Каковой верхний рубеж для громоздких кинозвезд?

    Вы обязаны аристократию, что гиперновые (супер-сверхновые) — это же итог взрыва суперзвезды с наибольшей толпой, достигшей собственного предела (порядка 150-200 солнечных масс). Однако откуда мы знаем, что конкретно такой рубеж?

    Каковой верхний рубеж для громоздких кинозвезд?

    Первые гипотезы высказал Артур Эддингтон. В 1916 году Эддингтон проявил, что существуют конкретный рубеж тамошнего, как красочной возможно размеренная кинозвезда. Главная мысль состоит в том, что атмосфера суперзвезды гравитационно притягивается толпой суперзвезды, и этот вес уравновешивается давлением глубочайших слоев суперзвезды. Дабы кинозвезда оставалась размеренной, вес и давление обязаны быть равны, другими словами кинозвезда и не обязана ни коллапсировать вовнутрь, ни выталкивать атмосферу.

    Привычно мы думаем об давлении в тесноватой взаимосвязи с газом, однако на самом деле и свет может оказывать давление. Мы и не замечаем давление света в ежедневной жизни, так как оно ничтожно не достаточно. Даже на на нашем Солнце давление на атмосферу относительно маленькое, потому вес атмосферы Солнца по наибольшей части уравновешивается давлением плазмы в слоях под ней. Однако если б Солнце существовало ярче, излучаемый им же свет мощнее давил бы на крупицы атмосферы. Эддингтон проявил, что существуют рубеж, когда давление света суперзвезды на атмосферу довольно сильное, дабы сбалансировать гравитационный вес всей астральной атмосферы. Этот рубеж знаменит как только рубеж Эддингтона. Если б кинозвезда существовала ярче, свет суперзвезды ординарно вытолкнул все наружные слои атмосферы, что привело бы к потере массы суперзвезды.

    Когда Эддингтон в первый раз получил этот рубеж, он нашел, что наибольшая светимость (яркость) суперзвезды пропорциональна толпе суперзвезды. Это же означало, что наиболее громоздкие суперзвезды умеют быть ярче, чем наименее громоздкие суперзвезды, однако ничего и не изрекало об верхнем пределе массы. Потом, в 1924 году, Эддингтон вывел отношение меж толпой суперзвезды и ее светимостью, показав, что яркость суперзвезды приблизительно пропорциональна толпе в кубе.

    Это же означало, что яркость суперзвезды повышается с толпой скорее, чем рубеж светимости, потому обязан быть верхний рубеж и у массы суперзвезды. Суперзвезды с крупными толпами обязаны были быть таковыми колоритными, что них наружные слои целиком сгорали бы. Вычисления Эддингтона продемонстрировали, что этот рубеж составляет порядка 65 солнечных масс. Наиболее детальные расчеты довели этот рубеж перед началом 150 солнечных масс, и перед началом недавнешнего времени это же числилось верхним пределом для размеренных кинозвезд.

    В 2007 году группа исследователей провела изучение накопления Эйкес, которое является самым плотным астральным накоплением в нашей галактике. Следя за самыми колоритными звездами в этом кластере, ученые и не нашли кинозвезд с толпой все больше 120 солнечных. Используя свои наблюдения для статистической экстраполяции, ученые создали выводы, что верхний рубеж для кинозвезд будет и не все больше 150 солнечных масс.

    Не так давно были обнаружены новейшие свидетельства, кои поставили под колебание и этот рубеж. Теоретические научные исследования продемонстрировали, что существуют возможность существования размеренных кинозвезд, кои ярче, чем дозволяет рубеж Эддингтона. Этакие спецэффекты, как только турбулентность атмосферы и фотонные пузырьки, когда свет с легкостью может проходить сквозь астральную атмосферу, дозволяют существовать и поболее колоритным звездам в размеренном состоянии. Расчеты на базе взрывов гиперновых продемонстрировали, что у суперзвезды, которая взрывается, возможно толпа в 200 солнечных. И в конце концов, существуют кинозвезда R136a1. Открытая в 2010 году, эта кинозвезда является самой красочной из заведомых кинозвезд, а уж ее оценочная толпа составляет 265 солнечных.

    Таким макаром, хотя рубеж в 150 солнечных масс числится верхним, его совершенно точно стоит ли дополнить исключениями.