Злиття зірок породили більшу частину спостережуваних блакитних надгігантів

Астрономи знайшли нове підтвердження ідеї про те, що злиття масивних зірок відповідальні за більшу частину спостережуваних блакитних надгігантів В-типу. На користь цього свідчить відповідність моделям злиття властивостей блакитних надгігантів із галактики-супутника Чумацького Шляху Великої Магелланової Хмари. Стаття опублікована в журналі The Astrophysical Journal Letters.

Блакитні надгіганти є найяскравішими зірками у своїх галактиках, через що їх зручно використовувати для оцінки властивостей галактик, наприклад, співвідношення зоряної маси галактики і металічності. Однак природа цих зірок В-типу масою від 16 до 40 мас Сонця залишається предметом суперечок серед астрофізиків, причому еволюційні моделі одиночних зірок пояснюють загальні властивості популяції гірше, ніж моделі злиття двох зірок. Зокрема, природу надгіганта, що став прабатьком наднової SN 1987A, можна пояснити через повільне злиття червоного надгіганта зі своїм компаньйоном – зіркою головної послідовності.

Група астрономів на чолі з Атірою Менон (Athira Menon) з Канарського інституту астрофізики представила нові докази того, що більша частина блакитних надгігантів може виникати під час злиття зірок. Для цього вчені провели за допомогою коду зоряної астрофізики MESA моделювання еволюції зірки з масою 17-43 мас Сонця та однорідною водневою оболонкою, народженої під час злиття гіганта, який зійшов з головної послідовності та має багате на гелій ядро, і зірки головної послідовності, а також моделювання еволюції поодиноких зірок початкової маси в 16-40 мас Сонця. Потім вони порівняли результати моделювання з даними спостережень за 59 надгігантами спектральних типів В0-В3 з галактики Велика Магелланова Хмара за даними трьох оглядів неба: FEROS, FLAMES і VFTS.

Дев’ять зірок із вибірки вписувалися в моделі поодиноких зірок, 25 зірок – у моделі злиття, а решта могли бути пояснені різними моделями. Крім того, збагачення гелієм третини зірок і високі відношення N/C і N/O для більш ніж половини зірок із вибірки однозначно пояснюються моделями злиття, а не поодинокими моделями. Все це говорить про важливу роль злиттів масивних зірок у виробництві спостережуваних блакитних надгігантів. При цьому якщо маса утвореної зірки буде менше 30 мас Сонця, то вона вибухне у фіналі життя як наднова типу II (як SN 1987A), а більш масивні зірки породять наднову типу II з плато.