R136a2 — Википедия

R136a2
Звезда
Центральная область скопления R136, видимая в инфракрасном диапазоне. R136a1 и R136a2 являются двумя очень близкими звёздами в самом центре, R136a2 более слабая.
Центральная область скопления R136, видимая в инфракрасном диапазоне. R136a1 и R136a2 являются двумя очень близкими звёздами в самом центре, R136a2 более слабая.
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000,0)
Тип звезда Вольфа-Райе
Прямое восхождение 05ч 38м 42,40с[1]
Склонение −69° 06′ 2,88″[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]
Спектральные характеристики
Спектральный класс WN5h
Показатель цвета
 • B−V −0,29
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]
Часть от R136
Коды в каталогах
MH 511, RMC 136a2, HSH95 5, BAT99 109, CHH92 2
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных 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

[править | править код]

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 звёзд 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 звёзд рядом с большим количеством звёзд класса O[1].

Расстояние

[править | править код]

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 путём сопоставления угловых и линейных размеров затменных двойных звёзд, составляет 49.97 кпк[2].

Свойства

[править | править код]

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]. Большая 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, её радиус составляет 23,4R☉[4], что намного меньше радиуса одной из крупнейших звёзд, VY Большого Пса. Вследствие высокой температуры R136a2 излучает бо́льшую часть энергии в ультрафиолетовом диапазоне спектра, при этом абсолютная звёздная величина в видимом диапазоне составляет MV= −7.52[4].

Эволюция

[править | править код]

Считается, что звёзды настолько большой массы не могут потерять достаточное количество массы в ходе эволюции, чтобы избежать коллапса железного ядра. В результате коллапса произойдёт 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 потери массы и количества потерянной массы. Наиболее массивные звёзды в местной области Вселенной превращаются в лишённые 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 и для менее массивных звёзд[11].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 3 4 E. I.; Doran; 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. The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2013. — Vol. 558. — P. A134. — doi:10.1051/0004-6361/201321824. — Bibcode: 2013A&A...558A.134D. — arXiv:1308.3412.
  2. ↑ 1 2 G.; Pietrzyński; 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. An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent (англ.) // Nature : journal. — 2013. — Vol. 495, no. 7439. — P. 76. — doi:10.1038/nature11878. — Bibcode: 2013Natur.495...76P. — arXiv:1303.2063. — PMID 23467166.
  3. ↑ Paul A.; Crowther; 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. 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 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2016. — Vol. 458. — P. 624. — doi:10.1093/mnras/stw273. — Bibcode: 2016MNRAS.458..624C. — arXiv:1603.04994.
  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. The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2014. — Vol. 565. — P. A27. — doi:10.1051/0004-6361/201322696. — Bibcode: 2014A&A...565A..27H. — arXiv:1401.5474.
  5. ↑ 1 2 3 Crowther, Paul A.; Schnurr, Olivier; Hirschi, Raphael; Yusof, Norhasliza; Parker, Richard J.; Goodwin, Simon P.; Kassim, Hasan Abu. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2010. — Vol. 408, no. 2. — P. 731. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x. — Bibcode: 2010MNRAS.408..731C. — arXiv:1007.3284.
  6. ↑ Feast, M. W.; Thackeray, A. D.; Wesselink, A. J. The brightest stars in the Magellanic Clouds (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1960. — Vol. 121, no. 4. — P. 337. — doi:10.1093/mnras/121.4.337. — Bibcode: 1960MNRAS.121..337F.
  7. ↑ G.; Weigelt; Baier, G. R136a in the 30 Doradus nebula resolved by holographic speckle interferometry (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1985. — Vol. 150. — P. L18. — Bibcode: 1985A&A...150L..18W.
  8. ↑ A. F. J.; Moffat; Seggewiss, W. R136 - Supermassive star or dense core of a star cluster? (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1983. — Vol. 125. — P. 83. — Bibcode: 1983A&A...125...83M.
  9. ↑ Cassinelli, J. P.; Mathis, J. S.; Savage, B. D. Central Object of the 30 Doradus Nebula, a Supermassive Star (англ.) // Science : journal. — 1981. — Vol. 212, no. 4502. — P. 1497. — doi:10.1126/science.212.4502.1497. — Bibcode: 1981Sci...212.1497C. — PMID 17790538.
  10. ↑ Sambaran; Banerjee; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung. The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2012. — Vol. 426, no. 2. — P. 1416. — doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x. — Bibcode: 2012MNRAS.426.1416B. — arXiv:1208.0826.
  11. ↑ Woosley, Stan. E.; Heger, Alexander. The Deaths of Very Massive Stars // Very Massive Stars in the Local Universe. — 2015. — Т. 412. — С. 199. — (Astrophysics and Space Science Library). — ISBN 978-3-319-09595-0. — doi:10.1007/978-3-319-09596-7_7.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=R136a2&oldid=131947047