R136a1

R136a1 Popis tohoto obrázku, také komentován níže Infračervený obraz z clusteru R136 pomocí VLT . R136a1 je ve středu s R136a2 poblíž, R136a3 vpravo dole a R136b vlevo. Data pozorování
( epocha J2000.0 )
Správný vzestup 5 h  38 m  42,43 s
Deklinace −69 ° 06 ′ 02,2 ″
Souhvězdí Pražma
Zdánlivá velikost 12.23

Umístění v souhvězdí: Dorade

(Viz situace v souhvězdí: Dorade) Dorado IAU.svg
Vlastnosti
Spektrální typ WN5h
UB index 1.34
BV index 0,03
Astrometrie
Vzdálenost 163 000  al
(49 970   ks )
Absolutní velikost -8,09
Fyzikální vlastnosti
Hmotnost 315  M ☉
Paprsek 28,8 - 35,4  R ☉
Povrchová gravitace (log g) 4.0
Jas 8,71x10 ^ 6  L ☉
Teplota 53 000 - 56 000  K.
Stáří 300 000  a

Jiná označení

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

R136a1 je hvězdný typ Wolf-Rayet umístěný ve hvězdokupě R136 . Je to nejhmotnější a nejjasnější hvězda známá v pozorovatelném vesmíru .

S hmotou asi 315  hmotností Slunce (notace 315  M ☉ ) by to byla nejhmotnější hvězda, jakou kdy pozorovali. Před tímto objevem astrofyzici věřili, že maximální hvězdná hmotnost byla 150  M ☉ .

Ve srovnání se Sluncem by R136a1 byl mezi 28,8 a 35,4krát větší (průměr se odhaduje na asi 44 089 600  km proti 1 392 000 km ), několik milionůkrát  jasnější a s teplotou na jeho fotosféře (povrch, který produkuje záření hvězdy) desetkrát vyšší ( 56 000  K oproti 5 778  K pro naši hvězdu).

Je členem R136 , o hvězdokupě nachází asi 163 tisíc  světelných let daleko v souhvězdí Dorado , v blízkosti centra města mlhovina Tarantule , ve Velkém Magellanově mračnu . Hmotnost hvězdy byla stanovena týmem astronomů vedeným Paulem Crowtherem v roce 2010.

Objev

Zpráva o objevu hvězdy byla vydána v roce července 2010. Tým britských astronomů pod vedením Paula Crowthera, profesora astrofyziky na univerzitě v Sheffieldu, použil v Chile dalekohled Very Large Telescope (VLT) ke studiu dvou skupin hvězd, RNGCC 3603 a R136a. Povaha R136a byla kontroverzní a její povahu bylo možné vysvětlit dvěma způsoby: supermasivní objekt o hmotnosti 5 000 až 8 000 slunečních hmot nebo hustá hvězdokupa.

V roce 1979 byl dalekohled ESO o délce 3,6 m použit k rozdělení R136 na tři části: R136a, R136b a R136c. Přesná povaha R136a byla nejasná a byla diskutována. V roce 1985 skupina vědců zjistila, že to byla druhá možnost (hvězdokupa složená z nejméně 20 hvězd) technikou digitální skvrnité interferometrie . Tým Paula Crowthera dokončil tento objev identifikací několika hvězd s povrchovými teplotami kolem 53 000 K a čtyř hvězd o hmotnosti 200 až 315 hmotností Slunce v této hvězdokupě.

Weigelt a Beier poprvé prokázali, že R136a byla hvězdokupa v roce 1985. Pomocí techniky skvrnité interferometrie se ukázalo, že hvězdokupa se skládala z 8 hvězd v 1 arcsecond ve středu hvězdokupy, R136a1 byla nejjasnější.

R136a1 má asi 28krát větší poloměr Slunce (28 R ☉ / 21 000 000 km / 1⁄7 AU ), což odpovídá objemu 27 000 sluncí. Jeho rozměry jsou mnohem menší než u největších hvězd: červené supergianty měřící několik tisíc slunečních paprsků  R ☉ , tj. Desítkykrát větší než R136a1. Navzdory své velké hmotnosti a skromným rozměrům má R136a1 průměrnou hustotu asi 1% hustoty slunce, asi 14 kg / m 3 , je pouze 10krát hustší než zemská atmosféra na hladině moře.

Fyzikální vlastnosti

R136a1 je hvězda Wolf-Rayet . Stejně jako ostatní hvězdy, které se blíží hranici Eddingtonu , ztratil velkou část své původní hmoty nepřetržitým hvězdným větrem. Odhaduje se, že při narození měla hvězda 380 slunečních hmot a během příštích milionů let ztratila asi 50 slunečních hmot  M ☉ . Díky své velmi vysoké teplotě vypadá modrofialově. S jasem přibližně 8 710 000 slunečních světel  L ☉ je R136a1 nejjasnější známou hvězdou, vyzařující více energie za čtyři sekundy než Slunce za rok. Pokud by nahradil Slunce ve sluneční soustavě, zatmělo by to Slunce 94 000krát a objevilo by se to ze Země o velikosti −39.

R136a1 je hvězda s vysokou svítivostí WN5h, která je umístěna v levém horním rohu Hertzsprung-Russellova diagramu . Hvězda Wolf-Rayet se vyznačuje silnými a širokými emisními čarami svého spektra.

Jeho jas ve vzdálenosti od nejbližší hvězdy k Zemi, Proxima Centauri , by byl přibližně stejný jako jas úplňku . Efektivní teplotu hvězdy lze zjistit z její barvy. Teploty od 53 000 do 56 000 K lze zjistit pomocí různých atmosférických modelů. Jeho rychlost otáčení nelze měřit přímo, protože fotosféra je zakryta hustým hvězdným větrem. Emisní vedení 2,1 µm NV je vytvořeno relativně k větru a lze jej použít k odhadu rotace.

Hvězdy, jejichž hmotnost je mezi 8 a 150 slunečními hmotami, končí svůj „život“ v supernově a stávají se neutronovými hvězdami nebo černými dírami . Po zjištění existence hvězd mezi 150 a 315 slunečními hmotami mají astronomové podezření, že se taková hvězda po své smrti stane hypernovou , hvězdnou explozí s celkovou energií více než 100 supernov.

Taková hvězda může také předčasně zemřít jako párově nestabilní supernova dlouho předtím, než se její srdce přirozeně zhroutí kvůli nedostatku paliva. Ve hvězdách s více než 140 hmotami Slunce urychlují vysoké tlaky a pomalá evakuace energie silnými vrstvami hvězdnou nukleosyntézu . Taková jádra se obohacují kyslíkem a dostatečně se zahřívají, aby emitovaly spoustu gama paprsků nad 1,022  MeV . Tyto gama paprsky jsou dostatečně energické na to, aby produkovaly páry pozitron / elektron , což je produkce příznivá pro kyslík. Pozitron ničí elektronem za vzniku dvou gama fotonů 0,511  MeV plus kinetické energie zničeného páru. Tyto párové produkce a zničení zpomalují evakuaci energie, zahřívají srdce a urychlují nukleosyntézu. Reakce jsou unášeny až do exploze. Pokud R136a1 podstoupí takovou explozi, nedokáže opustit černou díru a místo toho by tucet solárních hmot niklu-56 produkovaných v jejím jádru bylo rozptýleno po celém mezihvězdném prostředí. Nikl 56, působením β radioaktivity , zahřívá a silně osvětluje remanent supernovy po dobu několika měsíců a stává se železem 56 .

Okolí

Vzdálenost od R136a1 nelze určit přímo, ale předpokládá se, že je ve stejné vzdálenosti jako Velký Magellanovo mračno , kolem 50 kiloparseků.

Systém R136a v srdci R136 je hustá hvězdokupa jasných hvězd obsahující alespoň 12 hvězd, z nichž nejdůležitější jsou R136a1, R136a2 a R136a3 , z nichž všechny jsou extrémně jasné a hmotné hvězdy WN5h. R136a1 je oddělen od R136a2, druhé nejjasnější hvězdy ve skupině, 5 000 AU . Jedná se tedy o binární systém. U takové vzdálené hvězdy je R136a1 relativně bez mezihvězdného prachu . Doposud nebyla poblíž těchto hvězd objevena žádná planeta .

Shluk R136 se nachází v mlhovině Tarantule , největší známé mlhovině .

Vnímání obrysu této hvězdy ze Země vyžaduje dobré teleskopické zvětšení, protože se nachází na okraji blízké, široce rozptýlené galaxie, která má mnoho velkých, velmi aktivních hvězdotvorných mlhovin, Velkého mračna Magellana .

Vývoj

Výcvik

Modely tvorby akrečních hvězd z molekulárních mraků předpovídají horní hranici hmotnosti, kterou může hvězda dosáhnout, než její záření zabrání další akumulaci. R136a1 jasně překračuje všechny tyto limity, což vedlo k vývoji nových jednohvězdných akrečních modelů, které potenciálně eliminují horní hranici a potenciál masivní tvorby hvězd v důsledku sloučení hvězd.

Jako jediná hvězda vytvořená narůstáním jsou vlastnosti takové hmotné hvězdy stále nejisté. Syntetická spektra naznačují, že by nikdy neměla třídu svítivosti hlavní sekvence (V) nebo dokonce normální spektrum typu O. Silná svítivost, blízkost Eddingtonova limitu a silný hvězdný vítr dávají spektrum WNh, jakmile je R136a1 viditelný jako hvězda. Helia a dusíku rychle smíchá s povrchem z důvodu velkého konvektivní jádra a významné ztrátě hmotnosti. Jejich přítomnost ve hvězdném větru vytváří charakteristické emisní spektrum Wolfa Rayeta. R136a1 by byl o něco chladnější než některé méně masivní hvězdy hlavní sekvence. Během spalování vodíku v jádru se zvyšuje podíl helia v jádru a zvyšuje se tlak a teplota jádra.

Výsledkem je zvýšení jasu, takže R136a1 je nyní o něco jasnější, než když byl původně vytvořen. Teplota mírně klesá, ale vnější vrstvy hvězdy nabobtnaly, což způsobilo ještě větší úbytek hmotnosti.

Budoucnost

R136a1 je v současné době v procesu fúze vodíku na helium. Přes jeho strašidelný vzhled Vlk-Rayet je to velmi mladá hvězda; astronomové odhadují jeho věk na zhruba 300 000 let. Emisní spektrum je vytvořeno hustým hvězdným větrem způsobeným extrémním světlem, přičemž vysoké hladiny hélia a dusíku jsou smíchány z jádra na povrch silnou konvekcí. Je to tedy hvězda v hlavní posloupnosti. Jiné modely předpovídají, že takové velké jádro bude produkovat velmi velké množství niklu-56, což bude pohánět hypernovu .

Každá hvězda produkující jádro uhlík - kyslík (C - O) hmotnější než maximum pro bílého trpaslíka (asi 1,4 hmotností Slunce) nevyhnutelně zažije zhroucení jádra. K tomu obvykle dochází, když bylo vyrobeno železné jádro a fúze již nemůže produkovat energii potřebnou k zabránění zhroucení jádra, i když k tomu může dojít za jiných okolností.

Zhroucení železného jádra může způsobit výbuch supernovy a někdy výbuch gama záření . Typ jakékoli exploze supernovy bude typu I, protože hvězda nemá vodík, typu Ic, protože téměř nemá hélium. Obzvláště mohutná železná jádra mohou způsobit zhroucení celé hvězdy do černé díry bez viditelné exploze nebo podsvícenou supernovu, když radioaktivní 56 Ni spadne zpět na černou díru .

Pozůstatek supernovy kolapsu jádra typu Ic je buď neutronová hvězda nebo černá díra. R136a1 má jádro mnohem větší než maximální hmotnost neutronové hvězdy  ; černá díra je proto nevyhnutelné.

Reference

  1. (v) BAT99 108 v databázi Sindibád Strasbourg astronomická datových center . (zpřístupněno 14. ledna 2016).
  2. (in) BAT199 108 v databázi VizieR Astronomické datové centrum ve Štrasburku (zpřístupněno 14. ledna 2016).
  3. (en) BAT199 108 (zpřístupněno 14. ledna 2016).
  4. G Pietrzyński , D. Graczyk, W. Gieren, IB Thompson, B. Pilecki, A. Udalski a I. Soszyński, „Zatmění -binární vzdálenost k Velkému  Magellanovu mračnu s přesností na dvě procenta  “, Nature , sv.  495, n O  7439,7. března 2013, str.  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 a HA Kassim , "  The R136 hvězdokupa sídlí několik hvězdy, jejichž individuální hmotnosti značně překračující povolenou 150 M ⊙ hvězdné hmotnost mez  " , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  408, n O  22010, str.  731 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x , Bibcode  2010MNRAS.408..731C , arXiv  1007.3284 )
  6. Nola Taylor Redd , „  Jaká je nejhmotnější hvězda?  " , Space.com ,28. července 2018(zpřístupněno 28. července 2018 )
  7. Nola Taylor Redd , „  Jaká je nejhmotnější hvězda?  " , Space.com ,28. července 2018(zpřístupněno 28. července 2018 )
  8. JV Feitzinger , W. Schlosser , T Schmidt-Kaler a C. Winkler , „  Centrální objekt R 136 v plynové mlhovině 30 Doradus - struktura, barva, hmotnost a excitační parametr  “, Astronomy and Astrophysics , sv.  84, č .  1–2,Duben 1980, str.  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 a G. Baier , „  R136a v 30 mlhovině Doradus vyřešen holografickou skvrnitou interferometrií  “, Astronomy and Astrophysics , sv.  150,1985, str.  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 a JS Vink , „  hvězdokupa R136 byla členěna pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu / STIS. I. Daleko ultrafialové spektroskopické sčítání a původ He II λ1640 v mladých hvězdokupách  “ , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  458, n O  2Květen 2016, str.  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 a HA Kassim , „  Hvězdokupa R136 je hostitelem několika hvězd, jejichž jednotlivé hmotnosti výrazně překračují akceptovaný limit hmotnosti hvězd 150 M ⊙  “, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  408, n O  22010, str.  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 a WD Taylor , „  The VLT-FLAMES Tarantula Survey  “, Astronomy & Astrophysics , sv.  530,2011, str.  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 a James A. Westphal ,„  Hubble Space Telescope Planetary Camera images of R136  “, The Astronomical Journal , sv.  104,1992, str.  1721 ( DOI  10.1086 / 116355 , Bibcode  1992AJ .... 104.1721C )
  15. Rolf Kuiper , Hubert Klahr , Henrik Beuther a Thomas Henning , „  TROJROZMĚRNÁ SIMULACE FORMACE MASIVNÍ HVĚZDY V SCÉNÁŘI AKRECCÍ DISKŮ  “, The Astrophysical Journal , sv.  732, n o  1,2011, str.  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 a NJ Shaviv, „ Větry poháněné kontinuem od supereddingtonských  hvězd. Příběh dvou limitů  “, AIP Conference Proceedings , sv.  990,2008, str.  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 , sv.  50, n o  1,2012, str.  107–164 ( DOI  10.1146 / annurev-astro-081811-125534 , Bibcode  2012ARA & A..50..107L , arXiv  1206.5443 )
  18. Evan O'Connor a Christian D. Ott , „  FORMACE ČERNÝCH OTVORŮ VE ZRUŠENÍ SUPERNOVY JADERNÉHO KOLLA  “, The Astrophysical Journal , sv.  730, n O  22011, str.  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 pan Turatto L. Zampieri a SJ Smartt , "  nízkoenergetický jádro-collapse supernova bez obálky vodíku  ," Nature , sv.  459, n O  7247,2009, str.  674–677 ( PMID  19494909 , DOI  10.1038 / nature08023 , Bibcode  2009Natur.459..674V , arXiv  0901.2074 )
  20. Evan O'Connor a Christian D. Ott , „  Formace černé díry při selhání supernov jádra-kolapsu  “, The Astrophysical Journal , sv.  730, n O  22011, str.  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 a Sylvia Ekström , „  Základní vlastnosti supernovy s kolapsem jádra a předků GRB: Předpovídání vzhledu hmotných hvězd před smrtí  “, Astronomy & Astrophysics , sv.  558,2013, A131 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321906 , Bibcode  2013A & A ... 558A.131G , arXiv  1308.4681 )

Podívejte se také

Související články

externí odkazy