Недавно в литературе я столкнулся с так называемой «проблемой красных сверхгигантов» — фразой, придуманной Стивеном Смарттом в 2009 году в связи с тем, почему красные сверхгиганты с массами ∼16–30M⊙ не были идентифицированы как прародители сверхновых типа IIP. .
Насколько я понимаю, астрономы наблюдали красные сверхгиганты с массами от 8 до 25M⊙, но было доказано, что только те из них, которые меньше ∼16M⊙, испытали сверхновые типа IIP. При минимальной массе, необходимой для образования звезды Вольфа-Райе, по крайней мере 25-30M⊙, эти красные сверхгиганты также недостаточно массивны, чтобы эволюционировать в звезды WR.
В моделях или расчетах могут быть систематические ошибки, и хорошо известно, что вычисление массы прародителя сверхновой после извержения может быть довольно сложной задачей, но если предположить, что эти расчеты верны, это оставляет большую дыру в нашем понимании звездной эволюции. . Итак, мой вопрос: чем можно объяснить этот разрыв?
Решения проблемы красных сверхгигантов могут быть либо наблюдательными, либо физическими, и на сегодняшний день были предложены оба типа. Последние данные и улучшенное компьютерное моделирование помогли прояснить более поздние этапы эволюции красных сверхгигантов, что привело к возможным решениям проблемы.
Уолмсвелл и Элдридж (2012) предложили наблюдательное решение, а именно, что околозвездная пыль, образующаяся в результате потери массы из-за сильных звездных ветров красного сверхгиганта, может в некоторых случаях привести к сильному поглощению, что затрудняет или делает невозможным обнаружение образующихся сверхновых. Основываясь на данных, собранных по 18 сверхновым, они обнаружили, что верхний предел массы предшественницы сверхновой типа IIP (с достоверностью 90%) составляет около , что могло бы объяснить недостаток обнаружений прародителей в - диапазон.
Трудности с наблюдениями являются спорными, если за этой проблемой стоит физическая причина, т. е. если существует какой-то механизм, препятствующий тому, чтобы эти красные сверхгиганты подвергались вспышкам сверхновых типа IIP. Юн и Кантьелло (2010) предположили, что звездные ветры красных сверхгигантов могут быть увеличены до «сверхветров» за счет пульсаций оболочки. Это привело бы к периодам более высоких темпов потери массы, чем ожидалось, за которыми следуют периоды меньших темпов потери массы. Это соответствовало бы колебаниям вокруг состояний нестабильности из-за пульсаций и было бы заметным только у красных сверхгигантов с массами, превышающими или равными примерно . Результат может быть радикальным: звезды потеряют более половины своей массы. Затем звезда может эволюционировать в сверхновую типа Ib или типа IIb.
Смарт и др. рассматривал возможность потери оболочки в цитируемой вами статье, но отклонил ее как недопустимую для звезды в диапазоне масс. Однако похоже, что они не учли сверхветры, вызванные пульсациями, что снова сделало это решение возможным. Также стоит упомянуть, что авторы предложили прямой коллапс в черные дыры с очень слабой сверхновой; эта идея исследовалась в прошлом.
Дин