Credit: ESO/M. Kornmesser
Το υπερ-νόβα (υπερ-σουπερνόβα) είναι το αποτέλεσμα της έκρηξης ενός αστεριού που είναι περίπου τόσο ογκώδες όσο ένα αστέρι που μπορεί να είναι (περίπου 150-200 ηλιακές μάζες).
Αλλά πώς ακριβώς ξέρουμε ότι αυτό είναι το ανώτατο όριο;
Η πρώτη ένδειξη προέρχεται από την παραγωγή του Arthur Eddington.
Το 1916, ο Eddington απέδειξε ότι υπήρχε ένα όριο στο πόσο φωτεινό ένα σταθερό αστέρι θα μπορούσε να είναι.
Η βασική ιδέα είναι ότι η ατμόσφαιρα ενός άστρου, προσελκύετε βαρυτικά από τη μάζα του αστεριού (δίνοντας του βάρος), και το βάρος αυτό εξισορροπείται από την πίεση του βαθύτερου στρώματος του άστρου.
Ένα αστέρι για να είναι σταθερό, το βάρος και η πίεση πρέπει να είναι ίσα, οπότε το αστέρι δεν καταρρέει προς το εσωτερικό ή ωθεί την ατμόσφαιρα προς τα έξω.
Το 2007, μια ερευνητική ομάδα έκανε μια μελέτη του συμπλέγματος Aches, που είναι το πυκνότερο γνωστό σμήνος αστεριών στο γαλαξία μας.
Κοιτάζοντας τα φωτεινότερα αστέρια σε αυτό το σύμπλεγμα, δεν βρήκαν άστρα μεγαλύτερα από περίπου 120 ηλιακές μάζες.
Χρησιμοποιώντας τις παρατηρήσεις τους για να κάνουν μια στατιστική προέκταση, βρήκαν ότι το ανώτατο όριο για τα αστέρια είναι πιθανό 150 ηλιακές μάζες.
Έτσι, ενώ 150 ηλιακές μάζες θεωρείται γενικά ένα ανώτατο όριο, το όριο αυτό φαίνεται να είναι περισσότερο από μια κατευθυντήρια γραμμή.
Μετάφραση: To-New-Sas
Πηγή: phys.org
Δεν υπάρχουν σχόλια :
Δημοσίευση σχολίου