Las estrellas moribundas que se desprenden de sus envolturas externas para formar las hermosas y enigmáticas "nebulosas planetarias" PNe tienen un nuevo campeón de peso pesado, el inocentemente llamado PNe "BMP1613-5406". Las estrellas masivas viven rápido y mueren jóvenes, explotandocomo supernovas poderosas después de solo unos pocos millones de años. Sin embargo, la gran mayoría de las estrellas, incluido nuestro propio Sol, tienen una masa mucho más baja y pueden vivir durante miles de millones de años antes de pasar por una fase PNe de corta duración pero gloriosa.queda una pequeña fracción de hidrógeno no quemado en el núcleo estelar. La presión de radiación expulsa gran parte de este material y el núcleo estelar caliente puede brillar. Esto ioniza la cubierta expulsada previamente creando un PNe y proporcionando un registro fósil visible y valioso de la pérdida de masa estelarproceso PNe no tiene nada que ver con los planetas, pero adquirió este nombre porque sus brillantes esferas de gas ionizado alrededor de sus estrellas centrales calientes parecían planetas para los primeros observadores.
PNe teóricamente deriva de estrellas en el rango de 1-8 veces la masa del Sol, que representa el 90% de todas las estrellas más masivas que el Sol. Sin embargo, hasta ahora, se ha demostrado que PNe deriva de estrellas nacidas con solo 1-3 veces la masa de nuestro Sol. El profesor Quentin Parker, Departamento de Física y Director del Laboratorio de Investigación Espacial, La Universidad de Hong Kong y su estudiante de doctorado Miss Fragkou Vasiliki, en colaboración con la Universidad de Manchester y el Observatorio Astronómico de Sudáfrica, hanahora oficialmente rompió este límite anterior y tomó la prueba de que un PNe ha surgido de una estrella nacida con 5,5 veces la masa de nuestro Sol. Su periódico "Una nebulosa planetaria de alta masa en un cúmulo abierto galáctico" acaba de ser publicado en el Astronomía de la naturaleza sitio web de.
¿Pero por qué es esto importante?
En primer lugar, PNe proporciona una ventana única al alma de la evolución estelar de etapa tardía revelada por sus ricos espectros de líneas de emisión que son excelentes laboratorios para la física del plasma. PNe son visibles a grandes distancias donde sus líneas fuertes permiten determinar el tamaño, la velocidad de expansióny la edad de la PN, lo que prueba la física y las escalas de tiempo de la pérdida de masa estelar. También se pueden utilizar para derivar la luminosidad, la temperatura y la masa de sus núcleos estelares remanentes centrales, y la composición química del gas expulsado.
En segundo lugar, y clave aquí, es que este es un ejemplo sin precedentes de una estrella cuya masa "progenitora" original probada está cerca del límite teórico más bajo de formación de supernova de colapso del núcleo. Nuestros resultados son la primera evidencia sólida que confirma las predicciones teóricas de queMás de 5 estrellas de masa solar en realidad pueden formar PNe. Por lo tanto, este caso único proporciona a la comunidad astronómica una herramienta importante para obtener nuevas ideas sobre la evolución química estelar y galáctica.
¿Pero cómo el equipo de la Universidad de Hong Kong y la Universidad de Manchester reclamó la corona de peso pesado?
La clave fue el descubrimiento del PNe en un grupo abierto galáctico joven llamado NGC6067. Encontrar un PNe que resida en un grupo abierto es un evento extremadamente raro. De hecho, solo otro PNe, "PHR1615-6555" ha sido previamentedemostrado que reside en un cúmulo abierto pero cuya estrella progenitora tenía una masa considerablemente más baja. Curiosamente, este fue un descubrimiento anterior del mismo equipo dirigido aquí. La ubicación comprobada de una PN en un cúmulo proporciona datos clave e importantes que son difíciles de obtenerde lo contrario, esto incluye una distancia precisa y una estimación de masa de "apagado" del grupo es decir, la masa que una estrella debe haber tenido cuando nació para que ahora se vea evolucionar fuera de la secuencia principal en el grupo de edad conocida.La asociación PN-cluster proviene de sus velocidades radiales altamente consistentes para mejorar el bronceado a 1 km / s en una línea de visión con un gradiente de velocidad-distancia pronunciado, distancias comunes, enrojecimiento común y proyección y proximidad física cercana de la PN al centro del cluster.
En resumen, nuestros emocionantes resultados son pruebas sólidas que confirman las predicciones teóricas de que más de 5 estrellas de masa solar pueden formar nebulosas planetarias y son, como se esperaba, ricas en nitrógeno.de supernovas de colapso del núcleo y también para el extremo de masa intermedia a alta de la enana blanca Relación de masa inicial a final IFMR. También proporciona un punto de referencia empírico para evaluar predicciones nucleosintéticas creación de elementos para estrellas de masa intermedia. PN BMPJ1613-5406 y su grupo NGC6067 proporcionarán a la comunidad astronómica información importante sobre la evolución estelar y galáctica química.
Fuente de la historia :
Materiales proporcionado por La Universidad de Hong Kong . Nota: El contenido puede ser editado por estilo y longitud.
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