Novo odkritje kaže, da zelo svetle in masivne zvezde, ki poganjajo evolucijo galaksij, v večini primerov ne živijo same. Skoraj tri četrtine teh zvezd najdemo v tesnem paru, kar je veliko več, kot so predvidevali pred tem. Na presenečenje mnogih večina teh parov doživlja uničujoče interakcije, kot so prenos mase iz ene zvezde na drugo. Za eno tretjino teh zvezd pričakujejo, da se bodo medsebojno združile v eno samo zvezdo.
Naše Sonce je tipična zvezda v vesolju, vendar obstajajo tudi take, ki se od njega močno razlikujejo po masi, velikosti, površinski temperaturi in barvi. Glede na njihov spektralni tip oziroma barvo jih razdelimo v spektralne razrede O, B, A, F, G, K in M po vrsti od najbolj vročih in masivnih do najhladnejših zvezd z najmanjšo maso. Najbolj vroče zvezde pripadajo tipu O, so prave orjakinje in imajo površinsko temperaturo okrog 30 tisoč stopinj Celzija ali več (za primerjavo: površinska temperatura Sonca, ki je tipa G, je približno 5770 K oziroma 5500 stopinj Celzija), izgledajo bledo modre barve in so lahko do milijonkrat svetlejše od Sonca. Njihova masa je 15 ali več mas Sonca.
Predstavljajo le zelo majhen delež vseh zvezd v vesolju, vendar imajo zaradi svojega sicer kratkega, a burnega življenja velik vpliv na svojo okolico. Vetrovi in udarni valovi s teh zvezd lahko sprožijo ali zavrejo nastajanje novih zvezd, njihovo sevanje napaja svetle meglice, supernove bogatijo galaksije s težjimi elementi, ki so ključni za življenje, povezani so tudi z izbruhi gama žarkov, ki spadajo med najbolj silovite eksplozije v vesolju. Zvezde tipa O so torej vključene v mnoge mehanizme, ki sodelujejo pri evoluciji galaksij.
Panoramske fotografije delov Meglice Gredelj (levo), Orlove meglice (na sredini) in meglice IC 2944 (desno). To so področja nastajanja novih zvezd in vsebujejo mnogo vročih mladih zvezd, vključno s svetlimi zvezdami tipa O, ki so označene s krogci in so bile vključene v omenjene raziskave. Mnogo teh zvezd se nahaja v tesnih parih, ki pa jih direktno na sliki težko ločimo.
Raziskave, narejene s pomočjo Zelo velikega teleskopa (VLT), so pokazale, da skoraj tri četrtine teh zvezd živi v paru, kar je veliko več, kot so predvidevali pred tem. V večini parov poteka prenos mase z ene zvezde na drugo, kjer manjša spremljevalka ('vampirska zvezda') posrka snov s površja svoje večje sosede. Za eno tretjino parov celo pričakujejo, da se bodo na koncu medsebojno združili v eno samo zvezdo.
Faza, ki sledi po obdobju kurjenja vodika v helij v jedru zvezde, ki živi sama, je rdeča orjakinja. V primeru tesnih dvozvezdij pa imata zvezdi tako močan medsebojni vpliv, da sta njuni življenji popolnoma spremenjeni. V tesnih dvozvezdjih sta zvezdi na tako majhni medsebojni razdalji, da manjša zvezda srka vodik s svoje spremljevalke. Njena masa zato postopoma narašča, zvezda postane bolj modra in vroča in zato izgleda pomlajena. Druga zvezda s prenosom mase izgubi svojo ovojnico in se zato nikoli ne razpihne v rdečo orjakinjo. Ostane le njeno vroče, modro jedro.
Odkritje tako velikega deleža vampirskih zvezd se ujema s predhodno nepojasnjenim pojavom. Te zvezde naj bi namreč bile odgovorne za nastanek z vodikom revnih supernov - to so njihove spremljevalke, ki so jim vampirske zvezde posrkale zunanje, z vodikom bogate ovojnice, še preden je prišlo do eksplozije supernove. Delež z vodikom revnih supernov (okrog ena tretjina) se tesno ujema z deležem vampirskih zvezd, odkritih v okviru te raziskave.
Astronomi so se v okviru te študije ukvarjali z vzorcem 71 zvezd tipa O. V njem so bile tako posamezne zvezde kot tudi dvozvezdja, ki pripadajo šestim bližnjim mladim zvezdnim kopicam v naši Galaksiji. Večino opazovanj so opravili z ESO-vimi teleskopi, vključno z VLT.
Do nedavnega so bili mnenja, da so tesne dvojnice le izjema, ki so jo potrebovali za razlago eksotičnih pojavov, kot so na primer rentgenske dvojnice, dvojni pulzarji in dvojne črne luknje. Novo odkritje je pokazalo, da je ta predpostavka preveč poenostavljena za pravilno interpretacijo vesolja - zelo masivne dvojne zvezde namreč niso samo pogoste, ampak je njihovo življenje tudi bistveno drugačno od posamičnih zvezd.
Zaradi zgoraj opisanega procesa se zdijo zvezdne populacije oddaljenih galaksij mnogo mlajše, kot so v resnici. Obe zvezdi postaneta bolj modri in bolj vroči, zato se zdita mlajši. Poznavanje pravega deleža interagirajočih zelo masivnih dvojnih zvezd je tako ključno za pravilno karakterizacijo oddaljenih galaksij.
Vir: ESO