R136a2

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
R136a2
Звезда
The young cluster R136.jpg
Центральная область скопления R136, видимая в инфракрасном диапазоне. R136a1 и R136a2 являются двумя очень близкими звёздами в самом центре, R136a2 более слабая.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000,0)
Тип

звезда Вольфа-Райе

Прямое восхождение

05ч 38м 42.40с[1]

Склонение

-69° 06′ 02.88″[1]

Расстояние

163 000 св. лет (50 000 пк)[2]

Видимая звёздная величина (V)

12,34[1]

Созвездие

Золотая Рыба

Астрометрия
Абсолютная звёздная величина (V)

-7,52[3]

Характеристики
Спектральный класс

WN5h

Физические характеристики
Масса

195 M

Радиус

23,4[4] R

Возраст

0,3 млн лет

Температура

53 000 K

Светимость

4 266 000 L

Вращение

200 км/с[5]

Другие обозначения
MH 511, RMC 136a2, HSH95 5, BAT99 109, CHH92 2
Информация в базах данных
SIMBAD

данные

Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

R136a2 (RMC 136a2) — звезда Вольфа — Райе вблизи центра R136, центральной концентрации звёзд крупного рассеянного скопления NGC 2070 в туманности Тарантул, массивной области H II в Большом Магеллановом Облаке. Звезда является одной из наиболее массивных и мощных известных звёзд: масса составляет около 195 M, светимость в 4,3 млн раз превышает светимость Солнца.

Открытие[править | править вики-текст]

В 1960 г группа астрономов из обсерватории Радклиффа в Претории проводили систематические наблюдения яркости и спектров ярких звёзд в Большом Магеллановом Облаке. Среди перечисленных в каталоге (англ. Radcliffe Observatory Magellanic Cloud Catalogue) объектов значилась RMC 136 как центральная звезда области 30 Золотой Рыбы. Последующие наблюдения показали, что R136 располагается в центре гигантской области ионизированного водорода, являющейся регионом интенсивного звездообразования[6].

В начале 1980-х гг в области R136a были впервые выделены 8 компонентов методами спекл-интерферометрии[7]. R136a2 оказалась вторым по яркости объектом в пределах 1 угловой секунды от центра скопления R136. Предыдущие оценки яркости центрального региона, показавшие, что для создания подобного количества энергии потребовалось бы как минимум 30 звезд класса O в области размером 0,5 пк в центре скопления[8], привели к предположению о наличии сверхмассивной звезды в центральной области[9]. Вместо этого было обнаружено несколько чрезвычайно ярких звезд рядом с большим количеством звёзд класса O[1].

Расстояние[править | править вики-текст]

Точное определение расстояния до R136a2 сопряжено с рядом сложностей. Определение тригонометрического параллакса невозможно с современной точностью наблюдений. Большинство оценок предполагает равенство расстояний до Большого Магелланова Облака и до R136. Современная оценка расстояния до БМО, полученная путем сопоставления угловых и линейных размеров затменных двойных звёзд, составляет 49.97 кпк[2].

Свойства[править | править вики-текст]

Как и другие звёзды Вольфа-Райе, R136a2 испытывает значительную потерю массы в виде быстрого звёздного ветра: звезда теряет 4.6×10−5 M в год, скорость звёздного ветра достигает 2400 км/с[4][5]. Высокая масса звезды способствует сжатию и нагреву ядра и быстрому протеканию термоядерных реакций, в основном представляющих CNO-цикл; светимость звезды в 4 266 000 раз превышает солнечную. Темп ядерных реакций настолько велик, что за 10 секунд звезда производит больше энергии, чем Солнце за год. Масса звезды в момент рождения по оценкам составляла около 240 M[5], однако, поскольку современные теории утверждают, что масса звёзд при рождении не может превышать 150 M, то R136a2 может являться результатом слияния двух или более звёзд[10].

Хотя R136a2 является одной из самых массивных известных звёзд, ее радиус составляет 23,4R[4], что намного меньше радиуса одной из крупнейших звёзд, VY Большого Пса. Вследствие высокой температуры R136a2 излучает большую часть энергии в ультрафиолетовом диапазоне спектра, при этом абсолютная звёздная величина в видимом диапазоне составляет MV= −7.52[4].

Эволюция[править | править вики-текст]

Считается, что звёзды настолько большой массы не могут потерять достаточное количество массы в ходя эволюции, чтобы избежать коллапса железного ядра. В результате коллапса произойдет вспышка сверхновой или гиперновой, Гамма-всплеск или же вспышка будет почти незаметной, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Сценарий завершения эволюции сильно зависит от темпа и количества потерянной массы. Наиболее массивные звёзды в местной области Вселенной превращаются в лишенные водорода звёзды Вольфа-Райе перед коллапсом ядра, приводящим к вспышке сверхновой типа Ib или Ic, после чего остаётся чёрная дыра. Гамма-всплески происходят при некоторых условиях или для менее массивных звёзд[11].

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 1 2 3 4 (2013) «The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus». Astronomy & Astrophysics 558: A134. arXiv:1308.3412. DOI:10.1051/0004-6361/201321824. Bibcode2013A&A...558A.134D.
  2. 1 2 (2013) «An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent». Nature 495 (7439): 76. arXiv:1303.2063. DOI:10.1038/nature11878. PMID 23467166. Bibcode2013Natur.495...76P.
  3. (2016) «The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 458: 624. arXiv:1603.04994. DOI:10.1093/mnras/stw273. Bibcode2016MNRAS.458..624C.
  4. 1 2 3 4 (2014) «The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud». Astronomy & Astrophysics 565: A27. arXiv:1401.5474. DOI:10.1051/0004-6361/201322696. Bibcode2014A&A...565A..27H.
  5. 1 2 3 (2010) «The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 408 (2): 731. arXiv:1007.3284. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x. Bibcode2010MNRAS.408..731C.
  6. Feast, M. W. (1960). «The brightest stars in the Magellanic Clouds». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 121 (4). DOI:10.1093/mnras/121.4.337. Bibcode1960MNRAS.121..337F.
  7. (1985) «R136a in the 30 Doradus nebula resolved by holographic speckle interferometry». Astronomy and Astrophysics 150: L18. Bibcode1985A&A...150L..18W.
  8. (1983) «R136 - Supermassive star or dense core of a star cluster?». Astronomy and Astrophysics 125: 83. Bibcode1983A&A...125...83M.
  9. (1981) «Central Object of the 30 Doradus Nebula, a Supermassive Star». Science 212 (4502): 1497. DOI:10.1126/science.212.4502.1497. PMID 17790538. Bibcode1981Sci...212.1497C.
  10. (2012) «The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 426 (2): 1416. arXiv:1208.0826. DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x. Bibcode2012MNRAS.426.1416B.
  11. The Deaths of Very Massive Stars // Very Massive Stars in the Local Universe. — 2015. — Vol. 412. — P. 199. — ISBN 978-3-319-09595-0.

Ссылки[править | править вики-текст]