Войти
 . A в ближнем инфракрасном диапазоне изображение кластер R136, полученный с высоким разрешением с помощью инструмента адаптивной оптики MAD на очень большом телескопе ESO . R136a1 разрешен в центре с R136a2 рядом, R136a3 внизу справа и R136b слева.. Кредит : ESO / VLT | |
| Данные наблюдений. Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Дорадо |
| Прямое восхождение | 5 38 42,39 |
| Склонение | −69 ° 06 ′ 02.91 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 12,23 |
| Характеристики | |
| Этап эволюции | Звезда Вольфа – Райе |
| Спектральный тип | WN5h |
| B − V индекс цвета | 0,03 |
| Астрометрия | |
| Расстояние | 163,000 ly. (49,970 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | -8,18 |
| Подробности | |
| Масса | 215 + 45. -31 M☉ |
| Радиус | 39,2 R☉ |
| Светимость | 6,166,000 L☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g) | 4,0 cgs |
| Температура | 46,000 ± 2,500 K |
| Скорость вращения (v sin i) | 190 км / с |
| Возраст | 1,0 ± 0,2 млн лет |
| Другие обозначения | |
| BAT99 108, RMC 136a1, HSH95 3, WO84 1b, NGC 2070 MH 498, CHH92 1, P93 954 | |
| Данные базовые ссылки | |
| SIMBAD | данные |
RMC 136a1 (обычно сокращенно R136a1 ) - одна из самых массивных и известных светящихся звезд, на 215 M☉ и 6,2 миллиона L☉, а также является одним из самых горячих, около 46000 K. Это звезда Вольфа – Райе в центре R136, центральной концентрации звезд большого NGC 2070 рассеянного скопления в Туманность Тарантул (30 Дорадус ). Скопление можно увидеть в далеком южном небесном полушарии в бинокль или небольшой телескоп с величиной 7,25. Сам R136a1 в 10 000 раз слабее и может быть разрешен только с помощью спекл-интерферометрии.
Приближение от туманности Тарантул к скоплению R136, при этом R136a1 / 2/3 виден как еле разрешенный узел внизу справа В 1960 году группа астрономов работала на Обсерватория Рэдклифф в Претории провела систематические измерения яркости и спектров ярких звезд в Большом Магеллановом Облаке. Среди внесенных в каталог объектов была RMC 136 (номер 136 в каталоге Магелланова Облака обсерватории Рэдклиффа), центральная «звезда» в туманности Тарантул, которая, по мнению наблюдателей, вероятно, является кратной звездной системой. Последующие наблюдения показали, что R136 находился в центре гигантской области ионизированного межзвездного водорода, известной как область H II, которая была центром интенсивного звездообразования в непосредственной близости. наблюдаемых звезд.
В 1979 году 3,6-метровый телескоп ESO использовался для разделения R136 на три компонента; R136a, R136b и R136c. Точная природа R136a была неясной и предметом интенсивных дискуссий. Оценка того, что для яркости центральной области потребуется целых 100 горячих звезд класса O в пределах половины парсек в центре скопления, привело к предположению, что звезда в 3000 раз больше массы Солнца было более вероятным объяснением.
Первая демонстрация того, что R136a является звездным скоплением, была предоставлена Вейгельтом и Байером в 1985 году. Использование метода спекл-интерферометрии Было показано, что R136a состоит из 8 звезд в пределах 1 угловой секунды в центре скопления, причем R136a1 является самым ярким.
Окончательное подтверждение природы R136a было получено после запуска космического телескопа Хаббл. Его широкоугольная и планетарная камера (WFPC) разрешила R136a по крайней мере на 12 компонентов и показала, что R136 содержит более 200 высоко светящихся звезд. Более продвинутый WFPC2 позволил изучить 46 массивных светящихся звезд в пределах половины парсека от R136a и более 3000 звезд в радиусе 4,7 парсек.
Положение R136a1 на небе, если смотреть со стороны Аргентина На ночном небе R136 появляется как объект 10-й величины в центре скопления NGC 2070, встроенного в туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке. Для обнаружения R136a как компонента R136 в 1979 году потребовался 3,6-метровый телескоп, а для определения R136a для обнаружения R136a1 требуется космический телескоп или сложные методы, такие как адаптивная оптика или спекл-интерферометрия.
Южнее 20-й параллели к югу БМО является приполярной, а это означает, что ее можно видеть (по крайней мере частично) всю ночь каждую ночь в году, если позволяет погода и световое загрязнение. В Северном полушарии его можно увидеть к югу от 20-й параллели севера. Это исключает Северную Америку (кроме южной Мексики), Европу, Северную Африку и Северную Азию.
Система R136a в ядре R136 представляет собой плотный светящийся узел из звезд, содержащий не менее 12 звезды, наиболее заметными из которых являются R136a1, R136a2 и R136a3, все они являются чрезвычайно яркими и массивными звездами WN5h. R136a1 отделен от R136a2, второй по яркости звезды в скоплении, на 5000 AU.
R136 находится примерно в 157000 световых годах от Земли в Большое Магелланово Облако, расположенное в юго-восточном углу галактики в центре туманности Тарантул, также известной как 30 Doradus. Сам по себе R136 - это просто центральная конденсация гораздо более крупного NGC 2070 рассеянного скопления.
Для такой далекой звезды R136a1 относительно не затемнен межзвездной пылью . 155>. покраснение приводит к снижению визуальной яркости примерно на 1,8 величины, но только примерно на 0,22 величины в ближней инфракрасной области.
Расстояние до R136a1 невозможно определить непосредственно, но предполагается, что оно находится на том же расстоянии, что и Большое Магелланово Облако, на расстоянии около 50 килопарсек.
Хотя двоичные системы очень распространены среди самых массивные звезды, R136a1, по-видимому, одиночная звезда, поскольку никаких свидетельств наличия массивного компаньона обнаружено не было.
Рентгеновское излучение было обнаружено от R136 с использованием рентгеновской обсерватории Чандра. R136a и R136c были четко обнаружены, но R136a не мог быть разделен. В другом исследовании пара R136a1 / 2 была отделена от R136a3. R136a1 / 2 показал относительно мягкие рентгеновские лучи, которые, как считается, не указывают на двойную систему встречных ветров.
Быстрые Доплеровские изменения лучевой скорости можно ожидать от пары одинаковой массы звезды на близкой орбите, но это не было замечено в спектре R136a1 . Нельзя полностью исключить высокое наклонение орбиты, более далекую двойную систему или случайное совпадение двух далеких звезд, но это считается маловероятным. Возможны сильно неравные двойные компоненты, но это не повлияет на моделирование свойств R136a1.
Сравнение звезд главной последовательности R136a1 - звезда WN5h с высокой светимостью, что помещает ее на крайнюю вершину левый угол диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Звезда Вольфа – Райе отличается сильными широкими эмиссионными линиями в своем спектре. Сюда входят ионизированный азот, гелий, углерод, кислород и иногда кремний, но с водородом. линии обычно слабые или отсутствуют. Звезда WN5 классифицируется на основании того, что излучение ионизированного гелия значительно сильнее, чем у линий нейтрального гелия, и имеет примерно одинаковую силу излучения для N III, N IV и N <259.>В. Знак "h" в спектральном классе указывает на значительную эмиссию водорода в спектре, и водород, по расчетам, составляет 40% поверхностного содержания по массе.
Звезды WNh как класс - это массивные светящиеся звезды, все еще сжигающие водород по своей сути. Спектр излучения создается мощным плотным звездным ветром, а повышенные уровни гелия и азота возникают в результате конвекционного перемешивания продуктов цикла CNO с поверхностью.
Эволюционная масса 215 M☉найдена из визуальных спектров HST с использованием не -LTE модели атмосферы CMFGEN с защитным слоем.. R136a1 близко соответствует ожидаемым свойствам для первоначально быстро вращающейся звезды 251 M☉с LMC металличностью после сияния в течение примерно миллиона лет.
Предыдущий анализ с использованием ультрафиолета спектроскопия обнаружила текущую массу 315 M☉и начальную массу 325 M☉. Текущая масса 256 M☉найдена в аналогичном анализе с использованием моделей атмосферы PoWR (Potsdam Wolf Rayet) с оптическим и ультрафиолетовым спектрами и соотношением масса-светимость, предполагая, что это одна звезда.
R136a1 претерпевает экстремальную потерю массы из-за звездного ветра, достигающего скорости 2600 ± 150 км / с. Это вызвано интенсивным электромагнитным излучением от очень горячей фотосферы, ускоряющим материал от поверхности сильнее, чем сила тяжести может его удержать. Потеря массы является наибольшей для звезд высокой светимости с низкой поверхностной гравитацией и повышенным уровнем тяжелых элементов в фотосфере. R136a1 теряет 1,6 × 10 M☉(3,21 × 10 кг / с) в год, что более чем в миллиард раз больше, чем теряет Sun, и, как ожидается, с момента образования он потерял около 35 M☉.
Слева направо: красный карлик, Солнце, звезда главной последовательности B-типа и R136a1 Это было с 2010 по 2020 год, когда звезда была признана самой массивной и известной светящейся звездой. По предыдущим оценкам светимость составляла всего 1 500 000 L☉.
Приблизительно 6 166 000 L☉, R136a1 является одной из самых ярких звезд, известных, излучающей больше энергии за пять секунд, чем Солнце за год. Если бы он заменил Солнце в Солнечной системе, он бы затмил Солнце в 164000 раз (M V = -8,2) и появился бы с Земли с величиной −40. Его яркость на расстоянии 10 парсеков, абсолютная визуальная величина, будет -8,18, что на три звездные величины ярче, чем Венера когда-либо появлялась с Земли. Его яркость на расстоянии ближайшей к Земле звезды, Проксимы Центавра (чуть более парсека), будет примерно такой же, как у полной луны.
R136a1 c. 7% от ионизирующего потока всей области 30 Doradus, целых 70 O7 звезд главной последовательности. Наряду с R136a2, a3 и c он производит 43–46% излучения континуума Лаймана всего скопления R136.
Массивные звезды находятся близко к пределу Эддингтона, светимость, при которой давление излучения, действующее наружу на поверхность звезды, равна силе гравитации звезды, притягивающей ее внутрь. Выше предела Эддингтона звезда генерирует столько энергии, что ее внешние слои быстро отбрасываются. Это эффективно препятствует тому, чтобы звезды сияли при более высокой светимости в течение длительного времени. Классический предел светимости Эддингтона неприменим к таким звездам, как R136a1, которые не находятся в гидростатическом равновесии, и его расчет чрезвычайно сложен для реальных звезд. Эмпирический предел Хамфри-Дэвидсона был определен как предел светимости для наблюдаемых звезд, но недавние модели попытались вычислить полезные теоретические пределы Эддингтона, применимые к массивным звездам. R136a1 в настоящее время составляет около 70% своей светимости по Эддингтону.
Цвет черного тела 56000 K R136a1 имеет температуру поверхности более 46000 K (45700 ° C ; 82 300 ° F), в восемь раз горячее, чем Солнце, и с пиковым излучением в крайнем ультрафиолете.
R136a1 имеет индекс B – V около 0,03, который является типичным цветом для звезды F-типа. Цвет «U – V» от фильтров HST WFPC2 336 нм и 555 нм составляет -1,28, что больше указывает на очень горячую звезду. Это изменение разных показателей цвета относительно черного тела является результатом межзвездной пыли, вызывающей покраснение и угасание. покраснение (E B – V) можно использовать для оценки уровня визуального ослабления (A V). E B – V значения 0,29–0,37 были измерены со значительной погрешностью из-за загрязнения от ближайших соседей, таких как R136a2 0,1 дюйма, что привело к A V около 1,80 и B – V (B – V 0) с уменьшенным покраснением, равным −0,30.
эффективная температура звезды может быть приблизительно определена из цвет, но это не очень точно, и для определения температуры необходимо спектральное соответствие модели атмосферы. Для R136a1 с использованием различных атмосферных моделей найдены температуры 53 000–56 000 К. Более старые модели давали температуры около 45 000 К и, следовательно, значительно более низкую светимость.. Экстремальная температура звезды приводит к тому, что ее пиковое излучение составляет около 50 нм, и почти 99% излучения выходит за пределы видимого диапазона (болометрическая поправка около −5).
Сравнение размеров R136a1 и Солнца.R136a1 примерно в сорок раз больше радиуса Солнца (40 R☉ ; 28000000 км ; ⁄ 7au ), что соответствует объему в 60 000 раз больше Солнца.
R136a1 не имеет четко определенной видимой поверхности, такой как Земля или Солнце. гидростатическое главное тело звезды окружено плотной атмосферой, ускоряющейся наружу под звездным ветром. Произвольная точка в пределах этого ветра определяется как поверхность для измерения радиуса, и разные авторы могут использовать разные определения. Например, оптическая глубина Росселанда, равная 2/3, приблизительно соответствует видимой поверхности, в то время как глубина Росселанда 20 или 100 больше соответствует физической фотосфере. Звездные температуры обычно указываются на одной и той же глубине, так что радиус и температура соответствуют светимости.
Размеры R136a1 намного меньше, чем у самых больших звезд: красные сверхгиганты - от нескольких сотен до более чем тыс. R☉, что в десятки раз больше, чем R136a1. Несмотря на большую массу и скромные размеры, R136a1 имеет среднюю плотность около 1% от солнечной. Примерно при 14 kg /m, это более чем в 10 раз плотнее, чем атмосфера Земли на уровне моря ; в качестве альтернативы, около восьмидесятых от плотности воды.
Скорость вращения R136a1 нельзя измерить напрямую, поскольку фотосфера скрыта плотным звездным ветром. и линии фотосферного поглощения, используемые для измерения вращательного доплеровского уширения, отсутствуют в спектре. Эмиссионная линия N V на расстоянии 2,1 мкм образуется относительно глубоко на ветру и может использоваться для оценки вращения. В R136a1 он имеет FWHM около 15 Å, что указывает на медленную или невращающуюся звезду, хотя она может быть выровнена своим полюсом, обращенным к Земле. R136a2 и a3 вращаются быстро, и ближайшие эволюционные модели для R136a1 соответствуют звезде, все еще вращающейся с экваториальной скоростью c. 200 км / с после гр. 1,75 млн. Лет
R136a1 в настоящее время превращает водород в гелий, преимущественно в рамках цикла CNO из-за высоких температур в ядро. Несмотря на спектральный вид Вольфа – Райе, это молодая звезда. Спектр излучения создается плотным звездным ветром, вызванным экстремальной яркостью, с повышенным уровнем гелия и азота, которые смешиваются от ядра к поверхности за счет сильной конвекции. Фактически это звезда главной последовательности. Более 90% звезды конвективное с небольшим неконвективным слоем на поверхности.
Скопление R136 в массивном звездообразовании область в LMC Модели звездообразования путем аккреции из молекулярных облаков предсказывают верхний предел массы, которую может достичь звезда, прежде чем ее излучение предотвратит дальнейшую аккрецию. Самые упрощенные модели аккреции при популяции I металличности предсказывают предел до 40 M☉, но более сложные теории допускают, что массы в несколько раз выше. Эмпирический предел около 150 M☉стал широко принятым. R136a1 явно превышает все эти пределы, что приводит к разработке новых моделей аккреции одиночных звезд, потенциально удаляющих верхний предел и потенциал массивного звездообразования в результате слияния звезд.
Поскольку одна звезда образовалась в результате аккреции, свойства звезды такая массивная звезда все еще неизвестна. Синтетические спектры показывают, что у него никогда не будет класса светимости (V) главной последовательности или даже нормального спектра типа О. Высокая светимость, близость к пределу Эддингтона и сильный звездный ветер, вероятно, создадут спектр If * или WNh, как только R136a1 станет видимым как звезда. Гелий и азот быстро смешиваются с поверхностью из-за большого конвективного ядра и большой потери массы, и их присутствие в звездном ветре создает характерный спектр излучения Вольфа Райе. ZAMS при очень больших массах изгибается обратно к более холодным температурам, а при металличности LMC максимальная температура, по прогнозам, будет около 56 000 K для 150–200 M☉звезд, поэтому R136a1 был бы немного холоднее, чем некоторые менее массивные звезды главной последовательности.
Во время горения водорода в активной зоне доля гелия в активной зоне увеличивается, и согласно теореме вириала давление и температура в активной зоне увеличиваются. Это приводит к увеличению яркости, так что сейчас R136a1 несколько более светится, чем когда он впервые образовался. Температура немного снизилась, но внешние слои звезды раздулись, что привело к еще большей потере массы.
Будущее развитие R136a1 остается неопределенным, и нет никаких сопоставимых звезд для подтверждения предсказания. Эволюция массивных звезд критически зависит от количества массы, которую они могут потерять, и различные модели дают разные результаты, ни один из которых полностью не соответствует наблюдениям. Считается, что звезды WNh развиваются в LBV, поскольку водород в ядре начинает истощаться. Это важная фаза экстремальной потери массы, которая позволяет звезде с металличностью, близкой к солнечной, перейти в звезду Вольфа Райе без водорода. Звезды с достаточно сильным перемешиванием от ядра к поверхности из-за очень большого конвективного ядра, высокой металличности или дополнительного вращательного перемешивания могут пропустить фазу LBV и эволюционировать непосредственно из фазы WNh, богатой водородом, в фазу WN с низким содержанием водорода.. Синтез водорода длится немногим более двух миллионов лет, и ожидается, что масса звезды в конце будет 70–80 M☉. Одиночная звезда с LMC-металличностью, даже если она начнет очень быстро вращаться, будет тормозиться почти до нуля к концу горения водорода.
После того, как начнется синтез гелия в ядре, оставшийся водород в атмосфере быстро исчезнет. потеряна, и R136a1 быстро сожмется до звезды WNE без водорода, и ее светимость уменьшится. Звезды Вольфа Райе на данный момент состоят в основном из гелия, и они лежат на Главной последовательности гелия нулевого возраста (He-ZAMS), аналогичной и параллельной главной последовательности, сжигающей водород, но при более высоких температурах.
Во время горения гелия углерод и кислород будут накапливаться в активной зоне, и потеря массы будет продолжаться. В конечном итоге это приводит к развитию спектра WC, хотя при металличности LMC ожидается, что звезда будет проводить большую часть фазы горения гелия со спектром WN. Ближе к концу горения гелия повышение температуры ядра и потеря массы вызывают увеличение как светимости, так и температуры, при этом спектральный класс становится WO. На синтез гелия уйдет несколько сотен тысяч лет, но заключительные стадии сгорания более тяжелых элементов займут не более нескольких тысяч лет. R136a1 в конечном итоге сократится до немногим более 50 M☉, а вокруг ядра останется всего 0,5 M☉гелия.
Предсказанные остатки сверхновой по начальной массе и металличности звезды Любая звезда который производит углеродно-кислородное (C-O) ядро, более массивное, чем максимум для белого карлика (c. 1.4 M☉), неизбежно будет испытывать коллапс ядра. Обычно это происходит, когда железный сердечник был произведен, и синтез больше не может производить энергию, необходимую для предотвращения коллапса сердечника, хотя это может произойти в других обстоятельствах.
Ядро AC – O между примерно 64 M☉и 133 M☉станет настолько горячим, что гамма-излучение спонтанно произведет электрон-позитронные пары, а внезапная потеря энергии в ядре приведет к его коллапсу. как сверхновая звезда с нестабильностью пар (PISN), иногда называемая сверхновой, создающей пары (PCSN). PISN обычно образуется только в звездах с очень низкой металличностью, которые не теряют достаточной массы, чтобы поддерживать размер ядра C – O ниже 64 M☉. Это также может происходить при металличности LMC для очень массивных звезд, но предсказанный размер ядра C – O для R136a1 ниже 50 M☉, поэтому PISN маловероятен.
Коллапс железного ядра может привести к сверхновой. взрыв, а иногда гамма-всплеск (GRB). Типом любого взрыва сверхновой будет тип I, поскольку у звезды нет водорода, тип Ic, поскольку в ней почти нет гелия. Особенно массивные железные ядра могут коллапсировать всю звезду в черную дыру без видимого взрыва или в субсветящуюся сверхновую, когда радиоактивный никель падает обратно в черную дыру.
Сверхновая типа Ic. может производить гамма-всплеск, если звезда вращается и имеет соответствующую массу. Ожидается, что R136a1 потеряет почти все свое вращение задолго до коллапса ядра, поэтому GRB маловероятен.
Остаток сверхновой звезды типа Ic с коллапсом ядра - это либо нейтронная звезда, либо черная дыра, в зависимости от от массы ядра-прародителя. Для звезды такой массивной, как R136a1, остаток, скорее всего, будет черной дырой вместо нейтронной звезды.
Астрономический портал 
Звездный портал 
