Астрономија

Стопа губитка масе прашине са масивне звезде с обзиром на скуп параметара?

Стопа губитка масе прашине са масивне звезде с обзиром на скуп параметара?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Тражио сам примере како се одређују стопе губитака масе.

Проучавам звездану љуску прашине избачену са Волф-Раиетове звезде. Имам неке параметре попут, брзине ширења љуске (60км / с), масе прашине љуске (0,1 М_сун), полупречника љуске (Р_ин = 10000 АУ и Р_оут = 60000) и њену старост (Т = 26000 године).

Питао сам се постоји ли формула која веже те параметре и да ли су довољни за одређивање стопе губитка масе прашине или зависе од других фактора.

Може ли неко помоћи?


Отприлике: стопа губитка масе за сферно симетрични ветар дата је са $$ дот {М} = 4 пи р ^ 2 рхо в_в, $$ где је $ рхо $ густина ветра, $ р $ је радијус при коме се мери та густина и $ в_в $ је брзина ветра.

Овде имате $ в_в $ и имате масу материјала унутар два концентрична полупречника - тако да можете израчунати просечну густину на неком просечном радијусу у љусци.

Старост љуске није битна за губитак масе стопа, али под претпоставком да су параметри ветра непромењени током тог времена, кажу вам да је укупно изгубљено много масе у укупном износу од $ симек дот {М} тау $.


Постоји много додатних информација које би вам требале да бисте добили стопу губитка масе. Оно што имате је откривање неке масе прашине и временски интервал током којег је та маса изгубљена, тако да бисте могли да добијете нешто што изгледа попут стопе губитка масе узимајући масу и поделивши је са временом током којег је изгубљена, па 0,1 М_сун подељено са 26 000 година. То је већ стопа губитка масе од, 0004 М_сун / годишње, што је прилично високо, али постоји неколико проблема који би могли довести до тога да ово буде или прецењено или потцењено:

1) Претпоставља се да желите просечну стопу губитка масе током веома дугих временских интервала, а не само 26.000 година. Дакле, морате знати да ли ово представља сталан процес или неку врсту посебног догађаја. Често се примећује да звезде повезане са Волф-Раиетовим звездама, назване „светлосно плаве променљиве“, губе масу у дискретним епизодама које се дешавају у непредвидивим интервалима. Дакле, да ли је прашина која окружује вашу звезду типична карактеристика од које треба очекивати да је увек ту или је звезда изабрана зато што има такву особину? Ако је ово друго, онда временски оквир од 26.000 година није карактеристично време за тај објекат. С тим у вези је и то што је 60 км / с врло спора брзина за Волф-Раиетов ветар, па то такође сугерише да сте имали неку врсту инцидента са масовним испуштањем када је звезда била јако надувана, а не стабилнију врсту ветра.

2) Још гори проблем је што све што знате је маса прашине. То је вероватно само мали део укупне изгубљене масе, јер у зависности од еволутивног стања Волф-Раиетове звезде може бити пуно водоника и врло вероватно много хелијума који не учествују у стварању прашине . Такође, разлог због којег се не открива прашина унутар 10000 АУ може бити тај што се прашина још није створила када је тако близу јонизујућег зрачења од Волф-Раиетове звезде. Ако је то случај, не можете ни да употребите масу прашине да бисте окарактерисали масу материјала који ствара прашину, а да притом не знате и фракцију која је створила прашину у сваком одређеном радијусу.

3) Такође, ако је спољни радијус својства 60000 АУ, а формирању је требало 26.000 година, тада је просечна брзина спољне ивице обележја однос тих бројева, што даје 2,3 АУ годишње. То значи 11 км / с. Дакле, ако се прашина креће брзином од 60 км / с, али спољна ивица карактеристике креће се само брзином од 11 км / с, то значи да се ветар нагомилава у материјал у међузвезданом медијуму. Дакле, уопште није јасно да је маса прашине коју видите сва од ветра Волф-Раиет-а, неки од ње могу настати из гаса који је раније био у међузвезданом медијуму, јер је око 5/6 масе гаса у њему карактеристика мора да потиче из међузвезданог медија. Волф-Раиетов ветар биће обогаћен материјалом који ствара прашину, али ако је само пет пута толико обогаћен, из ИСМ-а ће и даље долазити прашина. Дакле, то такође зависи од еволутивног стања Волф-Раиетове звезде. (Чињеница да видите толико прашине сугерише да би ово могла бити звезда типа „ВЦ“, која је веома обогаћена угљеником, па ово последње издање можда не забрињава.)

Дакле, било би потребно мало више размишљања и више истраживања објекта, са додатним квантитативним ограничењима, да би се добила дугорочна процена стопе губитка масе. Али бар имате .0004 М_сун / год као неку врсту мерила за започињање тог разговора.


Мистерија је решена? Облак прашине проузроковао је чудно затамњење звезде Бетелгеусе, открива студија

Астрономи су можда решили мистерију Бетелгеузиног бизарног пада сјаја.

У јесен 2019, Бетелгеусе - једна од најсјајнијих и најпознатијих звезда на небу - почела је драматично да бледи. До фебруара 2020. године изгубио је око две трећине своје нормалне осветљености.

Бетелгеусе, која чини раме сазвежђе Орион (Тхе Хунтер) је надути црвени супергигант, масивна звезда која ће умрети у силовитој експлозији супернове у релативно блиској будућности. Тако су неки астрономи претпостављали да би ово „Велико затамњење“ могло бити почетак Бетелгеусеове смртне муке и да би звезда могла ускоро да процвета.

Али то се није догодило. Бетелгеусе се вратио на очекивани ниво осветљености до априла 2020, појачавајући прозаичнија објашњења Велико затамњење. Можда је Бетелгеусе једноставно доживела привремену епизоду хлађења, на пример. Или је можда његову светлост привремено блокирао облак прашине.

Нова студија подржава идеју прашине, али сугерише да је и звездно хлађење имало улогу.

Истраживачи које је водио Мигуел Монтаргес, астрофизичар из Паришке опсерваторије и Университ & еацуте ПСЛ, проучавали су Бетелгеусе пре и током Великог затамњења, користећи вишеструке инструменте инсталиране на веома великом телескопу Европске јужне опсерваторије у Чилеу.

Тим је комбиновао ова запажања са детаљним моделирањем Бетелгеусеа, који је око 11 пута масивнији од Земљиног сунца, али 900 пута обимнији. (Ако сте спустили Бетелгеусе тамо где седи наше сунце, супергигант би прогутао Меркур, Венеру, Марс и Земљу.)

Заједно, скупови података сугеришу вероватни сценарио Великог затамњивања, који се слаже са претходно истраживање засновано на посматрању свемирског телескопа Хуббле. Негде пре него што су астрономи почели да примећују затамњење, Бетелгеусе је избацио огроман облак гаса. Затим, у јесен 2019. године, конвективно хлађење у атмосфери звезде и њене редовне пулсације - Бетелгеусе се проширује и уговара на отприлике 400-дневни циклус - спустиле су температуру у окружењу облака, омогућавајући великом делу гаса да се брзо кондензује у прашину. И ова прашина је блокирала већи део Бетелгеусеове светлости гледано са Земље.

„Наши резултати потврђују да Велико затамњење није показатељ Бетелгеусеове непосредне експлозије као супернова, "Монтаргес и његове колеге су писали у нова студија, који је данас (16. јуна) објављен на мрежи у часопису Натуре.

Међутим, "неки црвени супергиганти могу показати мало или нимало знакова свог предстојећег колапса језгра, годинама до недеља пре него што се то догоди", додали су. „Стога, иако се чини да тренутно понашање Бетелгеусеа због губитка масе не предвиђа његову пропаст, и даље је могуће да може експлодирати без упозорења.“

Ново истраживање могло би имати примену изван пуког разумевања Бетелгеузе, која се налази на око 720 светлосних година од Земље (иако прорачуни њене удаљености мало варирају), написала је астроном Емили Левескуе у пратећем чланку „Вести и погледи“ у истом броју часописа Натуре.

„Ова изузетно детаљна студија неочекиваног понашања Бетелгеусе поставља темељ за разоткривање својстава читаве популације звезда“, написао је Левескуе, који има седиште на Универзитету у Вашингтону. „Објекти следеће генерације усмерени на надгледање звездане осветљености током времена или на проучавање потписа прашине у инфрацрвеним спектрима звезда, могли би се показати непроцењивим за проширење овде научених лекција“.

Мике Валл је аутор „Тамо"(Гранд Централ Публисхинг, 2018. илустровао Карл Тате), књига о потрази за ванземаљским животом. Пратите га на Твиттер-у @мицхаелдвалл. Пратите нас на Твиттер-у @ Спацедотцом или Фацебоок-у.


Историја губитка масе ВИ Цанис Мајорис расветљава стање хипергианта, повезаност са Бетелгеусеом

На јужној хемисфери, у сазвежђу Велики пас, лежи врло млада, врло масивна црвена хипергиганска звезда звана ВИ Цанис Мајорис (ВИ ЦМа).

Пулсирајућа променљива, њена привидна величина (колико се светла појављује на ноћном небу) варира непредвидиво. Налази се од Земље у 1,2 килопарсека или приближно 3.900 светлосних година, стара је само 8,2 милиона година и једна је од највећих звезда за које се зна да постоје.

Приближно 1.420 пута радијус Сунца, прелази 7-8 АУ (с тим да је 1 АУ 149,5 милиона километара и # 8212 просечна удаљеност Земље од Сунца). Ако би ВИ ЦМа заменио Сунце у нашем Сунчевом систему, фотосфера звезде & # 8212 или површина & # 8212 би се протезала скоро до Сатурнове орбите.

Такође је једна од најсјајнијих звезда познатих у галаксији Млечни пут, која је 350.000 пута светлија од Сунца. Ипак, у последњих 220+ година, нисмо га могли видети голим оком од догађаја затамњења касних 1800-их од којих се звезда никада није визуелно опоравила.

Па зашто је ова звезда фасцинантна?

То се углавном своди на природу његовог постојања. Велике звезде попут ВИ ЦМа имају изузетно кратак век трајања у галактичком временском оквиру. Са само 8,2 милиона година, он ће са скоро сигурношћу експлодирати у случају супернове у року од 100 000 година, а њен остатак ће вероватно створити црну рупу уместо неутронске звезде.

ВИ Цанис Мајорис & # 8211 виђен свемирским телескопом Хуббле & # 8211 заогрнуо се магловитим гасовима и материјалом који је избацио из себе током последњих неколико хиљада година. (Заслуге: НАСА, ЕСА, ХСТ, Хумпхреис ет ал.)

„Мислим да је оно што заиста привлачи астрономе овим врло светлећим и активним звездама пре свега кратак животни век“, рекла је др. Роберта Хумпхреис у интервјуу за НАСАСпацефлигхт о њој и недавно објављеном раду њеног тима „Губитак масе Историја црвеног хипергианта ВИ ЦМа “.

Лист је објављен у издању од марта 2021 Тхе Астрономицал Јоурнал , можете прочитати овде.

„Веровали или не, примећујемо промене на звездама током људског живота. Ако погледате историју ВИ Цанис Мајорис и његове епизоде ​​великог губитка масе, ово су ствари које се дешавају у временском оквиру људског живота. “

Ови догађаји великог губитка масе на које се позива др. Хумпхреис чине суштину њеног и недавног рада њеног тима, који је испитивао чворове, накупине и продужене лукове избаченог материјала који окружују ВИ ЦМа.

Пажљивим истраживањем ових подручја око звезде, Хумпхреис ет ал. били у могућности да повежу неке ејектне перјанице, накупине и чворове са догађајима затамњења забележеним у 320-годишњем периоду посматрања звезде који датира из 1801.

Према резултатима тима, „Пронашли смо вероватне корелације два до три одвојена масовна избацивања или одлива са епизодом 19. века и периодом 1920–1940 који сугеришу да сваки од минимума може бити повезан са засебним одливом.“

Да бисмо правилно разумели овај резултат, морамо се вратити кроз историју посматрања ВИ ЦМа.

Прво (преживело) посматрање 1801. године дало је звезди привидну величину непосредно на или близу +6,5 & # 8212 једва (у зависности од атмосферских услова) видљивог голим оком. Ово је израчунато оком, а фотографске плоче које потврђују привидну величину у то време нису постојале.

Друга забележена запажања из 1830. године и јата око 1848. - 1850. вратила су слична опажања очигледне магнитуде +6,5 & # 8212 са чак неколико процената ближих +6, указујући на потенцијално, мало осветљење звезде.

(Важно је напоменути да ово може бити због локалних атмосферских и телескопских услова током посматрања.)

Тада постоји двадесетогодишњи јаз у раним 1870-им. Али то је у подацима из 1870-их било да ствари заиста почињу да постају занимљиве. Појављују се огромне промене привидне величине, брзе флуктуације од +6,5 до +8 (превише слабе да би се могле видети голим оком).

Те широке љуљашке наставиле су се током 1870-их. Али након сваког већег догађаја затамњења, ВИ Цанис Мајорис се враћао мање-више на очигледну величину од +6,5.

✔ РЕШЕЊЕ МИСТЕРИЈЕ: Попут црвене супергигантске звезде Бетелгеусе, астрономи су покушали да објасне зашто црвени хипергиант ВИ Цанис Мајорис варира у сјају. Сада разумемо зашто, захваљујући @НАСАХуббле: хттпс://т.цо/НД4вмдхм1Т пиц.твиттер.цом/К72зИј7Ф2В

& мдасх НАСА (@НАСА) 4. марта 2021

Посматрања 1880-их показала су потенцијално стабилну привидну величину од +7,3, али су записи ретки. До 1890-их започело је скоро континуирано посматрање звезде. И две велике ствари истичу се у подацима:

  1. ВИ ЦМа се никада није опоравио у привидној величини од догађаја који би светлосни потпис стигао на Земљу између 1880. и 1888. године (али очигледно у то време није директно примећен), и
  2. Од тог догађаја 1880-их, звезда је одржала максималну привидну магнитуду између +7,5 и +8 & # 8212 опорављајући се до ове тачке након сваког већег догађаја затамњења 1900-их, без дешавања дубоких минимума који су још увек примећени у 2000-има.

Па шта је узроковало све ове пригушене догађаје? Шта се догодило 1880-их због чега се звезда није опоравила као и сваки други случај затамњења? И не звуче ли ови затамњени и блистави догађаји познати у смислу Бетелгеусеовог изненађујућег изненађења 2019/2020?

Питању Бетелгеусе вратићемо се касније.

Али прво, да бисмо разумели уочене затамњене догађаје ВИ Цанис Мајорис, морамо погледати накупине, чворове и лукове избаченог материјала у срцу недавног рада Хампхреис-а и других.

„Снимање и спектроскопија чворова, накупина и проширених лука у сложеним избацивачима ВИ ЦМа потврђују евиденцију великих губитака масе током последњих неколико стотина година“, напомињу Хумпхреис ет ал. у њиховом раду. „Хуббле Спаце Телесцопе / Спаце Телесцопе Имагинг Спектрографска спектроскопија бројних малих чворова у близини звезде омогућава нам да меримо њихове радијалне брзине од јаке емисије К И и одредимо њихова одвојена кретања, просторне оријентације и време од избацивања.“

„Њихова старост се концентрише пре око 70, 120, 200 и 250 година. ... Поређење са историјском кривом светлости компаније ВИ ЦМа од 1800. године до данас показује неколико чворова са временима избацивања која одговарају дужим периодима променљивости и дубоким минимумима. “

(Фото Натпис:Криве светлости са вероватним временима избацивања за различите чворове. Горња плоча (а): крива светлости за 19. век (Робинсон 1971). Средњи панел (б): средина 20. века (Робинсон 1970). Доњи панел (ц): најновија фотометрија из ААВСО (Америчко удружење променљивих посматрача звезда)

Као што се види на горњој слици, унутрашњи чвор, за који се процењује да је избачен из ВИ ЦМа пре 30-35 година (светло време примљено на Земљи), одговара догађајима затамњења 1987. и 1992. године. Слично томе, израчунато време избацивања С чвора Б и В1 чвора преклапају се међусобно и одговарају догађајима затамњења 1870-их (и вероватно су повезани временом избацивања са главним догађајем од којег се ВИ ЦМа није визуелно опоравила у привидној величини ).

В1 чворови А & ампБ и Цлумп Ц израчунали су времена избацивања која одговарају узастопним и дубоким минимумима догађаја од 1920-их до 1940-их.

Штавише, ове накупине, чворови и ејектни праменови су и сами масивни & # 8212 неки од реда величине 10 пута већа од просечног годишњег губитка масе ВИ Цанис Мајорис, који се израчунава по изузетно високој стопи од 6 × 10 −4 М ☉ (соларне масе) годишње.

„Ова велика избацивања, један од ових чворова или накупина, су 10 пута [просечни годишњи губитак звезде]. Овако то ради. За ВИ стижете до те [високе] просечне годишње стопе губитка масе због ових масовних догађаја који се дешавају. “

Како догађаји избацивања започињу, велики облак материјала насилно се баца са звезде & # 8212 блокирајући део њене светлости да дође до Земље. Што је догађај већи у материјалном погледу, утолико је значајнији догађај затамњења.

Утисак уметника хипергигантске звезде ВИ Цанис Мајорис са својим огромним ћелијама конвекције и насилним избацивањем. (Заслуге: НАСА, ЕСА, Хумпхреис ет ал., & Амп Ј. Олмстед)

Брзина којом се материјал удаљава од звезде, прорачуната између 20-30 км / с -1, доводи до тога да се материјал брзо помери из директне видне линије до ВИ ЦМа & # 8212, објашњавајући тако зашто звезда пригушује а затим се опорави до своје претходне привидне величине.

Па шта се онда догодило 1880-их због чега се звезда није опоравила као и сваки други случај затамњења?

„Нажалост, мислим да с обзиром на непотпуност података из 19. века, не можемо то заиста утврдити. Негде између око 1880. и 1890. године, [ВИ ЦМа] је имао одлив, избацивање које је на крају трајније заклонило звезду “, приметио је др. Хумпхреис.

„Можда је ово било избацивање које нам је било ближе видокругу, а још се није # 8217т померило из нашег видокруга и можда је побеђивало већ дуже време.“

Као што су Хумпхреис ет ал. приметили су у свом раду, „Најзанимљивији период може бити 1870-1880 и изумирање после 1880. од кога се ВИ ЦМа није опоравила. С чвор Б и В1 чвор Ц плус, вероватно, В2 чвор имају доба избацивања које одговарају овом периоду. Њихова различита места и оријентације у односу на звезду сугеришу да се површинска активност догодила на већем делу звезде са одвојеним одливима у различитим правцима у трајању од најмање 10 година. Главно затамњење звезде након 1880. за једну или више величина је врло вероватно порекло садашњег затамњења централне звезде. “

Па како се онда све ово односи на Бетелгеусе? Много пажње посвећено је звезди од октобра 2019. до фебруара 2020. године када је обично поуздана, полурегуларна променљива звезда (која обично флуктуира у привидној величини од само +0 и +0,5 у предвидивим циклусима од 425 дана и 5,9 година) изненада, брзо и неочекивано затамњена на минимум +1.614.

Слика за упоређивање приказује Бетелгеусеа пре и после затамњења без преседана. Запажања су направљена инструментом СПХЕРЕ на ЕСО-овом веома великом телескопу у јануару и децембру 2019. (Кредит: ЕСО)

Слике звезде у то време показале су да је готово читава јужна хемисфера знатно заклоњена.

Док су се широке спекулације о надолазећој супернови шириле популарном културом, ту наступају Бетелгеусеове сличности са ВИ Цанис Мајорис. Обојица су краткотрајни црвени џинови. Оба су стара отприлике 8,0-8,5 милиона година (при чему је то предвиђена Бетелгеусеова старост, док се процењује да ВИ ЦМа има 8,2 милиона година).

Тако, оно што се дешава са ВИ Цанис Мајорис и његови догађаји избацивања великих размера могу осветлити оно што се дешава са Бетелгеусеом. И у ствари, недавни чланак који су објавили Дупре и сарадници, усредсређујући се на догађај затамњења Бетелгеусе, закључио је да се главни догађај избацивања догодио на звезди & # 8212 ометајући већи део светлости са јужне хемисфере звезде док није изашла из наше видног поља, узрокујући повећање осветљености.

„Одливи из ВИ, то је исто што и ми говоримо са Бетелгеусе“, рекао је др. Хумпхреис. „Али са Бетелгеусеом је то много екстремније и у већем обиму. Питање је: да ли ће Бетелгеусе то поновити? Да ли сада из неког разлога улази у активан период? “

И ово би имало смисла с обзиром на то да се предвиђа да ће и Бетелгеусе и ВИ Цанис Мајорис постати супернова у року од 100 000 година. Иако је ВИ Цанис Мајорис активнији у својим догађајима губитка масе него што је сада примећено да је Бетелгеусе прошао, оваква врста понашања црвених хипергиганата и црвених супергигова је честа.

„Сасвим је могуће да је ово фаза кроз коју звезда пролази када се, рецимо, приближи крају свог живота. Чини се да имамо доказе који омогућавају овим масивним звездама различитих врста да имају епизоде ​​великог губитка масе за које мислимо да претходе терминалном стању “, рекао је др. Хумпхреис.

Иако се ВИ Цанис Мајорис не може видети без телескопске помоћи, његова близина Земљи га чини главном метом за разумевање касне фазе еволуције црвених хипергиганата & # 8212, а самим тим и сличних црвених супергигантских звезда попут Бетелгеусе.

Обе звезде су добро познате из различитих разлога, а обе ће пружити спектакуларне светлосне емисије на крају живота када пређу у супернову. Могуће је да је оно што се тренутно види код ВИ Цанис Мајорис звезда која пролази кроз завршну фазу своје еволуције пре него што почне терминални период. Ако је тако, могао би пружити назнаке шта очекивати од Бетелгеусеа јер се и он утркује према крају свог кратког небеског постојања.

Али ови догађаји великог губитка масе из два оближња гиганта не служе само као индикатори краја живота или објашњења затамњених догађаја ВИ Цанис Мајорис-а и Бетелгеусе-а, # 8212 они су еруптивне снаге које дају живот и свемиру.

„Оно што је код њих важно, иако изгледају релативно ретко, јесте да су ово неки од главних наддивова, масивних звезда, који доприносе великом делу онога што називамо међузвезданим медијумом“, рекао је др. Хумпхреис.

„Ове звезде губе масу већину свог живота. Чак и пре него што постану супернова, они доприносе међузвезданом медијуму. У зависности од тога колико су циркулирали у унутрашњости до површине, они такође могу давати обрађени материјал из унутрашњости ... дефинитивно би допринели хелијуму, вероватно угљенику. Зависи од тога колико су близу колапса језгра, колико тежих елемената можда доприносе. “

А сви они чине градивне блокове за сложеније соларне системе који рађају гас, лед и земаљске планете око дуговечних, стабилних звезда, са планетама и месецима који могу добро да гаје живот.

(Главна слика: ВИ Цанис Мајорис заклоњен небуларним гасовима и материјалом (лево) Бетелгеусе током његовог пригушивања у фебруару 2020. (десно). Заслуге: ХСТ, НАСА, ЕСА, ЕСО, Хумпхреис ет ал. Уредио Бради Кеннистон)


Подаци АЛМА из предлога 2015.1.00054.С, 2016.1.00005.С и 2016.2.00088.С могу се преузети из архиве података АЛМА на хттп://алмасциенце.есо.орг/ак/. Подаци који подржавају заплете у овом раду и други налази ове студије доступни су одговарајућем аутору на разуман захтев.

Рензини, А. ин Физички процеси у црвеним дивовима (ур. Ибен, И. Јр и амп Рензини, А.) Астропхисицс анд Спаце Сциенце Либрари Сериес, Вол. 88, 431–446 (Д. Реидел Публисхинг, Дордрецхт, 1981).

Хеске, А., Форвеилле, Т., Омонт, А., ван дер Веен, В. Е. Ц. Ј. & амп Хабинг, Х. Ј. Недостатак емисије ЦО из масивних коверти око хладних ОХ / ИР звезда. Астрон. Астропхис. 239, 173–185 (1990).

Делфоссе, Кс., Кахане, Ц. и амп Форвеилле, Т. Супервинд у еволуираним ОХ / ИР звездама. Астрон. Астропхис. 320, 249–256 (1997).

Цхеснеау, О. и сар. Средње инфрацрвено просторно решено окружење ОХ 26,5 + 0,6 при максималној осветљености. Астрон. Астропхис. 435, 563–574 (2005).

ван Лоон, Ј. Т., Циони, М.-Р. Л., Зијлстра, А. А. & амп Лоуп, Ц. Емпиријска формула за стопе губитака масе црвених супергигова обложених прашином и асимптотичних гигантских звезда богатих кисеоником. Астрон. Астропхис. 438, 273–289 (2005).

Јусттанонт, К., Олофссон, Г., Дијкстра, Ц. & амп Меиер, А. В. Близина инфрацрвеног посматрања воденог леда у ОХ / ИР звездама. Астрон. Астропхис. 450, 1051–1059 (2006).

Гроеневеген, М. А. Т., Слоан, Г. Ц., Сосзински, И. & амп Петерсен, Е. А. Светиљке и стопе губитка масе звезда СМЦ и ЛМЦ АГБ и црвених супергиганта. Астрон. Астропхис. 506, 1277–1296 (2009).

Гроеневеген, М. А. Т. Проширење ДУСТИ радијативног преносног кода и апликација за ОХ 26.5 и ТТ Цигни. Астрон. Астропхис. 543, А36 (2012).

Јусттанонт, К. и сар. ОХ / ИР звезде и њихови суперветови како их примећује свемирска опсерваторија Херсцхел. Астрон. Астропхис. 556, А101 (2013).

де Вриес, Б. Л. и сар. Проблематично кратак суветар ОХ / ИР звезда. Сондирање одлива са 69 μм спектралним појасом форстерита. Астрон. Астропхис. 561, А75 (2014).

Голдман, С. Р. и сар. Брзине ветра, садржај прашине и стопе губитка масе еволуираних звезда АГБ и РСГ са различитом металношћу. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 465, 403–433 (2017).

МцДоналд, И., Де Бецк, Е., Зијлстра, А. А. & амп Лагадец, Е. Производња прашине покренута пулсацијом асимптотским гигантским гранским звездама. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 481, 4984–4999 (2018).

Хофнер, С. и амп Олофссон, Х. Губитак масе звезда на асимптотској џиновској грани. Механизми, модели и мерења. Астрон. Астропхис. Рев. 26, 1 (2018).

Реимерс, Д. Кружне апсорпционе линије и губитак масе црвених џинова. Мем. Соц. Р. Сци. Лиеге 8, 369–382 (1975).

Кнапп, Г. Р. & амп Моррис, М. Губитак масе од еволуираних звезда. ИИИ. Стопе губитка масе за педесет звездица из ЦО Ј = 1–0 запажања. Астропхис. Ј. 292, 640–669 (1985).

Бедијн, П. Ј. Шкољке прашине око Мираса и ОХ / ИР звезда - тумачење ИРАС-а и других инфрацрвених мерења. Астрон. Астропхис. 186, 136–152 (1987).

Воод, П. Р. и сар. ОХ / ИР звезде у Магелановим облацима. Астропхис. Ј. 397, 552–569 (1992).

Цаталан, С., Исерн, Ј., Гарциа-Берро, Е. & амп Рибас, И. Поновно посећени почетно-коначни однос масе белих патуљака: утицај на функцију осветљености и расподелу масе. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 387, 1693–1706 (2008).

Ким, Х. и амп Таам, Р. Е. Широки бинарни ефекти на асиметрије у асимптотским џиновским гранчицама око звездастих омотача. Астропхис. Ј. 759, 59 (2012).

Хоман, В. и сар. Поједностављени модели анатомије звезданих ветрова за тумачење података високе резолуције. Аналитички приступ уграђеним спиралним геометријама. Астрон. Астропхис. 579, А118 (2015).

Мастродемос, Н. и амп Моррис, М. Биполарне предпланетарне маглине: хидродинамика прашњавих ветрова у бинарним системима. ИИ. Морфологија циркуларних омотача. Астропхис. Ј. 523, 357–380 (1999).

Рагхаван, Д. и сар. Истраживање звезданих породица: мноштво звезда соларног типа. Астропхис. Ј. Суппл. Сер. 190, 1–42 (2010).

Дуцхене, Г. & амп Краус, А. Звјездана многострукост. Анн. Влч. Астрон. Астропхис. 51, 269–310 (2013).

Молстер, Ф. Ј. и сар. Кристализација силикатне прашине на ниским температурама у окозвезданим дисковима. Природа 401, 563–565 (1999).

Едгар, Р. Г., Нордхаус, Ј., Блацкман, Е. Г. & амп Франк, А. Формирање кристалне прашине у АГБ ветровима од бинарно индукованих спиралних удара. Астропхис. Ј. Летт. 675, Л101 – Л104 (2008).

ван Лоон, Ј. Т. и сар. Стопе губитка масе и функције осветљености АГБ звезда прекривених прашином и црвених супергигова у ЛМЦ-у. Астрон. Астропхис. 351, 559–572 (1999).

Бладх, С., Хофнер, С., Арингер, Б. & амп Ерикссон, К. Истраживање врста прашине која покреће ветар у хладним светлећим гигантима. ИИИ. Модели ветра за звезде АГБ типа М: динамичка и фотометријска својства. Астрон. Астропхис. 575, А105 (2015).

Сцхродер, К.-П., Винтерс, Ј. М. & амп Седлмаир, Е. Тип-АГБ звездана еволуција у присуству пулсирајућег, „ветра“ изазваног прашином. Астрон. Астропхис. 349, 898–906 (1999).

Каракас, А. И. и сар. Приноси тешких елемената и обиље асимптотичних џиновских модела грана са металношћу Малог магеланског облака. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 477, 421–437 (2018).

Абате, Ц., Станцлиффе, Р. Ј. и амп Лиу, З.-В. Колико су веродостојни предложени сценарији формирања ЦЕМП-р/с Звездице? Астрон. Астропхис. 587, А50 (2016).

Виллавер, Е. и амп Ливио, М. Могу ли планете преживети звездану еволуцију? Астропхис. Ј. 661, 1192–1201 (2007).

Сзисзка, Ц., Зијлстра, А. А. и амп Валсх, Ј. Р. Права кретања планетарне маглине НГЦ 6302 са снимања свемирског телескопа Хуббле. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 416, 715–726 (2011).

Каракас, А. И. Обогаћивање хелијумом и производња звезданих угљеника у популацијама богатим металима. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 445, 347–358 (2014).

Ортиз, Р. и амп Мациел, В. Ј. АГБ звезде: густине и брзине формирања добијене од ОХ / ИР звезда. Астрон. Астропхис. 313, 180–190 (1996).

МцМуллин, Ј. П., Ватерс, Б., Сцхиебел, Д., Иоунг, В. и амп Голап, К. ин Астрономски софтвер и системи за анализу података КСВИ (ур. Схав, Р. А. ет ал.) АСП Цонференце Сериес, вол. 376, 127–130 (Астрономицал Социети оф тхе Пацифиц, 2007).

Ким, Х., Хсиех, И.-Т., Лиу, С.-И. & амп Таам, Р. Е. Докази бинарно индуковане спирале из непотпуног обрасца прстена ЦИТ 6. Астропхис. Ј. 776, 86 (2013).

Маерцкер, М. и сар. Неочекивано велики губитак масе током циклуса топлотног импулса црвене џиновске звезде Р Сцулпторис. Природа 490, 232–234 (2012).

Децин, Л. и сар. Подаци АЛМА сугеришу присуство спиралне структуре у унутрашњем ветру ЦВ Леонис. Астрон. Астропхис. 574, А5 (2015).

Ким, Х. и сар. Небуларни образац великих димензија бинарног система супер ветра у ексцентричној орбити. Нат. Астрон. 1, 0060 (2017).

Ким, Х. и амп. Таам, Р. Е. Нова метода одређивања карактеристика еволуираних бинарних система откривена у посматраним циркустелним обрасцима: примена на АФГЛ 3068. Астропхис. Ј. Летт. 759, Л22 (2012).

Маурон, Н. и амп Хуггинс, П. Ј. Снимање окозвезданих омотача звезда АГБ. Астрон. Астропхис. 452, 257–268 (2006).

Динх-В.-Трунг & амп Лим, Ј. Трасирање асиметрије у омотачу око карбонске звезде ЦИТ 6. Астропхис. Ј. 701, 292–297 (2009).

Јусттанонт, К. и сар. Херсцхел-ова посматрања екстремних ОХ / ИР звезда. Изотопски односи кисеоника као путоказ за звездану масу. Астрон. Астропхис. 578, А115 (2015).

Де Бецк, Е. и сар. Испитивање историје губитка масе АГБ и црвених суперџиновских звезда из профила ротационих линија ЦО. ИИ. Испитивање ЦО еволуираних звезда на линији: извођење формула брзине губитка масе. Астрон. Астропхис. 523, А18 (2010).

Мое, М. & амп Ди Стефано, Р. Пазите на своја питања и одговоре: међуоднос између периода (П.) и однос масе (К) расподеле бинарних звезда. Астропхис. Ј. Суппл. Сер. 230, 15 (2017).

Ел Меллах, И. и амп Цассе, Ф. Нумеричко испитивање накупљања ветра у упорним супергигантским рентгенским бинарним системима. И. Структура тока на орбиталној скали. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 467, 2585–2593 (2017).

Ламерс, Х. Ј. Г. Л. М. & амп. Цассинелли, Ј. П. Увод у звездане ветрове (Цамбридге Унив. Пресс, Цамбридге, 1999).

Ел Меллах, И., Сандер, А. А. Ц., Сундквист, Ј. О. & амп Кеппенс, Р. Формирање дискова захваћених ветром у супергигантним рентгенским бинарним датотекама: последице за Вела Кс-1 и Цигнус Кс-1. Препринт на хттпс://аркив.орг/абс/1810.12933 (2018).

Лиу, З.-В., Станцлиффе, Р. Ј., Абате, Ц. & амп Матрозис, Е. Тродимензионалне хидродинамичке симулације преноса масе у бинарним системима слободним ветром. Астропхис. Ј. 846, 117 (2017).

Цхен, З., Франк, А., Блацкман, Е. Г., Нордхаус, Ј. & амп Царролл-Нелленбацк, Ј. Пренос масе и формирање диска у АГБ бинарним системима. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 468, 4465–4477 (2017).

Боверс, П. Ф. и амп Јохнстон, К. Ј. Осетљива ВЛА посматрања ОХ 127,8 - 0,0 и ОХ 26,5 + 0,6. Астропхис. Ј. 354, 676–686 (1990).

Етока, С. и амп Диамонд, П. Ј. Увид у ОХ полариметријску структуру ОХ26,5 + 0,6. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 406, 2218–2234 (2010).

Халленбецк, С. Л., Нутх, Ј. А. ИИИ & амп Нелсон, Р. Н. Развој оптичких својстава жарења силикатних зрна: од аморфног кондензата до кристалног минерала. Астропхис. Ј. 535, 247–255 (2000).

Бауд, Б. & амп Хабинг, Х. Ј. Масер снага ОХ / ИР звезда, еволуција губитка масе и стварање суперветра. Астрон. Астропхис. 127, 73–83 (1983).

ван дер Веен, В. Е. Ц. Ј. & амп Ругерс, М. Поређење између стопе губитка масе ЦО-, ОХ- и ИР-масе еволуираних звезда. Астрон. Астропхис. 226, 183–202 (1989).

Марсхалл, Ј. Р. и сар. Асимптотска џиновска грана суперветар при малој металности. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 355, 1348–1360 (2004).

Јусттанонт, К., Скиннер, Ц. Ј., Тиеленс, А. Г. Г. М., Меикнер, М. & амп Баас, Ф. Моделовање одлива прашине и гасова из ОХ 26,5 + 0,6: ветар. Астропхис. Ј. 456, 337–349 (1996).

Фонг, Д., Јусттанонт, К., Меикнер, М. и амп Цампбелл, М. Т. Снимање циркуларне овојнице ОХ 26,5 + 0,6. Астрон. Астропхис. 396, 581–587 (2002).

Рамстедт, С., Сцхоиер, Ф. Л., Олофссон, Х. & амп Лундгрен, А. А. О поузданости процена стопе губитака масе за звезде АГБ. Астрон. Астропхис. 487, 645–657 (2008).

Децин, Л. и сар. Испитивање историје губитка масе АГБ и црвених суперџиновских звезда из профила ротационих линија ЦО. И. Теоријски модел - историја губитака масе откривена у ВИ ЦМа. Астрон. Астропхис. 456, 549–563 (2006).

Каракас, А. И. Ажурирани звездани приноси из асимптотичних џиновских модела грана. Пон. Не. Р. Астрон. Соц. 403, 1413–1425 (2010).

Цристалло, С., Страниеро, О., Пиерсанти, Л. & амп Гобрецхт, Д. Еволуција, нуклеосинтеза и приноси АГБ звезда код различитих металика. ИИИ. Модели средње масе, ревидирани модели мале масе и интерфејс пх-ФРУИТИ. Астропхис. Ј. Суппл. Сер. 219, 40 (2015).

Вассилиадис, Е. и амп Воод, П. Р. Еволуција звезда мале и средње масе до краја асимптотске гигантске гране са губитком масе. Астропхис. Ј. 413, 641–657 (1993).

Децин, Л., Рицхардс, А. М. С., Даниловицх, Т., Хоман, В. & амп Нутх, Ј. А. АЛМА спектрална линија и анкета за снимање АГБ звезде ниске и велике стопе губитка масе између 335 и 362 ГХз. Астрон. Астропхис. 615, А28 (2018).

Јусттанонт, К. и сар. Губитак масе од екстремне ОХ / ИР звезде: ОХ 26,5 + 0,6. Мем. Соц. Астрон. Итал. 88, 342 (2017).


Mass Loss from Cool Stars: Impact on the Evolution of Stars and Stellar Populations

АпстрактанThis review emphasizes the mass loss processes that affect the fates of single stars with initial masses between one and nine solar masses. Just one epoch of mass loss has been clearly demonstrated to be important for these stars that is the episode that ends their evolution up the asymptotic giant branch. Quite a clear picture of this evolutionary stage is emerging from current studies. Mass loss rates increase precipitously as stars evolve toward greater luminosity and radius and decreased effective temperature. As a result, empirical relationships between mass loss rates and stellar parameters are determined mostly by selection effects and tell us which stars are losing mass rather than how stars lose mass. After detailed theoretical models are found to match observational constraints, the models may be used to extrapolate to populations not available for study nearby, such as young stars with low metallicity. The fates of stars are found to depend on both their initial masses and their initial metallicities a larger proportion of low-metallicity stars should end up with core masses reaching the Chandrasekhar limit, giving rise to Type 1.5 supernovae, and the remnant white dwarfs of low-Z populations will be both fewer and more massive than those in Population I. There are also clear indications that some stars lose one to several tenths of a solar mass during the helium core flash, but neither models nor observations reveal any details of this process yet. The observational and theoretical bases for a variety of mass loss formulae in current use are also reviewed in this article, and the relations are compared in a series of figures.


Massive Stars Are Formed Not From Dust Disk but From Debris – “A Chaotic Mess”

A Dutch-led team of astronomers has discovered that high-mass stars are formed differently from their smaller siblings. Whereas small stars are often surrounded by an orderly disk of dust and matter, the supply of matter to large stars is a chaotic mess. The researchers used the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) telescope for their observations, and recently published their findings in the Астропхисицал Јоурнал.

It is well known how small, young stars are created. They accrete matter from a disk of gas and dust in a relatively orderly fashion. Astronomers have already seen many of these disks of dust around young, low-mass stars but never around young, high-mass stars. This raised the question of whether large stars come into existence in the same way as small ones.

Large stars are formed in a different way

“Our findings now provide convincing evidence to show that the answer is ‘No,'” according to Ciriaco Goddi, affiliated with the ALMA expertise center Allegro at Leiden University and with Radboud University in Nijmegen.

Goddi led a team that studied three young, high-mass stars in star-forming region W51, roughly 17,000 light years from Earth. The researchers were looking in particular for large, stable disks expelling jets of matter perpendicular to the surface of the disk. Such disks should be visible with the high resolution ALMA telescopes.

Not stable disks but chaos

Goddi: “But instead of stable disks, we discovered that the accretion zone of young, high-mass stars looks like a chaotic mess.”

The observation showed strands of gas coming at the young, high-mass stars from all directions. In addition, the researchers saw jets which indicate that there may be small disks, invisible to the telescope. Also, it would appear that some hundred years ago the disk around one of three stars studied rotated. In short: chaos.

Matter from multiple directions

The researchers concluded that these young, high-mass stars, in their early years at least, are formed by matter coming from multiple directions and at an irregular speed. This is different for small stars, where there is a stable influx of matter. The astronomers suspect that that multiple supply of matter is probably the reason that no large, stable disks can be created.

“Such an unstructured influx model had previously been proposed, on the basis of computer simulations. We now have the first observational evidence to support the model”, says Goddi.

Reference: “Multidirectional Mass Accretion and Collimated Outflows on Scales of 100–2000 au in Early Stages of High-mass Protostars” by C. Goddi, A. Ginsburg, L. T. Maud, Q. Zhang and Luis A. Zapata, 9 December 2020, Тхе Астропхисицал Јоурнал.
DOI: 10.3847/1538-4357/abc88e


Mass Loss from Cool Stars: Impact on the Evolution of Stars and Stellar Populations

АпстрактанThis review emphasizes the mass loss processes that affect the fates of single stars with initial masses between one and nine solar masses. Just one epoch of mass loss has been clearly demonstrated to be important for these stars that is the episode that ends their evolution up the asymptotic giant branch. Quite a clear picture of this evolutionary stage is emerging from current studies. Mass loss rates increase precipitously as stars evolve toward greater luminosity and radius and decreased effective temperature. As a result, empirical relationships between mass loss rates and stellar parameters are determined mostly by selection effects and tell us which stars are losing mass rather than how stars lose mass. After detailed theoretical models are found to match observational constraints, the models may be used to extrapolate to populations not available for study nearby, such as young stars with low metallicity. The fates of stars are found to depend on both their initial masses and their initial metallicities a larger proportion of low-metallicity stars should end up with core masses reaching the Chandrasekhar limit, giving rise to Type 1.5 supernovae, and the remnant white dwarfs of low-Z populations will be both fewer and more massive than those in Population I. There are also clear indications that some stars lose one to several tenths of a solar mass during the helium core flash, but neither models nor observations reveal any details of this process yet. The observational and theoretical bases for a variety of mass loss formulae in current use are also reviewed in this article, and the relations are compared in a series of figures.


Massive Variable Star Mysteriously Disappears from Distant Dwarf Galaxy

Using the X-SHOOTER and the ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet- and Stable Spectroscopic Observation) instruments on ESO’s Very Large Telescope (VLT), astronomers have monitored a massive luminous blue variable star in a compact dwarf galaxy called PHL 293B and surprisingly observed the sudden disappearance of the stellar signatures. They think this could indicate that the star either became less bright and partially obscured by dust or collapsed into a black hole without producing a supernova.

This illustration shows what the luminous blue variable star in PHL 293B could have looked like before its mysterious disappearance. Image credit: L. Calçada / ESO.

Also known as the Kinman Dwarf, PHL 293B lies approximately 75 million light-years away in the constellation of Aquarius.

In the 2000-2010s, astronomers studied a mysterious giant star in this galaxy and their observations indicated the star, which is some 2.5 million times brighter than the Sun, was in a late stage of its evolution.

Trinity College Dublin astronomer Andrew Allan and colleagues wanted to find out more about how very massive stars end their lives, and the object in PHL 293B seemed like the perfect target.

But when they pointed VLT to the galaxy in 2019, they could no longer find the telltale signatures of the star.

“Instead, we were surprised to find out that the star had disappeared,” Dr. Allan said.

Luminous blue variables are unstable, showing occasional dramatic shifts in their spectra and brightness.

Even with those shifts, they leave specific traces astronomers can identify, but they were absent from the data the team collected in 2019, leaving them to wonder what had happened to the star.

“It would be highly unusual for such a massive star to disappear without producing a bright supernova explosion,” Dr. Allan said.

“We may have detected one of the most massive stars of the local Universe going gently into the night,” said Dr. Jose Groh, also of Trinity College Dublin.

This image of the dwarf galaxy PHL 293B was taken with the Wide Field Camera 3 (WFC3) onboard the NASA/ESA Hubble Space Telescope in 2011, before the disappearance of the massive star. Image credit: NASA / ESA / Hubble / J. Andrews, University of Arizona.

The ground-based and archival Hubble data indicated that the star in PHL 293B could have been undergoing a strong outburst period that likely ended sometime after 2011.

Luminous blue variable stars such as this one are prone to experiencing giant outbursts over the course of their life, causing the stars’ rate of mass loss to spike and their luminosity to increase dramatically.

Based on their observations and models, the researchers suggest two explanations for the star’s disappearance and lack of a supernova, related to this possible outburst.

“The outburst may have resulted in the luminous blue variable being transformed into a less luminous star, which could also be partly hidden by dust,” they said.

“Alternatively, the star may have collapsed into a black hole, without producing a supernova explosion.”

“This would be a rare event: our current understanding of how massive stars die points to most of them ending their lives in a supernova.”

Налази су објављени у Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва.

Andrew P. Allan ет ал. 2020. The possible disappearance of a massive star in the low-metallicity galaxy PHL 293B. MNRAS 496 (2): 1902-1908 doi: 10.1093/mnras/staa1629


A Superluminous Supernova from a Massive Progenitor Star

An optical image showing the superluminous supernova ASASSN-18am in the outskirts of its host galaxy (green markers). The image was taken 131 days after the explosion.

Stars greater than about eight solar-masses end their lives spectacularly as supernovae. These single-star supernovae are called core collapse supernovae because their dense cores, composed primarily of iron at this late stage of their lives, are no longer able to withstand the inward pressure of gravity and they collapse before exploding. Core collapse supernovae that display strong atomic hydrogen emission lines are thought to result from the explosions of red supergiant stars, massive stars that have evolved beyond their principle hydrogen burning stage and swelled in radius. Until recently, astronomers thought these stars were relatively quiescent until their final demise, but evidence has been accumulating that they actually experience strong mass loss before exploding. In some models, additional radiation is emitted when ejecta from the supernovae encounter these mass loss envelopes in shocks, and variations in this process are responsible for the observed differences in the emission from core collapse supernovae.

Over the last decade, a new subclass of supernovae has been identified, called superluminous supernovae (SLSNe). They can be as much as ten times as luminous as usual supernovae at their peak and fall roughly into two groups depending on whether they have strong or weak hydrogen emission. Some hydrogen-rich SLSNe show no signs of shocked emission from an envelope, however, adding to the complexity of the picture. Supernovae are key cosmological yardsticks because they are so bright and can be seen shining in the early epochs of the universe the most distant supernova so far dates from an epoch only about three billion years after the big bang. The distances are reliably determined by comparing the measured and intrinsic luminosities, but only when the intrinsic luminosities are accurately modeled. Astronomers are therefore working to account for all the various classes and subclasses.

CfA astronomer Emilio Falco was a member of a team of astronomers who used the "All-Sky Automated Survey for Supernovae" (ASAS-SN) project, consisting of twenty-four telescopes world-wide, to automatically survey the visible sky for supernovae. The team, following up on one source ASASSN-18am (SN2018gk), concludes it is a rare, luminous, hydrogen-rich supernova but with no evidence of ejecta interacting with an envelope. The scientists conclude that the star must have had only a modest wind, only about two ten-thousandths of a solar-mass per year (some X-ray measurements suggest it could have been even smaller). The scientists estimate that the progenitor star probably had a mass of between nineteen and twenty-six solar-masses.

Референца: "ASASSN-18am/SN 2018gk: an overluminous Type IIb supernova from a massive progenitor," Subhash Bose, Subo Dong, C. S. Kochanek, M. D. Stritzinger, Chris Ashall, Stefano Benetti, E. Falco, Alexei V. Filippenko, Andrea Pastorello, Jose L. Prieto, Auni Somero, Tuguldur Sukhbold, Junbo Zhang, Katie Auchettl, Thomas G. Brink, J. S. Brown, Ping Chen, A. Fiore, Dirk Grupe, T. W.-S. Holoien, Peter Lundqvist , Seppo Mattila, Robert Mutel, David Pooley, R. S. Post, Naveen Reddy, Thomas M. Reynolds, Benjamin J. Shappee, K. Z. Stanek, Todd A. Thompson, S. Villanueva, Jr. and WeiKang Zheng, MNRAS 503, 3472, 2021.


Accuracy of inference on the physics of binary evolution from gravitational-wave observations

Gravitational-wave astronomy lets us observing binary black holes. These systems, being made up of two black holes, are pretty difficult to study by any other means. It has long been argued that with this new information we can unravel the mysteries of stellar evolution. Just as a palaeontologist can discover how long-dead animals lived from their bones, we can discover how massive stars lived by studying their black hole remnants. У this paper, we quantify how much we can really learn from this black hole palaeontology—after 1000 detections, we should pin down some of the most uncertain parameters in binary evolution to a few percent precision.

Life as a binary

There are many proposed ways of making a binary black hole. The current leading contender is isolated binary evolution: start with a binary star system (most stars are in binaries or higher multiples, our lonesome Sun is a little unusual), and let the stars evolve together. Only a fraction will end with black holes close enough to merge within the age of the Universe, but these would be the sources of the signals we see with LIGO and Virgo. We consider this isolated binary scenario in this work [bonus note].

Now, you might think that with stars being so fundamentally important to astronomy, and with binary stars being so common, we’d have the evolution of binaries figured out by now. It turns out it’s actually pretty messy, so there’s lots of work to do. We consider constraining four parameters which describe the bits of binary physics which we are currently most uncertain of:

  • Black hole natal kicks—the push black holes receive when they are born in supernova explosions. We now the neutron stars get kicks, but we’re less certain for black holes [bonus note]. efficiency—one of the most intricate bits of physics about binaries is how mass is transferred between stars. As they start exhausting their nuclear fuel they puff up, so material from the outer envelope of one star may be stripped onto the other. In the most extreme cases, a common envelope may form, where so much mass is piled onto the companion, that both stars live in a single fluffy envelope. Orbiting inside the envelope helps drag the two stars closer together, bringing them closer to merging. The efficiency determines how quickly the envelope becomes unbound, ending this phase.
  • Mass loss rates during the Wolf–Rayet (not to be confused with Wolf 359) and luminous blue variable phases–stars lose mass through out their lives, but we’re not sure how much. For stars like our Sun, mass loss is low, there is enough to gives us the aurora, but it doesn’t affect the Sun much. For bigger and hotter stars, mass loss can be significant. We consider two evolutionary phases of massive stars where mass loss is high, and currently poorly known. Mass could be lost in clumps, rather than a smooth stream, making it difficult to measure or simulate.

We use parameters describing potential variations in these properties are ingredients to the COMPAS population synthesis code. This rapidly (albeit approximately) evolves a population of stellar binaries to calculate which will produce merging binary black holes.

The question is now which parameters affect our gravitational-wave measurements, and how accurately we can measure those which do?

Binary black hole merger rate at three different redshifts as calculated by COMPAS. We show the rate in 30 different chirp mass bins for our default population parameters. The caption gives the total rate for all masses. Figure 2 of Barrett ет ал. (2018)

Gravitational-wave observations

For our deductions, we use two pieces of information we will get from LIGO and Virgo observations: the total number of detections, and the distributions of chirp masses. The chirp mass is a combination of the two black hole masses that is often well measured—it is the most important quantity for controlling the inspiral, so it is well measured for low mass binaries which have a long inspiral, but is less well measured for higher mass systems. In reality we’ll have much more information, so these results should be the минимум we can actually do.

We consider the population after 1000 detections. That sounds like a lot, but we should have collected this many detections after just 2 or 3 years observing at design sensitivity. Our default COMPAS model predicts 484 detections per year of observing time! Honestly, I’m a little scared about having this many signals…

For a set of population parameters (black hole natal kick, common envelope efficiency, luminous blue variable mass loss and Wolf–Rayet mass loss), COMPAS predicts the number of detections and the fraction of detections as a function of chirp mass. Using these, we can work out the probability of getting the observed number of detections and fraction of detections within different chirp mass ranges. This is the likelihood function: if a given model is correct we are more likely to get results similar to its predictions than further away, although we expect their to be some scatter.

If you like equations, the from of our likelihood is explained in this bonus note. If you don’t like equations, there’s one lurking in the paragraph below. Just remember, that it can’t see you if you don’t move. It’s OK to skip the equation.

To determine how sensitive we are to each of the population parameters, we see how the likelihood changes as we vary these. The more the likelihood changes, the easier it should be to measure that parameter. We wrap this up in terms of the Fisher information matrix. This is defined as

where is the likelihood for data (the number of observations and their chirp mass distribution in our case), are our parameters (natal kick, etc.), and the angular brackets indicate the average over the population parameters. In statistics terminology, this is the variance of the score, which I think sounds cool. The Fisher information matrix nicely quantifies how much information we can lean about the parameters, including the correlations between them (so we can explore degeneracies). The inverse of the Fisher information matrix gives a lower bound on the covariance matrix (the multidemensional generalisation of the variance in a normal distribution) for the parameters . In the limit of a large number of detections, we can use the Fisher information matrix to estimate the accuracy to which we measure the parameters [bonus note].

We simulated several populations of binary black hole signals, and then calculate measurement uncertainties for our four population uncertainties to see what we could learn from these measurements.

Резултати

Using just the rate information, we find that we can constrain a combination of the common envelope efficiency and the Wolf–Rayet mass loss rate. Increasing the common envelope efficiency ends the common envelope phase earlier, leaving the binary further apart. Wider binaries take longer to merge, so this reduces the merger rate. Similarly, increasing the Wolf–Rayet mass loss rate leads to wider binaries and smaller black holes, which take longer to merge through gravitational-wave emission. Since the two parameters have similar effects, they are anticorrelated. We can increase one and still get the same number of detections if we decrease the other. There’s a hint of a similar correlation between the common envelope efficiency and the luminous blue variable mass loss rate too, but it’s not quite significant enough for us to be certain it’s there.

Fisher information matrix estimates for fractional measurement precision of the four population parameters: the black hole natal kick , the common envelope efficiency , the Wolf–Rayet mass loss rate , and the luminous blue variable mass loss rate . There is an anticorrealtion between and , and hints at a similar anticorrelation between and . We show 1500 different realisations of the binary population to give an idea of scatter. Figure 6 of Barrett ет ал. (2018)

Adding in the chirp mass distribution gives us more information, and improves our measurement accuracies. The fraction uncertainties are about 2% for the two mass loss rates and the common envelope efficiency, and about 5% for the black hole natal kick. We’re less sensitive to the natal kick because the most massive black holes don’t receive a kick, and so are unaffected by the kick distribution [bonus note]. In any case, these measurements are exciting! With this type of precision, we’ll really be able to learn something about the details of binary evolution.

Measurement precision for the four population parameters after 1000 detections. We quantify the precision with the standard deviation estimated from the Fisher inforamtion matrix. We show results from 1500 realisations of the population to give an idea of scatter. Figure 5 of Barrett et aл. (2018)

The accuracy of our measurements will improve (on average) with the square root of the number of gravitational-wave detections. So we can expect 1% measurements after about 4000 observations. However, we might be able to get even more improvement by combining constraints from other types of observation. Combining different types of observation can help break degeneracies. I’m looking forward to building a concordance model of binary evolution, and figuring out exactly how massive stars live their lives.

Bonus notes

Channel selection

In practise, we will need to worry about how binary black holes are formed, via isolated evolution or otherwise, before inferring the parameters describing binary evolution. This makes the problem more complicated. Some parameters, like mass loss rates or black hole natal kicks, might be common across multiple channels, while others are not. There are a number of ways we might be able to tell different formation mechanisms apart, such as by using spin measurements.

Kick distribution

We model the supernova kicks as following a Maxwell–Boltzmann distribution,

where is the unknown population parameter. The natal kick received by the black hole is not the same as this, however, as we assume some of the material ejected by the supernova falls back, reducing the over kick. The final natal kick is

where is the fraction that falls back, taken from Fryer ет ал. (2012). The fraction is greater for larger black holes, so the biggest black holes get no kicks. This means that the largest black holes are unaffected by the value of .

The likelihood

In this analysis, we have two pieces of information: the number of detections, and the chirp masses of the detections. The first is easy to summarise with a single number. The second is more complicated, and we consider the fraction of events within different chirp mass bins.

Our COMPAS model predicts the merger rate and the probability of falling in each chirp mass bin (we factor measurement uncertainty into this). Our observations are the the total number of detections and the number in each chirp mass bin (). The likelihood is the probability of these observations given the model predictions. We can split the likelihood into two pieces, one for the rate, and one for the chirp mass distribution,

For the rate likelihood, we need the probability of observing given the predicted rate . This is given by a Poisson distribution,

where is the total observing time. For the chirp mass likelihood, we the probability of getting a number of detections in each bin, given the predicted fractions. This is given by a multinomial distribution,

These look a little messy, but they simplify when you take the logarithm, as we need to do for the Fisher information matrix.

When we substitute in our likelihood into the expression for the Fisher information matrix, we get

Conveniently, although we only need to evaluate first-order derivatives, even though the Fisher information matrix is defined in terms of second derivatives. The expected number of events is . Therefore, we can see that the measurement uncertainty defined by the inverse of the Fisher information matrix, scales on average as .

For anyone worrying about using the likelihood rather than the posterior for these estimates, the high number of detections [bonus note] should mean that the information we’ve gained from the data overwhelms our prior, meaning that the shape of the posterior is dictated by the shape of the likelihood.

Interpretation of the Fisher information matrix

As an alternative way of looking at the Fisher information matrix, we can consider the shape of the likelihood close to its peak. Around the maximum likelihood point, the first-order derivatives of the likelihood with respect to the population parameters is zero (otherwise it wouldn’t be the maximum). The maximum likelihood values of and are the same as their expectation values. The second-order derivatives are given by the expression we have worked out for the Fisher information matrix. Therefore, in the region around the maximum likelihood point, the Fisher information matrix encodes all the relevant information about the shape of the likelihood.

So long as we are working close to the maximum likelihood point, we can approximate the distribution as a multidimensional normal distribution with its covariance matrix determined by the inverse of the Fisher information matrix. Our results for the measurement uncertainties are made subject to this approximation (which we did check was OK).

Approximating the likelihood this way should be safe in the limit of large . As we get more detections, statistical uncertainties should reduce, with the peak of the distribution homing in on the maximum likelihood value, and its width narrowing. If you take the limit of , you’ll see that the distribution basically becomes a delta function at the maximum likelihood values. To check that our was large enough, we verified that higher-order derivatives were still small.

Michele Vallisneri has a good paper looking at using the Fisher information matrix for gravitational wave parameter estimation (rather than our problem of binary population synthesis). There is a good discussion of its range of validity. The high signal-to-noise ratio limit for gravitational wave signals corresponds to our high number of detections limit.


Погледајте видео: 40 полезных автотоваров с алиэкспресс, которые упростят жизнь любому автовладельцу #8 (Децембар 2022).