Astronomi

Tingkat kehilangan massa debu dari bintang masif dengan serangkaian parameter?

Tingkat kehilangan massa debu dari bintang masif dengan serangkaian parameter?

Saya telah mencari contoh bagaimana tingkat kehilangan massa ditentukan.

Saya sedang mempelajari cangkang debu circumstellar yang dikeluarkan dari bintang Wolf-Rayet. Saya memiliki beberapa parameter seperti, kecepatan ekspansi cangkang (60km/s), massa debu cangkang (0,1 M_sun), jari-jari cangkang (R_in=10000 AU dan R_out=60000) dan umurnya (T=26000 tahun).

Saya bertanya-tanya apakah ada formula yang menghubungkan parameter tersebut dan apakah cukup untuk menentukan tingkat kehilangan massa debu atau tergantung pada faktor lain.

Adakah yang bisa membantu?


Kira-kira: laju kehilangan massa untuk angin simetris bola diberikan oleh $$dot{M} = 4pi r^2 ho v_w,$$ di mana $ ho$ adalah kerapatan angin, $r$ adalah radius di mana kepadatan itu diukur dan $v_w$ adalah kecepatan angin.

Di sini Anda memiliki $v_w$ dan memiliki massa material dalam dua jari-jari konsentris - sehingga Anda dapat menghitung kepadatan rata-rata pada beberapa radius rata-rata di dalam cangkang.

Usia cangkang tidak relevan dengan kehilangan massa menilai, tetapi dengan asumsi parameter angin tidak berubah selama waktu itu, mereka memberi tahu Anda berapa banyak massa yang hilang secara total $simeq dot{M} au$.


Ada banyak informasi tambahan yang Anda perlukan untuk mendapatkan tingkat kehilangan massal. Apa yang Anda miliki adalah deteksi beberapa massa debu, dan interval waktu di mana massa itu hilang, sehingga Anda bisa mendapatkan sesuatu yang tampak seperti tingkat kehilangan massa dengan mengambil massa dan membaginya dengan waktu hilang, jadi 0,1 M_matahari dibagi 26.000 tahun. Itu sudah merupakan tingkat kehilangan massa .0004 M_sun/tahun, yang cukup tinggi, tetapi ada beberapa masalah yang dapat menyebabkan hal ini menjadi perkiraan yang terlalu tinggi atau terlalu rendah:

1) Anda mungkin menginginkan tingkat kehilangan massa rata-rata dalam interval waktu yang sangat lama, bukan hanya 26.000 tahun. Jadi, Anda perlu tahu apakah ini mewakili proses yang stabil, atau semacam peristiwa khusus. Bintang-bintang yang terkait dengan bintang Wolf-Rayet, yang disebut "variabel biru bercahaya," sering diamati kehilangan massa dalam episode diskrit yang terjadi pada interval yang tidak dapat diprediksi. Jadi, apakah debu yang mengelilingi bintang Anda merupakan ciri khas yang diharapkan selalu ada, atau apakah bintang dipilih karena memiliki ciri seperti itu? Jika yang terakhir, maka skala waktu 26.000 tahun bukanlah waktu yang khas untuk objek itu. Masalah terkait adalah bahwa 60 km/s adalah kecepatan yang sangat lambat untuk angin Wolf-Rayet, jadi itu juga menunjukkan bahwa Anda memiliki semacam insiden pelepasan massal ketika bintangnya sangat mengembang, bukan jenis angin yang lebih stabil.

2) Masalah yang lebih buruk lagi adalah bahwa yang Anda ketahui hanyalah massa dalam debu. Itu mungkin hanya sebagian kecil dari total massa yang hilang, karena tergantung pada keadaan evolusi bintang Wolf-Rayet, mungkin ada banyak hidrogen, dan sangat mungkin banyak helium, yang tidak berpartisipasi dalam pembuatan debu. . Juga, alasan debu tidak terdeteksi di dalam 10.000 AU bisa jadi karena debu belum terbentuk ketika begitu dekat dengan radiasi pengion dari bintang Wolf-Rayet. Jika demikian, Anda bahkan tidak dapat menggunakan massa debu untuk mengkarakterisasi massa bahan yang membentuk debu, tanpa juga mengetahui fraksi yang telah membuat debu pada setiap radius tertentu.

3) Juga, jika jari-jari luar dari fitur tersebut berada pada 60000 AU, dan fitur tersebut membutuhkan waktu 26.000 tahun untuk terbentuk, maka kecepatan rata-rata tepi luar fitur tersebut adalah rasio angka-angka tersebut, menghasilkan 2,3 AU/tahun. Itu berarti 11 km/s. Jadi, jika debu bergerak dengan kecepatan 60 km/s, tetapi tepi luar fitur tersebut hanya bergerak pada kecepatan 11 km/s, itu berarti angin menumpuk material di medium antarbintang. Jadi sama sekali tidak jelas bahwa massa debu yang Anda lihat semuanya berasal dari angin Wolf-Rayet, beberapa di antaranya mungkin terbentuk dari gas yang sebelumnya berada di medium antarbintang karena sekitar 5/6 massa gas di dalamnya. fitur harus datang dari medium antarbintang. Angin Wolf-Rayet akan diperkaya dengan bahan pembentuk debu, tetapi jika hanya 5 kali lebih diperkaya, masih akan ada debu yang berasal dari ISM. Jadi itu juga tergantung pada keadaan evolusi bintang Wolf-Rayet. (Fakta bahwa Anda melihat begitu banyak debu menunjukkan bahwa ini mungkin bintang tipe "WC", yang sangat kaya akan karbon, jadi masalah terakhir ini mungkin tidak menjadi perhatian.)

Jadi, dibutuhkan lebih banyak pemikiran dan penelitian lebih lanjut tentang objek tersebut, dengan batasan kuantitatif tambahan, untuk mendapatkan perkiraan tingkat kehilangan massa jangka panjang. Tapi setidaknya Anda memiliki .0004 M_sun/thn sebagai semacam patokan untuk memulai percakapan itu.


Misteri terpecahkan? Awan debu menyebabkan peredupan aneh bintang Betelgeuse, menurut penelitian

Para astronom mungkin telah memecahkan misteri penurunan kecerahan aneh Betelgeuse.

Di musim gugur 2019, Betelgeuse — salah satu bintang paling terang dan paling terkenal di langit — mulai meredup secara dramatis. Pada Februari 2020, ia telah kehilangan sekitar dua pertiga dari luminositas normalnya.

Betelgeuse, yang membentuk bahu rasi bintang Orion (The Hunter), adalah raksasa merah yang membengkak, bintang masif yang akan mati dalam ledakan supernova yang dahsyat dalam waktu yang relatif dekat. Jadi beberapa astronom berspekulasi bahwa "Peredupan Hebat" ini mungkin merupakan awal dari pergolakan kematian Betelgeuse, dan bahwa bintang tersebut akan segera meledak.

Tapi itu tidak terjadi. Betelgeuse bangkit kembali ke tingkat kecerahan yang diharapkan pada April 2020, memperkuat penjelasan yang lebih sederhana untuk Peredupan Hebat. Mungkin Betelgeuse hanya mengalami episode pendinginan sementara, misalnya. Atau mungkin cahayanya terhalang untuk sementara oleh awan debu.

Sebuah studi baru mendukung gagasan debu tetapi menunjukkan bahwa pendinginan bintang juga berperan.

Para peneliti yang dipimpin oleh Miguel Montargès, seorang astrofisikawan di Observatorium Paris dan Université PSL, mempelajari Betelgeuse sebelum dan selama Peredupan Besar, menggunakan beberapa instrumen yang dipasang di Teleskop Sangat Besar Observatorium Eropa Selatan di Chili.

Tim menggabungkan pengamatan ini dengan pemodelan rinci Betelgeuse, yang sekitar 11 kali lebih besar dari matahari Bumi tetapi 900 kali lebih tebal. (Jika Anda menjatuhkan Betelgeuse ke tempat matahari kita berada, raksasa super itu akan menelan Merkurius, Venus, Mars, dan Bumi.)

Bersama-sama, kumpulan data menyarankan kemungkinan skenario Peredupan Hebat, yang sesuai dengan penelitian sebelumnya berdasarkan pengamatan Teleskop Luar Angkasa Hubble. Beberapa saat sebelum para astronom mulai memperhatikan peredupan, Betelgeuse mengeluarkan awan gas yang sangat besar. Kemudian, pada musim gugur 2019, pendinginan konvektif di atmosfer bintang dan denyutannya yang teratur — Betelgeuse mengembang dan berkontraksi dalam siklus kira-kira 400 hari — menurunkan suhu di sekitar awan, memungkinkan sebagian besar gas mengembun dengan cepat menjadi debu. Dan debu ini menghalangi sebagian besar cahaya Betelgeuse seperti yang terlihat dari Bumi.

"Hasil kami mengkonfirmasi bahwa Peredupan Besar bukanlah indikasi ledakan dekat Betelgeuse sebagai supernova," tulis Montargès dan rekan-rekannya di studi baru, yang diterbitkan online hari ini (16 Juni) di jurnal Nature.

Namun, "beberapa raksasa merah mungkin menunjukkan sedikit atau tidak ada tanda-tanda kehancuran inti mereka yang akan datang, bertahun-tahun hingga berminggu-minggu sebelum itu terjadi," tambah mereka. "Oleh karena itu, meskipun perilaku kehilangan massal Betelgeuse saat ini tampaknya tidak menjadi pertanda kematiannya, tetap ada kemungkinan bahwa itu dapat meledak tanpa peringatan."

Penelitian baru dapat memiliki aplikasi lebih dari sekadar memahami Betelgeuse, yang terletak sekitar 720 tahun cahaya dari Bumi (meskipun perhitungan jaraknya sedikit berbeda), astronom Emily Levesque menulis dalam bagian "Berita dan Pandangan" yang menyertainya dalam edisi yang sama dari Nature.

"Studi yang sangat rinci tentang perilaku tak terduga Betelgeuse ini meletakkan dasar untuk mengungkap sifat-sifat seluruh populasi bintang," tulis Levesque, yang berbasis di University of Washington. "Fasilitas generasi berikutnya yang berfokus pada pemantauan kecerahan bintang dari waktu ke waktu, atau mempelajari tanda-tanda debu dalam spektrum inframerah bintang, terbukti sangat berharga untuk memperluas pelajaran yang didapat di sini."

Mike Wall adalah penulis "Di luar sana" (Grand Central Publishing, 2018 diilustrasikan oleh Karl Tate), sebuah buku tentang pencarian kehidupan alien. Ikuti dia di Twitter @michaeldwall. Ikuti kami di Twitter @Spacedotcom atau Facebook.


Sejarah kehilangan massal VY Canis Majoris menjelaskan status hypergiant, hubungannya dengan Betelgeuse

Di belahan bumi selatan, di konstelasi Canis Major, terletak bintang hypergiant merah yang sangat muda dan sangat masif yang disebut VY Canis Majoris (VY CMa).

Variabel yang berdenyut, besarnya tampak (seberapa terangnya ia muncul di langit malam) bervariasi secara tak terduga. Itu terletak 1,2 kiloparsec, atau sekitar 3.900 tahun cahaya, dari Bumi, hanya berusia 8,2 juta tahun, dan merupakan salah satu bintang terbesar yang diketahui ada.

Kira-kira 1.420 kali jari-jari Matahari, lebarnya 7-8 SA (dengan 1 SA berarti 149,5 juta kilometer — jarak rata-rata Bumi ke Matahari). Jika VY CMa menggantikan Matahari di tata surya kita, fotosfer bintang — atau permukaan — akan meregang hampir ke orbit Saturnus.

Ini juga salah satu bintang paling terang yang dikenal di galaksi Bima Sakti, 350.000 kali lebih bercahaya daripada Matahari. Namun selama 220+ tahun terakhir, kami belum dapat melihatnya dengan mata telanjang sejak peristiwa peredupan di akhir 1800-an yang tidak pernah pulih secara visual dari bintang tersebut.

Jadi mengapa bintang ini menarik?

Itu sebagian besar bermuara pada sifat keberadaannya. Bintang besar seperti VY CMa memiliki rentang hidup yang sangat pendek pada skala waktu galaksi. Pada usia hanya 8,2 juta tahun, itu akan — dengan kepastian yang dekat— meledak dalam peristiwa supernova dalam 100.000 tahun, dengan sisa-sisanya kemungkinan akan membentuk lubang hitam, bukan bintang neutron.

VY Canis Majoris – terlihat oleh Teleskop Luar Angkasa Hubble – terselubung dalam gas samar dan material yang telah dikeluarkan dari dirinya sendiri selama beberapa ribu tahun terakhir. (Kredit: NASA, ESA, HST, Humphreys dkk.)

“Saya pikir apa yang benar-benar menarik para astronom ke bintang-bintang yang sangat bercahaya dan aktif ini, pertama-tama, adalah masa hidupnya yang singkat,” kata Dr. Roberta Humphreys, dalam sebuah wawancara dengan NASASpaceflight tentang makalahnya dan timnya yang baru-baru ini diterbitkan, “The Mass-loss Sejarah Red Hypergiant VY CMa”.

Makalah, diterbitkan dalam edisi Maret 2021 Jurnal Astronomi , bisa dibaca disini.

“Percaya atau tidak, kami mengamati perubahan bintang selama hidup manusia. Jika Anda melihat sejarah VY Canis Majoris dan episode kehilangan massanya yang tinggi, ini adalah hal yang terjadi pada skala waktu kehidupan manusia.”

Peristiwa kehilangan massa yang tinggi yang dirujuk oleh Dr. Humphreys ini membentuk inti dari pekerjaan baru-baru ini dan timnya, yang memeriksa simpul, gumpalan, dan busur panjang bahan pelontar yang mengelilingi VY CMa.

Dengan menyelidiki secara dekat daerah-daerah di sekitar bintang tersebut, Humphreys et al. mampu mengkorelasikan beberapa gumpalan ejecta, gumpalan, dan simpul dengan peristiwa peredupan yang tercatat dalam periode pengamatan 320 tahun bintang sejak tahun 1801.

Menurut hasil tim, "Kami menemukan kemungkinan korelasi dari dua hingga tiga ejeksi massal atau aliran keluar yang terpisah dengan episode abad ke-19 dan dengan periode 1920-1940 yang menunjukkan bahwa masing-masing minima mungkin terkait dengan aliran keluar yang terpisah."

Untuk memahami hasil ini dengan benar, kita harus kembali melalui sejarah pengamatan VY CMa.

Pengamatan (bertahan) pertama pada tahun 1801 memberi bintang itu magnitudo tampak hanya pada atau dekat +6,5 — hampir (tergantung pada kondisi atmosfer) terlihat dengan mata telanjang. Ini dihitung dengan mata, dan pelat fotografi untuk memastikan magnitudo yang tampak tidak ada pada saat itu.

Pengamatan lain yang tercatat dari tahun 1830 dan sebuah gugus sekitar tahun 1848-1850 mengembalikan pengamatan magnitudo tampak +6,5 yang serupa — bahkan dengan beberapa perkiraan yang mendekati +6, yang menunjukkan potensi, sedikit kecerahan bintang.

(Penting untuk dicatat bahwa ini mungkin disebabkan oleh kondisi atmosfer dan teleskopik lokal selama pengamatan.)

Kesenjangan 20 tahun ke awal 1870-an kemudian ada. Tetapi pada data tahun 1870-an hal-hal mulai menjadi menarik. Ayunan besar dalam magnitudo tampak muncul, fluktuasi cepat dari +6,5 ke +8 (terlalu redup untuk dilihat dengan mata telanjang).

Ayunan lebar ini berlanjut sepanjang tahun 1870-an. Tetapi setelah setiap peristiwa peredupan besar, VY Canis Majoris kembali kurang lebih ke magnitudo +6,5.

️ MISTERI TERSELESAIKAN: Seperti bintang raksasa merah Betelgeuse, para astronom berusaha menjelaskan mengapa bintang raksasa merah VY Canis Majoris bervariasi dalam kecerahan. Kami sekarang mengerti mengapa, berkat @NASAHubble: https://t.co/ND4wmdhm1T pic.twitter.com/Q72zIj7F2V

&mdash NASA (@NASA) 4 Maret 2021

Pengamatan pada tahun 1880-an menunjukkan magnitudo tampak yang berpotensi stabil sebesar +7,3, tetapi catatannya jarang. Pada tahun 1890-an, pengamatan bintang yang hampir terus menerus dimulai. Dan dua hal besar menonjol dalam data:

  1. VY CMa tidak pernah pulih dalam magnitudo yang tampak dari peristiwa yang tanda tangan ringannya akan mencapai Bumi antara tahun 1880 dan 1888 (tetapi tampaknya tidak diamati secara langsung pada saat itu), dan
  2. Sejak peristiwa 1880-an itu, bintang tersebut telah mempertahankan magnitudo tampak maksimum antara +7,5 dan +8 — pulih ke titik ini setelah setiap peristiwa peredupan besar pada 1900-an, tanpa peristiwa minima dalam yang diamati pada 2000-an.

Jadi apa yang menyebabkan semua peristiwa peredupan ini? Apa yang terjadi pada tahun 1880-an yang menyebabkan bintang tidak pulih seperti yang terjadi pada setiap peristiwa peredupan lainnya? Dan bukankah peristiwa peredupan dan kecerahan ini terdengar akrab dalam hal kejutan peredupan Betelgeuse pada 2019/2020?

Kita akan kembali ke pertanyaan tentang Betelgeuse nanti.

Tetapi pertama-tama, untuk memahami peristiwa peredupan yang diamati dari VY Canis Majoris, kita harus melihat gumpalan, simpul, dan busur bahan pelontar di jantung karya terbaru Humphreys et al.

“Pencitraan dan spektroskopi simpul, rumpun, dan busur yang diperpanjang dalam ejeksi kompleks VY CMa mengkonfirmasi rekor peristiwa kehilangan massa yang tinggi selama beberapa ratus tahun terakhir,” catat Humphreys et al. dalam makalah mereka. “Hubble Space Telescope/Space Telescope Imaging Spectrograph spectroscopy dari banyak simpul kecil yang dekat dengan bintang memungkinkan kita untuk mengukur kecepatan radial mereka dari emisi K I yang kuat dan menentukan gerakan terpisah, orientasi spasial, dan waktu sejak ejecta.”

“Usia mereka terkonsentrasi sekitar 70, 120, 200, dan 250 tahun yang lalu. … Perbandingan dengan kurva cahaya bersejarah VY CMa dari 1800 hingga sekarang menunjukkan beberapa knot dengan waktu ejeksi yang sesuai dengan periode variabilitas yang diperpanjang dan minima dalam.”

(Keterangan foto:Kurva cahaya dengan kemungkinan waktu ejeksi untuk simpul yang berbeda. Panel atas (a): kurva cahaya untuk abad ke-19 (Robinson 1971). Panel tengah (b): pertengahan abad ke-20 (Robinson 1970). Panel bawah (c): fotometri terbaru dari AAVSO (American Association of Variable Star Observers))

Seperti yang terlihat pada gambar di atas, simpul bagian dalam, yang diperkirakan telah dikeluarkan dari VY CMa 30-35 tahun yang lalu (waktu cahaya yang diterima di Bumi) sesuai dengan peristiwa peredupan 1987 dan 1992. Demikian pula, waktu ejeksi yang dihitung pada simpul S B dan simpul C W1 tumpang tindih satu sama lain dan sesuai dengan peristiwa peredupan tahun 1870-an (dan kemungkinan terkait dalam hal waktu ejeksi ke peristiwa besar yang belum pulih secara visual oleh VY CMa dalam magnitudo yang tampak). ).

W1 knot A&B dan Clump C telah menghitung waktu ejeksi yang sesuai dengan peristiwa minimum yang berurutan dan dalam dari tahun 1920-an hingga 1940-an.

Terlebih lagi, gumpalan, simpul, dan gumpalan ejecta ini sendiri sangat besar — beberapa di urutan 10 kali rata-rata kehilangan massa tahunan VY Canis Majoris, yang dihitung pada tingkat yang sangat tinggi yaitu 6×10 4 M (massa matahari) per tahun.

“Ejeksi besar ini, salah satu simpul atau gumpalan ini, adalah 10 kali [kehilangan rata-rata tahunan bintang]. Ini adalah bagaimana melakukannya. Untuk VY, Anda sampai pada tingkat kehilangan massa rata-rata tahunan [tinggi] karena peristiwa besar yang terjadi ini.”

Saat peristiwa ejeksi dimulai, awan material besar terlempar dengan keras dari bintang — menghalangi sebagian cahayanya mencapai Bumi. Semakin besar peristiwa dari segi materi, semakin signifikan peristiwa peredupan yang muncul.

Kesan artis tentang bintang raksasa VY Canis Majoris dengan sel konveksinya yang luas dan ejeksi yang keras. (Kredit: NASA, ESA, Humphreys et al., & amp J. Olmsted)

Kecepatan di mana materi bergerak menjauh dari bintang, dihitung antara 20-30 km/s 1 , menyebabkan materi dengan cepat bergerak keluar dari garis pandang langsung ke VY CMa — sehingga menjelaskan mengapa bintang meredup dan kemudian pulih ke magnitudo tampak sebelumnya.

Lalu apa yang terjadi pada tahun 1880-an yang menyebabkan bintang tidak pulih seperti yang terjadi pada setiap peristiwa peredupan lainnya?

“Sayangnya, saya pikir mengingat ketidaklengkapan data abad ke-19, kita tidak bisa benar-benar menentukannya. Suatu saat antara sekitar tahun 1880 dan 1890, [VY CMa] mengalami aliran keluar, sebuah ejeksi yang akhirnya mengaburkan bintang secara permanen,” kata Dr. Humphreys.

"Mungkin ini adalah ejeksi yang lebih dekat dari pandangan kita, dan itu belum keluar dari pandangan kita dan mungkin tidak akan terjadi untuk beberapa waktu."

Seperti Humphreys et al. mencatat dalam makalah mereka, “Periode yang paling menarik mungkin adalah 1870-1880 dan fading pasca-1880 di mana VY CMa belum pulih. S knot B dan W1 knot C ditambah kemungkinan W2 knot memiliki usia ejeksi yang sesuai dengan periode ini. Lokasi dan orientasi yang berbeda terhadap bintang menunjukkan bahwa aktivitas permukaan terjadi di sebagian besar bintang dengan arus keluar terpisah ke arah yang berbeda yang berlangsung setidaknya 10 tahun. Peredupan besar bintang setelah tahun 1880 oleh satu atau lebih magnitudo kemungkinan besar merupakan asal mula pengaburan bintang pusat saat ini.”

Jadi bagaimana semua ini berhubungan dengan Betelgeuse? Banyak perhatian diberikan kepada bintang dari Oktober 2019 hingga Februari 2020 ketika bintang variabel semireguler yang biasanya dapat diandalkan (yang biasanya berfluktuasi dalam magnitudo tampak dari hanya +0 dan +0,5 selama siklus 425 hari dan 5,9 tahun yang dapat diprediksi) tiba-tiba, cepat, dan tidak terduga. diredupkan ke minimum +1,614.

Gambar perbandingan menunjukkan Betelgeuse sebelum dan sesudah peredupannya yang belum pernah terjadi sebelumnya. Pengamatan dilakukan dengan instrumen SPHERE pada Teleskop Sangat Besar ESO pada bulan Januari dan Desember 2019. (Kredit: ESO)

Gambar bintang pada saat itu menunjukkan hampir seluruh belahan bumi selatannya secara signifikan dikaburkan.

Sementara spekulasi merajalela tentang supernova yang akan datang menyebar melalui budaya populer, di sinilah kesamaan Betelgeuse dengan VY Canis Majoris berperan. Keduanya adalah raksasa merah berumur pendek. Keduanya berusia sekitar 8,0-8,5 juta tahun (dengan itu menjadi perkiraan usia Betelgeuse sementara VY CMa memiliki perkiraan usia 8,2 juta tahun).

Jadi, apa yang terjadi dengan VY Canis Majoris dan peristiwa ejeksi skala besar dapat menjelaskan apa yang terjadi dengan Betelgeuse. Dan faktanya, sebuah makalah baru-baru ini yang diterbitkan oleh Dupre et al., yang berfokus pada peristiwa peredupan Betelgeuse, menyimpulkan bahwa peristiwa ejeksi besar terjadi pada bintang — yang menghalangi sebagian besar cahaya dari belahan selatan bintang sampai ia keluar dari Bumi kita. garis pandang, menyebabkan peningkatan kecerahan.

“Aliran keluar dari VY, sama dengan yang kami katakan dengan Betelgeuse,” kata Dr. Humphreys. “Tetapi dengan Betelgeuse, ini jauh lebih ekstrem dan dalam skala yang lebih besar. Pertanyaannya adalah: apakah Betelgeuse akan melakukannya lagi? Apakah sekarang memasuki masa aktif karena suatu alasan?”

Dan ini masuk akal mengingat Betelgeuse dan VY Canis Majoris diprediksi akan menjadi supernova dalam 100.000 tahun. Sementara VY Canis Majoris lebih aktif dalam peristiwa kehilangan massa daripada yang diamati Betelgeuse sekarang, jenis perilaku dari hypergiants merah dan supergiants merah adalah umum.

“Sangat mungkin ini adalah tahap yang dilalui bintang ketika, katakanlah, mendekati akhir hidupnya. Kami tampaknya memiliki bukti yang memungkinkan bintang masif dari berbagai jenis ini memiliki episode kehilangan massa tinggi yang kami pikir mendahului keadaan terminal,” kata Dr. Humphreys.

Sementara VY Canis Majoris tidak dapat dilihat tanpa bantuan teleskopik, kedekatannya dengan Bumi membuatnya menjadi target utama untuk memahami evolusi tahap akhir dari hypergiants merah — dan selanjutnya bintang supergiant merah serupa seperti Betelgeuse.

Kedua bintang terkenal karena berbagai alasan, dan keduanya akan memberikan pertunjukan cahaya akhir kehidupan yang spektakuler di Bumi ketika mereka menjadi supernova. Mungkin saja apa yang terlihat dengan VY Canis Majoris sekarang adalah bintang yang melanjutkan fase akhir evolusinya sebelum periode terminal dimulai. Jika demikian, itu bisa memberikan petunjuk tentang apa yang diharapkan dari Betelgeuse karena ia juga berlomba menuju akhir dari keberadaan surgawinya yang singkat.

Tetapi peristiwa kehilangan massa yang tinggi dari dua raksasa terdekat ini tidak hanya berfungsi sebagai indikator akhir kehidupan atau penjelasan untuk peristiwa peredupan VY Canis Majoris dan Betelgeuse — mereka juga merupakan kekuatan erupsi yang memberi kehidupan bagi alam semesta.

“Yang penting tentang mereka, meskipun tampaknya relatif jarang, adalah bahwa ini adalah beberapa supergiant utama, bintang masif, kontributor utama dari apa yang kita sebut medium antarbintang,” kata Dr. Humphreys.

“Bintang-bintang ini kehilangan massa untuk sebagian besar hidup mereka. Bahkan sebelum mereka menjadi supernova, mereka berkontribusi pada medium antarbintang. Bergantung pada seberapa banyak sirkulasi yang mungkin mereka miliki di bagian dalam hingga ke permukaan, mereka mungkin juga menyumbangkan bahan olahan dari bagian dalam… pasti akan berkontribusi pada helium, mungkin karbon. Tergantung pada seberapa dekat mereka dengan keruntuhan inti, berapa banyak elemen yang lebih berat yang mungkin mereka sumbangkan.”

Dan itu semua membentuk blok bangunan untuk tata surya yang lebih kompleks yang memunculkan planet gas, es, dan terestrial di sekitar bintang stabil yang berumur panjang, dengan planet dan bulan yang bisa menampung kehidupan.

(Gambar utama: VY Canis Majoris dikaburkan oleh gas dan material nebular (kiri) Betelgeuse selama acara peredupannya pada Februari 2020 (kanan).Sumber: HST, NASA, ESA, ESO, Humphreys et al. Diedit oleh Brady Kenniston)


Data ALMA dari proposal 2015.1.00054.S, 2016.1.00005.S dan 2016.2.00088.S dapat diambil dari arsip data ALMA di http://almascience.eso.org/aq/. Data yang mendukung plot dalam makalah ini dan temuan lain dari penelitian ini tersedia dari penulis terkait atas permintaan yang masuk akal.

Renzini, A.in Proses Fisik di Raksasa Merah (eds Iben, I. Jr & Renzini, A.) Seri Perpustakaan Astrofisika dan Ilmu Luar Angkasa, Vol. 88, 431–446 (D. Reidel Publishing, Dordrecht, 1981).

Heske, A., Forveille, T., Omont, A., van der Veen, W. E. C. J. & Habing, H. J. Kekurangan emisi CO dari selubung masif di sekitar bintang OH/IR dingin. astronot. Astrofia. 239, 173–185 (1990).

Delfosse, X., Kahane, C. & Forveille, T. Superwind dalam bintang OH/IR yang berevolusi. astronot. Astrofia. 320, 249–256 (1997).

Chesneau, O.et al. Lingkungan OH 26,5 + 0,6 IR tengah yang diselesaikan secara spasial pada luminositas maksimum. astronot. Astrofia. 435, 563–574 (2005).

van Loon, J.T., Cioni, M.-R. L., Zijlstra, A. A. & Loup, C. Rumus empiris untuk laju kehilangan massa supergiants merah yang diselimuti debu dan bintang cabang raksasa asimtotik yang kaya oksigen. astronot. Astrofia. 438, 273–289 (2005).

Justtanont, K., Olofsson, G., Dijkstra, C. & Meyer, A. W. Pengamatan inframerah-dekat air-es di bintang OH/IR. astronot. Astrofia. 450, 1051–1059 (2006).

Groenewegen, M. A. T., Sloan, G. C., Soszyński, I. & amp Petersen, E. A. Luminositas dan tingkat kehilangan massa bintang SMC dan LMC AGB dan super raksasa merah. astronot. Astrofia. 506, 1277–1296 (2009).

Groenewegen, M. A. T. Perpanjangan dari kode transfer radiasi DUSTY dan aplikasi ke OH 26.5 dan TT Cygni. astronot. Astrofia. 543, A36 (2012).

Justtanont, K. et al. Bintang OH/IR dan angin supernya seperti yang diamati oleh Herschel Space Observatory. astronot. Astrofia. 556, A101 (2013).

de Vries, B. L. et al. Angin super pendek yang bermasalah dari bintang OH/IR. Menyelidiki aliran keluar dengan pita spektral forsterit 69 m. astronot. Astrofia. 561, A75 (2014).

Goldman, S.R. dkk. Kecepatan angin, kandungan debu, dan tingkat kehilangan massa dari bintang AGB dan RSG yang berevolusi pada berbagai tingkat logam. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 465, 403–433 (2017).

McDonald, I., De Beck, E., Zijlstra, A. A. & Lagadec, E. Pulsasi-dipicu produksi debu oleh bintang cabang raksasa asimtotik. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 481, 4984–4999 (2018).

Höfner, S. & Olofsson, H. Kehilangan massa bintang di cabang raksasa asimtotik. Mekanisme, model dan pengukuran. astronot. Astrofia. Putaran. 26, 1 (2018).

Reimers, D. Garis penyerapan melingkar dan kehilangan massa dari raksasa merah. m. Soc. R.Sci. Bawahan 8, 369–382 (1975).

Knapp, G. R. & Morris, M. Kehilangan massa dari bintang yang berevolusi. AKU AKU AKU. Tingkat kehilangan massa untuk lima puluh bintang dari CO J = 1–0 pengamatan. Astrofia. J 292, 640–669 (1985).

Bedijn, P. J. Kerang debu di sekitar Miras dan bintang OH/IR—interpretasi IRAS dan pengukuran inframerah lainnya. astronot. Astrofia. 186, 136–152 (1987).

Kayu, P. R. et al. Bintang OH/IR di Awan Magellan. Astrofia. J 397, 552–569 (1992).

Catalan, S., Isern, J., García-Berro, E. & Ribas, I. Hubungan massa awal-akhir katai putih ditinjau kembali: efek pada fungsi luminositas dan distribusi massa. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 387, 1693–1706 (2008).

Kim, H. & Taam, R. E. Efek biner yang luas pada asimetri dalam amplop circumstellar cabang raksasa asimtotik. Astrofia. J 759, 59 (2012).

Homan, W.et al. Model sederhana dari anatomi angin bintang untuk menafsirkan data resolusi tinggi. Pendekatan analitis untuk geometri spiral tertanam. astronot. Astrofia. 579, A118 (2015).

Mastrodemos, N. & Morris, M. Bipolar pra-planet nebula: hidrodinamika angin berdebu dalam sistem biner. II. Morfologi amplop circumstellar. Astrofia. J 523, 357–380 (1999).

Raghavan, D.et al. Sebuah survei keluarga bintang: multiplisitas bintang tipe matahari. Astrofia. J. Supl. Ser. 190, 1–42 (2010).

Duchêne, G. & Kraus, A. Multiplisitas bintang. Ann. Pdt. Astron. Astrofia. 51, 269–310 (2013).

Molster, F. J. et al. Kristalisasi suhu rendah dari debu silikat dalam cakram circumstellar. Alam 401, 563–565 (1999).

Edgar, R. G., Nordhaus, J., Blackman, E. G. & amp Frank, A. Pembentukan debu kristal di angin AGB dari guncangan spiral yang diinduksi biner. Astrofia. J. Lett. 675, L101–L104 (2008).

van Loon, J.T. dkk. Tingkat kehilangan massa dan fungsi luminositas bintang AGB yang diselimuti debu dan raksasa merah di LMC. astronot. Astrofia. 351, 559–572 (1999).

Bladh, S., Höfner, S., Aringer, B. & Eriksson, K. Menjelajahi spesies debu penggerak angin di raksasa bercahaya dingin. AKU AKU AKU. Model angin untuk bintang AGB tipe-M: properti dinamis dan fotometrik. astronot. Astrofia. 575, A105 (2015).

Schröder, K.-P., Winters, J. M. & Sedlmayr, E. Tip-AGB evolusi bintang di hadapan 'angin super' yang berdenyut dan diinduksi debu. astronot. Astrofia. 349, 898–906 (1999).

Karakas, A.I. dkk. Hasil elemen berat dan kelimpahan model cabang raksasa asimtotik dengan metalik Awan Magellan Kecil. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 477, 421–437 (2018).

Abate, C., Stancliffe, R. J. & Liu, Z.-W. Seberapa masuk akal skenario pembentukan CEMP-r/s bintang? astronot. Astrofia. 587, A50 (2016).

Villaver, E. & Livio, M. Bisakah planet bertahan dari evolusi bintang? Astrofia. J 661, 1192–1201 (2007).

Szyszka, C., Zijlstra, A. A. & Walsh, J. R. Gerakan ekspansi yang tepat dari nebula planet NGC 6302 dari pencitraan Teleskop Luar Angkasa Hubble. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 416, 715–726 (2011).

Karakas, A. I. Pengayaan Helium dan produksi bintang karbon dalam populasi kaya logam. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 445, 347–358 (2014).

Ortiz, R. & Maciel, W. J. Bintang AGB: kepadatan dan laju pembentukan yang diperoleh dari bintang OH/IR. astronot. Astrofia. 313, 180–190 (1996).

McMullin, J. P., Waters, B., Schiebel, D., Muda, W. & amp Golap, K. di Perangkat Lunak dan Sistem Analisis Data Astronomi XVI (eds Shaw, R. A. et al.) Seri Konferensi ASP, Vol. 376, 127-130 (Masyarakat Astronomi Pasifik, 2007).

Kim, H., Hsieh, I.-T., Liu, S.-Y. & Taam, R. E. Bukti spiral yang diinduksi biner dari pola cincin CIT 6 yang tidak lengkap. Astrofia. J 776, 86 (2013).

Maercker, M.et al. Kehilangan massa besar yang tidak terduga selama siklus pulsa termal bintang raksasa merah R Sculptoris. Alam 490, 232–234 (2012).

Decin, L. et al. Data ALMA menunjukkan adanya struktur spiral di angin dalam CW Leonis. astronot. Astrofia. 574, A5 (2015).

Kim, H.et al. Pola nebula skala besar dari biner superwind dalam orbit eksentrik. Nat. astronot. 1, 0060 (2017).

Kim, H. & Taam, R. E. Sebuah metode baru untuk menentukan karakteristik sistem biner yang berevolusi terungkap dalam pola circumstellar yang diamati: aplikasi ke AFGL 3068. Astrofia. J. Lett. 759, L22 (2012).

Mauron, N. & Huggins, P. J. Pencitraan amplop bintang AGB. astronot. Astrofia. 452, 257–268 (2006).

Dinh-V.-Trung & Lim, J. Menelusuri asimetri dalam amplop di sekitar bintang karbon CIT 6. Astrofia. J 701, 292–297 (2009).

Justtanont, K. et al. Pengamatan Herschel bintang OH/IR ekstrim. Rasio isotop oksigen sebagai tanda untuk massa bintang. astronot. Astrofia. 578, A115 (2015).

De Beck, E. dkk. Menyelidiki sejarah kehilangan massa AGB dan bintang super raksasa merah dari profil garis rotasi CO. II. Survei garis CO dari bintang yang berevolusi: derivasi formula laju kehilangan massa. astronot. Astrofia. 523, A18 (2010).

Moe, M. & Di Stefano, R. Pikiran Anda Ps dan Qs: keterkaitan antara periode (P) dan rasio massa (Q) distribusi bintang biner. Astrofia. J. Supl. Ser. 230, 15 (2017).

El Mellah, I. & Casse, F. Investigasi numerik akresi angin dalam biner sinar-X supergiant yang persisten. I. Struktur aliran pada skala orbital. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 467, 2585–2593 (2017).

Lamers, H.J.G.L.M. & Cassinelli, J.P. Pengantar Angin Bintang (Cambridge Univ. Press, Cambridge, 1999).

El Mellah, I., Sander, A. A. C., Sundqvist, J. O. & amp Keppens, R. Pembentukan cakram yang ditangkap angin dalam biner sinar-X supergiant: konsekuensi untuk Vela X-1 dan Cygnus X-1. Pracetak di https://arxiv.org/abs/1810.12933 (2018).

Liu, Z.-W., Stancliffe, R. J., Abate, C. & Matrozis, E. Simulasi hidrodinamik tiga dimensi perpindahan massa dalam sistem biner oleh angin bebas. Astrofia. J 846, 117 (2017).

Chen, Z., Frank, A., Blackman, E. G., Nordhaus, J. & amp Carroll-Nellenback, J. Perpindahan massa dan pembentukan disk dalam sistem biner AGB. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 468, 4465–4477 (2017).

Bowers, P. F. & Johnston, K. J. Sensitif VLA pengamatan OH 127.8 0.0 dan OH 26.5 + 0.6. Astrofia. J 354, 676–686 (1990).

Etoka, S. & Diamond, P. J. Wawasan tentang struktur polarimetrik OH dari OH26.5 + 0.6. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 406, 2218–2234 (2010).

Hallenbeck, S. L., Nuth, J. A. III & Nelson, R. N. Sifat optik yang berkembang dari butiran silikat anil: dari kondensat amorf ke mineral kristal. Astrofia. J 535, 247–255 (2000).

Baud, B. & Habing, H. J. Kekuatan maser bintang OH/IR, evolusi kehilangan massa dan penciptaan angin super. astronot. Astrofia. 127, 73–83 (1983).

van der Veen, W. E. C. J. & Rugers, M. Perbandingan antara tingkat kehilangan massa CO-, OH-, dan IR dari bintang yang berevolusi. astronot. Astrofia. 226, 183–202 (1989).

Marshall, J. R. et al. Kecepatan angin super cabang raksasa asimtotik pada tingkat logam yang rendah. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 355, 1348–1360 (2004).

Justtanont, K., Skinner, C. J., Tielens, A. G. G. M., Meixner, M. & Baas, F. Pemodelan aliran keluar debu dan gas dari OH 26,5 + 0,6: angin super. Astrofia. J 456, 337–349 (1996).

Fong, D., Justtanont, K., Meixner, M. & Campbell, M. T. Pencitraan amplop circumstellar OH 26,5 + 0,6. astronot. Astrofia. 396, 581–587 (2002).

Ramstedt, S., Schöier, F. L., Olofsson, H. & Lundgren, A. A. Tentang keandalan perkiraan laju kehilangan massa untuk bintang AGB. astronot. Astrofia. 487, 645–657 (2008).

Decin, L. et al. Menyelidiki sejarah kehilangan massa AGB dan bintang super raksasa merah dari profil garis rotasi CO. I. Model teoretis—sejarah kehilangan massa terurai di VY CMa. astronot. Astrofia. 456, 549–563 (2006).

Karakas, A. I. Memperbarui hasil bintang dari model cabang raksasa asimtotik. Senin Tidak. R.Astron. Soc. 403, 1413–1425 (2010).

Cristallo, S., Straniero, O., Piersanti, L. & amp Gobrecht, D. Evolusi, nukleosintesis, dan hasil bintang AGB pada metalitas yang berbeda. AKU AKU AKU. Model massa menengah, model massa rendah yang direvisi, dan antarmuka ph-FRUITY. Astrofia. J. Supl. Ser. 219, 40 (2015).

Vassiliadis, E. & Wood, P. R. Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss. Astrofia. J 413, 641–657 (1993).

Decin, L., Richards, A. M. S., Danilovich, T., Homan, W. & Nuth, J. A. ALMA spectral line and imaging survey of a low and a high mass-loss rate AGB star between 335 and 362 GHz. astronot. Astrofia. 615, A28 (2018).

Justtanont, K. et al. Mass loss from an extreme OH/IR star: OH 26.5+0.6. Mem. Soc. astronot. Ital. 88, 342 (2017).


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

AbstrakThis 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 Jurnal Astrofisika.

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, Jurnal Astrofisika.
DOI: 10.3847/1538-4357/abc88e


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

AbstrakThis 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.”

The findings were published in the Pemberitahuan Bulanan Royal Astronomical Society.

Andrew P. Allan dkk. 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.

Referensi: "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. Di 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 dkk. (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 minimum 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.

Results

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 dkk. (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 al. (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 dkk. (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.