DY Centauri:Stjerneudvikling, mens du ser på

I 1930, Dorrit Hoffleit rapporterede, at stjernenummer #4749 i Harvard List of variables var falmet fire gange mellem 1897 og 1929, og identificerede den som en R Coronae Borealis (RCB) variabel. RCB-stjerner er lysende lavmassestjerner (røde kæmper) med overflader omkring 5, 000-7, 000 K - ikke meget varmere end solen. De er bemærkelsesværdige ved at have lidt eller ingen brint på deres overflader; dette erstattes af helium og kulstof. De dæmpes med faktorer på 100 eller mere af og til ved at udstøde skyer af kulstof, eller "sod". Når de kastes mod Jorden, sodskyer blokerer stjernelyset, indtil de udvider sig nok til at lukke lyset igennem igen. At være i stjernebilledet Centaurus, H.V. 4749 fik det variable stjernenavn DY Centauri, eller DY Cen for kort.

Efter 1935 eller deromkring, DY Cen holdt op med at vise sod-sky-fading, men dens tilsyneladende lysstyrke begyndte at falme. I 1980, Kilkenny og Whittet rapporterede, at DY Cen var mere blå end andre RCB-stjerner, med en overflade på 10, 000 K—så de kaldte det en varm RCB-stjerne. Armagh-astronomen Simon Jeffery opnåede det første højopløselige spektrum i 1987, da overfladen var næsten 20, 000 K. Den overordnede falmning er endnu et tegn på, at overfladen bliver varmere og blåere, fordi lys udsendes ved ultraviolet i stedet for synlige bølgelængder. Yderligere spektre blev opnået i 2002 og 2010 - DY Cen blev stadig varmere.

2010-dataene antydede også, at DY Cen kunne være en binær stjerne, med en periode på omkring 40 dage. Da dette kunne hjælpe med at forklare, hvordan DY Cen blev dannet, hvorfor det har så usædvanlig overfladekemi, og hvorfor det opvarmes så hurtigt, Simon vendte tilbage til DY Cen i 2015. Ved hjælp af High Resolution Spectrograph (HRS) på Southern Africa Large Telescope (SALT), Simon og hans samarbejdspartnere Kameswara Rao og David Lambert, foretaget en række målinger over en komplet bane. De fandt ikke det, de ledte efter – DY Cen er trods alt en enkelt stjerne!

DY Cen fortsætter med at varme op - allerede 25, 000 K. Det varmer, fordi det krymper, fra omkring 200 gange solen i 1890 til kun fem gange solen i dag. Når den krymper, den snurrer hurtigere. Simon og kolleger har observeret spin-hastigheden gå fra 20 km/s i 1987 til 40 km/s i 2015. De har forudsagt, at DY Cen kan begynde at spinde så hurtigt, at dens overflade kan begynde at bryde af inden for et par årtier. Spektret begynder at vise stærkere og stærkere emissionslinjer, muligvis et tegn på, at stråling vinder overfladekampen med tyngdekraften. Holdet gjorde også en anden overraskende opdagelse. Når vi ser tilbage på observationerne fra 1987 og 2002, de fandt beviser for et enormt overskud af strontium på stjernens overflade. Strontium dannes inde i stjerner, når jern bombarderes af neutroner, normalt på et meget sent stadium af udviklingen.

Det ser ud til, at DY Cen er resten af ​​en stjerne, der næsten afsluttede sit liv som en hvid dværg. Engang ikke længe før 1890, i et sidste udbrud af heliumbrænding, den hvide dværg pustede op for at blive en rød superkæmpe, asken fra neutronbombardementet blev opgravet til overfladen, og DY Cen blev en RCB-stjerne. Imidlertid, den genfødte stjerne var allerede dømt. Uden nukleart brændsel tilbage til at støtte dem, overfladelagene falder igen sammen og snurrer op – mens vi ser på.