R136a2 (R136a2)
| R136a2 | |
|---|---|
| Звезда | |
 Центральная область скопления R136, видимая в инфракрасном диапазоне. R136a1 и R136a2 являются двумя очень близкими звёздами в самом центре, R136a2 более слабая. | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000,0) |
|
| Тип | звезда Вольфа-Райе |
| Прямое восхождение | 05ч 38м 42,40с[1] |
| Склонение | −69° 06′ 2,88″[1] |
| Расстояние | 163 000 св. лет (50 000 пк)[2] |
| Видимая звёздная величина (V) | 12,34[1] |
| Созвездие | Золотая Рыба |
| Астрометрия | |
| Абсолютная звёздная величина (V) | -7,52[3] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | WN5h |
| Показатель цвета | |
| • B−V | −0,29 |
| Физические характеристики | |
| Масса | 195 M⊙ |
| Радиус | 23,4[4] R⊙ |
| Возраст | 0,3 млн лет |
| Температура | 53 000 K |
| Светимость | 4 266 000 L⊙ |
| Вращение | 200 км/с[5] |
| Часть от | R136 |
| Коды в каталогах | |
| MH 511, RMC 136a2, HSH95 5, BAT99 109, CHH92 2 | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
R136a2 (RMC 136a2) — звезда Вольфа — Райе вблизи центра R136, центральной концентрации звёзд крупного рассеянного скопления NGC 2070 в туманности Тарантул, массивной области H II в Большом Магеллановом Облаке. Звезда является одной из наиболее массивных и мощных известных звёзд: масса составляет около 195 M☉, светимость в 4,3 млн раз превышает светимость Солнца.
Открытие
[править | править код]В 1960 г группа астрономов из обсерватории Радклиффа в Претории проводили систематические наблюдения яркости и спектров ярких звёзд в Большом Магеллановом Облаке. Среди перечисленных в каталоге (англ. Radcliffe Observatory Magellanic Cloud Catalogue) объектов значилась RMC 136 как центральная звезда области 30 Золотой Рыбы. Последующие наблюдения показали, что R136 располагается в центре гигантской области ионизированного водорода, являющейся регионом интенсивного звездообразования[6].
В начале 1980-х гг в области R136a были впервые выделены 8 компонентов методами спекл-интерферометрии[7]. R136a2 оказалась вторым по яркости объектом в пределах 1 угловой секунды от центра скопления R136. Предыдущие оценки яркости центрального региона, показавшие, что для создания подобного количества энергии потребовалось бы как минимум 30 звёзд класса O в области размером 0,5 пк в центре скопления[8], привели к предположению о наличии сверхмассивной звезды в центральной области[9]. Вместо этого было обнаружено несколько чрезвычайно ярких звёзд рядом с большим количеством звёзд класса O[1].
Расстояние
[править | править код]Точное определение расстояния до R136a2 сопряжено с рядом сложностей. Определение тригонометрического параллакса невозможно с современной точностью наблюдений. Большинство оценок предполагает равенство расстояний до Большого Магелланова Облака и до R136. Современная оценка расстояния до БМО, полученная путём сопоставления угловых и линейных размеров затменных двойных звёзд, составляет 49.97 кпк[2].
Свойства
[править | править код]Как и другие звёзды Вольфа — Райе, R136a2 испытывает значительную потерю массы в виде быстрого звёздного ветра: звезда теряет 4,6×10−5 M☉ в год, скорость звёздного ветра достигает 2400 км/с[4][5]. Большая масса звезды способствует сжатию и нагреву ядра и быстрому протеканию термоядерных реакций, в основном представляющих CNO-цикл; светимость звезды в 4 266 000 раз превышает солнечную. Темп ядерных реакций настолько велик, что за 10 секунд звезда производит больше энергии, чем Солнце за год. Масса звезды в момент рождения, по оценкам, составляла около 240 M☉[5], однако, поскольку современные теории утверждают, что масса звёзд при рождении не может превышать 150 M☉, то R136a2 может являться результатом слияния двух или более звёзд[10].
Хотя R136a2 является одной из самых массивных известных звёзд, её радиус составляет 23,4R☉[4], что намного меньше радиуса одной из крупнейших звёзд, VY Большого Пса. Вследствие высокой температуры R136a2 излучает бо́льшую часть энергии в ультрафиолетовом диапазоне спектра, при этом абсолютная звёздная величина в видимом диапазоне составляет MV= −7.52[4].
Эволюция
[править | править код]Считается, что звёзды настолько большой массы не могут потерять достаточное количество массы в ходе эволюции, чтобы избежать коллапса железного ядра. В результате коллапса произойдёт вспышка сверхновой или гиперновой, Гамма-всплеск или же вспышка будет почти незаметной, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Сценарий завершения эволюции сильно зависит от темпа потери массы и количества потерянной массы. Наиболее массивные звёзды в местной области Вселенной превращаются в лишённые водорода звёзды Вольфа — Райе перед коллапсом ядра, приводящим к вспышке сверхновой типа Ib или Ic, после чего остаётся чёрная дыра. Гамма-всплески происходят при некоторых условиях и для менее массивных звёзд[11].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 4 E. I.; Doran; Crowther, P. A.; De Koter, A.; Evans, C. J.; McEvoy, C.; Walborn, N. R.; Bastian, N.; Bestenlehner, J. M.; Gräfener, G.; Herrero, A.; Köhler, K.; Maíz Apellániz, J.; Najarro, F.; Puls, J.; Sana, H.; Schneider, F. R. N.; Taylor, W. D.; Van Loon, J. Th.; Vink, J. S. The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2013. — Vol. 558. — P. A134. — doi:10.1051/0004-6361/201321824. — . — arXiv:1308.3412.
- ↑ 1 2 G.; Pietrzyński; Graczyk, D.; Gieren, W.; Thompson, I. B.; Pilecki, B.; Udalski, A.; Soszyński, I.; Kozłowski, S.; Konorski, P.; Suchomska, K.; Bono, G.; Moroni, P. G. Prada; Villanova, S.; Nardetto, N.; Bresolin, F.; Kudritzki, R. P.; Storm, J.; Gallenne, A.; Smolec, R.; Minniti, D.; Kubiak, M.; Szymański, M. K.; Poleski, R.; Wyrzykowski, Ł.; Ulaczyk, K.; Pietrukowicz, P.; Górski, M.; Karczmarek, P. An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent (англ.) // Nature : journal. — 2013. — Vol. 495, no. 7439. — P. 76. — doi:10.1038/nature11878. — . — arXiv:1303.2063. — PMID 23467166.
- ↑ Paul A.; Crowther; Caballero-Nieves, S. M.; Bostroem, K. A.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Walborn, N. R.; Angus, C. R.; Brott, I.; Bonanos, A.; De Koter, A.; De Mink, S. E.; Evans, C. J.; Gräfener, G.; Herrero, A.; Howarth, I. D.; Langer, N.; Lennon, D. J.; Puls, J.; Sana, H.; Vink, J. S. The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2016. — Vol. 458. — P. 624. — doi:10.1093/mnras/stw273. — . — arXiv:1603.04994.
- ↑ 1 2 3 4 Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2014. — Vol. 565. — P. A27. — doi:10.1051/0004-6361/201322696. — . — arXiv:1401.5474.
- ↑ 1 2 3 Crowther, Paul A.; Schnurr, Olivier; Hirschi, Raphael; Yusof, Norhasliza; Parker, Richard J.; Goodwin, Simon P.; Kassim, Hasan Abu. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2010. — Vol. 408, no. 2. — P. 731. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x. — . — arXiv:1007.3284.
- ↑ Feast, M. W.; Thackeray, A. D.; Wesselink, A. J. The brightest stars in the Magellanic Clouds (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1960. — Vol. 121, no. 4. — P. 337. — doi:10.1093/mnras/121.4.337. — .
- ↑ G.; Weigelt; Baier, G. R136a in the 30 Doradus nebula resolved by holographic speckle interferometry (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1985. — Vol. 150. — P. L18. — .
- ↑ A. F. J.; Moffat; Seggewiss, W. R136 - Supermassive star or dense core of a star cluster? (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1983. — Vol. 125. — P. 83. — .
- ↑ Cassinelli, J. P.; Mathis, J. S.; Savage, B. D. Central Object of the 30 Doradus Nebula, a Supermassive Star (англ.) // Science : journal. — 1981. — Vol. 212, no. 4502. — P. 1497. — doi:10.1126/science.212.4502.1497. — . — PMID 17790538.
- ↑ Sambaran; Banerjee; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung. The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2012. — Vol. 426, no. 2. — P. 1416. — doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x. — . — arXiv:1208.0826.
- ↑ Woosley, Stan. E.; Heger, Alexander. The Deaths of Very Massive Stars // Very Massive Stars in the Local Universe. — 2015. — Т. 412. — С. 199. — (Astrophysics and Space Science Library). — ISBN 978-3-319-09595-0. — doi:10.1007/978-3-319-09596-7_7.
