Döende stjärnor som kastar av sig sina yttre höljen för att bilda de vackra men ändå gåtfulla "planetnebulosorna" (PNe) har en ny tungviktsmästare, den ofarligt namngivna PNe BMP1613-5406. Massiva stjärnor lever snabbt och dör unga, exploderar som kraftfulla supernovor efter bara några miljoner år. Dock, de allra flesta stjärnor, inklusive vår egen sol, har mycket lägre massa och kan leva i många miljarder år innan de går igenom en kortlivad men härlig PNe-fas. PNe bildas när endast en liten del av oförbränt väte finns kvar i stjärnkärnan. Strålningstryck driver ut mycket av detta material och den heta stjärnkärnan kan lysa igenom. Detta joniserar det tidigare utskjutna höljet och skapar en PNe och ger en synlig och värdefull fossilregistrering av stjärnmassans förlustprocess (PNe har ingenting att göra med planeter men fick detta namn eftersom deras glödande sfärer av joniserad gas runt deras heta centrala stjärnor liknade planeter till tidiga observatörer).

PNe härrör teoretiskt från stjärnor i intervallet 1-8 gånger solens massa, representerar 90 % av alla stjärnor som är mer massiva än solen. Dock, tills nu, PNe har visat sig härröra från stjärnor födda med endast 1-3 gånger massan av vår sol. Professor Quentin Parker, Institutionen för fysik och chef för Laboratoriet för rymdforskning, University of Hong Kong och hans Ph.D. student fröken Fragkou Vasiliki, i samarbete med University of Manchester och South African Astronomical Observatory, har nu officiellt krossat denna tidigare gräns och tagit beviset på att en PNe har dykt upp från en stjärna född med 5,5 gånger vår sols massa. Deras journalartikel "A high-mass planetary nebula in a Galactic open cluster" har precis publicerats på Natur astronomi s webbplats.

Men varför är detta viktigt?

För det första, PNe ger ett unikt fönster in i själen i det sena stadiet av stjärnutveckling som avslöjas av deras rika emissionslinjespektra som är utmärkta laboratorier för plasmafysik. PNe är synliga på stora avstånd där deras starka linjer tillåter bestämning av storleken, expansionshastighet och ålder för PN och även undersöka fysiken och tidsskalorna för förlust av stjärnmassa. De kan också användas för att härleda ljusstyrka, temperatur och massa av deras centrala kvarleva av stjärnkärnor, och den kemiska sammansättningen av den utsprutade gasen.

För det andra, och nyckel här, är att detta är ett aldrig tidigare skådat exempel på en stjärna vars bevisade ursprungliga "progenitor"-massa ligger nära den teoretiska nedre gränsen för bildning av kärnkollaps supernova. Våra resultat är det första solida beviset som bekräftar teoretiska förutsägelser om att 5+ solmassstjärnor faktiskt kan bilda PNe. Detta unika fall ger därför det astronomiska samhället ett viktigt verktyg för nya insikter om stjärn- och galaktisk kemisk utveckling.

Men hur gjorde teamet från The University of Hong Kong och University of Manchester anspråk på tungviktskronan?

Nyckeln var upptäckten av PNe hos en ung, galaktiskt öppet kluster kallat NGC6067. Att hitta en PNe som finns i ett öppet kluster är en extremt sällsynt händelse. Verkligen, bara en annan PNe, PHR1615-6555 har någonsin tidigare visat sig bo på en öppen stjärnhop men vars stamstjärna hade betydligt lägre massa. Intressant, detta var en tidigare upptäckt från samma ledda team som här. Den bevisade platsen för en PN i ett kluster ger viktiga och viktiga data som är svåra att få tag på annars. Detta inkluderar ett noggrant avstånd och en massuppskattning av kluster "avstängning" (dvs den massa en stjärna måste ha haft när den föddes för att nu ses utvecklas från huvudsekvensen i klustret av känd ålder). Högt förtroende för PN-klusterassociationen kommer från deras mycket konsekventa radiella hastigheter (till bättre än 1 km/s) i en siktlinje med en brant hastighets-distansgradient, gemensamma avstånd, vanlig rodnad och projicerad och nära fysisk närhet av PN till klustercentrum.

Sammanfattningsvis är våra spännande resultat solida bevis som bekräftar teoretiska förutsägelser om att 5+ solmassstjärnor kan bilda planetariska nebulosor och är, som förväntat, kväve rik. PN:s klustermedlemskap ger nya och snäva begränsningar för den nedre massagränsen för stamfadermassan av kärnkollapssupernovor och även för den mellanliggande till höga massänden av den vita dvärgen initial till slutlig massrelation (IFMR). Det ger också ett empiriskt riktmärke för att utvärdera nukleosyntetiska (elementskapande) förutsägelser för stjärnor med medelmassa. PN BMPJ1613-5406 och dess kluster NGC6067 kommer att ge det astronomiska samfundet viktiga insikter om stjärn- och galaktisk (kemisk) evolution.

Studien publiceras i Natur astronomi .