| R136a1 | |
|---|---|
| Kunstnerens inntrykk av stjernen. | |
| Oppdagelse | 21. juli 2010 |
| Klassifisering | Wolf-Rayet Star (eller Blue Hypergiant ) |
| Vertsgalakse _ | Stor Magellansk sky |
| Spektralklasse | WN5h [1] |
| Avstand fra solen | 165 000 lysår |
| Konstellasjon | Dorado |
| Koordinater | |
| (den gang J2000.0 ) | |
| Høyre oppstigning | 5 t 38 m 42,43 s [2] |
| Deklinasjon | -69 ° 06 ′ 02,2 ″ [2] |
| Lat. galaktisk | 279 4648 [2] |
| Lang. galaktisk | −31.6719 [2] |
| Fysiske data | |
| Middels radius | 39,2 [3] R ⊙ |
| Masse | 215+45 −31[3] M ⊙ |
| Overflatetemperatur _ | 46 000 ± 2 500 K [3] (gjennomsnitt) |
| Lysstyrke | ≈ 6,2 × 10 6 [3] L ⊙ |
| Fargeindeks ( BV ) | 0,01 [2] |
| Estimert alder | 1 ± 0,2 millioner år [3] |
| Observasjonsdata | |
| Magnitude app. | 12.77 [2] |
| Magnitude abs. | -8.18 [3] |
| Alternative nomenklaturer | |
| BAT99 108, RMC 136a1, [HSH95] 3, [WO84] 1b, Cl * NGC 2070 MH 498, [CHH92] 1, [P93] 954. | |
R136a1 er en synlig stjerne i Dorado-stjernebildet : regnet som en av de mest massive og lyseste stjernene som er kjent, er massen estimert til 215 ganger solens masse , mens lysstyrken er 6 200 000 ganger solens. [3]
Stjernen er en del av stjernesuperhopen R136 , som ligger i sentrum av Tarantula-tåken , den største stjernedannende regionen i den lokale gruppen i den store magellanske skyen .
I 1960 gjorde en gruppe astronomer fra Pretorias Radcliffe - observatorium systematiske målinger av lysstyrken og spektrene til lyse stjerner i den store magellanske skyen . Blant objektene som ble katalogisert var RMC 136, den sentrale stjernen i Tarantula-tåken, som observatører katalogiserte som et sannsynlig flerstjernesystem. Etterfølgende observasjoner viste at R136 befinner seg midt i et stort H II-område hvor intens stjernedannelse fant sted i nærheten av de observerte stjernene . [4]
I 1979, gjennom ESOs 3,6 meter teleskop , ble R136 løst opp i tre komponenter; R136a, R136b og R136c. Den nøyaktige naturen til R136a var uklar og var gjenstand for intens debatt. Lysstyrken til det sentrale området måtte produseres av så mange som 100 varme klasse O- stjerner konsentrert innenfor en radius på en halv parsek fra sentrum av klyngen, ellers gjensto en annen forklaring, den til en enkelt stjerne med 3000 ganger massen av solen. [5]
Den første demonstrasjonen av at R136a var en stjernehop ble levert av Weigelt og Beier i 1985; Ved å bruke flekkelinterferometriteknikken ble det vist at R136a var sammensatt av 8 stjerner innenfor 1 buesekund fra klyngen sentrum, med R136a1 som den lyseste. [6]
Den definitive bekreftelsen av R136as natur kom etter lanseringen av Hubble-romteleskopet . Hans Wide Field and Planetary Camera (WFPC) løste R136a i minst 12 komponenter og viste at R136 inneholdt mer enn 200 ekstremt klare stjerner. Den mer avanserte WFPC2 muliggjorde studiet av 46 massive stjerner innenfor en halv parsec av R136a og over 3000 stjerner innenfor en parsec. [7]
R136a1 er en ung hovedsekvensstjerne som, til tross for sitt Wolf-Rayet- lignende utseende , smelter sammen hydrogen til helium internt via karbon-nitrogen-syklusen . Karakterisert av en overflatetemperatur på over 50 000 K, som andre stjerner nær Eddington-grensen , mistet R136a1 [8] gjennom en intens stjernevind som når hastigheten på2 600 ± 150 km/s , en god del av massen den hadde like etter at den ble dannet ; det er anslått at stjernen på den tiden hadde en masse på minst 250 solmasser og at den har mistet 35 siden den ble dannet. [3]
Alle modeller for stjernedannelse ved akkresjon fra molekylære skyer forutsier en massegrense for en stjerne som dens stråling ville forhindre ytterligere akkresjon. Den empiriske grensen på rundt 150 M ☉ ble allment akseptert, [9] men R136a1 overvinner alle disse grensene, [10] som fører til utviklingen av nye modeller for akkresjon av enkeltstjerner, og eliminerer denne øvre grensen. [10]
Utviklingen av R136a1 er usikker, siden det ikke er kjente sammenlignbare stjerner som kan bekrefte fremtiden til en stjerne av denne massen. Når hydrogenet slutter og heliumfusjonen begynner, vil det gjenværende hydrogenet i atmosfæren raskt gå tapt, stjernen vil trekke seg sammen og lysstyrken vil avta, og bli en WNE -type Wolf-Rayet-stjerne . [11]
Under forbrenningen av helium akkumuleres karbon og oksygen i kjernen og det betydelige tapet av masse fortsetter. Dette fører til slutt til utviklingen av et WC-spektrum , og mot slutten av heliumforbrenningen fører kjernetemperaturøkningen og massetapet til at både lysstyrke og temperatur øker, med spektraltypen som blir WO. Flere hundre tusen år vil gå med til å smelte helium, men sluttstadiene, når de tyngre grunnstoffene smeltes, vil ikke vare mer enn noen få tusen år. [12] [13] Mot slutten av utviklingen vil massen til R136a1 ha krympet til litt over 50 M ☉ , med bare halvparten av solmassen av helium rundt kjernen. [12]
Mens stjerner med en masse mellom 8 og 150 solmasser eksploderer til supernovaer , og etterlater en kompakt rest i form av en nøytronstjerne eller sort hull , antas supermassive stjerner, som R136a1, å avslutte sin eksistens ved å eksplodere i hypernovaer .-fenomener ligner på supernovaer, men over hundre ganger mer energisk (10 46 joule ), og genererer sorte hull.
Det er heller ikke utelukket at stjernen kan møte sin ende selv før kjernen naturlig kollapser på grunn av utmattelse av energireserver for kjernefysisk fusjon , noe som gir opphav til en supernova med dreiemomentustabilitet : innenfor de enorme kjernene som foretar fusjonen av hydrogen kan skape unormalt høye mengder elektron - positron-par , som kan bryte strålingstrykk - kollapslikevekten til fordel for sistnevnte.
Hvis R136a1 gjennomgikk en slik eksplosjon, ville ikke stjernen ha tid til å forlate et svart hull, mens den ekspanderende supernovaresten ville berike det omkringliggende interstellare mediet med de forskjellige solmassene av inert jern som ville dannes i sentrum av stjernen. . [14]