Les étoiles mourantes qui rejettent leurs enveloppes extérieures pour former les belles mais énigmatiques "nébuleuses planétaires" (PNe) ont un nouveau champion poids lourd, le PNe BMP1613-5406 au nom inoffensif. Les étoiles massives vivent vite et meurent jeunes, exploser en supernovae puissante après seulement quelques millions d'années. Cependant, la grande majorité des étoiles, y compris notre propre soleil, ont une masse beaucoup plus faible et peuvent vivre plusieurs milliards d'années avant de passer par une phase PNe de courte durée mais glorieuse. Les PNe se forment lorsqu'il ne reste qu'une infime fraction d'hydrogène non brûlé dans le noyau stellaire. La pression de rayonnement expulse une grande partie de ce matériau et le noyau stellaire chaud peut briller à travers. Cela ionise le linceul précédemment éjecté créant un PNe et fournissant un enregistrement fossile visible et précieux du processus de perte de masse stellaire (PNe n'a rien à voir avec les planètes mais a acquis ce nom parce que leurs sphères rougeoyantes de gaz ionisé autour de leurs étoiles centrales chaudes ressemblaient à des planètes à premiers observateurs).

PNe dérivent théoriquement d'étoiles de l'ordre de 1 à 8 fois la masse du soleil, représentant 90% de toutes les étoiles plus massives que le soleil. Cependant, jusqu'à maintenant, Il a été prouvé que les PNe dérivent d'étoiles nées avec seulement 1 à 3 fois la masse de notre soleil. Professeur Quentin Parker, Département de Physique et Directeur du Laboratoire de Recherche Spatiale, L'Université de Hong Kong et son doctorat. étudiante Miss Fragkou Vasiliki, en collaboration avec l'Université de Manchester et l'Observatoire astronomique sud-africain, ont maintenant officiellement dépassé cette limite précédente et ont saisi la preuve qu'un PNe a émergé d'une étoile née avec 5,5 fois la masse de notre soleil. Leur article de journal "A high-mass planetary nebula in a Galactic open cluster" vient d'être publié sur Astronomie de la nature le site Web de.

mais pourquoi est-ce important?

Premièrement, Les PNe offrent une fenêtre unique sur l'âme de l'évolution stellaire tardive révélée par leurs riches spectres de raies d'émission qui sont d'excellents laboratoires pour la physique des plasmas. Les PNe sont visibles à de grandes distances où leurs traits forts permettent de déterminer la taille, vitesse d'expansion et l'âge du PN et également sonder la physique et les échelles de temps de la perte de masse stellaire. Ils peuvent également être utilisés pour dériver la luminosité, la température et la masse de leurs noyaux stellaires résiduels centraux, et la composition chimique du gaz éjecté.

Deuxièmement, et clé ici, est qu'il s'agit d'un exemple sans précédent d'une étoile dont la masse "progénitrice" originale prouvée est proche de la limite inférieure théorique de la formation de supernova par effondrement du cœur. Nos résultats sont la première preuve solide confirmant les prédictions théoriques selon lesquelles plus de 5 étoiles de masse solaire peuvent réellement former PNe. Ce cas unique fournit donc à la communauté astronomique un outil important pour de nouvelles perspectives sur l'évolution chimique stellaire et galactique.

Mais comment l'équipe de l'Université de Hong Kong et de l'Université de Manchester a-t-elle revendiqué la couronne des poids lourds ?

La clé a été la découverte de la PNe chez un jeune, amas ouvert galactique appelé NGC6067. Trouver un PNe résidant dans un cluster ouvert est un événement extrêmement rare. En effet, un seul autre PNe, Il a déjà été prouvé que PHR1615-6555 résidait sur un amas ouvert mais dont l'étoile progénitrice avait une masse considérablement plus faible. De façon intéressante, c'était une découverte antérieure de la même équipe dirigée qu'ici. L'emplacement éprouvé d'un PN dans un cluster fournit des données clés et importantes qui sont difficiles à acquérir autrement. Cela comprend une distance précise et une estimation de la masse "d'extinction" de l'amas (c'est-à-dire la masse qu'une étoile doit avoir à sa naissance pour être maintenant vue évoluer à partir de la séquence principale dans l'amas d'âge connu). La confiance élevée dans l'association PN-cluster vient de leurs vitesses radiales très cohérentes (jusqu'à mieux que 1 km/s) dans une ligne de visée avec un gradient vitesse-distance raide, distances communes, rougeur commune et proximité physique projetée et étroite du PN au centre du cluster.

En résumé, nos résultats passionnants sont des preuves solides confirmant les prédictions théoriques selon lesquelles plus de 5 étoiles de masse solaire peuvent former des nébuleuses planétaires et sont, comme prévu, riche en azote. L'appartenance au cluster du PN fournit des contraintes nouvelles et strictes sur la limite de masse inférieure pour la masse des progéniteurs des supernovae à effondrement de noyau et également pour la fin de masse intermédiaire à élevée de la relation de masse initiale à finale (IFMR) de la naine blanche. Il fournit également une référence empirique pour évaluer les prédictions nucléosynthétiques (création d'éléments) pour les étoiles de masse intermédiaire. Le PN BMPJ1613-5406 et son cluster NGC6067 fourniront à la communauté astronomique des informations importantes sur l'évolution (chimique) stellaire et galactique.

L'étude est publiée dans Astronomie de la nature .