R136a1

R136a1 Beskrivelse av dette bildet, også kommentert nedenfor Infrarødt bilde av klyngen R136 av Very Large Telescope . R136a1 er i sentrum med R136a2 i nærheten, R136a3 nederst til høyre og R136b til venstre. Observasjonsdata
( epoke J2000.0 )
Høyre oppstigning 5 t  38 m  42,43 s
Avvisning −69 ° 06 ′ 02,2 ″
Konstellasjon Brasme
Tilsynelatende styrke 12.23

Plassering i konstellasjonen: Dorade

(Se situasjonen i konstellasjonen: Dorade) Dorado IAU.svg
Kjennetegn
Spektral type WN5h
UB- indeks 1.34
BV- indeks 0,03
Astrometri
Avstand 163 000  al
(49 970   stk )
Absolutt styrke −8.09
Fysiske egenskaper
Masse 315  M ☉
Stråle 28,8 - 35,4  R ☉
Overflate tyngdekraft (logg) 4.0
Lysstyrke 8,71x10 ^ 6  L ☉
Temperatur 53 000 - 56 000  K
Alder 300.000  a

Andre betegnelser

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

R136a1 er en stjernetype av Wolf-Rayet som ligger i stjerneklyngen R136 . Det er den mest massive og lyseste stjernen som er kjent i det observerbare universet .

Med en masse på omtrent 315  solmasser (315 M ☉ notasjon  ), ville det være den mest massive stjernen noensinne har blitt observert. Før denne oppdagelsen trodde astrofysikere at den maksimale stjernemassen var 150  M ☉ .

Sammenlignet med solen ville R136a1 være mellom 28,8 og 35,4 ganger større (diameter estimert til ca 44,089,600  km mot 1392000  km ), flere millioner ganger lysere og med en temperatur på fotosfæren (overflate som produserer stjernens stråling ) ti ganger høyere ( 56 000  K mot 5778  K for stjernen vår).

Det er et medlem av R136 , en stjerneklynge som ligger omtrent 163 000  lysår unna i konstellasjonen Dorado , nær sentrum av Tarantula-tåken , i den store magellanske skyen . Stjernens masse ble bestemt av et team av astronomer ledet av Paul Crowther i 2010.

Oppdagelse

Nyheter om stjernens oppdagelse ble gitt ut i juli 2010. Et team av britiske astronomer ledet av Paul Crowther, professor i astrofysikk ved University of Sheffield, brukte Very Large Telescope (VLT) i Chile, for å studere to grupper av stjerner, RNGCC 3603 og R136a. Karakteren til R136a var kontroversiell, to muligheter var mulig å forklare dens natur: et supermassivt objekt på 5000 til 8000 solmasser eller en tett stjerneklynge.

I 1979 ble ESOs 3,6 m- teleskop brukt til å skille R136 i tre deler: R136a, R136b og R136c. Den eksakte arten av R136a var uklar og ble diskutert. I 1985 bestemte en gruppe forskere at dette var den andre muligheten (en stjerneklynge bestående av minst 20 stjerner) ved hjelp av en digital flekkinterferometri- teknikk . Paul Crowthers team fullførte denne oppdagelsen ved å identifisere flere stjerner med overflatetemperaturer på rundt 53.000 K og fire stjerner som veide 200 til 315 solmasser i denne klyngen.

Weigelt og Beier demonstrerte først at R136a var en klynge av stjerner i 1985. Ved bruk av flekkinterferometri-teknikken ble klyngen vist å bestå av 8 stjerner i en buesekund i midten av klyngen, og R136a1 var den lyseste.

R136a1 har omtrent 28 ganger solens radius (28 R ☉ / 21 000 000 km / 1⁄7 AU ), noe som tilsvarer et volum på 27 000 sol. Dimensjonene er mye mindre enn de største stjernene: de røde superkjempene måler flere tusen solstråler  R ☉ , altså titalls ganger større enn R136a1. Til tross for sin store masse og beskjedne dimensjoner, har R136a1 en gjennomsnittlig tetthet på omtrent 1% av solens, omtrent 14 kg / m 3 , den er bare 10 ganger tettere enn jordens atmosfære på havnivå.

Fysiske egenskaper

R136a1 er en Wolf-Rayet-stjerne . I likhet med andre stjerner som er nær Eddington-grensen , har den mistet mye av sin opprinnelige masse av en kontinuerlig stjernevind. Det anslås at stjernen ved fødselen hadde 380 solmasser og mistet rundt 50 solmasser  M ☉ i løpet av de neste million årene. På grunn av den svært høye temperaturen ser den ut som blå-lilla. Med en lysstyrke på omtrent 8.710.000 sollysstyrker  L ☉ , er R136a1 den lyseste stjernen som er kjent, og avgir mer energi på fire sekunder enn solen på et år. Hvis den erstattet solen i solsystemet, ville den formørke solen 94 000 ganger og se ut fra jorden i størrelsesorden −39.

R136a1 er en WN5h-stjerne med høy lysstyrke og plasserer den i øvre venstre hjørne av Hertzsprung-Russell-diagrammet . En Wolf-Rayet-stjerne er preget av de sterke og brede utslippslinjene i spektret.

Lysstyrken i avstand fra nærmeste stjerne til jorden, Proxima Centauri , vil være omtrent den samme som fullmåne . Den effektive temperaturen til en stjerne kan bli funnet ut fra fargen. Temperaturer fra 53 000 til 56 000 K er funnet ved hjelp av forskjellige atmosfæriske modeller. Rotasjonshastigheten kan ikke måles direkte fordi fotosfæren er skjult av en tett stjernevind. En 2,1 µm NV-utslippslinje produseres i forhold til vinden og kan brukes til å estimere rotasjonen.

Stjerner med en masse mellom 8 og 150 solmasser, avslutter sitt "liv" i supernova og blir nøytronstjerner eller sorte hull . Etter å ha etablert eksistensen av stjerner mellom 150 og 315 solmasser, mistenker astronomer at en slik stjerne ved sin død vil bli en hypernova , en stjerneksplosjon med en total energi på mer enn 100 supernovaer.

En slik stjerne kan også dø for tidlig som en par-ustabil supernova lenge før hjertet naturlig faller sammen av mangel på drivstoff. I stjerner med mer enn 140 solmasser akselererer høyt trykk og den langsomme evakueringen av energi gjennom de tykke lagene stjernens nukleosyntese . Slike kjerner blir beriket med oksygen og blir varme nok til å avgi mye gammastråler over 1.022  MeV . Disse gammastrålene er energiske nok til å produsere positron / elektronpar , en produksjon favorisert av oksygen. Positronen utslettes med et elektron for å gi to gammafotoner på 0,511  MeV pluss kinetisk energi til det utslettede paret. Disse parproduksjonene og utslettelsene bremser evakueringen av energi, varmer hjertet og akselererer nukleosyntese. Reaksjonene blir ført bort til eksplosjonen. Hvis R136a1 gjennomgår en slik eksplosjon, vil den ikke etterlate seg et svart hull, og i stedet ville dusin solmassene av nikkel-56 produsert i sin kjerne være spredt over det interstellare mediet. Nikkel 56, ved β-radioaktivitet , vil varme opp og sterkt belyse supernovaen i noen måneder og bli jern 56 .

Omgivelser

Avstanden fra R136a1 kan ikke bestemmes direkte, men antas å være den samme avstanden som den store magellanske skyen , på rundt 50 kiloparsek.

R136a-systemet i hjertet av R136 er en tett klynge av lyse stjerner som inneholder minst 12 stjerner, hvorav de viktigste er R136a1, R136a2 og R136a3 , som alle er ekstremt lyse og massive WN5h-stjerner. R136a1 er skilt fra R136a2, den nest lyseste stjernen i gruppen, med 5000 AU . Det er derfor et binært system. For en så fjern stjerne er R136a1 relativt fri for interstellært støv . Så langt har ingen planet blitt oppdaget i nærheten av disse stjernene.

Klynge R136 ligger i Tarantula-tåken , den største kjente tåken .

For å oppfatte omrisset til denne stjernen fra jorden, krever det god teleskopisk forstørrelse da den ligger på kanten av en nærliggende, vidt spredt galakse, som har mange store, veldig aktive stjernedannende tåker, den store skyen av Magellan .

Utvikling

Opplæring

Modeller for dannelse av stjernedannelse fra molekylære skyer forutsier en øvre grense for massen en stjerne kan nå før strålingen forhindrer ytterligere akkumulering. R136a1 overgår klart alle disse grensene, noe som har ført til utviklingen av nye tilgrensingsmodeller for en stjerne som potensielt eliminerer den øvre grensen og potensialet for massiv stjernedannelse som følge av stjernesammenslåing.

Som en enkelt stjerne dannet ved tilvekst, er egenskapene til en slik massiv stjerne fortsatt usikker. Syntetiske spektra indikerer at det aldri ville ha en hovedfølsomhet (V) lysstyrke klasse, eller til og med et normalt type O-spektrum. Den sterke lysstyrken, nærheten til Eddington-grensen og den sterke stjernevinden gir et WNh-spektrum så snart R136a1 har blitt synlig som en stjerne. Den helium og nitrogen blandes raskt til overflaten på grunn av den store konvektiv kjerne og betydelig tap av masse. Deres tilstedeværelse i stjernevinden skaper Wolf Rayets karakteristiske utslippsspekter. R136a1 ville ha vært litt kjøligere enn noen mindre massive hovedsekvensstjerner. Under forbrenningen av hydrogen i kjernen øker fraksjonen av helium i kjernen og trykket og temperaturen til kjernen øker.

Dette resulterer i en økning i lysstyrke, så R136a1 er litt lysere nå enn da den opprinnelig ble dannet. Temperaturen synker litt, men de ytre lagene i stjernen har hovnet opp og forårsaket et enda større tap av masse.

Framtid

R136a1 er for tiden i ferd med å smelte hydrogen i helium. Til tross for sitt spøkelsesaktige Wolf-Rayet-utseende, er han en veldig ung stjerne; astronomer anslår alderen til å være rundt 300 000 år. Utslippsspekteret er skapt av en tett stjernevind forårsaket av ekstremt lys, med de høye nivåene av helium og nitrogen blandet fra kjernen til overflaten ved sterk konveksjon. Det er derfor en stjerne i hovedsekvensen. Andre modeller spår at en så stor kjerne vil produsere veldig store mengder nikkel-56, som gir en hypernova .

Enhver stjerne som produserer en karbon-oksygen (C-O) kjerne som er mer massiv enn maksimum for en hvit dverg (ca. 1,4 solmasser), vil uunngåelig oppleve at kjernen kollapser. Dette skjer vanligvis når en jernkjerne har blitt produsert og fusjonen ikke lenger kan produsere den nødvendige energien for å forhindre at kjernen kollapser, selv om det kan skje under andre omstendigheter.

Sammenbruddet av jernkjernen kan produsere en supernova og noen ganger en gammastråleeksplosjon . Type supernovaeksplosjon vil være type I fordi stjernen ikke har noe hydrogen, type Ic fordi den nesten ikke har helium. Spesielt massive jernkjerner kan føre til at hele stjernen kollapser i et svart hull uten synlig eksplosjon, eller en underbelyst supernova når radioaktiv 56 Ni faller tilbake på det svarte hullet .

Resten av en Ic-type kjernekollaps-supernova er enten en nøytronstjerne eller et svart hull. R136a1 har en kjerne som er langt større enn den maksimale massen til en nøytronstjerne  ; et svart hull er derfor uunngåelig.

Referanser

  1. (in) BAT99 108 på databasen Sinbad the Strasbourg Astronomical Data Center . (åpnet 14. januar 2016).
  2. (in) BAT199 108 på databasen VizieR the Strasbourg Astronomical Data Center (åpnet 14. januar 2016).
  3. (no) BAT199 108 (åpnet 14. januar 2016).
  4. G Pietrzyński , D. Graczyk, W. Gieren, IB Thompson, B. Pilecki, A. Udalski og I. Soszyński, “  An formørkelses-binære avstand til Den store magellanske sky nøyaktig til to prosent  ”, Nature , vol.  495, n o  7439,7. mars 2013, s.  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 og HA Kassim , "  Stjerneklyngen R136 er vert for flere stjerner hvis individuelle masser overstiger den aksepterte 150 M ⊙ stjernemassegrensen  " , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  408, n o  to2010, s.  731 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x , Bibcode  2010MNRAS.408..731C , arXiv  1007.3284 )
  6. Nola Taylor Redd , “  Hva er den mest massive stjernen?  " , Space.com ,28. juli 2018(åpnet 28. juli 2018 )
  7. Nola Taylor Redd , “  Hva er den mest massive stjernen?  " , Space.com ,28. juli 2018(åpnet 28. juli 2018 )
  8. JV Feitzinger , W. Schlosser , T Schmidt-Kaler og C. Winkler , “  Det sentrale objektet R 136 i gassnebula 30 Doradus - Parameter for struktur, farge, masse og eksitasjon  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  84, nr .  1–2,April 1980, s.  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 og G. Baier , “  R136a i 30 Doradus-tåken løst ved holografisk flekkinterferometri  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  150,1985, s.  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 og JS Vink , “  Stjerneklyngen R136 dissekert med Hubble Space Telescope / STIS. I. Lang-ultrafiolett spektroskopisk folketelling og opprinnelsen til He II λ1640 i unge stjerneklynger  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  458, n o  toMai 2016, s.  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 og HA Kassim , “  Stjerneklyngen R136 er vert for flere stjerner hvis individuelle masser overstiger den aksepterte 150 M ⊙ stjernemassegrensen  ”, Månedsvis av Royal Astronomical Society , vol.  408, n o  to2010, s.  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 og WD Taylor , “  The VLT-FLAMES Tarantula Survey  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  530,2011, s.  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 kode , SM Faber , Edward J. Groth , Robert M. Lys , Roger Lynds , Earl J. jr O 'Neil og James A. Westphal , "  Hubble Space Telescope Planetary Camera images of R136  ", The Astronomical Journal , vol.  104,1992, s.  1721 ( DOI  10.1086 / 116355 , Bibcode  1992AJ .... 104.1721C )
  15. Rolf Kuiper , Hubert Klahr , Henrik Beuther og Thomas Henning , “  TREDIMENSJONELL simulering av massiv stjernedannelse i skiven ACCRETION SCENARIO  ”, The Astrophysical Journal , vol.  732, n o  1,2011, s.  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 og NJ Shaviv, “Vind som fortsetter  fra super-Eddington-stjerner. En fortelling om to grenser  ”, AIP Conference Proceedings , vol.  990,2008, s.  250–253 ( DOI  10.1063 / 1.2905555 , Bibcode  2008AIPC..990..250V , arXiv  0708.4207 )
  17. N. Langer , “  Presupernova Evolution of Massive Enkel og Binary Stars  ”, Annual Review of Astronomy og Astrophysics , vol.  50, n o  1,2012, s.  107–164 ( DOI  10.1146 / annurev-astro-081811-125534 , Bibcode  2012ARA & A..50..107L , arXiv  1206.5443 )
  18. Evan O'Connor og Christian D. Ott , “  BLACK HOLE FORMATION IN FAILING CORE-COLLAPSE SUPERNOVAE,  ” The Astrophysical Journal , vol.  730, n o  to2011, s.  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 Mr. Turatto L. Zampieri og SJ Smartt "  en lav-energi kjerne-kollaps supernova uten et hydrogen konvolutt  ", Nature , vol.  459, n o  7247,2009, s.  674–677 ( PMID  19494909 , DOI  10.1038 / nature08023 , Bibcode  2009Natur.459..674V , arXiv  0901.2074 )
  20. Evan O'Connor og Christian D. Ott , “  Black Hole Formation in Failing Core-Collapse Supernovae,  ” The Astrophysical Journal , vol.  730, n o  to2011, s.  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 og Sylvia Ekström , “  Fundamental features of core-collaps supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  558,2013, A131 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321906 , Bibcode  2013A & A ... 558A.131G , arXiv  1308.4681 )

Se også

Relaterte artikler

Eksterne linker