R136a1

R136a1 Opis tego obrazu, również skomentowany poniżej Obraz w podczerwieni gromady R136 wykonany przez Bardzo Duży Teleskop . R136a1 znajduje się w centrum, obok R136a2 , R136a3 po prawej u dołu i R136b po lewej stronie. Dane obserwacyjne
( epoka J2000.0 )
Rektascensja 5 godz.  38 m  42,43 s
Deklinacja −69 ° 06 ′ 02,2 ″
Konstelacja Dorada
Pozorna wielkość 12.23

Lokalizacja w konstelacji: Dorade

(Zobacz sytuację w konstelacji: Dorade) Dorado IAU.svg
Charakterystyka
Typ widmowy WN5h
Indeks UB 1.34
Indeks BV 0,03
Astrometria
Dystans 163000  al
(49970   szt )
Absolutna wielkość −8.09
Charakterystyka fizyczna
Masa 315  M ☉
Promień 28,8 - 35,4  R ☉
Grawitacja powierzchniowa (log g) 4.0
Jasność 8,71x10 ^ 6  L ☉
Temperatura 53,000 - 56,000  K
Wiek 300 000  a

Inne oznaczenia

BAT99 108, RMC 136a1, HSH95 3, RO84 1b, Cl * RNGCC 2070 MH 498, CHH92 1, P93 954

R136a1 jest gwiazdą typu Wolf-Rayet znajdującą się w gromadzie gwiazd R136 . Jest to najbardziej masywna i najjaśniejsza ze znanych gwiazd w obserwowalnym wszechświecie .

Przy masie około 315  mas Słońca (notacja 315  M ☉ ) byłaby to najbardziej masywna gwiazda, jaką kiedykolwiek zaobserwowano. Przed tym odkryciem astrofizycy wierzyli, że maksymalna masa gwiazdy wynosi 150  M ☉ .

W porównaniu ze Słońcem , R136a1 byłby między 28,8 a 35,4 razy większy (średnicę szacuje się na około 44 089 600  km wobec 1 392 000  km ), kilka milionów razy jaśniejszy, a jego temperatura w fotosferze (powierzchni, która wytwarza promieniowanie gwiazdy) dziesięciokrotnie wyższa. ( 56 000  K przeciwko 5778  K dla naszej gwiazdy).

Jest członkiem R136 , gromady gwiazd położonej około 163 000  lat świetlnych od nas w konstelacji Dorado , w pobliżu centrum Mgławicy Tarantula , w Wielkim Obłoku Magellana . Masa gwiazdy została określona przez zespół astronomów pod kierownictwem Paula Crowthera w 2010 roku.

Odkrycie

Wiadomość o odkryciu gwiazdy została opublikowana w lipiec 2010. Zespół brytyjskich astronomów pod kierownictwem Paula Crowthera, profesora astrofizyki na Uniwersytecie w Sheffield, wykorzystał Bardzo Duży Teleskop (VLT) w Chile do zbadania dwóch grup gwiazd, RNGCC 3603 i R136a. Natura R136a była kontrowersyjna, rozważano dwie możliwości wyjaśnienia jej natury: supermasywny obiekt o masach od 5000 do 8000 mas Słońca lub gęsta gromada gwiazd.

W 1979 roku 3,6 - metrowy teleskop ESO został użyty do rozdzielenia R136 na trzy części: R136a, R136b i R136c. Dokładny charakter R136a był niejasny i był przedmiotem dyskusji. W 1985 roku grupa badaczy ustaliła, że ​​jest to druga możliwość (gromada gwiazd złożona z co najmniej 20 gwiazd) dzięki technice cyfrowej interferometrii plamkowej . Zespół Paula Crowthera zakończył to odkrycie, identyfikując w tej gromadzie kilka gwiazd o temperaturze powierzchniowej około 53 000 K i czterech gwiazdach ważących od 200 do 315 mas Słońca.

Weigelt i Beier po raz pierwszy wykazali, że R136a była gromadą gwiazd w 1985 roku. Używając techniki interferometrii plamkowej wykazano, że gromada składa się z 8 gwiazd w 1 sekundzie łukowej w centrum gromady, przy czym R136a1 jest najjaśniejszą.

Promień R136a1 jest około 28 razy większy niż promień Słońca (28 R ☉ / 21 000 000 km / 1⁄7 AU ), co odpowiada objętości 27 000 słońc. Jego wymiary są znacznie mniejsze niż w przypadku największych gwiazd: czerwone nadolbrzymy mierzą kilka tysięcy promieni słonecznych  R ☉ , czyli dziesiątki razy większe niż R136a1. Pomimo swojej dużej masy i skromnych rozmiarów, R136a1 ma średnią gęstość około 1% gęstości Słońca, około 14 kg / m 3 , jest tylko 10 razy gęstsza od ziemskiej atmosfery na poziomie morza.

Charakterystyka fizyczna

R136a1 to gwiazda Wolfa-Rayeta . Podobnie jak inne gwiazdy, które są blisko granicy Eddingtona , straciła znaczną część swojej pierwotnej masy z powodu ciągłego wiatru gwiazdowego. Szacuje się, że w chwili narodzin gwiazda miała 380 mas Słońca i utraciła około 50 mas Słońca  M ☉ w ciągu następnego miliona lat. Ze względu na bardzo wysoką temperaturę ma barwę niebiesko-fioletową. Przy jasności około 8710 000 jasności Słońca  L ☉ , R136a1 jest najjaśniejszą znaną gwiazdą, emitującą więcej energii w ciągu czterech sekund niż Słońce w ciągu roku. Gdyby zastąpiła Słońce w Układzie Słonecznym, zaćmieniłaby Słońce 94 000 razy i pojawiłaby się na Ziemi z wielkością -39 magnitudo.

R136a1 to gwiazda WN5h o dużej jasności, umieszczona w lewym górnym rogu diagramu Hertzsprunga-Russella . Gwiazda Wolfa-Rayeta wyróżnia się silnymi i szerokimi liniami emisyjnymi swojego widma.

Jego jasność w odległości od najbliższej Ziemi gwiazdy, Proximy Centauri , byłaby mniej więcej taka sama jak Księżyca w pełni . Efektywną temperaturę gwiazdy można określić na podstawie jej koloru. Temperatury od 53 000 do 56 000 K są określane przy użyciu różnych modeli atmosferycznych. Jego prędkości obrotowej nie można zmierzyć bezpośrednio, ponieważ fotosfera jest przesłonięta przez gęsty wiatr gwiazdowy. Linia emisyjna 2,1 µm NV jest wytwarzana względem wiatru i może być wykorzystana do oszacowania rotacji.

Gwiazdy o masie od 8 do 150 mas Słońca kończą swoje „życie” w postaci supernowej , stając się gwiazdami neutronowymi lub czarnymi dziurami . Po ustaleniu istnienia gwiazd o masie od 150 do 315 mas Słońca astronomowie podejrzewają, że po śmierci taka gwiazda stanie się hipernową , gwiezdną eksplozją o łącznej energii ponad 100 supernowych.

Taka gwiazda może również umrzeć przedwcześnie jako niestabilna w parze supernowa na długo przed tym, jak jej serce naturalnie zapadnie się z powodu braku paliwa. W gwiazdach o masie Słońca ponad 140, wysokie ciśnienia i powolna ewakuacja energii przez grube warstwy przyspieszają nukleosyntezę gwiazd . Takie rdzenie wzbogacają się w tlen i nagrzewają się na tyle, aby emitować dużo promieni gamma powyżej 1,022  MeV . Te promienie gamma są wystarczająco energetyczne, aby wytworzyć pary pozyton / elektron , produkcję preferowaną przez tlen. Pozyton anihiluje z elektronem, dając dwa fotony gamma 0,511  MeV plus energię kinetyczną anihilowanej pary. Te wytwory par i anihilacje spowalniają ewakuację energii, ogrzewają serce i przyspieszają nukleosyntezę. Reakcje są przenoszone aż do wybuchu. Jeśli R136a1 ulegnie takiej eksplozji, nie opuści czarnej dziury, a zamiast tego kilkanaście mas Słońca niklu-56 wytworzonego w jego jądrze zostanie rozproszonych w ośrodku międzygwiazdowym. Nikiel 56, dzięki radioaktywności β , nagrzeje się i silnie oświetli pozostałość po supernowej przez kilka miesięcy, stając się żelazem 56 .

Okolica

Odległość od R136a1 nie może być określona bezpośrednio, ale przyjmuje się, że jest to ta sama odległość co Wielki Obłok Magellana , około 50 kiloparseków.

Układ R136a w sercu R136 to gęsta gromada jasnych gwiazd zawierająca co najmniej 12 gwiazd, z których najważniejsze to R136a1, R136a2 i R136a3 , z których wszystkie są niezwykle jasnymi i masywnymi gwiazdami WN5h. R136a1 jest oddzielona od R136a2, drugi jasności na grupy o 5,000 AU . Jest to zatem system binarny. Jak na tak odległą gwiazdę, R136a1 jest stosunkowo wolna od pyłu międzygwiazdowego . Jak dotąd w pobliżu tych gwiazd nie odkryto żadnej planety .

Gromada R136 znajduje się w Mgławicy Tarantula , największej znanej mgławicy .

Dostrzeżenie konturu tej gwiazdy z Ziemi wymaga dobrego powiększenia teleskopowego, ponieważ znajduje się ona na skraju pobliskiej, szeroko rozproszonej galaktyki, która ma wiele dużych, bardzo aktywnych mgławic gwiazdotwórczych, Wielkiego Obłoku Magellana .

Ewolucja

Trening

Modele powstawania gwiazd akrecyjnych z obłoków molekularnych przewidują górną granicę masy, jaką gwiazda może osiągnąć, zanim jej promieniowanie zapobiegnie dalszej akumulacji. R136a1 wyraźnie przekracza wszystkie te granice, co doprowadziło do opracowania nowych modeli akrecji jednej gwiazdy, potencjalnie eliminujących górną granicę i potencjał masywnego formowania się gwiazd w wyniku łączenia się gwiazd.

Jako pojedyncza gwiazda powstała w wyniku akrecji, właściwości tak masywnej gwiazdy są nadal niepewne. Widma syntetyczne wskazują, że nigdy nie miałby klasy jasności ciągu głównego (V), ani nawet normalnego widma typu O. Silna jasność, bliskość granicy Eddingtona i silny wiatr gwiazdowy dają widmo WNh, gdy tylko R136a1 stanie się widoczna jako gwiazda. Helu i azotu miesza się szybko do powierzchni, ponieważ z dużym konwekcyjnego rdzenia i znaczącej utraty masy. Ich obecność w wietrze gwiazdowym tworzy charakterystyczne widmo emisyjne Wolfa Rayeta. R136a1 byłby nieco chłodniejszy niż niektóre mniej masywne gwiazdy ciągu głównego. Podczas spalania wodoru w rdzeniu udział helu w rdzeniu wzrasta, a ciśnienie i temperatura w rdzeniu rosną.

Powoduje to wzrost jasności, więc R136a1 jest teraz nieco jaśniejszy niż wtedy, gdy został pierwotnie utworzony. Temperatura nieznacznie spada, ale zewnętrzne warstwy gwiazdy puchną, powodując jeszcze większą utratę masy.

Przyszłość

R136a1 jest w trakcie procesu zgrzewania wodoru w hel. Pomimo swojego upiornego wyglądu Wolfa-Rayeta, jest bardzo młodą gwiazdą; astronomowie szacują jego wiek na około 300 000 lat. Widmo emisji jest tworzone przez gęsty wiatr gwiazdowy wywołany ekstremalnym światłem, przy czym wysokie poziomy helu i azotu są mieszane od jądra do powierzchni przez silną konwekcję. Jest więc gwiazdą w głównej sekwencji. Inne modele przewidują, że tak duże jądro będzie wytwarzać bardzo duże ilości niklu-56, napędzając hipernową .

Każda gwiazda wytwarzająca jądro węglowo-tlenowe (C - O) masywniejsze niż maksimum dla białego karła (około 1,4 masy Słońca) nieuchronnie doświadczy zapaści jądra. Zwykle dzieje się tak, gdy rdzeń żelazny został wyprodukowany, a fuzja nie może już wytwarzać energii wymaganej do zapobiegania zapadnięciu się rdzenia, chociaż może się to zdarzyć w innych okolicznościach.

Zapadnięcie się żelaznego rdzenia może spowodować powstanie supernowej, a czasem eksplozję promieniowania gamma . Eksplozja supernowej będzie typu I, ponieważ gwiazda nie ma wodoru, typu Ic, ponieważ prawie nie zawiera helu. Szczególnie masywne rdzenie żelaza mogą spowodować, że cała gwiazda zapadnie się w czarną dziurę bez widocznej eksplozji lub w niedoświetloną supernową, gdy radioaktywne 56 Ni spadnie z powrotem na czarną dziurę .

Pozostałość po supernowej zapadającej się jądra typu Ic jest albo gwiazdą neutronową, albo czarną dziurą. R136a1 ma jądro znacznie większe niż maksymalna masa gwiazdy neutronowej  ; czarna dziura jest więc nieuniknione.

Bibliografia

  1. (w) BAT99 108 na bazie Sindbad Strasbourg Astronomiczne centrum danych . (dostęp 14 stycznia 2016).
  2. (w) BAT199 108 w bazie danych VizieR the Strasbourg Astronomical Data Center (dostęp: 14 stycznia 2016).
  3. (i) BAT199 108 (dostępne 14 stycznia 2016).
  4. G Pietrzyński , D. Graczyk, W. Gieren, IB Thompson, B. Pilecki, A. Udalski i I. Soszyński, „  Zaćmieniowo-binarna odległość do Wielkiego Obłoku Magellana z dokładnością do 2%  ”, Nature , vol.  495 n O  7439,7 marca 2013 r, s.  76–79 ( PMID  23467166 , DOI  10.1038 / nature11878 , Bibcode  2013Natur.495 ... 76P , arXiv  1303.2063 )
  5. P. A. Crowther , O. Schnurr , R. Hirschi , N. Yusof , RJ Parker , SP Goodwin i HA Kassim , „  Gromada gwiazd R136 zawiera kilka gwiazd, których masy indywidualne znacznie przekraczają dopuszczalny limit 150 M ⊙ gwiezdnej masy  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  408 n O  22010, s.  731 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x , Bibcode  2010MNRAS.408..731C , arXiv  1007.3284 )
  6. Nola Taylor Redd , „  Jaka jest najbardziej masywna gwiazda?  " , Space.com ,28 lipca 2018 r(dostęp 28 lipca 2018 )
  7. Nola Taylor Redd , „  Jaka jest najbardziej masywna gwiazda?  " , Space.com ,28 lipca 2018 r(dostęp 28 lipca 2018 )
  8. JV Feitzinger , W. Schlosser , T Schmidt-Kaler i C. Winkler , „  The central object R 136 in the gas nebula 30 Doradus - Structure, color, mass and excitation parameter  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  84, nr .  1-2,Kwiecień 1980, s.  50–59 ( Bibcode  1980A & A .... 84 ... 50F )
  9. http://www.mpifr.de/div/ir-interferometry/papers/weigelt_baier_aua150_l18-l20_1985.pdf
  10. Weigelt i G. Baier , „  R136a w mgławicy 30 Doradus rozstrzygana przez holograficzną interferometrię plamkową  ”, Astronomy and Astrophysics , tom.  150,1985, s.  L18 ( Bibcode  1985A i A ... 150L..18W )
  11. (en) Crowther, MS Caballero-Nieves , KA Bostroem , J. Maize Apellániz , FRN Schneider , NR Walborn , CR Angus , I. Brott , A. Bonanos , A. De Koter , SE De Mink , CJ Evans , G. Gräfener , A. Herrero , ID Howarth , N. Langer , DJ Lennon , J. Puls , H. Sana i JS Vink , „  Gromada gwiazd R136 rozcięta za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a / STIS. I. Spis spektroskopowy dalekiego ultrafioletu i pochodzenie He II λ1640 w młodych gromadach gwiazd  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  458, N O  2Maj 2016, s.  624 ( DOI  10.1093 / mnras / stw273 , Bibcode  2016MNRAS.458..624C , arXiv  1603.04994 )
  12. PA Crowther , O. Schnurr , R. Hirschi , N. Yusof , RJ Parker , SP Goodwin i HA Kassim , „  Gromada gwiazd R136 zawiera kilka gwiazd, których indywidualne masy znacznie przekraczają akceptowany limit 150 M ⊙ gwiezdnej masy  ”, Informacje miesięczne Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego , vol.  408 n O  22010, s.  731 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x , Bibcode  2010MNRAS.408..731C , arXiv  1007.3284 )
  13. JM Bestenlehner , JS Vink , G. Gräfener , F. Najarro , CJ Evans , N. Bastian , AZ Bonanos , E. Bressert , PA Crowther , E. Doran , K. Friedrich , V. Hénault-Brunet , A. Herrero , A. de Koter , N. Langer , DJ Lennon , J. Maíz Apellániz , H. Sana , I. Soszynski i WD Taylor , „  The VLT-FLAMES Tarantula Survey  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  530,2011, s.  L14 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201117043 , Bibcode  2011A & A ... 530L..14B , arXiv  1105.1775 )
  14. Bel Campbell , Deidre A. Hunter , Jon A. Holtzman , Tod R. Lauer , Edward J. Shayer , Arthur Code , SM Faber , Edward J. Groth , Robert M. Light , Roger Lynds , Earl J., Jr. O Neil i James A. Westphal , „Zdjęcia z  teleskopu kosmicznego Hubble'a R136 z kamery planetarnej  ”, The Astronomical Journal , vol.  104,1992, s.  1721 ( DOI  10.1086 / 116355 , Bibcode  1992AJ .... 104.1721C )
  15. Rolf Kuiper , Hubert Klahr , Henrik Beuther i Thomas Henning , „  TRÓJWYMIAROWA SYMULACJA FORMACJI MASYWNYCH GWIAZD W SCENARIUSZU AKRECJI DYSKU  ”, The Astrophysical Journal , vol.  732 n o  1,2011, s.  20 ( ISSN  0004-637X , DOI  10.1088 / 0004-637X / 732/1/20 , Bibcode  2011ApJ ... 732 ... 20K , arXiv  1102.4090 )
  16. AJ van Marle, SP Owocki i NJ Shaviv, „  Wiatry napędzane przez Continuum od gwiazd super-Eddington. Opowieść o dwóch granicach  ”, AIP Conference Proceedings , t.  990,2008, s.  250–253 ( DOI  10.1063 / 1.2905555 , Bibcode  2008AIPC..990..250V , arXiv  0708.4207 )
  17. N. Langer , „  Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars  ”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol.  50, n o  1,2012, s.  107-164 ( DOI  10.1146 / annurev-astro-081811-125534 , Bibcode  2012ARA & A..50..107L , arXiv  1206.5443 )
  18. Evan O'Connor i Christian D. Ott , „  FORMACJA CZARNYCH DZIUR W NIEPOWODZONYM SUPERNOVAE CORE-COLLAPSE  ”, The Astrophysical Journal , vol.  730, N O  22011, s.  70 ( ISSN  0004-637X , DOI  10.1088 / 0004-637X / 730/2/70 , Bibcode  2011ApJ ... 730 ... 70O , arXiv  1010.5550 )
  19. S. Valenti , A. Pastorello , E. Cappellaro , S. Benetti , PA Mazzali , J. Manteca , S. Taubenberger , N. Elias-Rosa , R. Ferrando , A. Harutyunyan , VP Hentunen , M. Nissinen , E. . Pian p Turatto L. Zampieri i SJ Smartt „  niskiej energii rdzeń zapadaniu supernowa bez otoczki wodoru  ,” Naturę , Vol.  459 n O  7247,2009, s.  674–677 ( PMID  19494909 , DOI  10.1038 / nature08023 , Bibcode  2009Natur.459..674V , arXiv  0901.2074 )
  20. Evan O'Connor i Christian D. Ott , „  Black Hole Formation in Failing Core-Collapse Supernovae  ”, The Astrophysical Journal , vol.  730, N O  22011, s.  70 ( ISSN  0004-637X , DOI  10.1088 / 0004-637X / 730/2/70 , Bibcode  2011ApJ ... 730 ... 70O , arXiv  1010.5550 )
  21. Jose H. Groh , Georges Meynet , Cyril Georgy i Sylvia Ekström , „  Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of masyw stars before death  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  558,2013, A131 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321906 , Bibcode  2013A & A ... 558A.131G , arXiv  1308.4681 )

Zobacz też

Powiązane artykuły

Linki zewnętrzne