R136c | |||
---|---|---|---|
Звезда | |||
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☉ | ||
|
|||
Информация в базах данных | |||
SIMBAD | данные | ||
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].
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].
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].
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 .