R136c

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
R136c
Звезда
RMC136 cluster.jpg
R136c является яркой звездой слева от ядра скопления.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000,0)
Тип

звезда Вольфа-Райе

Прямое восхождение

5ч 38м 42.90с[1]

Склонение

−69° 06′ 04.83″[1]

Расстояние

163 000 св. лет (49 970 пк)[2]

Видимая звёздная величина (V)

12,86[1]

Созвездие

Золотая Рыба

Астрометрия
Абсолютная звёздная величина (V)

−7,9[1]

Характеристики
Спектральный класс

WN5h [3]

Физические характеристики
Масса

230 [3] M

Радиус

18,4[4] R

Возраст

~1,7 млн [5] лет

Температура

51 000 K

Светимость

5 623 000 L

Другие обозначения
BAT99 112, RMC 136c
Информация в базах данных
SIMBAD

данные

Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

R136c — звезда Вольфа — Райе в скоплении R136, массивном звёздном скоплении, имеющем массу около 450 тыс. M и содержащем около 10 тыс. звёзд. Впервые R136c была зарегистрирована как отдельный объект в 1980 г[6].

Описание[править | править вики-текст]

R136c является звездой Вольфа-Райе спектрального класса WN5h, температура достигает 51 000 K. Масса звезды оценивается в 230M, светимость превышает солнечную в 5 млн раз. Высокая светимость создаётся в ходе термоядерных реакций CNO-цикла в горячем ядре звезды. Как и другие звёзды Вольфа-Райе, R136c испытывает потерю массы в процессе звёздного ветра, достигающего скорости более 2000 км/с; темп потери массы достигает 10-5M в год[5]. Существуют свидетельства в пользу того, что данная звезда является двойной: например, наличие сильного рентгеновского излучения типично для двойных систем, звёздный ветер компонентов которой сталкивается, но второй компонент, вероятно, вносит малый вклад в общую светимость[4].

Дальнейшая эволюция[править | править вики-текст]

R136c создает настолько большое количество энергии, что должна была утратить значительную долю начальной массы, несмотря на малый возраст в несколько миллионов лет. Звезда сейчас находится на главной последовательности, в ядре происходит горение водорода, но в результате конвекции продукты термоядерных реакций выносятся на поверхность, в процессе звёздного ветра наблюдается эмиссионный спектр, характерный для звёзд на поздних стадиях эволюции[5].

Дальнейшая судьба звезды зависит от количества массы, которую звезда утратит до коллапса ядра, но, вероятно, произойдёт вспышка сверхновой. Современные модели эволюции одиночных звезд с металличностью, близкой к солнечной, предсказывают взрыв наиболее массивных звёзд как сверхновых типа Ic, но для двойных звёзд возможны различные сценарии завершения эволюции. Некоторые сверхновые могут создать гамма-всплеск, результатом эволюции останется чёрная дыра[7].

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:1308.3412v1. DOI:10.1051/0004-6361/201321824. Bibcode2013A&A...558A.134D.
  2. Pietrzyński, G (7 March 2013). «An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent». Nature 495 (7439): 76–79. arXiv:1303.2063. DOI:10.1038/nature11878. PMID 23467166. Bibcode2013Natur.495...76P.
  3. 1 2 (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 (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. (1980) «The central object R 136 in the gas nebula 30 Doradus - Structure, color, mass and excitation parameter». Astronomy and Astrophysics 84: 50. Bibcode1980A&A....84...50F.
  7. (2013) «Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death». Astronomy & Astrophysics 558: A131. arXiv:1308.4681. DOI:10.1051/0004-6361/201321906. Bibcode2013A&A...558A.131G.