Jobb felemelkedés | 5 óra 38 m 42,43 s |
---|---|
Deklináció | −69 ° 06 ′ 02.2 ″ |
csillagkép | Tengeri keszeg |
Látszólagos nagyság | 12.23 |
Helyszín a csillagképben: Dorade | |
Spektrális típus | WN5h |
---|---|
UB index | 1.34 |
BV index | 0,03 |
Távolság |
163 000 al (49 970 pc ) |
---|---|
Abszolút nagyság | −8.09 |
Tömeg | 315 M ☉ |
---|---|
Sugár | 28,8 - 35,4 R * |
Felületi gravitáció (log g) | 4.0 |
Fényerősség | 8,71x10 ^ 6 L ☉ |
Hőfok | 53 000 - 56 000 K |
Kor | 300 000 a |
Egyéb megnevezések
BAT99 108, RMC 136a1, HSH95 3, RO84 1b, Cl * RNGCC 2070 MH 498, CHH92 1, P93 954
R136a1 egy csillag típusú Wolf-Rayet található a csillaghalmaz R136 . Ez a megfigyelhető univerzumban ismert legnagyobb tömegű és legfényesebb csillag .
Körülbelül 315 naptömeg (315 M M jelölés ) tömegével ez lenne a valaha megfigyelt legnagyobb tömegű csillag. E felfedezés előtt az asztrofizikusok úgy vélték, hogy a maximális csillagtömeg 150 M ☉ .
A Naphoz képest az R136a1 28,8–35,4-szer nagyobb (átmérője körülbelül 44 089 600 km, szemben 1 392 000 km-rel ), több milliószor fényesebb, és a fotoszféráján ( a csillag sugárzását okozó felületen ) lévő hőmérséklet tízszer magasabb ( 56 000 K, míg csillagunk 5778 K ).
Tagja az R136-nak , egy csillaghalmaznak, amely körülbelül 163 000 fényévnyire található a Dorado csillagképben , a Tarantula-köd közepe közelében , a Nagy Magellán Felhőben . A csillag tömegét egy csillagászcsoport határozta meg Paul Crowther vezetésével 2010-ben.
A sztár felfedezésének híre ban jelent meg 2010. július. Paul Crowther, a Sheffieldi Egyetem asztrofizika professzora által vezetett brit csillagászokból álló csoport a chilei Very Large Telescope (VLT) segítségével két csillagcsoportot, az RNGCC 3603 és az R136a tanulmányozására használta fel. Az R136a jellege ellentmondásos volt, természetének magyarázatára két lehetőséget fontolóra vettek: egy 5000-8000 naptömegű szupermasszív objektum vagy egy sűrű csillaghalmaz.
1979-ben az ESO 3,6 méteres távcsövét használták az R136 három részre történő szétválasztására : R136a, R136b és R136c. Az R136a pontos jellege nem volt világos, és vita tárgyát képezte. 1985-ben egy kutatócsoport megállapította, hogy ez a második lehetőség (legalább 20 csillagból álló csillagfürt) egy digitális foltos interferometriás technikával . Paul Crowther csapata befejezte ezt a felfedezést azzal, hogy több csillagot azonosított, amelyek felületi hőmérséklete körülbelül 53 000 K volt, és négy csillagot, amelyek súlya 200-315 naptömeg volt ebben a klaszterben.
Weigelt és Beier először 1985-ben mutatták be, hogy az R136a csillaghalmaz volt. A foltos interferometria technikával kimutatták, hogy a klaszter 8 csillagból áll 1 ívmásodperc alatt a fürt középpontjában, az R136a1 a legfényesebb.
R136a1 mintegy 28-szor a sugara a Nap (28 R ☉ / 21000000 km / 1/7 AU ), amely megfelel a térfogata 27.000 napok. Méretei sokkal kisebbek, mint a legnagyobb csillagoké: a vörös szuperóriások több ezer R ☉ napsugarat mérnek , azaz tízszer nagyobbak, mint az R136a1. Nagy tömege és szerény méretei ellenére az R136a1 átlagos sűrűsége körülbelül 1%, mint a napé, kb. 14 kg / m 3 , csak 10-szer sűrűbb, mint a Föld tengerszintű légköre .
Az R136a1 Wolf-Rayet csillag . A többi csillaghoz hasonlóan, amelyek az Eddington-határ közelében vannak , a folyamatos csillagszél elvesztette eredeti tömegének nagy részét. Becslések szerint születésekor a csillag 380 naptömeggel rendelkezett, és a következő millió évben körülbelül 50 naptömeg vesztett M ☉ . Nagyon magas hőmérséklete miatt kék-lilának tűnik. Körülbelül 8 710 000 L ☉ fénysugárral R136a1 az ismert legfényesebb csillag, amely négy másodperc alatt több energiát bocsát ki, mint a Nap egy év alatt. Ha a Napot felváltaná a Naprendszerben, akkor 94 000-szer elhomályosítaná a Napot, és −39-es nagyságrendűnek tűnik a Földről.
Az R136a1 nagy fényerejű WN5h csillag, a Hertzsprung-Russell diagram bal felső sarkába helyezve . A Wolf-Rayet csillagot spektruma erős és széles emissziós vonalai különböztetik meg.
Fényessége a Földhöz legközelebbi csillagtól, a Proxima Centauritól olyan távolságban lenne, mint a Teliholdé . A csillag tényleges hőmérséklete a színéből derül ki. Különböző légköri modellek alkalmazásával 53 000 és 56 000 K közötti hőmérsékletet találunk. Forgási sebességét közvetlenül nem lehet mérni, mert a fotoszférát eltakarja a sűrű csillagszél. A szélhez képest 2,1 µm NV emissziós vonal keletkezik, és felhasználható a forgás becslésére.
A 8 és 150 naptömeg közötti csillagok szupernóvában fejezik be "életüket" , neutroncsillagokká vagy fekete lyukakká válva . Miután megállapították a csillagok létezését 150 és 315 közötti naptömeg között, a csillagászok azt gyanítják, hogy egy ilyen csillag halálakor hipernova , csillagrobbanás lesz, amelynek összenergiája meghaladja a 100 szupernóvát.
Egy ilyen csillag idő előtt meghalhat, mint egy pár instabil szupernóva, még jóval azelőtt, hogy szíve üzemanyag hiányában természetes módon összeomlana. A több mint 140 naptömegű csillagokban a nagy nyomás és az energia lassú kiürítése a vastag rétegeken keresztül felgyorsítja a csillag nukleoszintézisét . Az ilyen magok oxigénnel dúsulnak és eléggé felforrósodnak ahhoz, hogy sok gamma-sugarat bocsássanak ki 1,022 MeV felett . Ezek a gammasugarak elég energikusak ahhoz, hogy pozitron / elektron párokat hozzanak létre , amelyet az oxigén elősegít. A pozitron elektrongal megsemmisül, így két 0,511 MeV gammafoton plusz a megsemmisített pár kinetikus energiája. Ezek a páros produkciók és megsemmisítések lelassítják az energia kiürülését, felmelegítik a szívet és felgyorsítják a nukleoszintézist. A reakciókat a robbanásig folytatják. Ha az R136a1 ilyen robbanáson megy keresztül, nem fog fekete lyukat hagyni, és ehelyett a magjában keletkezett tucatnyi nikkel-56 naptömeg szétszóródna a csillagközi közegben. A nikkel 56, β radioaktivitással , felmelegszik, és néhány hónapig erősen megvilágítja a szupernóva-maradékot , és így vas 56 lesz .
Az R136a1 távolsága közvetlenül nem határozható meg, de feltételezzük, hogy megegyezik a Nagy Magellán Felhővel, kb. 50 kiloparsek távolsággal.
Az R136 középpontjában álló R136a rendszer egy fényes csillagok sűrű halmaza, amely legalább 12 csillagot tartalmaz, amelyek közül a legfontosabbak az R136a1, R136a2 és R136a3 , amelyek mindegyike rendkívül fényes és masszív WN5h csillag. Az R136a1-et 5000 AU választja el a csoport második legfényesebb csillagától, az R136a2-től . Ezért bináris rendszerről van szó. Egy ilyen távoli csillag esetében az R136a1 viszonylag tiszta a csillagközi portól . Eddig egyetlen bolygót sem fedeztek fel a csillagok közelében.
Az R136 klaszter a Tarantula-ködben található , a legnagyobb ismert ködben .
Ennek a csillagnak a Földről való körvonalának érzékeléséhez jó teleszkópos nagyításra van szükség, mivel egy közeli, széles körben szétszórt galaxis szélén helyezkedik el, amelynek számos nagy, nagyon aktív csillagképző ködje, a Magellán Nagy Felhője van .
A molekuláris felhőkből származó akkréciós csillagképződés modelljei azt a tömeg felső határát jelzik, amelyet egy csillag elérhet, mielőtt sugárzása megakadályozza a további felhalmozódást. Az R136a1 egyértelműen túllépi ezeket a határokat, ami új egycsillagos akkréciós modellek kidolgozásához vezetett, amelyek potenciálisan kiküszöbölik a csillagok egyesüléséből fakadó felső határt és a hatalmas csillagképződés lehetőségét.
Mint egyetlen csillag, amelyet akkréció alkot, egy ilyen hatalmas csillag tulajdonságai még mindig bizonytalanok. A szintetikus spektrumok azt mutatják, hogy soha nem lenne fő szekvenciájú (V) fényességi osztálya, vagy akár normál O típusú spektruma. Az erős fényerő, az Eddington-határ közelsége és az erős csillagszél WNh-spektrumot ad, amint az R136a1 csillagként láthatóvá válik. A hélium és a nitrogén gyorsan keveredik a felszínre a nagy konvekciós mag és a jelentős tömegveszteség miatt. A csillagszélben való jelenlétük létrehozza a Wolf Rayet jellegzetes emissziós spektrumát. Az R136a1 kissé hűvösebb lett volna, mint néhány kevésbé masszív főszekvencia csillag. A hidrogénnek a magban történő égése során a magban lévő hélium frakciója növekszik, és a mag nyomása és hőmérséklete nő.
Ez a fényerő növekedését eredményezi, ezért az R136a1 most egy kicsit fényesebb, mint eredetileg. A hőmérséklet enyhén csökken, de a csillag külső rétegei megduzzadtak, ami még nagyobb tömegveszteséget okoz.
Az R136a1 jelenleg folyamatban van a hidrogén héliummá olvadásával . Kísérteties Wolf-Rayet megjelenése ellenére nagyon fiatal sztár; a csillagászok korát 300 000 évre becsülik. Az emissziós spektrumot az extrém fény okozta sűrű csillagszél hozza létre, a magas hélium- és nitrogéntartalom erős konvekcióval keveredik a magtól a felszínig. Ezért egy csillag a fő sorrendben. Más modellek azt jósolják, hogy egy ilyen nagy mag nagyon nagy mennyiségű nikkel-56-ot fog termelni, ami egy hipernovát táplál .
Bármely csillag, amely egy fehér törpe (kb. 1,4 naptömeg) esetében a maximálisnál hatalmasabb szén-oxigén (C - O) magot termel, óhatatlanul magja összeomlik. Ez általában akkor történik, amikor egy vasmagot előállítottak, és a fúzió már nem képes előállítani a mag összeomlásának megakadályozásához szükséges energiát, bár más körülmények között is megtörténhet.
Az összeomlás az a vas mag képes egy szupernóva , és néha egy gamma-sugár robbanás . Bármely szupernóva-robbanás típusa I. típusú lesz, mert a csillagban nincs hidrogén, az Ic-ben, mert szinte nincs héliuma. Különösen masszív vasmagok okozhatják, hogy az egész csillag látható robbanás nélküli fekete lyukba omlik, vagy egy alávilágított szupernóva, amikor a radioaktív 56 Ni landol a fekete lyukra .
Az Ic típusú mag összeomlásának szupernóva maradványa vagy neutroncsillag, vagy fekete lyuk. R136a1 magja jóval nagyobb, mint a neutroncsillag maximális tömege ; a fekete lyuk tehát elkerülhetetlen.