| 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].
Описание
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
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
- 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.; Grafener, G.; Herrero, A.; Kohler, K.; Maiz Apellaniz, 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:1308.3412v1. Bibcode:2013A&A...558A.134D. DOI:10.1051/0004-6361/201321824.
- ↑ Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; I. B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński; et al. (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. Bibcode:2013Natur.495...76P. DOI:10.1038/nature11878. PMID 23467166.
- 1 2 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.
- 1 2 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.
- 1 2 3 Crowther, P. A.; Schnurr, O.; Hirschi, R.; Yusof, N.; Parker, R. J.; Goodwin, S. P.; Kassim, H. A. (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.
- ↑ Feitzinger, J. V.; Schlosser, W.; Schmidt-Kaler, T.; Winkler, C. (1980). “The central object R 136 in the gas nebula 30 Doradus - Structure, color, mass and excitation parameter”. Astronomy and Astrophysics. 84: 50. Bibcode:1980A&A....84...50F.
- ↑ Groh, J. H.; Meynet, G.; Georgy, C.; Ekström, S. (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. Bibcode:2013A&A...558A.131G. DOI:10.1051/0004-6361/201321906.
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 .