R136a1

R136a1 A kép leírása, az alábbiakban is kommentálva Az R136 klaszter infravörös képe a nagyon nagy teleszkóp segítségével . R136a1 van a központban R136a2 közelben, R136a3 a jobb alsó és R136b a bal oldalon. Megfigyelési adatok
( J2000.0 korszak )
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

(Lásd a csillagkép helyzetét: Dorade) Dorado IAU.svg
Jellemzők
Spektrális típus WN5h
UB index 1.34
BV index 0,03
Asztrometria
Távolság 163 000  al
(49 970   pc )
Abszolút nagyság −8.09
Fizikai jellemzők
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.

Felfedezés

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 .

Fizikai jellemzők

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 .

Környéke

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 .

Evolúció

Kiképzés

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.

Jövő

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.

Hivatkozások

  1. (in) BAT99 108 a Sinbad, a strasbourgi csillagászati ​​adatközpont adatbázisában . (megtekintés: 2016. január 14.).
  2. (in) BAT199 108 a VizieR the Strasbourg Astronomical Data Center adatbázisban (hozzáférés: 2016. január 14.).
  3. (en) BAT199 108 (hozzáférés: 2016. január 14.).
  4. G Pietrzyński , D. Graczyk, W. Gieren, IB Thompson, B. Pilecki, A. Udalski és I. Soszyński: „ A nagy magellán felhőhöz képest két százalékra pontos lefogyó  -bináris távolság  ”, Nature , vol.  495, n °  7439,2013. március 7, P.  76-79 ( PMID  23.467.166 , 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 és HA Kassim : "  Az R136 csillagfürt több olyan csillagot is befogad, amelyek egyéni tömege nagymértékben meghaladja az elfogadott 150 M ⊙ csillagos tömeghatárt  ". , A Royal Astronomical Society havi közleményei , vol.  408, n o  22010, P.  731 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x , Bibcode  2010MNRAS.408..731C , arXiv  1007.3284 )
  6. Nola Taylor Redd : „  Mi a legtömegesebb csillag?  " , Space.com ,2018. július 28(megtekintve 2018. július 28. )
  7. Nola Taylor Redd : „  Mi a legtömegesebb csillag?  " , Space.com ,2018. július 28(megtekintve 2018. július 28. )
  8. JV Feitzinger , W. Schlosser , T Schmidt-Kaler és C. Winkler , „  A központi objektum R 136 gáz-köd 30 Doradus - Structure, szín, tömeg és gerjesztési paraméter  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  84, nos .  1-2,1980. április, P.  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 és G. Baier , „  R136a a 30 Doradus-ködben, holografikus folt interferometriával megoldva  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  150,1985, P.  L18 ( Bibcode  1985A & 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 és JS Vink : „  Az R136 csillagfürt boncolásra került a Hubble Űrtávcsővel / STIS-szel. I. Far-ultraibolya spektroszkópos összeírás és a He II λ1640 eredete fiatal csillagcsoportokban  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  458, n o  22016. május, P.  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 és HA Kassim : „  Az R136 csillaghalmaz több olyan csillagot is befogad, amelynek egyedi tömege nagymértékben meghaladja az elfogadott 150 M ⊙ csillagos tömeghatárt  ”, havi értesítések a Royal Astronomical Society , vol.  408, n o  22010, P.  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 és WD Taylor , „  The VLT-FLAMES Tarantula Survey  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  530,2011, P.  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 kód , SM Faber , Edward J. Groth , Robert M. fény , Roger Lynds , Earl J. Jr. O Neil és James A. Westphal , „  Hubble Űrtávcső bolygókamera képei az R136-ból  ”, The Astronomical Journal , vol.  104,1992, P.  1721 ( DOI  10.1086 / 116355 , Bibcode  1992AJ .... 104.1721C )
  15. Rolf Kuiper , Hubert Klahr , Henrik Beuther és Thomas Henning , „A  MASSZÍV CSILLAGKÉPZÉS HÁROMDIMENZIÓS SZIMULÁLÁSA A LEMEZKÉPEZÉSI SCENÁRIÓBAN  ”, The Astrophysical Journal , vol.  732, n o  1,2011, P.  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 és NJ Shaviv: „A szuper-Eddington-csillagok szeleit a  Continuum hajtotta. Mese két határról  ”, AIP Conference Proceedings , vol.  990,2008, P.  250–253 ( DOI  10.1063 / 1.2905555 , Bibcode  2008AIPC..990..250V , arXiv  0708.4207 )
  17. N. Langer „  Presupernova evolúciója Massive egységes és Binary Stars  ”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol.  50, n o  1,2012, P.  107–164 ( DOI  10.1146 / annurev-astro-081811-125534 , Bibcode  2012ARA & A..50..107L , arXiv  1206.5443 )
  18. Evan O'Connor és Christian D. Ott , „  FEKETE lyuk kialakulása a törzsgátló szupernovák kudarcában  ”, The Astrophysical Journal , vol.  730, n o  22011, P.  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 , Hentunen alelnök , M. Nissinen , E . Pian Mr. TURATTO L. Zampieri és SJ Smartt , "  egy alacsony energiájú core-összeomlás szupernóva nélkül hidrogénatom borítékot  ," Nature , Vol.  459, n o  7247,2009, P.  674–677 ( PMID  19494909 , DOI  10.1038 / nature08023 , Bibcode  2009Natur.459..674V , arXiv  0901.2074 )
  20. Evan O'Connor és Christian D. Ott , „  Fekete lyukképződés sikertelen mag-összeomlásos szupernóvákban  ”, The Astrophysical Journal , vol.  730, n o  22011, P.  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 és Sylvia Ekström , „  A mag-összeomlás szupernóva és a GRB progenitorok alapvető tulajdonságai: A tömeges csillagok halál előtti megjelenésének előrejelzése  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  558,2013, A131 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321906 , Bibcode  2013A & A ... 558A.131G , arXiv  1308.4681 )

Lásd is

Kapcsolódó cikkek

Külső linkek