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] | ||
|
|||
Информация в базах данных | |||
SIMBAD | данные | ||
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.
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].
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].
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].
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].
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 .