WOH G64: Новые горизонты в исследовании звездных объектов

Наблюдение за звездой WOH G64 представляет собой важный шаг в понимании астрономических объектов и, возможно, является значительным технологическим достижением.

Звезда, известная как WOH G64, представляет собой красную супергигантскую звезду, расположенную в Большом Магеллановом Облаке. Это первая звезда за пределами Млечного Пути, наблюдаемая с такой высокой детализацией, что стало возможным благодаря новым методам интерферометрии.

Детальное наблюдение за WOH G64 стало возможным благодаря передовым инструментам Very Large Telescope Interferometer (VLTI) Европейской южной обсерватории (ESO), расположенной в Обсерватории Паранал в Чили, и системе GRAVITY. VLTI объединяет сигналы от нескольких антенн, что позволяет получать изображения с высокой разрешающей способностью окружающего пространства звезды WOH G64, открывая ранее невидимые детали в экзогалактических звездах. GRAVITY (сокращение от GRAVITationalYing interferometer) является новейшим интерферометрическим инструментом, который работает на Very Large Telescope Interferometer и предназначен для получения изображений с беспрецедентным угловым разрешением, позволяя исследовать удаленные объекты с высокой четкостью, включая явления в галактических ядрах и экзогалактических звездах. GRAVITY использует длиннобазовый интерферометр, комбинируя сигналы от четырех телескопов ESO для достижения высоких угловых разрешений. Эта конфигурация позволяет имитировать телескоп диаметром до 130 метров. Используя интерферометрию, мы собираем свет от удаленных астрономических объектов и комбинируем данные, полученные от каждого телескопа, чтобы улучшить качество изображения, преодолевая ограничения разрешения обычных обсерваторий.

Применение длиннобазовой интерферометрии и последующая реконструкция изображений с помощью специализированного программного обеспечения, такого как IRBis и MiRA, позволило получить детализированное изображение звезды и окружающего ее облака пыли.

Значение данного наблюдения заключается в том, что до сих пор наблюдение за экзогалактическими звездами с такой высокой разрешающей способностью было ограничено галактическими объектами, а расстояние до WOH G64 затрудняло детальные наблюдения без современных технологий.

Способность детально наблюдать экзогалактическую звезду не только углубляет наше понимание WOH G64, но и открывает новые пути для изучения массивных звезд в других галактиках. Точность, с которой мы теперь можем исследовать такие звезды, как WOH G64, является доказательством эволюции астрономических технологий и знаменует собой важный этап в исследовании космоса, что является основой для лучшего понимания эволюции массивных звезд и формирования пыли и звездных ветров в экзогалактических условиях.

WOH G64, находящаяся в Большом Магеллановом Облаке (LMC) на расстоянии примерно 160 тысяч световых лет, является одной из самых больших известных звезд. С радиусом около 1540 солнечных радиусов и яркостью примерно 500 000 раз превышающей солнечную, эта красная супергигантская звезда служит естественной лабораторией для изучения завершающей стадии жизни массивных звезд, которые приводят к взрыву суперновой и образованию нейтронной звезды или черной дыры.

WOH G64 находится в продвинутой стадии своей звездной эволюции, в ходе которой красные супергиганты теряют огромные количества массы через интенсивные звездные ветры. Эти ветры настолько сильны, что образуют структуры газа и пыли вокруг звезды, влияя как на ее будущее, так и на окружающую среду. Звезда излучает радиацию, которая нагревает частицы пыли, заставляя их светиться в инфракрасном диапазоне. Это делает красные супергиганты, такие как WOH G64, идеальными для изучения с помощью передовых инструментов, таких как VLTI, который может анализировать их окружение с беспрецедентной детализацией.

Температура поверхности звезды составляет примерно 3400 K, а интенсивная потеря массы через звездные ветры характеризует критическую фазу ее эволюции к суперновой.

Красные супергиганты, такие как WOH G64, теряют массу с удивительной скоростью, до 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 в результате бинарных взаимодействий или биполярных потоков.

Примером является система, которая породила SN1987A, где кольцо пыли, выброшенное во время фазы супергиганта, способствовало формированию суперновой (также в Магеллановом Облаке).

Тор пыли

WOH G64 окружена непрозрачным тором пыли. Данные, полученные с помощью интерферометров, показали удлиненную структуру с большим радиусом около 13 солнечных радиусов и меньшим радиусом 9 солнечных радиусов, что указывает на возможный биполярный поток или гравитационное взаимодействие с невидимым компаньоном. В недавнем прошлом изменения в инфракрасном спектре звезды указывали на формирование новой горячей пыли на расстоянии около 1,5 солнечных радиусов от ядра. Эта новая пыль постепенно закрывает центральную звезду, делая ее менее заметной в ближнем инфракрасном диапазоне.

Вариации спектра

Одним из самых увлекательных аспектов WOH G64 является изменение ее 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), указывающие на саму звезду, последние данные показывают спектр, доминирующий непрерывным излучением, вызванным образованием новой горячей пыли вблизи звезды.

Новая пыль могла образоваться в результате недавнего ускорения потери массы звезды. Этот процесс сделал центральную звезду менее заметной, закрытой более плотным слоем частиц. Подробные исследования показывают, что WOH G64 теряет массу с впечатляющей скоростью, равной 10−4, что эквивалентно массе Солнца, выбрасываемой за примерно 10 000 лет.

Постепенное затмение WOH G64 было подтверждено фотографическими и спектроскопическими наблюдениями. Анализируя свет, собранный в ближнем инфракрасном диапазоне (2-2,5 µm) и среднем инфракрасном диапазоне (8-13 µm), астрономы заметили значительные различия. В то время как спектр на больших длинах волн (средний ИК) остается неизменным, в ближнем инфракрасном диапазоне наблюдается нарастающий континуум, что указывает на то, что пыль формируется близко к звезде, вероятно, на расстоянии около 1,5 солнечных радиусов от ядра.

Изучение таких звезд, как WOH G64, предполагает, что потеря массы ускоряется незадолго до взрыва, создавая богатую и сложную окружность. Когда звезда взорвется, взаимодействие выброшенного материала с окружающей средой может привести к образованию особенно ярких явлений, как это наблюдалось в других суперновых.