WOH G64: Гигантская звезда и ее эволюция в Большом Магеллановом Облаке

WOH G64, расположенная в Большом Магеллановом Облаке (LMC) на расстоянии около 160 тысяч световых лет, является одной из самых крупных известных звезд. С радиусом, превышающим 1540 раз радиус Солнца, и яркостью, в 500.000 раз превышающей солнечную, эта красная супергигантка служит естественной лабораторией для изучения завершающих этапов жизни массивных звезд, которые завершаются взрывом сверхновой и образованием нейтронной звезды или черной дыры звездной массы.

WOH G64 находится в продвинутой фазе своей звёздной эволюции, когда красные супергиганты теряют огромные количества массы через интенсивные звездные ветры. Эти ветры настолько сильны, что формируют газовые и пылевые структуры вокруг звезды, влияя как на её будущее, так и на окружающую среду. Звезда излучает радиацию, которая воздействует на частицы пыли, нагревая их и заставляя светиться в инфракрасном диапазоне. Это делает такие звезды, как WOH G64, идеальными для изучения с помощью современных инструментов, таких как VLTI (Very Large Telescope Interferometer), который может анализировать их окружение с беспрецедентной детализацией.

Температура поверхности WOH G64 составляет около 3400 K, а интенсивная потеря массы через звездные ветры характеризует критическую стадию её эволюции к сверхновой. Красные супергиганты, такие как WOH G64, теряют массу с удивительной скоростью, достигающей 10−4 солнечных масс в год, что влияет на их внутреннюю структуру и подготавливает среду к финальному взрыву. Недавние исследования, основанные на интерферометрических наблюдениях, показали, что эта потеря массы не всегда симметрична. Часто наблюдаются высокоасимметричные окружения, которые формируются под воздействием бинарных взаимодействий или биполярных потоков.

Знаменитым примером является система, породившая SN1987A, где кольцо пыли, выброшенное во время фазы красной супергигантки, способствовало формированию эволюции сверхновой (также находящейся в Магеллановом Облаке).

Пыльный тор

WOH G64 окружена непрозрачным пыльным тором. Данные, полученные с помощью интерферометров, выявили удлинённую структуру с большим радиусом около 13 радиусов звезды и меньшим радиусом 9 радиусов звезды, что указывает на возможный биполярный поток или гравитационное взаимодействие с невидимым компаньоном. В недавнем прошлом изменения в инфракрасном спектре звезды указывали на образование новой горячей пыли на расстоянии около 1,5 радиуса звезды от её ядра. Эта новая пыль постепенно затеняет центральную звезду, делая её менее видимой в области ближнего инфракрасного диапазона.

Вариации спектра

Одним из самых увлекательных аспектов WOH G64 является изменение её свойств со временем. Астрономы заметили, что спектр звезды, наблюдаемый в инфракрасном диапазоне с 2009 по 2016 год, претерпел значительные изменения. В то время как ранее наблюдались сильные признаки молекулярного поглощения воды (H₂O), данные более позднего периода показывают спектр, доминируемый непрерывным излучением, вызванным образованием новой горячей пыли очень близко к звезде.

Новая пыль могла образоваться в результате недавнего ускорения потери массы звезды. Этот процесс сделал центральную звезду менее видимой, затенённой более плотным слоем частиц. Подробные исследования показывают, что WOH G64 теряет массу с впечатляющей скоростью, равной 10−4, что соответствует массе Солнца, выбрасываемой за примерно 10.000 лет.

Постепенное затенение WOH G64 было подтверждено фотографическими и спектроскопическими наблюдениями. Анализируя свет, собранный в ближнем инфракрасном диапазоне (2-2,5 µm) и в среднем инфракрасном диапазоне (8-13 µm), астрономы заметили значительные различия. В то время как спектр на более длинных волнах (средний ИК) остаётся неизменным, в ближнем инфракрасном диапазоне наблюдается растущий континуум, что указывает на то, что пыль формируется рядом со звездой, вероятно, на расстоянии около 1,5 радиуса звезды от её ядра.

Изучение таких звёзд, как WOH G64, предполагает, что потеря массы ускоряется незадолго до взрыва, создавая богатую и сложную окружение. Когда звезда взорвётся, взаимодействие выброшенного материала с окружающей средой может привести к возникновению особенно ярких явлений, как это наблюдалось в других сверхновых.