Kütlələri adətən öz günəşimizdən təxminən 100 dəfə böyük olan çox kütləvi ulduzlar (VMS) qara dəliklər və fövqəlnovalar kimi mühüm astronomik strukturların əmələ gəlməsini başa düşməkdə mühüm komponentlərdir. Bununla belə, VMS-lərin bəzi müşahidə edilmiş xüsusiyyətləri var ki, onlar bizim ən yaxşı modellərimiz əsasında gözlənilən davranışa uyğun gəlmir.

Xüsusilə, onlar tipik ulduz təkamül modelləri ilə təkrarlanması çətin olan nisbətən məhdud temperatur zolağı ətrafında fırlanırlar.

Kendall Shepherd və onların İtaliyadakı Qabaqcıl Tədqiqatlar İnstitutunda (SISSA) həmmüəlliflərindən yeni bir məqalə, təbii mühitdə VMS-lərin müşahidələrinə daha yaxşı uyğunlaşan yenilənmiş günəş küləklərinə əsaslanan bir sıra yeni modelləri təsvir edir.

Məqalə arXiv preprint serverində dərc edilib .

VMS-ləri tapmaq nisbətən asandır – onların ölçüsü təkcə onları kosmik fonda fərqləndirir. Ancaq xüsusi bir ərazi bu nəhənglər üçün münbit ov yeridir – Tarantula Dumanlığı. Həmin dumanlıqda kütləsi günəşimizdən 100 dəfə çox olan doqquz ulduzun yerləşdiyi R136 klasteri kimi tanınan çoxluq var.

Onların ümumi işıq çıxışı ulduzumuzu 30 milyon dəfə üstələyir. Ancaq ən əsası, onlar haqqında topladığımız məlumatlar onlar üçün modelləşdirilənlərlə müşahidə edilənlər arasında bəzi uyğunsuzluqlar göstərdi.

Yəqin ki, ən çox nəzərə çarpan fərq temperaturda idi. Ulduzların təkamülünün standart modelləri bu VMS-lərin temperaturunda vəhşi yelləncəklər gözləyirdi, çünki ulduzlar təkamül dövrünün bir hissəsi kimi genişlənir və büzülür. Bununla belə, R136-dan müşahidələr göstərir ki, onlar indiki modellərin uyğun gəlmədiyi nisbətən dar bir temperatur bandına sahibdirlər.

https://googleads.g.doubleclick.net/pagead/ads?gdpr=0&us_privacy=1—&gpp_sid=-1&client=ca-pub-0536483524803400&output=html&h=280&slotname=8188791252&adk=1645945215&adf=308666314&pi=t.ma~as.8188791252&w=750&abgtt=6&fwrn=4&fwrnh=0&lmt=1750226686&rafmt=1&armr=3&format=750×280&url=https%3A%2F%2Fphys.org%2Fnews%2F2025-06-massive-stars-expel-previously-thought.html&fwr=0&rpe=1&resp_fmts=3&wgl=1&uach=WyJXaW5kb3dzIiwiMTkuMC4wIiwieDg2IiwiIiwiMTM3LjAuNzE1MS4xMDQiLG51bGwsMCxudWxsLCI2NCIsW1siR29vZ2xlIENocm9tZSIsIjEzNy4wLjcxNTEuMTA0Il0sWyJDaHJvbWl1bSIsIjEzNy4wLjcxNTEuMTA0Il0sWyJOb3QvQSlCcmFuZCIsIjI0LjAuMC4wIl1dLDBd&dt=1750226686639&bpp=1&bdt=160&idt=42&shv=r20250616&mjsv=m202506120101&ptt=9&saldr=aa&abxe=1&cookie=ID%3Df22668bce9793ae4%3AT%3D1735196613%3ART%3D1750226627%3AS%3DALNI_Mb4Xpwl1SO1AcvqroR6xccDm_sheQ&gpic=UID%3D00000f7c5320f40b%3AT%3D1735196613%3ART%3D1750226627%3AS%3DALNI_Mb1dz_DHiT2yDzXLMaB9CDkQl4XGg&eo_id_str=ID%3Dcdf7f2f01784f52d%3AT%3D1735196613%3ART%3D1750226627%3AS%3DAA-Afjb8kbeupLLyQ0QHQmZxpM4v&prev_fmts=0x0&nras=1&correlator=6875757838156&frm=20&pv=1&rplot=4&u_tz=240&u_his=3&u_h=1080&u_w=1920&u_ah=1032&u_aw=1920&u_cd=24&u_sd=1&dmc=8&adx=448&ady=2065&biw=1905&bih=945&scr_x=0&scr_y=0&eid=31092113%2C42532523%2C95353387%2C95362655%2C31093016%2C95362795%2C95359265%2C95362808%2C95363076%2C31091638&oid=2&pvsid=1359791130163798&tmod=882359393&uas=0&nvt=1&ref=https%3A%2F%2Fphys.org%2Fpage5.html&fc=1920&brdim=0%2C0%2C0%2C0%2C1920%2C0%2C1920%2C1032%2C1920%2C945&vis=1&rsz=%7C%7CpeEbr%7C&abl=CS&pfx=0&fu=128&bc=31&bz=1&td=1&tdf=2&psd=W251bGwsbnVsbCxudWxsLDNd&nt=1&ifi=2&uci=a!2&btvi=1&fsb=1&dtd=88

Müəlliflərin fikrincə, bu temperaturların uyğunlaşdırılması modeldəki bəzi parametrləri dəyişdirmək qədər sadədir. Onlar PARSEC v2.0 ulduz təkamülü modelində yeni növ “ulduz küləyi resepti” tətbiq etdilər.

Təlimatlar ulduzun Eddinqton həddi yaxınlığında VMS-lərin ulduz kütlə itkisini artırdı – ulduzun xaricə radiasiyasından gələn təzyiq onun xarici təbəqələrini saxlayan hidrostatik təzyiqin təzyiqinə uyğun gəldiyi nöqtə.

https://www.youtube.com/embed/wtSNDjDw6fI?color=whiteFreyzer kütləvi ulduzların həqiqətən necə əldə edə biləcəyini müzakirə edir.

PARSEC v2.0 modellərində müəlliflər, xüsusən də ikili cütlər arasında bəzi maraqlı qarşılıqlı təsirlər yaradaraq, hətta Eddinqton limitindən aşağı parlaqlıqlarda belə qəsdən güclü günəş küləkləri yaradırlar.

Bir VMS-dən gələn güclü günəş küləkləri ulduzun ölçüsünün azalması səbəbindən birləşmə ehtimalını azalda bilsə də, küləyin özü yoldaş ulduzun böyüməsinə kömək edə bilər və ətraflı qarşılıqlı əlaqəni maraqlı mürəkkəb riyazi problemə çevirir.

Bu yenilənmiş modellərin nəticələrinin başqa bir nümunəsi qara dəliyin əmələ gəlməsi ilə bağlıdır. Onlar cüt qeyri-sabitlik kütlə boşluğunun aşağı ucu ətrafında qara dəliklərin əmələ gəlməsini ciddi şəkildə məhdudlaşdırırlar, bu çəki sinfi qara dəliklərin cüt qeyri-sabitlik fövqəlnovaları səbəbindən yaranmamalıdır, burada bir ulduz öz üzərinə çökməyə başlamaq üçün kifayət qədər elektron-pozitron cütləri istehsal edir, nəticədə fövqəlnova ilə nəticələnir, lakin qara dəlik deyil.

Tək qara dəliklər yeni modelin təsirinə məruz qalan yeganə obyekt deyildi – birləşən qara dəliklər də var. Xüsusilə, modellər oxşar ölçülü (təxminən 30-40 ulduz kütləsi) iki qara dəliyin bir-birinin orbitində fırlandığı daha çox sistem yaradır. Bu tip sistemlər standart modeldə daha nadirdir, lakin qravitasiya dalğası hesablamalarından toplanmış son məlumatlara uyğundur.

Nəhayət, məqalə ulduz küləklərinin kainatdakı ən kütləvi ulduzlardan bəzilərinə necə təsir etdiyini və buna görə də kainatdakı ən ekstremal obyektlərin bəzilərinin təkamülü və yaradılmasını başa düşməyin vacibliyini nümayiş etdirir .

Müəlliflərin öz modellərində istifadə etdikləri parametrlər məlumatların çoxuna daha yaxşı uyğun gəlsə də, şübhəsiz ki, təkmilləşdirmə üçün yer var.

Ətraflı məlumat: Kendall G. Shepherd et al, Enhanced Mass Loss of Very Massive Stars: Impact on the Evolution, Binary Processes, and Remnant Mass Spectrum, arXiv (2025). DOI: 10.48550/arxiv.2505.10206

Jurnal məlumatı: arXiv 

Universe Today tərəfindən təmin edilmişdir