WikiSort.ru - Космос

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте
R136a2
Звезда

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
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

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

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

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

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

  1. 1 2 3 4 Doran, E. I.; Crowther, P. A.; De Koter, A.; Evans, C. J.; McEvoy, C.; Walborn, N. R.; Bastian, N.; Bestenlehner, J. M.; Gräfener, G.; Herrero, A.; Köhler, K.; Maíz Apellániz, J.; Najarro, F.; Puls, J.; Sana, H.; Schneider, F. R. N.; Taylor, W. D.; Van Loon, J. Th.; Vink, J. S. (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. Bibcode:2013A&A...558A.134D. DOI:10.1051/0004-6361/201321824.
  2. 1 2 Pietrzyński, G.; Graczyk, D.; Gieren, W.; Thompson, I. B.; Pilecki, B.; Udalski, A.; Soszyński, I.; Kozłowski, S.; Konorski, P.; Suchomska, K.; Bono, G.; Moroni, P. G. Prada; Villanova, S.; Nardetto, N.; Bresolin, F.; Kudritzki, R. P.; Storm, J.; Gallenne, A.; Smolec, R.; Minniti, D.; Kubiak, M.; Szymański, M. K.; Poleski, R.; Wyrzykowski, Ł.; Ulaczyk, K.; Pietrukowicz, P.; Górski, M.; Karczmarek, P. (2013). “An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent”. Nature. 495 (7439): 76. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Natur.495...76P. DOI:10.1038/nature11878. PMID 23467166.
  3. ↑ Crowther, Paul A.; Caballero-Nieves, S. M.; Bostroem, K. A.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Walborn, N. R.; Angus, C. R.; Brott, I.; Bonanos, A.; De Koter, A.; De Mink, S. E.; Evans, C. J.; Gräfener, G.; Herrero, A.; Howarth, I. D.; Langer, N.; Lennon, D. J.; Puls, J.; Sana, H.; Vink, J. S. (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. Bibcode:2016MNRAS.458..624C. DOI:10.1093/mnras/stw273.
  4. 1 2 3 4 Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). “The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud”. Astronomy & Astrophysics. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. DOI:10.1051/0004-6361/201322696.
  5. 1 2 3 Crowther, Paul A.; Schnurr, Olivier; Hirschi, Raphael; Yusof, Norhasliza; Parker, Richard J.; Goodwin, Simon P.; Kassim, Hasan Abu (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. Bibcode:2010MNRAS.408..731C. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x.
  6. ↑ Feast, M. W.; Thackeray, A. D.; Wesselink, A. J. (1960). “The brightest stars in the Magellanic Clouds”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 121 (4): 337. Bibcode:1960MNRAS.121..337F. DOI:10.1093/mnras/121.4.337.
  7. ↑ Weigelt, G.; Baier, G. (1985). “R136a in the 30 Doradus nebula resolved by holographic speckle interferometry”. Astronomy and Astrophysics. 150: L18. Bibcode:1985A&A...150L..18W.
  8. ↑ Moffat, A. F. J.; Seggewiss, W. (1983). “R136 - Supermassive star or dense core of a star cluster?”. Astronomy and Astrophysics. 125: 83. Bibcode:1983A&A...125...83M.
  9. ↑ Cassinelli, J. P.; Mathis, J. S.; Savage, B. D. (1981). “Central Object of the 30 Doradus Nebula, a Supermassive Star”. Science. 212 (4502): 1497. Bibcode:1981Sci...212.1497C. DOI:10.1126/science.212.4502.1497. PMID 17790538.
  10. ↑ Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung (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. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x.
  11. ↑ Woosley, Stan. E. The Deaths of Very Massive Stars // Very Massive Stars in the Local Universe / Stan. E. Woosley, Heger. — 2015. — Vol. 412. — P. 199. — ISBN 978-3-319-09595-0. — DOI:10.1007/978-3-319-09596-7_7.

Ссылки


Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .



Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2024
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии