✖


Jump to content

Р136а1

Координаты : Карта неба 05 час 38 м 42.43 с , −69° 06′ 02.2″
Р136а1

Изображение в ближнем инфракрасном диапазоне скопления R136 . R136a1 находится в центре, R136a2 рядом, R136a3 внизу справа и R136b слева.
Кредит : ESO / VLT
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0        Равноденствие J2000.0
Созвездие Дорадо
Прямое восхождение 5 час 38 м 42.39 с [1]
Склонение −69° 06′ 02.91″ [1]
Apparent magnitude  (V) 12.23 [1]
Характеристики
Эволюционный этап Звезда Вольфа – Райе
Спектральный тип WN5h [2]
B-V Индекс цвета 0.03 [1]
Астрометрия
Расстояние 163 000 лий
(49,970 [3]  ПК )
Абсолютная магнитуда ( МВ ) −8.18 [4]
Подробности
Масса 196 +34
−27 [5]  M ☉
Радиус 42.7 [6]  R ☉
Яркость 4,677,000 [5]  L ☉
Поверхностная гравитация (log g ) 3.65 [6]  cgs
Температура 46,000 +1,250
−2,375 [6]  К
Скорость вращения ( v sin i ) 160 [6] км/с
Возраст 1.14 +0.17
−0.14 [6]  Мир
Другие обозначения
BAT99 108, RMC 136a1, HSH95 3, WO84 1b, NGC 2070 MH 498, CHH92 1, P93 954
Ссылки на базы данных
СИМБАД данные

R136a1 (сокращение от RMC 136a1 ) — одна из самых массивных и ярких известных звезд с температурой около 200 M ☉ и почти 4,7 миллиона L ☉ , а также одна из самых горячих около 46 000 K. с температурой Это звезда Вольфа-Райе в центре R136 , центральной концентрации звезд большого NGC 2070 рассеянного скопления в туманности Тарантул (30 Дорадус ) в Большом Магеллановом Облаке . Скопление можно увидеть в крайнем южном небесном полушарии в бинокль или небольшой телескоп с блеском 7,25. Сам R136a1 в 100 раз тусклее скопления и его можно различить только с помощью спекл-интерферометрии .

Открытие

[ редактировать ]
Увеличение масштаба туманности Тарантул до скопления R136: R136a1/2/3 виден как едва различимый узел внизу справа.

В 1960 году группа астрономов, работавших в обсерватории Рэдклифф в Претории, провела систематические измерения яркости и спектров ярких звезд в Большом Магеллановом Облаке (БМО). Среди занесенных в каталог объектов была RMC 136 (номер 136 в каталоге Магелланова Облака обсерватории Рэдклифф), центральная «звезда» туманности Тарантул , которая, как пришли к выводу наблюдатели, вероятно, представляла собой кратную звездную систему. Последующие наблюдения показали, что R136 находился в середине гигантской области ионизированного межзвездного водорода, известной как область H II , которая была центром интенсивного звездообразования в непосредственной близости от наблюдаемых звезд. [7]

В 1979 году 3,6-метровый телескоп ESO был использован для разделения R136 на три компонента; R136a , R136b и R136c . [8] Точная природа R136a была неясна и стала предметом интенсивных дискуссий. Оценки того, что для яркости центральной области потребуется до 100 горячих звезд О-класса в пределах половины парсека в центре скопления, привели к предположению, что более вероятным объяснением является звезда, масса которой в 3000 раз превышает массу Солнца. [9]

Первая демонстрация того, что R136a представляет собой звездное скопление, была предоставлена ​​Вайгельтом и Бейером в 1985 году. С помощью метода спекл-интерферометрии было показано, что R136a состоит из 8 звезд в пределах 1 угловой секунды в центре скопления, причем R136a1 является самой яркой. [10]

Окончательное подтверждение природы R136a пришло после запуска космического телескопа Хаббл . Его широкоугольная и планетарная камера (WFPC) разделила R136a как минимум на 12 компонентов и показала, что R136 содержит более 200 очень ярких звезд. [11] Более совершенный WFPC2 позволил изучить 46 массивных ярких звезд в пределах полпарсека от R136a и более 3000 звезд в радиусе 4,7 парсека. [12]

Видимость

[ редактировать ]
Положение R136a1 в небе, вид из Аргентины

В ночном небе R136 выглядит как объект 10-й звездной величины в ядре скопления NGC 2070, встроенный в туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке. [13] Чтобы обнаружить R136a как компонент R136 в 1979 году, потребовался 3,6-метровый телескоп. [8] а разрешение R136a для обнаружения R136a1 требует космического телескопа или сложных методов, таких как адаптивная оптика или спекл-интерферометрия. [10]

К югу примерно от 20-й параллели южной широты БМО является циркумполярным, а это означает, что его можно увидеть (по крайней мере частично) всю ночь в году, если позволяет погода и световое загрязнение. В Северном полушарии его можно увидеть южнее 20-й параллели северной широты . Сюда не входят Северная Америка (кроме южной Мексики), Европа, Северная Африка и Северная Азия. [14]

Окружение

[ редактировать ]

Система R136a в ядре R136 представляет собой плотный светящийся узел звезд, содержащий не менее 12 звезд. [11] наиболее известными из них являются R136a1, R136a2 и R136a3 , все из которых являются чрезвычайно яркими и массивными звездами WN5h. R136a1 отделена от R136a2 второй по яркости звезды в скоплении, на 5000 а.е. , [15]

R136 расположена примерно в 157 000 световых годах от Земли в Большом Магеллановом Облаке, расположенном в юго-восточном углу галактики в центре туманности Тарантул , также известной как 30 Дорадус. R136 сам по себе является лишь центральным скоплением гораздо большего NGC 2070 рассеянного скопления . [16] Для такой далекой звезды R136a1 относительно не скрыта межзвездной пылью . Покраснение . приводит к уменьшению визуальной яркости примерно на 1,8 звездной величины, но только примерно на 0,22 звездной величины в ближней инфракрасной области [15]

Расстояние

[ редактировать ]

Расстояние до R136a1 невозможно определить напрямую, но предполагается, что оно находится на том же расстоянии, что и Большое Магелланово Облако, около 50 килопарсек. [17] или 163 000 световых лет.

Характеристики

[ редактировать ]
Самое четкое изображение R136a1, прямо в центре этого изображения, разрешение близкого спутника.

Двоичный

[ редактировать ]

Возможный бинарный компаньон R136a1 был обнаружен, хотя существует 25% вероятность того, что это случайное совпадение. [5]

Рентгеновское излучение было обнаружено от R136 с помощью рентгеновской обсерватории Чандра . Оба R136a и R136c были четко обнаружены, но R136a определить не удалось. [18] Другое исследование отделило пару R136a1/2 от R136a3. R136a1/2 показал относительно мягкое рентгеновское излучение, которое, как считается, не указывает на столкновение двойной системы ветров. [19]

Быстрые доплеровские изменения лучевой скорости R136a1 этого не наблюдалось можно было бы ожидать от пары звезд одинаковой массы на близкой орбите, но в спектре . Высокий наклон орбиты, более далекая двойная система или случайное совпадение двух далеких звезд не могут быть полностью исключены, но считаются маловероятными. Возможны весьма неравные бинарные компоненты, но они не повлияют на моделирование свойств R136a1. [15]

Классификация

[ редактировать ]
Сравнение звезд главной последовательности

R136a1 — звезда WN5h высокой светимости, что помещает ее в крайний верхний 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 водорода линии обычно слабы или отсутствуют. Звезда WN5 классифицируется на основе излучения ионизированного гелия, которое значительно сильнее, чем линии нейтрального гелия, и имеет примерно равную силу излучения от N III , N IV и N V . Буква «h» в спектральном классе указывает на значительное выделение водорода в спектре, и, по расчетам, водород составляет 40% поверхностного содержания по массе. [2]

Звезды WNh как класс представляют собой массивные светящиеся звезды, все еще сжигающие водород в своих ядрах. Спектр излучения создается мощным плотным звездным ветром , а повышенные уровни гелия и азота возникают в результате конвекционного смешивания продуктов цикла CNO с поверхностью. [20]

Масса

[ редактировать ]

По текущим оценкам на 2024 год масса R136a1 составляет около 197 M ☉ . Существуют более высокие и менее строгие оценки, такие как эволюционная масса 215 M ☉, найденная на основе HST визуальных спектров без LTE. с защитой линий с использованием CMFGEN [21] модель атмосферы. R136a1 близко соответствует ожидаемым свойствам изначально быстро вращающейся звезды с массой 251 M ☉ LMC и металличностью после сияния около миллиона лет. [4]

Более ранний анализ с использованием ультрафиолетовой спектроскопии обнаружил текущую массу 315 M ☉ и начальную массу 325 M ☉ . [22] Текущая масса 256 M ☉ обнаружена в аналогичном анализе с использованием атмосферных моделей PoWR (Потсдам Вольфа – Райе). [23] с оптическими и ультрафиолетовыми спектрами и соотношением масса-светимость , [24] если предположить, что это одна звезда. [2]

R136a1 претерпевает чрезвычайную потерю массы из-за звездного ветра, скорость которого достигает 2600 ± 150 км/с . Это вызвано интенсивным электромагнитным излучением очень горячей фотосферы, которое ускоряет материал от поверхности сильнее, чем гравитация может его удержать. [15] Наибольшая потеря массы наблюдается у звезд высокой светимости с низкой поверхностной гравитацией и повышенным содержанием тяжелых элементов в фотосфере. Р136а1 проигрывает 1,6 × 10 −4  M ☉ ( 3.21 × 10 18 кг/с потеряет около 35 M ☉ . ) в год, что более чем в миллиард раз больше, чем теряет Солнце, и, как ожидается, с момента своего образования [4]

Яркость

[ редактировать ]
Слева направо: красный карлик , Солнце, звезда главной последовательности B-типа и R136a1.

с массой около 4 677 000 L ☉ R136a1 является одной из самых ярких известных звезд , излучающей за четыре секунды больше энергии, чем Солнце за год. С 2010 по 2020 год она признавалась самой массивной и яркой звездой из известных . [25] Если бы он заменил Солнце в Солнечной системе, он затмил бы Солнце в 164 000 раз (MV = -8,2) и появился бы с Земли со звездной величиной -40. Ее яркость на расстоянии 10 парсеков, абсолютная визуальная величина, будет равна -8,18, что на три величины ярче, чем Венера когда-либо видна с Земли. Ее яркость на расстоянии ближайшей к Земле звезды, Проксимы Центавра (чуть больше парсека), была бы примерно такой же, как полная Луна .

Поставки R136a1 c. 7% ионизирующего потока всей области 30 Дораду , столько же, сколько 70 звезд главной последовательности О7 . Вместе с R136a2 , a3 и c он производит 43–46% излучения лаймановского континуума всего скопления R136. [15]

Массивные звезды лежат близко к пределу Эддингтона , светимости, при которой давление излучения, действующее наружу на поверхность звезды, равно силе гравитации звезды, притягивающей ее внутрь. Выше предела Эддингтона звезда генерирует столько энергии, что ее внешние слои быстро сбрасываются. Это эффективно не позволяет звездам светиться при более высокой светимости в течение длительного времени. [26] Классический предел светимости Эддингтона неприменим к таким звездам, как R136a1, не находящимся в гидростатическом равновесии, и его расчет чрезвычайно сложен для реальных звезд. Эмпирический предел Хамфри-Дэвидсона был идентифицирован как предел светимости наблюдаемых звезд. [27] [28] но недавние модели попытались вычислить полезные теоретические пределы Эддингтона, применимые к массивным звездам. [24] Светимость R136a1 в настоящее время составляет около 70% от своей светимости по Эддингтону. [15]

Температура

[ редактировать ]
Цвет черного тела с температурой 46 000 К.

R136a1 имеет температуру поверхности около 46 000 К (45 700 ° C; 82 300 ° F), что в восемь раз выше, чем у Солнца , и с пиковым излучением в крайнем ультрафиолете . [4]

R136a1 имеет индекс B–V около 0,03, что является типичным цветом для звезды F-типа . Цвет «U – V» от фильтров HST WFPC2 336 нм и 555 нм равен -1,28, что больше указывает на чрезвычайно горячую звезду. [12] Это изменение различных показателей цвета относительно черного тела является результатом межзвездной пыли, вызывающей покраснение и потухание. ( По покраснению E B–V ) можно оценить уровень угасания зрения (AV ) . E B–V Были измерены значения 0,29–0,37 со значительной неопределенностью из-за загрязнения от близких соседей, таких как R136a2 на расстоянии 0,1 дюйма, что привело к значению AV около 1,80 и уменьшенному покраснению B–V (B–V 0 ) −0,30. [2] [15]

Эффективную температуру звезды можно приблизительно определить по цвету, но это не очень точно, и для определения температуры необходимо соответствие спектра модели атмосферы. С использованием различных моделей атмосферы для R136a1 найдены температуры 53 000–56 000 К. Старые модели имели температуру около 45 000 К и, следовательно, значительно меньшую светимость. [25] Экстремальная температура звезды приводит к тому, что ее пиковое излучение составляет около 50 нм , и почти 99% излучения выходит за пределы визуального диапазона ( болометрическая поправка около -5).

Размер

[ редактировать ]
Сравнение размеров R136a1 и Солнца

R136a1 более чем в сорок раз превышает радиус Солнца ( 42,7 Р ☉ ; 29 700 000 км ; 1/7 что соответствует объёму почти в а.е.   ) , 80 000 раз больше Солнца. [4]

R136a1 не имеет четко выраженной видимой поверхности, как Земля или Солнце. Гидростатическое . основное тело звезды окружено плотной атмосферой, ускоряемой звездным ветром Произвольная точка внутри этого ветра определяется как поверхность для измерения радиуса, и разные авторы могут использовать разные определения. Например, оптическая глубина Россланда 2/3 примерно соответствует видимой поверхности, тогда как глубина Россланда 20 или 100 более точно соответствует физической фотосфере. Звездные температуры обычно указываются на одной и той же глубине, так что радиус и температура соответствуют светимости. [2] [15]

Размеры R136a1 намного меньше, чем у крупнейших звезд: красные сверхгиганты имеют размер от нескольких сотен до более тысячи R ☉ , что в десятки раз больше, чем R136a1. Несмотря на большую массу и скромные размеры, R136a1 имеет среднюю плотность менее 1% от солнечной. Примерно 5 кг / м. 3 она примерно в 4 раза плотнее земной атмосферы на уровне моря ; альтернативно, менее сотой плотности воды .

Вращение

[ редактировать ]

Скорость вращения R136a1 невозможно измерить напрямую, поскольку фотосфера скрыта плотным звездным ветром , а линии фотосферного поглощения, используемые для измерения вращательного доплеровского уширения, отсутствуют в спектре. Эмиссионная линия AN V на длине волны 2,1 мкм образуется относительно глубоко на ветру и может использоваться для оценки вращения. В R136a1 ее ширина на полувысоте составляет около 15 Å , что указывает на медленную или невращающуюся звезду, хотя ее полюс может быть обращен к Земле. R136a2 и a3 быстро вращаются, и ближайшие эволюционные модели для R136a1 соответствуют звезде, все еще вращающейся с экваториальной скоростью c. 200 км/с после c. 1,75 млн лет. [15]

Эволюция

[ редактировать ]

Текущее состояние

[ редактировать ]

R136a1 в настоящее время синтезирует водород с гелием, преимущественно по циклу CNO из-за высоких температур в ядре. Несмотря на спектральный вид Вольфа-Райе, это молодая звезда, возраст которой чуть больше миллиона лет. Спектр излучения создается плотным звездным ветром, вызванным чрезвычайной светимостью, при этом повышенные уровни гелия и азота смешиваются от ядра к поверхности за счет сильной конвекции. Фактически это звезда главной последовательности типа WR . [20] Более 90% звезды является конвективным , с небольшим неконвективным слоем на поверхности. [29]

Разработка

[ редактировать ]
Скопление R136 . в массивной области звездообразования в БМО

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 металличности популяции I предсказывают предел всего в 40 M ☉ , но более сложные теории допускают массы в несколько раз выше. [30] Эмпирический предел около 150 M ☉ получил широкое признание. [31] R136a1 явно превышает все эти пределы, что приводит к разработке новых моделей аккреции одиночных звезд, потенциально снимающих верхний предел. [32] и возможность массивного звездообразования в результате слияния звезд. [33] [34]

Поскольку одиночная звезда образовалась в результате аккреции, свойства такой массивной звезды до сих пор неясны. Синтетические спектры показывают, что у нее никогда не будет класса светимости главной последовательности (V) или даже нормального спектра О-типа. Высокая светимость, близость к пределу Эддингтона и сильный звездный ветер, вероятно, создадут спектр If* или WNh, как только R136a1 станет видимой как звезда. Гелий и азот быстро смешиваются с поверхностью из-за большого конвективного ядра и большой потери массы, а их присутствие в звездном ветре создает характерный спектр излучения Вольфа – Райе. [15] ZAMS при очень больших массах возвращается к более низким температурам, а при металличности LMC максимальная температура, по прогнозам, составит около 56 000 К для звезд 150–200 M ☉ , поэтому R136a1 была бы немного холоднее, чем некоторые менее массивные звезды главной последовательности. [29]

При горении водорода в активной зоне доля гелия в активной зоне увеличивается и согласно теореме вириала давление и температура в активной зоне будут увеличиваться. [35] Это приводит к увеличению светимости, так что R136a1 теперь несколько более светится, чем когда он впервые образовался. Температура немного снижается, но внешние слои звезды раздуваются, что приводит к еще большей потере массы. [15]

Будущее

[ редактировать ]

Будущее развитие R136a1 неясно, и нет сопоставимых звезд, подтверждающих предсказания. Эволюция массивных звезд критически зависит от количества массы, которую они могут потерять, и различные модели дают разные результаты, ни одна из которых не полностью соответствует наблюдениям. Считается, что звезды WNh превращаются в LBV , когда водород в ядре начинает истощаться. Это важная фаза экстремальной потери массы, которая позволяет звезде с металличностью, близкой к солнечной, перейти в безводородную звезду Вольфа – Райе. [20] 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 богатой водородом фазы WNh в бедную водородом фазу WN. . [36] Синтез водорода длится чуть более двух миллионов лет, а масса звезды в конце ожидается на уровне 70–80 M ☉ . [29] Одиночная звезда с металличностью LMC, даже если она начнет вращаться очень быстро, к концу горения водорода затормозится до почти нулевого вращения. [37]

После начала синтеза гелия в ядре оставшийся водород в атмосфере быстро теряется, и R136a1 быстро сжимается до безводородной звезды WNE, а светимость уменьшится. Звезды Вольфа-Райе на данный момент состоят в основном из гелия и лежат на главной последовательности гелия нулевого века (He-ZAMS), аналогичной и параллельной главной последовательности горения водорода, но при более высоких температурах. [29]

Во время горения гелия в ядре будут накапливаться углерод и кислород, и будет продолжаться тяжелая потеря массы. В конечном итоге это приводит к развитию спектра WC, хотя ожидается, что при металличности LMC звезда проведет большую часть фазы горения гелия со спектром WN. 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 тяжелого элемента займут не более нескольких тысяч лет. [37] [38] R136a1 в конечном итоге сожмется до чуть более 50 M ☉ , и всего 0,5 M ☉ гелия. вокруг ядра останется [37]

сверхновая

[ редактировать ]
Предсказанные остатки сверхновых по начальной массе и металличности звезды

Любая звезда, у которой есть углеродно-кислородное (C–O) ядро, более массивное, чем максимум для белого карлика (около 1,4 M ☉ ), неизбежно подвергнется коллапсу ядра . Обычно это происходит, когда было создано железное ядро ​​и термоядерный синтез больше не может производить энергию, необходимую для предотвращения коллапса ядра, хотя это может произойти и при других обстоятельствах.

Ядро AC–O между примерно 64 M ☉ и 133 M ☉ станет настолько горячим, что гамма-излучение будет спонтанно производить электрон-позитронные пары, а внезапная потеря энергии в ядре приведет к его коллапсу в виде сверхновой с парной нестабильностью (PISN). ), иногда называемая сверхновой парного рождения (PCSN). PISN обычно образуется только у звезд с очень низкой металличностью, которые не теряют достаточной массы, чтобы поддерживать размеры ядра C – O ниже 64 M ☉ . Это также может произойти при металличности LMC для очень массивных звезд, но прогнозируемый размер ядра C – O для R136a1 ниже 50 M ☉, поэтому PISN маловероятен. [37]

Коллапс железного ядра может вызвать взрыв сверхновой , а иногда и гамма-всплеск (GRB). Тип любого взрыва сверхновой будет I типа, поскольку в звезде нет водорода; типа Ic, поскольку в нем почти нет гелия. [37] Особо массивные железные ядра могут схлопнуть всю звезду в черную дыру без видимого взрыва или в субсветящуюся сверхновую, будучи радиоактивной. 56 Ни падает обратно в черную дыру. [39]

Сверхновая типа Ic может произвести гамма-всплеск, если звезда вращается и имеет соответствующую массу. Ожидается, что R136a1 потеряет почти все свое вращение задолго до коллапса ядра, поэтому гамма-всплеск маловероятен. [37]

Остаток сверхновой с коллапсом ядра типа Ic представляет собой либо нейтронную звезду , либо черную дыру, в зависимости от массы ядра-прародителя. Для такой массивной звезды, как R136a1, остаток, скорее всего, будет черной дырой, а не нейтронной звездой. [38]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Jump up to: а б с д Доран, Э.И.; Кроутер, Пенсильвания; де Котер, А.; Эванс, CJ; МакЭвой, К.; Уолборн, Северная Каролина; Бастиан, Н.; Бестенленер, Дж. М.; Грефенер, Г.; Эрреро, А.; Колер, 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 .
  2. ^ Jump up to: а б с д и 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 .
  3. ^ Петшинский, Г; Д. Грачик; В. Гирен; И.Б. Томпсон; Б. Пилецкий; А. Удальский; И. Сошинский; и др. (7 марта 2013 г.). «Затменно-двойное расстояние до Большого Магелланова Облака с точностью до двух процентов». Природа . 495 (7439): 76–79. arXiv : 1303.2063 . Бибкод : 2013Natur.495...76P . дои : 10.1038/nature11878 . ПМИД   23467166 . S2CID   4417699 .
  4. ^ Jump up to: а б с д и 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 .
  5. ^ Jump up to: а б с Калари, Вену М.; Хорч, Эллиотт П.; Салинас, Рикардо; Винк, Джорик С.; Андерсен, Мортен; Бестенленер, Иоахим М.; Рубио, Моника (2022). «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 .
  6. ^ Jump up to: а б с д и Брэндс, Сара А.; де Котер, Алекс; Бестенленер, Иоахим М.; Кроутер, Пол А.; Сундквист, Джон О.; Пульс, Иоахим; Кабальеро-Ньевес, Саида М.; Абдул-Масих, Майкл; Дриссен, Флориан А.; Гарсиа, Мириам; Джин, Сэм (01 февраля 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 . S2CID   247025548 .
  7. ^ 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 .
  8. ^ Jump up to: а б Фейцингер, СП; Шлоссер, В.; Шмидт-Калер, Т; Винклер, К. (апрель 1980 г.). «Центральный объект R 136 в газовой туманности 30 Дорадус - Структура, цвет, масса и параметр возбуждения». Астрономия и астрофизика . 84 (1–2): 50–59. Бибкод : 1980A&A....84...50F .
  9. ^ Эббетс, округ Колумбия; Конти, PS (1982). «Оптический спектр R136a — Центрального объекта туманности 30 Дораду» . Астрофизический журнал . 263 : 108. Бибкод : 1982ApJ...263..108E . дои : 10.1086/160485 . ISSN   0004-637X .
  10. ^ Jump up to: а б 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 .
  11. ^ Jump up to: а б Кэмпбелл, Бел; Хантер, Дейдре А.; Хольцман, Джон А.; Лауэр, Тод Р.; Шайер, Эдвард Дж.; Код, Артур; Фабер, С.М.; Грот, Эдвард Дж.; Лайт, Роберт М.; Линдс, Роджер; О'Нил, Эрл младший; Вестфаль, Джеймс А. (1992). «Снимки R136, сделанные планетарной камерой космического телескопа Хаббл» (PDF) . Астрономический журнал . 104 : 1721. Бибкод : 1992AJ....104.1721C . дои : 10.1086/116355 .
  12. ^ Jump up to: а б Хантер, Дейдре А .; Шайя, Эдвард Дж.; Хольцман, Джон А.; Лайт, Роберт М.; О'Нил, Эрл младший; Линдс, Роджер (1995). «Население промежуточной звездной массы в R136, определенное по изображениям планетарной камеры 2 космического телескопа Хаббл» . Астрофизический журнал . 448 : 179. Бибкод : 1995ApJ...448..179H . дои : 10.1086/175950 .
  13. ^ Вестерлунд, Бельгия; Смит, Л. Ф. (1964). «Звезды Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 128 (4): 311. Бибкод : 1964MNRAS.128..311W . дои : 10.1093/mnras/128.4.311 .
  14. ^ «Большое Магелланово Облако в южном полушарии Земли впечатляет» . 26 декабря 2014 г.
  15. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к Кроутер, Пенсильвания; Шнурр, О.; Хирши, Р.; Юсоф, Н.; Паркер, Р.Дж.; Гудвин, СП; Кассим, ХА (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 .
  16. ^ Мэсси, П.; Хантер, Д.А. (1998). «Звездообразование в R136: скопление звезд O3, обнаруженное с помощью Хаббл космического телескопа спектроскопии » . Астрофизический журнал . 493 (1): 180–194. Бибкод : 1998ApJ...493..180M . дои : 10.1086/305126 .
  17. ^ Бестенленер, Дж. М.; Винк, Дж.С.; Грефенер, Г.; Нахарро, Ф.; Эванс, CJ; Бастиан, Н.; Бонанос, Аризона; Брессерт, Э.; Кроутер, Пенсильвания; Доран, Э.; Фридрих, К.; Эно-Брюне, В.; Эрреро, А.; де Котер, А.; Лангер, Н.; Леннон, диджей; Маис Апелланис, судья; Сана, Х.; Сошинский И.; Тейлор, WD (2011). «Обследование тарантулов VLT-FLAMES». Астрономия и астрофизика . 530 : Л14. arXiv : 1105.1775 . Бибкод : 2011A&A...530L..14B . дои : 10.1051/0004-6361/201117043 . S2CID   119305523 .
  18. ^ Герреро, Мартин А.; Чу, Ю-Хуа (2008). «Рентгеновский обзор звезд Вольфа-Райе в Магеллановых облаках. I. Набор данных ChandraACIS». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 177 (1): 216–237. arXiv : 0802.0503 . Бибкод : 2008ApJS..177..216G . дои : 10.1086/587059 . S2CID   16684661 .
  19. ^ Таунсли, Лейза К.; Броос, Патрик С.; Фейгельсон, Эрик Д.; Гармир, Гордон П.; Гетман, Константин В. (2006). «Исследование AChandraACIS 30 Дораду. II. Точечные источники рентгеновского излучения в массивном звездном скоплении R136 и за его пределами». Астрономический журнал . 131 (4): 2164–2184. arXiv : astro-ph/0601106 . Бибкод : 2006AJ....131.2164T . дои : 10.1086/500535 . S2CID   17370015 .
  20. ^ Jump up to: а б с Смит, Натан; Конти, Питер С. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с помощью обратной связи». Астрофизический журнал . 679 (2): 1467–1477. arXiv : 0802.1742 . Бибкод : 2008ApJ...679.1467S . дои : 10.1086/586885 . S2CID   15529810 .
  21. ^ Хиллер, Д. Джон; Миллер, Д.Л. (1998). «Лечение покрытия не-LTE линий при сферически расширяющихся оттоках» . Астрофизический журнал . 496 (1): 407–427. Бибкод : 1998ApJ...496..407H . дои : 10.1086/305350 . ISSN   0004-637X . S2CID   121364509 .
  22. ^ Кроутер, Пол А.; Кабальеро-Ньевес, С.М.; Бострем, Калифорния; Маис Апелланис, Дж.; Шнайдер, ФРН; Уолборн, Северная Каролина; Ангус, ЧР; Бротт, И.; Бонанос, А.; Де Котер, А.; Де Минк, SE ; Эванс, CJ; Грефенер, Г.; Эрреро, А.; Ховарт, ID; Лангер, Н.; Леннон, диджей; Пульс, Дж.; Сана, Х.; Винк, Дж.С. (2016). «Звездное скопление R136, расчлененное космическим телескопом Хаббл / STIS. I. Спектроскопическая перепись в дальнем ультрафиолете и происхождение He II λ1640 в молодых звездных скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (1): 624–659. arXiv : 1603.04994 . Бибкод : 2016MNRAS.458..624C . дои : 10.1093/mnras/stw273 . S2CID   119131482 .
  23. ^ Хаманн, В.-Р.; Грефенер, Г. (2004). «Готовые к использованию сетки модельных спектров звезд WN» . Астрономия и астрофизика . 427 (2): 697–704. Бибкод : 2004A&A...427..697H . дои : 10.1051/0004-6361:20040506 .
  24. ^ Jump up to: а б Грефенер, Г.; Винк, Дж.С.; де Котер, А.; Лангер, Н. (2011). «Фактор Эддингтона как ключ к пониманию ветров самых массивных звезд». Астрономия и астрофизика . 535 : А56. arXiv : 1106.5361 . Бибкод : 2011A&A...535A..56G . дои : 10.1051/0004-6361/201116701 . S2CID   59396651 .
  25. ^ Jump up to: а б Брейзахер, Дж.; Аззопарди, М.; Тестор, Г. (1999). «Четвертый каталог звезд Вольфа-Райе I населения в Большом Магеллановом Облаке» . Астрономия и астрофизика . Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 137 (1): 117–145. Бибкод : 1999A&AS..137..117B . дои : 10.1051/aas:1999240 .
  26. ^ Эй Джей ван Марле; ИП Овоцкий; Нью-Джерси Шавив (2008). «Ветры, вызванные континуумом от звезд супер-Эддингтона. История о двух пределах». Материалы конференции AIP . 990 : 250–253. arXiv : 0708.4207 . Бибкод : 2008AIPC..990..250В . дои : 10.1063/1.2905555 . S2CID   118364586 .
  27. ^ Мартинс, Фабрис (2015). «Эмпирические свойства очень массивных звезд». Очень массивные звезды в локальной Вселенной . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 412. стр. 9–42. arXiv : 1404.0166 . Бибкод : 2015ASSL..412....9M . дои : 10.1007/978-3-319-09596-7_2 . ISBN  978-3-319-09595-0 . S2CID   119229211 .
  28. ^ Хамфрис, Роберта М.; Дэвидсон, Крис (1994). «Светящиеся синие переменные: астрофизические гейзеры» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 106 : 1025. Бибкод : 1994PASP..106.1025H . дои : 10.1086/133478 .
  29. ^ Jump up to: а б с д Кёлер, К.; Лангер, Н.; де Котер, А.; де Минк, SE ; Кроутер, Пенсильвания; Эванс, CJ; Грефенер, Г.; Сана, Х.; Саньял, Д.; Шнайдер, ФРН; Винк, Дж.С. (2014). «Эволюция вращающихся очень массивных звезд состава БМО». Астрономия и астрофизика . 573 : А71. arXiv : 1501.03794 . Бибкод : 2015A&A...573A..71K . дои : 10.1051/0004-6361/201424356 . S2CID   28962151 .
  30. ^ Циннекер, Ганс; Йорк, Гарольд В. (2007). «На пути к пониманию массивного звездообразования *». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 481–563. arXiv : 0707.1279 . Бибкод : 2007ARA&A..45..481Z . дои : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092549 . S2CID   119169578 .
  31. ^ Файгер, Дональд Ф. (2005). «Верхний предел масс звезд». Природа . 434 (7030): 192–194. arXiv : astro-ph/0503193 . Бибкод : 2005Natur.434..192F . дои : 10.1038/nature03293 . ПМИД   15758993 . S2CID   4417561 .
  32. ^ Койпер, Рольф; Клар, Хуберт; Бойтер, Хенрик; Хеннинг, Томас (2011). «Трехмерное моделирование массивного звездообразования в сценарии дисковой аккреции». Астрофизический журнал . 732 (1): 20. arXiv : 1102.4090 . Бибкод : 2011ApJ...732...20K . дои : 10.1088/0004-637X/732/1/20 . ISSN   0004-637X . S2CID   73681618 .
  33. ^ О, Самбаран; Крупа, Павел; О, Сынкён (2012). «Появление суперканонических звезд в звездных скоплениях типа R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 1208 (2): 826. arXiv : 1208.0826 . Бибкод : 2012MNRAS.426.1416B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x . S2CID   119202197 .
  34. ^ Винк, Джорик С.; Хегер, Александр; Крумхольц, Марк Р.; Пульс, Иоахим; Банерджи, С.; Кастро, Н.; Чен, К.-Дж.; Чене, А.-Н.; Кроутер, Пенсильвания; Даминелли, А.; Графенер, Г.; Гро, Дж. Х.; Хаманн, В.-Р.; Хип, С.; Эрреро, А.; Капер, Л.; Нахарро, Ф.; Оскинова, Л.М.; Роман-Лопес, А.; Розен, А.; Сандер, А.; Ширази, М.; Сугавара, Ю.; Трампер, Ф.; Ванбеверен, Д.; Восс, Р.; Уоффорд, А.; Чжан, Ю. (2013). «Очень массивные звезды (VMS) в Местной Вселенной». Труды Международного астрономического союза . 10 : 51–79. arXiv : 1302.2021 . Бибкод : 2015HiA....16...51В . дои : 10.1017/S1743921314004657 . S2CID   118564450 .
  35. ^ Лангер, Н. (2012). «Предсверхновая эволюция массивных одиночных и двойных звезд». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 50 (1): 107–164. arXiv : 1206.5443 . Бибкод : 2012ARA&A..50..107L . doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125534 . S2CID   119288581 .
  36. ^ Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Хирши, Рафаэль; Медер, Андре; Мэсси, Фил; Пшибилла, Норберт; Ньева, М.-Фернанда (январь 2011 г.). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа – Райе: перспектива одной массивной звезды». Société Royale des Sciences de Liège, Бюллетень . 80 : 266–278. arXiv : 1101.5873 . Бибкод : 2011BSRSL..80..266M .
  37. ^ Jump up to: а б с д и ж Юсоф, Норхаслиза; Хирши, Рафаэль; Мейне, Жорж; Кроутер, Пол А.; Экстрем, Сильвия; Фришкнехт, Урс; Георгий, Кирилл; Абу Кассим, Хасан; Шнурр, Оливье (2013). «Эволюция и судьба очень массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (2): 1114. arXiv : 1305.2099 . Бибкод : 2013MNRAS.433.1114Y . дои : 10.1093/mnras/stt794 . S2CID   26170005 .
  38. ^ Jump up to: а б Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрем, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и прародителей GRB: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : А131. arXiv : 1308.4681 . Бибкод : 2013A&A...558A.131G . дои : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID   84177572 .
  39. ^ О'Коннор, Эван; Отт, Кристиан Д. (2011). «Формирование черных дыр в разрушающихся сверхновых с коллапсом ядра». Астрофизический журнал . 730 (2): 70. arXiv : 1010.5550 . Бибкод : 2011ApJ...730...70O . дои : 10.1088/0004-637X/730/2/70 . ISSN   0004-637X . S2CID   34865398 .


Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=R136a1&oldid=1226952849"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: e4ef58c8e3f89730f938cc534ee83452__1717345800
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/e4/52/e4ef58c8e3f89730f938cc534ee83452.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
R136a1 - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)