R136a1 u Velikom Magelanovom Oblaku važi za jednu od najmasivnijih poznatih zvezda — procenjena masa je blizu 290 Sunčevih masa, ali sa značajnim nesigurnostima. Teoretska gornja granica današnjih stabilnih zvezda je oko ~300 Sunčevih masa, jer intenzivna fuzija i snažni vetrovi izbacuju materiju. U ranim generacijama (niskometalni uslovi) zvezde su mogle biti znatno masivnije — čak i stotine do hiljade Sunčevih masa.
Kolika Može Biti Najmasivnija Zvezda? R136a1 i Granica Od ~300 Sunčevih Masa
This artist’s concept shows the relative sizes of various stars, from the smallest “red dwarfs” at about a tenth of a solar mass, through low-mass “yellow dwarfs” such as our sun, to massive “blue dwarf” stars weighing eight times more than our sun, and finally the most massive and luminous star known—a 291-solar-mass star named R136a1.(ESO/M. Kornmesser)
Često se kaže da je Sunce "prosečna" zvezda — ali to nije tačno: Sunce spada među ~10% najmasivnijih zvezda. Većina zvezda u kosmosu su mnogo manje, hladne crvene patuljaste zvezde, sa masama od oko polovine do ispod 10% Sunčeve mase. Donja granica da bi objekat mogao da održava stabilnu nuklearnu fuziju iznosi približno 7–8% Sunčeve mase.
Zašto je masa ključna?
Masa određuje ravnotežu u zvezdi: gravitacija vuče materiju ka centru, dok energija iz nuklearne fuzije u jezgri stvara pritisak i zračenje koje teži da raskloni spoljne slojeve. Veća masa znači veći gravitacioni pritisak u jezgri, višu temperaturu i — preko veoma osetljive zavisnosti stope fuzije od temperature — brže oslobađanje energije.
U zvezdama poput Sunca stopa fuzije raste približno kao T^4 (četvrti stepen temperature), dok u mnogo masivnijim zvezdama neke fuzione reakcije zavise od temperature i znatno osetljivije (u ekstremnim slučajevima blizu T^20). To znači da i mala promena temperature može dramatično povećati proizvodnju energije.
Kako to ograničava masu?
Ako zvezda ima previše mase, njena jezgra postaje toliko vrela da oslobođena energija ne samo da širi zvezdu, već i pokreće vrlo snažne zvezdane vetrove koji izbacuju materiju. To je negativna povratna veza koja ograničava dalji rast mase. Pored toga, ekstremno masivne zvezde su dinamički nestabilne i pokazuju burne promene i erupcije.
Teorijski i posmatrani maksimum
Teorijske procene postavljaju gornju granicu stabilne zvezdane mase negde oko ~300 Sunčevih masa, mada ta vrednost ima nesigurnosti i zavisi od detalja modela. Primeri sa masama >200 M_Sun su ekstremno retki. Najmasivnija poznata zvezda danas često se navodi kao R136a1, član zvezdanog skupa R136 u Velikom Magelanovom Oblaku.
R136a1 je procenjena na približno 290 Sunčevih masa u nekim radovima, ali treba istaći da su procene takvih masa podložne velikim greškama i zavise od modela i podataka. Zvezda emituje na red veličina više energije od Sunca (milione puta) i verovatno je veoma mlada — reda veličine ~1 milion godina — te će u relativno kratkom kosmičkom roku eksplodirati kao supernova ili doživeti druge dramatične sudbine.
Uloga hemijskog sastava (metalnosti)
Prisustvo težih elemenata u zvezdinoj atmosferi (tzv. metalnost) značajno utiče na apsorpciju zračenja i na jačinu zvezdanih vetrova. Zvezde bogate metalima gube masu efikasnije, pa je lakše zadržati ekstremno velike mase u sredinama siromašnim metalima. Zato su u ranoj, hemijski siromašnoj fazi univerzuma prve generacije zvezda (tzv. populacija III) mogle da dostižu mnogo veće mase — neki modeli predviđaju i stotine do nekoliko hiljada Sunčevih masa.
Do danas nemamo potvrđen, neposredan primer prve generacije zvezda; astronomi aktivno tragaju za kandidatima, naročito uz pomoć novih instrumenata koji posmatraju u infracrvenom i ultra-dubokom domenu.
Zaključak: Današnje stabilne zvezde imaju praktičnu gornju granicu od reda stotina Sunčevih masa, dok su uslovi u ranom univerzumu mogli omogućiti stvaranje znatno masivnijih prvih zvezda. Tačna brojka zavisi od modela, metalnosti i dinamičkih procesa koji vode gubitku mase.
Pomozite nam da budemo bolji.
