R136a2 - R136a2
![]() Centrální oblast R136 hvězdokupa jak je vidět z blízka infračervený. R136a1 a R136a2 jsou dvě velmi blízké jasné hvězdy ve středu, přičemž R136a2 je slabší z těchto dvou. Kredit: ESO | |
Data pozorování Epocha J2000 Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Delfíni |
Správný vzestup | 05h 38m 42.40s[1] |
Deklinace | −69° 06′ 02.88″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 12.34[1] |
Vlastnosti | |
Evoluční fáze | Vlčí Rayetova hvězda |
Spektrální typ | WN5h[2] |
B-V barevný index | 0.23[1] |
Astrometrie | |
Vzdálenost | 163,000 ly (50,000[3] ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | -7.80[4] |
Absolutní bolometrické velikost (M.bol) | -12.0[5] |
Detaily[4] | |
Hmotnost | 187+23 −33 M☉ |
Poloměr | 31.6 R☉ |
Zářivost | 5,623,000 L☉ |
Teplota | 50,000±2,500 K. |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 150 km / s |
Stáří | 1.2±0.2 Myr |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
R136a2 (RMC 136a2) je Vlčí Rayetova hvězda s bydlištěm blízko centra města R136, centrální koncentrace hvězd velkého NGC 2070 otevřený klastr v Mlhovina Tarantule, masivní H II region v Velký Magellanovo mračno což je blízká satelitní galaxie v mléčná dráha. Má jednu z nejvyšších potvrzených hmot a svítivosti jakékoli známé hvězdy, kolem 187M☉ a 5,6 milionu L☉ resp.
Objev
V roce 1960 skupina astronomů pracujících v Radcliffova observatoř v Pretoria prováděla systematická měření jasu a spektra jasných hvězd ve Velkém Magellanově mračnu. Mezi katalogizovanými objekty byl RMC 136 (Radcliffe Observatory Magellanic Cloud Catalog, katalogové číslo 136), centrální „hvězda“ 30 Doradus. Následná pozorování ukázala, že R136 se nacházel ve středu obra H II region to bylo centrum intenzivního formování hvězd v bezprostřední blízkosti pozorovaných hvězd.[6]
Na začátku 80. let R136a byl nejprve vyřešen pomocí tečkovaná interferometrie do 8 komponent.[7] R136a2 byl okrajově druhý nejjasnější nalezený do 1 obloukové sekundy ve středu klastru R136. Předchozí odhady, že jas centrální oblasti by vyžadoval až 30 horkých hvězd třídy O do půl sekundy ve středu kupy[8] vedlo ke spekulacím, že pravděpodobnějším vysvětlením je hvězda několikanásobně větší než hmotnost Slunce.[9] Místo toho se nakonec zjistilo, že sestává z několika extrémně zářivých hvězd doprovázených větším počtem horkých O hvězd.[1]
Vzdálenost
Stanovení přesné vzdálenosti k R136a2 je náročné kvůli mnoha faktorům. V obrovské vzdálenosti od LMC je metoda paralaxy za hranicemi současné technologie. Většina odhadů předpokládá, že R136 je ve stejné vzdálenosti jako Velký Magellanovo mračno. Nejpřesnější vzdálenost k LMC je 49,97 kpc, odvozená ze srovnání úhlových a lineárních rozměrů zákrytová binárka hvězdy.[3]
Vlastnosti
Jako všechny hvězdy Wolf-Rayet, i R136a2 prochází silným úbytkem hmoty rychlým hvězdným větrem. Hvězda ztrácí 4.6×10−5 sluneční hmoty za rok prostřednictvím hvězdného větru o rychlosti 2400 km / s.[5][10] Velká hmota hvězdy stlačuje a ohřívá jádro a podporuje rychlou fúzi vodíku převážně přes Proces CNO, což vedlo k svítivosti 5 623 000L☉. Rychlost fúze je tak velká, že za 10 sekund R136a2 vyprodukuje více energie než Slunce za rok. Mohlo to být 211M☉ v době, kdy se zrodila a ztratila až 24M☉ za posledních 1 až 2 miliony let,[4] ale protože současné teorie naznačují, že nad 150 se nemohou narodit žádné hvězdyM☉ může to být sloučení dvou nebo více hvězd.[11]
Ačkoli je hvězda jednou z nejhmotnějších známých, má poloměr 31,6R☉ a objem 32 000 sluncí,[4] mnohem menší než největší hvězdy jako VY CMa. Kvůli vysoké teplotě vydává většinu své energie v ultrafialový oblast elektromagnetické spektrum a vizuální jas je pouze 114 000krát vyšší než slunce (M.PROTI −7.80).[4]
Osud
Předpokládá se, že hvězdy této masy nikdy nemohou ztratit dostatek hmoty, aby se vyhnuly katastrofickému konci zhroucením velkého železného jádra. Výsledkem bude a supernova, hypernova, gama záblesk, nebo snad téměř žádná viditelná exploze, a zanechání po sobě Černá díra. Přesné podrobnosti do značné míry závisí na načasování a množství úbytku hmoty, přičemž současné modely plně nereprodukují distribuci hvězd a supernov, které pozorujeme. Očekává se, že nejhmotnější hvězdy v místním vesmíru budou postupovat k hvězdám Wolf Rayet bez vodíku, než se zhroutí jejich jádra a vytvoří typ Ib nebo Ic supernova a zanechal po sobě černou díru. Gama záblesky se očekávají pouze za neobvyklých podmínek nebo u méně hmotných hvězd.[12]
Reference
- ^ A b C d E 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). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES. XI. Sčítání horkých světelných hvězd a jejich zpětná vazba ve 30 Doradus“. Astronomie a astrofyzika. 558: A134. arXiv:1308.3412. Bibcode:2013A & A ... 558A.134D. doi:10.1051/0004-6361/201321824.
- ^ Schnurr, O .; Chené, A.-N .; Casoli, J .; Moffat, A. F. J .; St-Louis, N. (2009). „VLT / SINFONI časově rozlišená spektroskopie centrálních, světelných, H-bohatých WN hvězd R136“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 397 (4): 2049. arXiv:0905.2934. Bibcode:2009MNRAS.397.2049S. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15060.x.
- ^ A b 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, L .; Ulaczyk, K .; Pietrukowicz, P .; Górski, M .; Karczmarek, P. (2013). „Zatmění-binární vzdálenost k Velkému Magellanovu mračnu s přesností na dvě procenta“. Příroda. 495 (7439): 76–9. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Natur.495 ... 76P. doi:10.1038 / příroda11788. PMID 23467166.
- ^ A b C d E Bestenlehner, Joachim M .; Crowther, Paul A .; Caballero-Nieves, Saida M .; Schneider, Fabian R. N .; Simón-Díaz, Sergio; Brands, Sarah A .; De Koter, Alex; Gräfener, Götz; Herrero, Artemio; Langer, Norbert; Lennon, Daniel J .; Maíz Apellániz, Ježíš; Puls, Joachim; Vink, Jorick S. (2020). „Hvězdokupa R136 byla členěna Hubbleovým kosmickým dalekohledem / STIS. II. Fyzikální vlastnosti nejhmotnějších hvězd v R136.“ Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. arXiv:2009.05136. Bibcode:2020MNRAS.tmp.2627B. doi:10.1093 / mnras / staa2801.
- ^ A b Hainich, R .; Rühling, U .; Todt, H .; Oskinova, L. M .; Liermann, A .; Gräfener, G .; Foellmi, C .; Schnurr, O .; Hamann, W.-R. (2014). „Vlčí paprsky hvězdy ve Velkém Magellanově mračnu“. Astronomie a astrofyzika. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A & A ... 565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696.
- ^ Feast, M. W .; Thackeray, A. D .; Wesselink, A. J. (1960). „Nejjasnější hvězdy v Magellanova mračnech“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 121 (4): 337. Bibcode:1960MNRAS.121..337F. doi:10.1093 / mnras / 121.4.337.
- ^ Weigelt, G .; Baier, G. (1985). „R136a v 30 mlhovině Doradus vyřešen holografickou skvrnitou interferometrií“. Astronomie a astrofyzika. 150: L18. Bibcode:1985A & A ... 150L..18W.
- ^ Moffat, A. F. J .; Seggewiss, W. (1983). „R136 - Supermasivní hvězda nebo husté jádro hvězdokupy?“. Astronomie a astrofyzika. 125: 83. Bibcode:1983A & A ... 125 ... 83M.
- ^ Cassinelli, J. P .; Mathis, J. S .; Savage, B. D. (1981). „Centrální objekt 30 mlhoviny Doradus, supermasivní hvězda“. Věda. 212 (4502): 1497–501. Bibcode:1981Sci ... 212.1497C. doi:10.1126 / science.212.4502.1497. PMID 17790538.
- ^ Crowther, Paul A .; Schnurr, Olivier; Hirschi, Raphael; Yusof, Norhasliza; Parker, Richard J .; Goodwin, Simon P .; Kassim, Hasan Abu (2010). „Hvězdokupa R136 je hostitelem několika hvězd, jejichž jednotlivé hmotnosti výrazně překračují akceptovaný limit hmotnosti hvězd 150 M⊙.“ Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 408 (2): 731. arXiv:1007.3284. Bibcode:2010MNRAS.408..731C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x.
- ^ Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Ach, Seungkyung (2012). „Vznik superkanonických hvězd ve hvězdokupách typu R136“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 426 (2): 1416. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. doi:10.1111 / j.1365-2966.2012.21672.x.
- ^ Woosley, Stan. E.; Heger, Alexander (2015). „Smrt velmi mohutných hvězd“. Velmi masivní hvězdy v místním vesmíru. Velmi masivní hvězdy v místním vesmíru. Knihovna astrofyziky a kosmické vědy. 412. str. 199. arXiv:1406.5657. Bibcode:2015ASL..412..199W. doi:10.1007/978-3-319-09596-7_7. ISBN 978-3-319-09595-0.