R136a1

R136a1 Descrierea acestei imagini, comentată și mai jos Imagine cu infraroșu a clusterului R136 de către telescopul foarte mare . R136a1 este în centru, cu R136a2 în apropiere, R136a3 în dreapta jos și R136b în stânga. Date de observare
( epoca J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă 5 h  38 m  42,43 s
Declinaţie −69 ° 06 ′ 02,2 ″
Constelaţie Dorată
Magnitudine aparentă 12.23

Locație în constelație: Dorade

(Vezi situația din constelație: Dorade) Dorado IAU.svg
Caracteristici
Tipul spectral WN5h
Indicele UB 1.34
Indicele BV 0,03
Astrometrie
Distanţă 163.000  al
(49.970   buc )
Magnitudine absolută −8.09
Caracteristici fizice
Masa 315  M ☉
Ray 28,8 - 35,4  R ☉
Greutatea suprafeței (log g) 4.0
Luminozitate 8,71x10 ^ 6  L ☉
Temperatura 53.000 - 56.000  K
Vârstă 300.000  a

Alte denumiri

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

R136a1 este un tip de stea Wolf-Rayet situat în grupul stelar R136 . Este cea mai masivă și mai strălucitoare stea cunoscută în universul observabil .

Cu o masă de aproximativ 315  mase solare (notație 315  M ☉ ), ar fi cea mai masivă stea observată vreodată. Înainte de această descoperire, astrofizicienii credeau că masa stelară maximă era de 150  M ☉ .

Comparativ cu Soarele , R136a1 ar fi între 28,8 și 35,4 ori mai mare (diametrul estimat la aproximativ 44,089,600  km față de 1,392,000  km ), de câteva milioane de ori mai luminos și cu o temperatură la fotosfera sa (suprafața care produce radiația stelei) de zece ori mai mare ( 56.000  K contra 5.778  K pentru steaua noastră).

Este membru al R136 , un grup de stele situat la aproximativ 163.000  de ani lumină distanță în constelația Dorado , în apropierea centrului nebulozei Tarantula , în Marele Nor Magellanic . Masa stelei a fost determinată de o echipă de astronomi condusă de Paul Crowther în 2010.

Descoperire

Știrea despre descoperirea vedetei a fost lansată în iulie 2010. O echipă de astronomi britanici condusă de Paul Crowther, profesor de astrofizică la Universitatea din Sheffield, a folosit Telescopul foarte mare (VLT) din Chile, pentru a studia două grupuri de stele, RNGCC 3603 și R136a. Natura R136a a fost controversată, două posibilități fiind posibile pentru a explica natura sa: un obiect supermasiv de 5000 până la 8000 de mase solare sau un cluster stelar dens.

În 1979, telescopul ESO de 3,6 m a fost folosit pentru a separa R136 în trei părți: R136a, R136b și R136c. Natura exactă a R136a nu era clară și era în discuție. În 1985, un grup de cercetători a stabilit că aceasta era a doua posibilitate (un grup stelar format din cel puțin 20 de stele) printr-o tehnică digitală de interferometrie cu speckle . Echipa lui Paul Crowther a finalizat această descoperire prin identificarea mai multor stele cu temperaturi de suprafață de aproximativ 53.000 K și patru stele cântărind între 200 și 315 mase solare în acest cluster.

Weigelt și Beier au demonstrat pentru prima dată că R136a a fost un grup de stele în 1985. Folosind tehnica de interferometrie a speckle-ului, s-a arătat că grupul este format din 8 stele la 1 arc secundă în centrul clusterului, R136a1 fiind cel mai strălucitor.

R136a1 are de aproximativ 28 de ori raza Soarelui (28 R ☉ / 21.000.000 km / 1⁄7 AU ), ceea ce corespunde unui volum de 27.000 sori. Dimensiunile sale sunt mult mai mici decât cele ale celor mai mari stele: supergigantele roșii care măsoară câteva mii de raze solare  R ☉ , adică de zeci de ori mai mari decât R136a1. În ciuda masei sale mari și a dimensiunilor sale modeste, R136a1 are o densitate medie de aproximativ 1% față de soare, aproximativ 14 kg / m 3 , este doar de 10 ori mai densă decât atmosfera Pământului la nivelul mării.

Caracteristici fizice

R136a1 este o stea Wolf-Rayet . La fel ca alte stele care se află aproape de limita Eddington , și-a pierdut o mare parte din masa inițială de un vânt stelar continuu. Se estimează că la naștere steaua avea 380 de mase solare și a pierdut în jur de 50 de mase solare  M ☉ în următorul milion de ani. Datorită temperaturii sale foarte ridicate, apare albastru-violet. Cu o luminozitate de aproximativ 8.710.000 de luminozități solare  L ☉ , R136a1 este cea mai strălucitoare stea cunoscută, emițând mai multă energie în patru secunde decât Soarele într-un an. Dacă ar înlocui Soarele în sistemul solar, ar eclipsa Soarele de 94.000 de ori și ar apărea de pe Pământ la o magnitudine de -39.

R136a1 este o stea WN5h cu luminozitate ridicată, plasând-o în colțul din stânga sus al diagramei Hertzsprung-Russell . O stea Wolf-Rayet se distinge prin liniile puternice și largi de emisie ale spectrului său.

Luminozitatea sa la o distanță de cea mai apropiată stea de Pământ, Proxima Centauri , ar fi aproximativ aceeași cu cea a Lunii Pline . Temperatura efectivă a unei stele poate fi găsită din culoarea sa. Temperaturile de la 53.000 la 56.000 K se găsesc folosind diferite modele atmosferice. Viteza de rotație nu poate fi măsurată direct, deoarece fotosfera este ascunsă de un vânt stelar dens. O linie de emisie NV de 2,1 µm este produsă în raport cu vântul și poate fi utilizată pentru a estima rotația.

Stelele a căror masă este cuprinsă între 8 și 150 de mase solare își încheie „viața” în supernovă , devenind stele de neutroni sau găuri negre . După ce au stabilit existența stelelor între 150 și 315 mase solare, astronomii suspectează că o astfel de stea va deveni, la moartea sa, o hipernovă , o explozie stelară cu o energie totală de peste 100 de supernove.

O astfel de stea poate, de asemenea, să moară prematur ca o supernovă instabilă pereche cu mult înainte ca inima să se prăbușească în mod natural din lipsă de combustibil. La stelele cu peste 140 de mase solare, presiunile ridicate și evacuarea lentă a energiei prin straturile groase accelerează nucleosinteza stelară . Astfel de nuclee se îmbogățesc cu oxigen și devin suficient de fierbinți pentru a emite o mulțime de raze gamma peste 1,022  MeV . Aceste raze gamma sunt suficient de energice pentru a produce perechi pozitroni / electroni , o producție favorizată de oxigen. Pozitronul anihilează cu un electron pentru a da doi fotoni gamma de 0,511  MeV plus energia cinetică a perechii anihilate. Aceste producții de perechi și anihilări încetinesc evacuarea energiei, încălzesc inima și accelerează nucleosinteza. Reacțiile sunt luate până la explozie. Dacă R136a1 suferă o astfel de explozie, nu va reuși să lase o gaură neagră și, în schimb, duzina de mase solare de nichel-56 produse în miezul său ar fi împrăștiate pe întregul mediu interstelar. Nichelul 56, prin radioactivitate β , se va încălzi și va lumina puternic supernova remanentă timp de câteva luni, devenind fier 56 .

Împrejurimi

Distanța de la R136a1 nu poate fi determinată direct, dar se presupune că este aceeași distanță ca Marele Nor Magellanic , la aproximativ 50 kiloparseci.

Sistemul R136a din centrul R136 este un grup dens de stele strălucitoare care conțin cel puțin 12 stele, dintre care cele mai importante sunt R136a1, R136a2 și R136a3 , toate acestea fiind stele WN5h extrem de luminoase și masive. R136a1 este separat de R136a2, a doua cea mai strălucitoare stea din grup, cu 5.000 UA . Prin urmare, este un sistem binar. Pentru o stea atât de îndepărtată, R136a1 este relativ liber de praf interstelar . Până în prezent, nicio planetă nu a fost descoperită lângă aceste stele.

Clusterul R136 este situat în nebuloasa Tarantula , cea mai mare nebuloasă cunoscută.

Pentru a percepe conturul acestei stele de pe Pământ necesită o mărire telescopică bună, deoarece este situată la marginea unei galaxii din apropiere, larg dispersată, care are multe nebuloase mari, foarte active, care formează stele, Norul Mare al Magellanului .

Evoluţie

Instruire

Modelele de formare a stelelor de acumulare din nori moleculari prezic o limită superioară a masei pe care o stea o poate atinge înainte ca radiația să împiedice acumularea în continuare. R136a1 depășește în mod clar toate aceste limite, ceea ce a condus la dezvoltarea de noi modele de acumulare cu o stea, eliminând potențial limita superioară și potențialul de formare masivă de stele rezultat din fuziunile de stele.

Ca o singură stea formată prin acumulare, proprietățile unei astfel de stele masive sunt încă incerte. Spectrele sintetice indică faptul că nu ar avea niciodată o clasă de luminozitate a secvenței principale (V) sau chiar un spectru normal de tip O. Luminozitatea puternică, apropierea limitei Eddington și vântul stelar puternic oferă un spectru WNh imediat ce R136a1 a devenit vizibil ca o stea. Heliu și azot amestecat rapid la suprafață datorită marii miezului convective și pierderea semnificativă a masei. Prezența lor în vântul stelar creează spectrul caracteristic de emisie al lui Wolf Rayet. R136a1 ar fi fost puțin mai rece decât unele stele secvenței principale mai puțin masive. În timpul arderii hidrogenului în miez, fracțiunea de heliu din miez crește și crește presiunea și temperatura miezului.

Acest lucru are ca rezultat o creștere a luminozității, astfel încât R136a1 este puțin mai strălucitor acum decât atunci când a fost inițial format. Temperatura scade ușor, dar straturile exterioare ale stelei s-au umflat, provocând pierderi de masă și mai mari.

Viitor

R136a1 se află în prezent în procesul de fuziune a hidrogenului în heliu. În ciuda aspectului său fantomatic Wolf-Rayet, el este o vedetă foarte tânără; astronomii estimează că vârsta sa este de aproximativ 300.000 de ani. Spectrul de emisie este creat de un vânt stelar dens cauzat de lumină extremă, nivelurile ridicate de heliu și azot fiind amestecate de la nucleu la suprafață prin convecție puternică. Prin urmare, este o stea în secvența principală. Alte modele prezic că un nucleu atât de mare va produce cantități foarte mari de nichel-56, alimentând o hipernovă .

Orice stea care produce un nucleu carbon-oxigen (C-O) mai masiv decât maximul pentru o pitică albă (aproximativ 1,4 mase solare) va experimenta inevitabil colapsul nucleului. Acest lucru se întâmplă de obicei atunci când a fost produs un miez de fier și fuziunea nu mai poate produce energia necesară pentru a preveni prăbușirea miezului, deși se poate întâmpla în alte circumstanțe.

Prăbușirea miezului de fier poate produce o supernovă și uneori o explozie de raze gamma . Tipul oricărei explozii de supernovă va fi de tip I, deoarece steaua nu are hidrogen, tip Ic, deoarece nu are aproape nici heliu. Miezuri de fier deosebit de masive pot face ca întreaga stea să se prăbușească într-o gaură neagră fără explozie vizibilă sau într-o supernovă sub lumină atunci când 56 Ni radioactiv aterizează pe gaura neagră .

Rămășița unei superne de prăbușire a nucleului de tip Ic este fie o stea de neutroni, fie o gaură neagră. R136a1 are un nucleu mult mai mare decât masa maximă a unei stele de neutroni  ; o gaură neagră este deci inevitabilă.

Referințe

  1. (în) BAT99 108 pe baza de date Sinbad Centrul de date astronomice din Strasbourg . (accesat la 14 ianuarie 2016).
  2. (în) BAT199 108 pe baza de date VizieR Centrul de date astronomice din Strasbourg (accesat la 14 ianuarie 2016).
  3. (en) BAT199 108 (accesat la 14 ianuarie 2016).
  4. G Pietrzyński , D. Graczyk, W. Gieren, IB Thompson, B. Pilecki, A. Udalski și I. Soszyński, „ An eclipsing  -binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two procent  ”, Nature , vol.  495, nr .  7439,7 martie 2013, p.  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 și HA Kassim , "  The R136 gazdele cu dispersie stea câteva stele ale căror mase individuale depășesc cu mult acceptată 150 M ⊙ limita masei stelare  " , Notificări lunare ale 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 )
  6. Nola Taylor Redd , „  Care este cea mai masivă stea?  " , Space.com ,28 iulie 2018(accesat la 28 iulie 2018 )
  7. Nola Taylor Redd , „  Care este cea mai masivă stea?  " , Space.com ,28 iulie 2018(accesat la 28 iulie 2018 )
  8. JV Feitzinger , W. Schlosser , T Schmidt-Kaler și C. Winkler , „  Obiectul central R 136 în nebuloasa gazului 30 Doradus - Structură, culoare, masă și parametru de excitație  ”, Astronomie și Astrofizică , vol.  84, nr .  1-2Aprilie 1980, 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 și G. Baier , „  R136a în nebuloasa 30 Doradus rezolvată prin interferometrie holografică a petelor  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  150,1985, p.  L18 ( Bibcode  1985A & A ... 150L..18W )
  11. (ro) 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 și JS Vink , „  Clusterul stelar R136 disecat cu telescopul spațial Hubble / STIS. I. Recensământul spectroscopic cu ultraviolete îndepărtate și originea lui He II λ1640 în grupurile de stele tinere  ” , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , vol.  458, n o  2Mai 2016, 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 și HA Kassim , „  The R136 gazdele roiul mai multe stele ale căror mase individuale foarte mult să depășească 150 m acceptat ⊙ limită de masă stelară  “, Notificări lunare al 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 și 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 Code , SM Faber , Edward J. Groth , Robert M. Light , Roger Lynds , Earl J., Jr. O „Neil și James A. Westphal ,„  Hubble Space Telescope Planetary Camera images of R136  ”, The Astronomical Journal , vol.  104,1992, p.  1721 ( DOI  10.1086 / 116355 , Bibcode  1992AJ .... 104.1721C )
  15. Rolf Kuiper , Hubert Klahr , Henrik Beuther și Thomas Henning , „  SIMULAREA TRIDIMENSIONALĂ A FORMAȚIEI MASIVE STELARE ÎN SCENARIUL DE ACRECȚIONARE A DISCULUI  ”, The Astrophysical Journal , vol.  732, nr .  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 și NJ Shaviv, „  Vânturi continuate de la stele super-Eddington. O poveste cu două limite  ”, AIP Conference Proceedings , vol.  990,2008, p.  250–253 ( DOI  10.1063 / 1.2905555 , Bibcode  2008AIPC..990..250V , arXiv  0708.4207 )
  17. N. Langer , „  Evoluția supernova a stelelor masive singulare și binare  ”, Revista anuală de astronomie și astrofizică , 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 și Christian D. Ott , „  FORMAREA GĂRULUI NEGRE ÎN SUPERNOVELE DE NUCIUNE FALCĂ  ” , 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 , VP Hentunen , M. Nissinen , E . Pian Domnul Turatto L. Zampieri și SJ Smartt , "  o supernovă cu energie redusă cu colaps de miez fără plic de hidrogen  " , Nature , vol.  459, nr .  7247,2009, p.  674–677 ( PMID  19494909 , DOI  10.1038 / nature08023 , Bibcode  2009Natur.459..674V , arXiv  0901.2074 )
  20. Evan O'Connor și Christian D. Ott , „  Black Hole Formation in Failing Core-Collapse Supernovae  ” , 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 și Sylvia Ekström , „  Proprietățile fundamentale ale supernovai colapsului miezului și ale progenitorilor GRB: Prezicerea aspectului stelelor masive înainte de moarte  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  558,2013, A131 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321906 , Bibcode  2013A & A ... 558A.131G , arXiv  1308.4681 )

Vezi și tu

Articole similare

linkuri externe