Насколько большой может вырасти звезда? Оказывается, не настолько, как мы себе представляли.
Самые четкие изображения, когда-либо сделанные самой большой из известных звезд, показывают, что верхний предел массы Солнца, вероятно, намного меньше, чем предыдущие оценки.
Первоначально масса звезды R136a1 была в 250-320 раз больше массы нашего Солнца. Согласно новым оценкам, ее масса в 150-230 раз больше массы Солнца.
Новая цифра в 200 солнечных масс по-прежнему делает звезду рекордсменом в тяжелом весе, но пересмотр ее массы в сторону уменьшения может иметь более глубокие последствия.
Работа проводилась в рамках проекта по изучению скопления, в котором она находится, под названием R136. Оно расположено в туманности Тарантула, очаге звездообразования в галактике-спутнике Млечного Пути под названием Большое Магелланово Облако.
Это скопление содержит одни из самых массивных звезд из всех известных; их массы также были пересмотрены в сторону уменьшения. Поскольку эти массы являются критическими точками привязки для верхней функции массы массивных звезд, эта работа может означать, что наши предыдущие верхние пределы звездной массы ошибочны.
«Наши результаты показывают нам, что самая массивная звезда, которую мы знаем в настоящее время, не настолько массивна, как мы считали ранее», — говорит астроном и астрофизик Вену Калари из обсерватории Джемини. «Это говорит о том, что верхний предел звездных масс также может быть меньше, чем считалось ранее».
Хотя мы не знаем, каков верхний предел звездной массы, расчеты и моделирование показывают, что он должен быть. Принято считать, что в точке, известной как предел Эддингтона, внешнее давление от излучения ядра превышает внутреннее гравитационное давление, заставляя материал во внешних слоях звезды выбрасываться.
Предыдущие исследования установили предел Эддингтона в 150 солнечных масс. Затем были получены новые данные о звездах R136, и оказалось, что масса целой группы звезд значительно выше.
Помимо того, что эти звезды не соответствовали пределу Эддингтона, они — молодые, очень горячие и очень большие — не соответствовали моделям звездообразования. Более поздние исследования показали, что такие чонкеры могут образовываться в результате звездных слияний, но у нас все еще нет хорошего ответа на проблему эддингтоновского предела.
Установление верхнего предела массы, основанного на точных точках отсчета, позволило бы в значительной степени решить эту грызущую нас загадку. Звездная масса может быть рассчитана путем получения точных наблюдений, которые показывают яркость и температуру звезды. Поэтому Калари и его коллеги занялись получением новых, более четких изображений скопления в целом и R136a1 в частности.
Это дало команде инструменты для определения новой массы в 196 солнечных масс (плюс-минус несколько десятков солнечных масс) для R136a1, и 151 и 155 солнечных масс для двух других крупных звезд скопления, R136a2 и R136a3 — меньше, чем 195-211 и 180-181 соответственно.
Это имеет значение для производства тяжелых элементов во Вселенной. Возможно, вы знаете, что массивные звезды заканчивают свое существование в виде черных дыр; они выбрасывают свой внешний материал, и из разрушенного звездного ядра образуется черная дыра. Однако для этого существует верхний предел: при массе около 130 солнечных масс звезда может взорваться в так называемой сверхновой с парной нестабильностью, когда вся звезда, ядро и все остальное, взрывается.
Во время этих невероятно бурных событий субатомные процессы приводят к образованию тяжелых элементов. Если звезд в этом диапазоне масс становится меньше, то нам нужно пересмотреть потенциальный вклад сверхновых с парной нестабильностью в образование тяжелых элементов, которые мы наблюдаем в космосе.
«Важность существования сверхновых с парной нестабильностью невозможно переоценить, поскольку всего одна сверхновая с парной нестабильностью от звезды с массой 300 солнечных масс могла бы произвести и выбросить в межзвездную среду больше металлов, чем вся функция звездной массы ниже нее, что полностью изменило бы наше понимание моделирования галактической химической эволюции», — пишут исследователи в своей работе.
Однако этот результат был достигнут за счет ограничения возможностей инструмента Zorro на телескопе Gemini South, и исследователи призывают с осторожностью относиться к интерпретации полученных результатов.
Следующим шагом будет попытка подтвердить выводы, возможно, путем проведения и сравнения наблюдений с помощью другого инструмента.
Исследование было принято к публикации в журнале The Astrophysical Journal и доступно на сайте arXiv.
Оригинал earth-chronicles.ru
