Р136а2
 Центральная область R136 звездного скопления в ближнем инфракрасном диапазоне . R136a1 и R136a2 — две очень близкие яркие звезды в центре, причем R136a2 — более тусклая из двух. кредит 1 | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Дорадо |
| Прямое восхождение | 05 час 38 м 42.40 с [ 1 ] |
| Склонение | −69° 06′ 02.88″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 12.34 [ 1 ] |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | Звезда Вольфа-Райе |
| Спектральный тип | WN5h [ 2 ] |
| B-V Индекс цвета | 0.23 [ 1 ] |
| Астрометрия | |
| Расстояние | 163 000 лий (50,000 [ 3 ] ПК ) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | -7.80 [ 4 ] |
| Абсолютный болометрический величина (М бол ) | -12.0 [ 5 ] |
| Подробности [ 6 ] [ 7 ] | |
| Масса | 151 +27 −16 M ☉ |
| Радиус | 25.2 +4.1 −3.5 R ☉ |
| Яркость | 3,548,000 L ☉ |
| Температура | 50 000 К |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 150 км/с |
| Возраст | 1.34 +0.13 −0,18 млн лет |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
R136a2 ( RMC 136a2 ) — звезда Вольфа-Райе, расположенная недалеко от центра R136 , центральной концентрации звезд большого NGC 2070 рассеянного скопления в туманности Тарантул , массивной области H II в Большом Магеллановом Облаке , которое находится неподалеку. галактика-спутник Млечного Пути . Она имеет одну из самых высоких подтвержденных масс и светимости среди всех известных звезд - около 151 M ☉ и 3,5 миллиона L ☉ соответственно.
Открытие
[ редактировать ]В 1960 году группа астрономов, работавших в обсерватории Рэдклифф в Претории, провела систематические измерения яркости и спектров ярких звезд в Большом Магеллановом Облаке. Среди занесенных в каталог объектов была RMC 136 (Каталог Магеллановых Облаков Обсерватории Рэдклифф, каталожный номер 136), центральная «звезда» 30 Дораду. Последующие наблюдения показали, что R136 располагалась в центре гигантской области H II , которая была центром интенсивного звездообразования в непосредственной близости от наблюдаемых звезд. [ 8 ]
В начале 1980-х годов R136a впервые был разделен с помощью спекл-интерферометрии на 8 компонентов. [ 9 ] R136a2 был вторым по яркости, обнаруженным в пределах 1 угловой секунды в центре скопления R136. По предыдущим оценкам, для яркости центральной области потребуется до 30 горячих звезд класса О в пределах половины парсека в центре скопления. [ 10 ] привело к предположению, что более вероятным объяснением может быть звезда, масса которой в несколько тысяч раз превышает массу Солнца. [ 11 ] Вместо этого в конечном итоге было обнаружено, что он состоит из нескольких чрезвычайно ярких звезд, сопровождаемых большим количеством горячих О-звезд. [ 1 ]
Расстояние
[ редактировать ]Определение точного расстояния до R136a2 является сложной задачей из-за многих факторов. На огромном расстоянии до БМО метод параллакса выходит за рамки нынешних технологий. Большинство оценок предполагают, что R136 находится на том же расстоянии, что и Большое Магелланово Облако. Наиболее точное расстояние до БМО — 49,97 кпк, полученное на основе сравнения угловых и линейных размеров затменных двойных звезд. [ 3 ]
Характеристики
[ редактировать ]Как и все звезды Вольфа-Райе, R136a2 претерпевает серьезную потерю массы из-за быстрого звездного ветра. Звезда проигрывает 4,6 × 10 −5 солнечных масс в год благодаря звездному ветру со скоростью 2400 км/с . [ 5 ] [ 12 ] Большая масса звезды сжимает и нагревает ядро и способствует быстрому синтезу водорода преимущественно посредством процесса CNO , что приводит к светимости 5 129 000 L ☉ . Скорость синтеза настолько велика, что за 10 секунд R136a2 производит больше энергии, чем Солнце за год. Возможно, в момент рождения это была звезда с размером 221 M ☉ она потеряла целых 24 M ☉ . , а за последние 1–2 миллиона лет [ 4 ] но поскольку современные теории предполагают, что ни одна звезда не может родиться выше 150 M , ☉ это может быть слияние двух или более звезд. [ 13 ]
Хотя звезда является одной из самых массивных из известных, она имеет радиус 34,7 R ☉ и объем 41 800 солнц. [ 4 ] намного меньше, чем самые крупные звезды, такие как VY CMa . Из-за высокой температуры он излучает большую часть своей энергии в ультрафиолетовой области электромагнитного спектра , а визуальная яркость всего в 114 000 раз превышает солнечную (МВ -7,80 ). [ 4 ]
Судьба
[ редактировать ]Считается, что звезды такой массы никогда не смогут потерять достаточно массы, чтобы избежать катастрофического конца с коллапсом большого железного ядра. Результатом будет сверхновая , гиперновая , гамма-всплеск или, возможно, почти невидимый взрыв, оставляющий после себя черную дыру . Точные детали во многом зависят от времени и величины потери массы, поскольку текущие модели не полностью воспроизводят наблюдаемое нами распределение звезд и сверхновых. Ожидается, что самые массивные звезды в локальной Вселенной превратятся в безводородные звезды Вольфа Райе, прежде чем их ядра рухнут, образовав сверхновую типа Ib или Ic и оставив после себя черную дыру. Гамма-всплески ожидаются только в необычных условиях или для менее массивных звезд. [ 14 ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и Доран, Э.И.; Кроутер, Пенсильвания; Де Котер, А.; Эванс, CJ; МакЭвой, К.; Уолборн, Северная Каролина; Бастиан, Н.; Бестенленер, Дж. М.; Грефенер, Г.; Эрреро, А.; Кёлер, К.; Маис Апелланис, Дж.; Нахарро, Ф.; Пульс, Дж.; Сана, Х.; Шнайдер, ФРН; Тейлор, штат Вирджиния; Ван Лун, Дж. Т.; Винк, Дж. С. (2013). «Обзор тарантулов VLT-FLAMES. XI. Перепись горячих светящихся звезд и их отзывы в 30 Дораду». Астрономия и астрофизика . 558 : А134. arXiv : 1308.3412 . Бибкод : 2013A&A...558A.134D . дои : 10.1051/0004-6361/201321824 . S2CID 118510909 .
- ^ Шнурр, О.; Шене, А.-Н.; Казоли, Дж.; Моффат, AFJ; Сент-Луи, Н. (2009). «Спектроскопия с временным разрешением VLT / SINFONI центральных ярких звезд WN с высоким содержанием H в R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 397 (4): 2049. arXiv : 0905.2934 . Бибкод : 2009МНРАС.397.2049С . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x . S2CID 11425847 .
- ^ Jump up to: а б Петржинский, Г.; Грачик, Д.; Гирен, В.; Томпсон, IB; Пилецкий, Б.; Удальский, А.; Сошинский, И.; Козловский, С.; Конорски, П.; Сухомска, К.; Боно, Дж.; Морони, П.Г. Прада; Вилланова, С.; Нардетто, Н.; Бресолин, Ф.; Кудрицкий, Р.П.; Сторм, Дж.; Галленн, А.; Смолец Р.; Миннити, Д.; Кубяк, М.; Шиманский, МК; Полески, Р.; Выжиковски, Л.; Улачик, К.; Петрукович, П.; Горский, М.; Карчмарек, П. (2013). «Затменно-двойное расстояние до Большого Магелланова Облака с точностью до двух процентов». Природа . 495 (7439): 76–9. arXiv : 1303.2063 . Бибкод : 2013Natur.495...76P . дои : 10.1038/nature11878 . ПМИД 23467166 . S2CID 4417699 .
- ^ Jump up to: а б с д Бестенленер, Иоахим М.; Кроутер, Пол А.; Кабальеро-Ньевес, Саида М.; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Симон-Диас, Серхио; Брэндс, Сара А.; Де Котер, Алекс; Грефенер, Гетц; Эрреро, Артемио; Лангер, Норберт; Леннон, Дэниел Дж.; Маиз Апелланис, Хесус; Пульс, Иоахим; Винк, Джорик С. (2020). «Звездное скопление R136, расчлененное космическим телескопом Хаббла/STIS. II. Физические свойства самых массивных звезд в R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 499 (2): 1918. arXiv : 2009.05136 . Бибкод : 2020MNRAS.499.1918B . дои : 10.1093/mnras/staa2801 .
- ^ Jump up to: а б Хайнич, Р.; Рюлинг, У.; Тодт, Х.; Оскинова, Л.М.; Лирманн, А.; Грефенер, Г.; Фоэллми, К.; Шнурр, О.; Хаманн, В.-Р. (2014). «Звезды Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 565 : А27. arXiv : 1401.5474 . Бибкод : 2014A&A...565A..27H . дои : 10.1051/0004-6361/201322696 . S2CID 55123954 .
- ^ Брэндс, С.; де Котер, А.; Бестенленер, Дж.; Кроутер, П.; Сундквист, Дж.; Пульс, Дж.; Кабальеро-Ньевес, С.; Абдул-Масих, М.; Дриссен, Ф.; Гарсия, М.; Джин, С.; Грефенер, Г.; Хокрофт, К.; Капер, Л.; Кестхей, З.; Лангер, Н.; Сана, Х.; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Шенар, Т.; Винк, Джорик С. (7 апреля 2022 г.). «Звездное скопление R136, расчлененное космическим телескопом Хаббл/STIS. III. Самые массивные звезды и их сгустки ветров» . Астрономия и астрофизика . 663 : А36. arXiv : 2202.11080 . Бибкод : 2022A&A...663A..36B . дои : 10.1051/0004-6361/202142742 . ISSN 0004-6361 . S2CID 247025548 .
- ^ Калари, Вену М.; Хорч, Эллиотт П.; Салинас, Рикардо; Винк, Джорик С.; Андерсен, Мортен; Бестенленер, Иоахим М.; Рубио, Моника (26 июля 2022 г.). «Разрешение ядра R136 в оптике» . Астрофизический журнал . 935 (2): 162. arXiv : 2207.13078 . Бибкод : 2022ApJ...935..162K . дои : 10.3847/1538-4357/ac8424 . S2CID 251067072 .
- ^ Праздник, МВт; Теккерей, AD; Весселинк, AJ (1960). «Самые яркие звезды Магеллановых Облаков» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 121 (4): 337. Бибкод : 1960MNRAS.121..337F . дои : 10.1093/mnras/121.4.337 .
- ^ Вайгельт, Г.; Байер, Г. (1985). «R136a в туманности 30 Дораду, разрешенная методом голографической спекл-интерферометрии». Астрономия и астрофизика . 150 : Л18. Бибкод : 1985A&A...150L..18W .
- ^ Моффат, AFJ; Сеггевисс, В. (1983). «R136 — Сверхмассивная звезда или плотное ядро звездного скопления?». Астрономия и астрофизика . 125 : 83. Бибкод : 1983A&A...125...83M .
- ^ Кассинелли, JP; Матис, Дж. С.; Сэвидж, Б.Д. (1981). «Центральный объект туманности 30 Дораду, сверхмассивной звезды». Наука . 212 (4502): 1497–501. Бибкод : 1981Sci...212.1497C . дои : 10.1126/science.212.4502.1497 . ПМИД 17790538 .
- ^ Кроутер, Пол А.; Шнурр, Оливье; Хирши, Рафаэль; Юсоф, Норхаслиза; Паркер, Ричард Дж.; Гудвин, Саймон П.; Кассим, Хасан Абу (2010). «Звездное скопление R136 содержит несколько звезд, отдельные массы которых значительно превышают принятый предел звездной массы в 150 M⊙» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 408 (2): 731. arXiv : 1007.3284 . Бибкод : 2010MNRAS.408..731C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . S2CID 53001712 .
- ^ Банерджи, Самбаран; Крупа, Павел; О, Сынкён (2012). «Появление суперканонических звезд в звездных скоплениях типа R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (2): 1416. arXiv : 1208.0826 . Бибкод : 2012MNRAS.426.1416B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x . S2CID 119202197 .
- ^ Вусли, Стэн. Э.; Хегер, Александр (2015). «Смерть очень массивных звезд». Очень массивные звезды в локальной Вселенной . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 412. стр. 199–225. arXiv : 1406.5657 . Бибкод : 2015ASSL..412..199W . дои : 10.1007/978-3-319-09596-7_7 . ISBN 978-3-319-09595-0 . S2CID 119238749 .
