Najväčšia hviezda, aká bola kedy nájdená, práve odhalila prekvapivý nový pohľad

Snímka R136 z Hubbleovho vesmírneho teleskopu v srdci hmloviny Tarantula. (NASA, ESA, F. Paresce/INAF-IASF, R. O'Connell/University of Virginia a Wide Field Camera 3 Science Oversight Committee)

Ako veľká môže hviezda vyrásť? Ukázalo sa, že nie také obrovské, ako sme si predstavovali.

Najostrejšie snímky najväčšej známej hviezdy, aké boli kedy urobené, naznačujú Horná hranica na slnečnú hmotuje pravdepodobne oveľa menšia ako predchádzajúce odhady.

Hviezda R136a1 bola pôvodne nameraná s hmotnosťou približne 250 až 320-násobok hmotnosti nášho vlastného Slnka. Podľa nového odhadu má hmotnosť 150 až 230-násobok hmotnosti Slnka.



Tento nový guľový údaj s hmotnosťou tesne pod 200 slnečných hmôt stále robí hviezdu držiteľom rekordov v ťažkej váhe, ale revízia jej hmotnosti smerom nadol by mohla mať hlbšie dôsledky.

Práca bola súčasťou projektu na pochopenie klastra, v ktorom sídli, s názvom R136. Nachádza sa v hmlovine Tarantula, ohnisku formovania hviezd v satelitnej galaxii Mliečnej dráhy nazývanej Veľký Magellanov oblak.

Táto hviezdokopa zhodou okolností obsahuje niektoré z najhmotnejších známych hviezd; omši, ktoré boli teraz tiež revidované smerom nadol. Keďže tieto hmotnosti sú kritickými kotviacimi bodmi pre funkciu hornej hmotnosti masívnych hviezd, práca by mohla znamenať, že naše predchádzajúce limity hornej hmotnosti hviezd sú nesprávne.

'Naše výsledky nám ukazujú, že najhmotnejšia hviezda, ktorú v súčasnosti poznáme, nie je taká hmotná, ako sme si predtým mysleli,' hovorí astronóm a astrofyzik Venu Kalari observatória Gemini. 'To naznačuje, že horná hranica hmotnosti hviezd môže byť tiež menšia, než sa pôvodne predpokladalo.'

Hoci nevieme, aká je horná hranica hmotnosti hviezd, výpočty a modelovanie naznačujú, že musí existovať. Je akceptované, že v bode známom ako Eddingtonova hranica vonkajší tlak žiarenia jadra prevyšuje vnútorný gravitačný tlak, čo núti materiál vo vonkajších vrstvách hviezdy, aby bol vyvrhnutý.

Predchádzajúci výskumný súbor a pevných 150 slnečných hmôt ako Eddingtonov limit. Potom boli získané nové údaje o hviezdach R136, pričom celá skupina vážila podstatne vyššie hmotnosti.

Okrem toho, že tieto hviezdy – mladé, veľmi horúce a veľmi veľké – vzdorovali Eddingtonovmu limitu, vzdorovali modelom hviezdnej formácie. Neskorší výskum zistil, že takéto chonkery môžu vzniknúť prostredníctvom hviezdnych fúzií , ale stále nemáme dobrú odpoveď na problém Eddingtonovho limitu.

Nový obrázok R136a1.

Stanovenie hornej hranice hmotnosti na základe presných referenčných bodov by znamenalo dlhú cestu k vyriešeniu tejto hlodavej hádanky. Hviezdnu hmotnosť možno vypočítať získaním presných pozorovaní, ktoré odhalia jas a teplotu hviezdy. Kalari a jeho kolegovia sa teda pustili do získavania nových, ostrejších snímok klastra vo všeobecnosti a konkrétne R136a1.

To dalo tímu nástroje na navrhnutie novej hmotnosti 196 hmotností Slnka (plus alebo mínus niekoľko desiatok hmotností Slnka) pre R136a1 a 151 a 155 hmotností Slnka pre dve ďalšie veľké hviezdy v zhluku, R136a2 a R136a3 – oproti 195. -211, respektíve 180-181.

To má dôsledky na produkciu ťažkých prvkov vo vesmíre. Možno viete, že masívne hviezdy skončia ako čierne diery ; vysunú svoj vonkajší materiál a a čierna diera vzniká zo zrúteného hviezdneho jadra. Existuje však horná hranica: nad približne 130 hmotnostami Slnka môže hviezda explodovať v takzvanom supernova párovej nestability , v ktorom celá hviezda, jadro a všetko, ide boom.

Počas týchto neuveriteľne násilných udalostí vedú subatomárne procesy k produkcii ťažkých prvkov. Ak je v tomto hmotnostnom rozsahu menej hviezd, potom musíme prehodnotiť potenciálny príspevok párovej nestability supernov k ťažkým prvkom, ktoré pozorujeme vo vesmíre.

'Dôležitosť toho, či existujú alebo neexistujú supernovy s párovou nestabilitou, nemožno preceňovať, pretože len jedna supernova párovej nestability z hviezdy s hmotnosťou 300 slnečnej hmoty by vyprodukovala a uvoľnila do medzihviezdneho média viac kovov ako celá funkcia hviezdnej hmoty pod ňou, čo úplne by zmenilo naše chápanie modelovania galaktickej chemickej evolúcie,“ píšu výskumníci vo svojom článku .

Tento výsledok sa však dosiahol posunutím limitu prístroja Zorro na ďalekohľade Gemini South a výskumníci nabádajú k opatrnosti pri interpretácii zistení.

Ďalším krokom by bolo pokúsiť sa potvrdiť závery, možno prijatím a porovnaním pozorovaní z iného nástroja.

Výskum bol prijatý na publikovanie v r The Astrophysical Journal , a je k dispozícii na arXiv .

O Nás

Publikácia Nezávislých, Osvedčených Skutočností O Správach O Zdraví, Priestore, Prírode, Technológii A Životnom Prostredí.