Приветствую Вас Гость | RSS

Астролябия

Главная » 2014 » Октябрь » 12 » Каков верхний предел для массивных звёзд?
16:07
Каков верхний предел для массивных звёзд?
Вы должны знать, что гиперновые (супер-сверхновые) — это результат взрыва звезды с максимальной массой, достигшей своего предела (порядка 150-200 солнечных масс). Но откуда мы знаем, что именно таков предел?

Первые догадки высказал Артур Эддингтон. В 1916 году Эддингтон показал, что есть определенный предел того, насколько яркой может быть стабильная звезда. Основная идея заключается в том, что атмосфера звезды гравитационно притягивается массой звезды, и этот вес уравновешивается давлением глубоких слоев звезды. Чтобы звезда оставалась стабильной, вес и давление должны быть равны, то есть звезда не должна ни коллапсировать внутрь, ни выталкивать атмосферу.

Обычно мы думаем о давлении в тесной связи с газом, но на деле и свет может оказывать давление. Мы не замечаем давление света в повседневной жизни, потому что оно ничтожно мало. Даже на на нашем Солнце давление на атмосферу относительно небольшое, поэтому вес атмосферы Солнца по большей части уравновешивается давлением плазмы в слоях под ней. Но если бы Солнце было ярче, излучаемый им свет сильнее давил бы на частицы атмосферы. Эддингтон показал, что есть предел, когда давление света звезды на атмосферу достаточно мощное, чтобы сбалансировать гравитационный вес всей звёздной атмосферы. Этот предел известен как предел Эддингтона. Если бы звезда была ярче, свет звезды просто вытолкнул все внешние слои атмосферы, что привело бы к потере массы звезды.

Когда Эддингтон впервые получил этот предел, он обнаружил, что максимальная светимость (яркость) звезды пропорциональна массе звезды. Это означало, что более массивные звёзды могут быть ярче, чем менее массивные звёзды, но ничего не говорило о верхнем пределе массы. Затем, в 1924 году, Эддингтон вывел отношение между массой звезды и ее светимостью, показав, что яркость звезды примерно пропорциональна массе в кубе.

Это означало, что яркость звезды увеличивается с массой быстрее, чем предел светимости, поэтому должен быть верхний предел и у массы звезды. Звёзды с большими массами должны были быть такими яркими, что их внешние слои полностью сгорали бы. Вычисления Эддингтона показали, что этот предел составляет порядка 65 солнечных масс. Более детальные расчеты довели этот предел до 150 солнечных масс, и до недавнего времени это считалось верхним пределом для стабильных звёзд.

В 2007 году группа исследователей провела исследование скопления Эйкес, которое является самым плотным звёздным скоплением в нашей галактике. Наблюдая за самыми яркими звёздами в этом кластере, учёные не обнаружили звёзд с массой больше 120 солнечных. Используя свои наблюдения для статистической экстраполяции, учёные сделали выводы, что верхний предел для звёзд будет не больше 150 солнечных масс.

Недавно были обнаружены новые свидетельства, которые поставили под сомнение и этот предел. Теоретические исследования показали, что есть вероятность существования стабильных звёзд, которые ярче, чем позволяет предел Эддингтона. Такие эффекты, как турбулентность атмосферы и фотонные пузырьки, когда свет с легкостью может проходить через звёздную атмосферу, позволяют существовать и более ярким звёздам в стабильном состоянии. Расчеты на основе взрывов гиперновых показали, что у звезды, которая взрывается, может быть масса в 200 солнечных. И наконец, есть звезда R136a1. Открытая в 2010 году, эта звезда является самой яркой из известных звезд, а её оценочная масса составляет 265 солнечных.

красный карлик, Солнце, голубой гигант, и R136a1

Слева направо: красный карлик, Солнце, голубой гигант, и R136a1

Таким образом, хотя предел в 150 солнечных масс считается верхним, его однозначно стоит дополнить исключениями.


Категория: Далёкие рубежи | Просмотров: 381 | Добавил: astrolabia | Теги: R136a1 | Рейтинг: 0.0/0
Всего комментариев: 0
avatar
Звёздная карта
Вход на сайт
Поиск
Статистика

Онлайн всего: 1
Гостей: 1
Пользователей: 0