιτούσε το αστέρι να είναι το αποτέλεσμα της συγχώνευσης δύο αστεριών, που ανήκουν στη λεγόμενη κατηγορία αστέρια μπλε stragglers, τα οποία είναι παλαιότερα από τα τυπικά μοντέλα εξέλιξης που τα προβλέπουν. Πράγματι, η ηλικία του θα μπορούσε τότε να είναι όσο και η διάρκεια ζωής ενός αστεριού 4 ηλιακών μάζας που είναι περισσότερο από 6 φορές τη διάρκεια ζωής ενός αστεριού ηλιακής μάζας 8.
Οι αστρονόμοι προτείνουν δύο επιπλέον παρατηρήσεις για τη διάκριση μεταξύ των δύο επιλογών. Η αφθονία ορισμένων στοιχείων στα αστέρια που ανήκουν στο LMC είναι μόνο το μισό από αυτό του Ήλιου. Μια πιο ακριβής μέτρηση με UVES θα έδειχνε εάν το αστέρι έχει μεταλλική αφθονία κατάλληλη για αστέρια LMC ή όχι. Το δεύτερο είναι να μετρήσουμε πόσο κινείται το αστέρι στην εγκάρσια κατεύθυνση στον ουρανό, χρησιμοποιώντας αστρομετρικές μετρήσεις.
Η έρευνα που παρουσιάζεται εδώ περιγράφεται λεπτομερώς σε ένα έγγραφο που θα δημοσιευτεί στο Astrophysical Journal Letters.
Σημειώσεις
[1]: Η έρευνα ουρανού Αμβούργου / ESO είναι ένα συνεργατικό έργο του Hamburger Sternwarte και του ESO για την παροχή φασματικών πληροφοριών για το μισό του νότιου ουρανού χρησιμοποιώντας φωτογραφικές πινακίδες που λαμβάνονται με το πλέον αποσυρμένο τηλεσκόπιο ESO-Schmidt. Αυτές οι πλάκες ψηφιοποιήθηκαν στο Hamburger Sternwarte.
[2]: Οι αστρονόμοι είναι ο Heinz Edelmann (Dr. Remeis-Sternwarte του Πανεπιστημίου Erlangen-Nürnberg, Γερμανία, τώρα στο Πανεπιστήμιο του Τέξας, Austin, ΗΠΑ), Ralf Napiwotzki (Κέντρο Έρευνας Αστροφυσικής, Πανεπιστήμιο του Hertfordshire, UK) , Uli Heber (Dr. Remeis-Sternwarte του Πανεπιστημίου Erlangen-Nürnberg, Γερμανία), Norbert Christlieb και Dieter Reimers (Hamburger Sternwarte, Γερμανία).
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων ESO
