Czy gwiazdy NML Cygni, UY Scuti, VY Canis Majoris i VV Cephei są u kresu życia?

Czy cztery gwiazdy wymienione w gwiazdach tytułowych, które zamierzają przejść do supernowej, czy też są gwiazdami w średnim wieku, takimi jak nasze Słońce, ale akurat są o wiele większe od naszego Słońca?

NML Cygni i VY Canis Majoris

Zhang i in. (2012) rozważyli kilka wartości dla$T_{\text{eff}}$ (efektywna temperatura) i $L$ (jasność) i okazało się, że NML Cygni pasuje do ścieżki ewolucji gwiazdy masy $\sim25M_\odot$, w pobliżu miejsca na diagramie HR podobnej gwiazdy, VY Canis Majoris (oznaczonej jako VY CMa). Wykorzystując te punkty danych, model szacuje, że NML Cygni ma około 8 milionów lat i znajduje się w fazie post-main swojego życia.

Jednak uważa się, że NML Cygni jest związany ze stowarzyszeniem Cygnus OB2 , które ma 2-3 miliony lat. Jest to dziwne, ponieważ wszystkie gwiazdy w stowarzyszeniu powinny być w tym samym wieku (patrz Knodlseder (2008) ). Wiek ten może być jednak wątpliwy, ponieważ przedstawiono dowody na obecność pobliskich starszych gwiazd (patrz Wright i in. (2010) ).

Dokładna lokalizacja VY Canis Majoris na ścieżkach ewolucyjnych nie jest pewna. Massey i in. (2006) stworzyli modele, które umieściły go na torze o mniejszej masie, aby pomóc mu uniknąć „zakazanej strefy” poza limitem Hayashi.

VV Cephei

Opierając się na standardowych parametrach, pomiarach wiatru gwiazdowego i siatkach genewskich , Bennett (2010) zasugerował, że czerwony nadolbrzym komponentu VV Cephei może zbliżać się do końca swojego życia, przyjmując masę$\sim20$-$25M_\odot$.

UY Scuti

Wikipedia twierdzi

UY Scuti powinien stopić lit, węgiel, tlen, neon i krzem w swoim rdzeniu w ciągu najbliższego miliona lat. Następnie jego rdzeń zacznie wytwarzać żelazo, zaburzając równowagę grawitacji i promieniowania w jego rdzeniu i powodując zapadnięcie się supernowej rdzenia.

O ile mi wiadomo, twierdzenie to opiera się jedynie na przybliżonych oszacowaniach śladów ewolucyjnych, a nie na dokładnych obliczeniach. Wiemy, że UY Scuti z pewnością znajduje się w późniejszym okresie swojej fazy spalania wodoru, jeśli rzeczywiście jest w tym momencie swojego życia. Arroyo-Torres i in. (2013) uważają, że obserwacje umieszczają ją w pobliżu śladów ewolucyjnych gwiazd pochodzących z mas$\sim25$-$40M_{\odot}$. Dlatego mógł już stracić znaczną część swojej pierwotnej masy - nie jest to zaskakujące dla czerwonego hiperganiu.