R136a1 - R136a1
| Data pozorování Epocha J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Souhvězdí | Delfíni |
| Pravý vzestup | 5 h 38 m 42,39 s |
| Deklinace | −69 ° 06 ′ 02,91 ″ |
| Zdánlivá velikost (V) | 12.23 |
| Charakteristika | |
| Evoluční fáze | Wolf -Rayetova hvězda |
| Spektrální typ | WN5h |
| Index barev B - V | 0,03 |
| Astrometrie | |
| Vzdálenost | 163 000 ly (49 970 ks ) |
| Absolutní velikost (M V ) | −8,18 |
| Podrobnosti | |
| Hmotnost | 184 ~ 260 M ☉ |
| Poloměr | 39,2 R ☉ |
| Zářivost | 6 166 000 l ☉ |
| Povrchová gravitace (log g ) | 4,0 cgs |
| Teplota | 46 000 ± 2 500 K. |
| Rychlost otáčení ( v sin i ) | 190 km/s |
| Stáří | 1,0 ± 0,2 Myr |
| Další označení | |
| Odkazy na databázi | |
| SIMBAD | data |
RMC 136a1 (obvykle zkráceně R136a1 ) je jednou z nejhmotnějších a nejzářivějších známých hvězd , má 215 M ☉ a téměř 6,2 milionu L ☉ a je také jednou z nejžhavějších v okolí.46000 K . Je to hvězda Wolf -Rayet ve středu R136 , centrální koncentrace hvězd velké otevřené hvězdokupy NGC 2070 v mlhovině Tarantula (30 Doradus ) ve Velkém Magellanově mračnu . Klastr lze vidět na daleké jižní nebeské polokouli dalekohledem nebo malým dalekohledem o velikosti 7,25. Samotný R136a1 je 10 000krát slabší a lze jej vyřešit pouze pomocí skvrnité interferometrie .
Objev
.jpg)
V roce 1960 provedla skupina astronomů pracujících na observatoři Radcliffe v Pretorii systematická měření jasu a spekter jasných hvězd ve Velkém Magellanově mračnu. Mezi katalogizovanými objekty byl RMC 136 (observatoř Radcliffe Magellanic Cloud katalogové číslo 136), centrální „hvězda“ mlhoviny Tarantula , o které pozorovatelé dospěli k závěru, že jde pravděpodobně o systém více hvězd. Následná pozorování ukázala, že R136 se nacházela uprostřed obří oblasti ionizovaného mezihvězdného vodíku, známé jako oblast H II , což bylo centrum intenzivní tvorby hvězd v bezprostřední blízkosti pozorovaných hvězd.
V roce 1979 byl 3,6 m dalekohled ESO použit k rozdělení R136 na tři součásti; R136a , R136b a R136c . Přesná povaha R136a byla nejasná a byla předmětem intenzivní diskuse. Odhady, že jas centrální oblasti by vyžadoval až 100 horkých hvězd třídy O během půl parsek ve středu kupy, vedl ke spekulacím, že pravděpodobnějším vysvětlením je hvězda 3 000krát větší než hmotnost Slunce.
První demonstraci, že R136a byla hvězdokupa, poskytli Weigelt a Beier v roce 1985. Pomocí techniky speckle interferometrie bylo ukázáno, že R136a je tvořeno 8 hvězdami během 1 obloukové sekundy ve středu hvězdokupy, přičemž R136a1 je nejjasnější.
Konečné potvrzení povahy R136a přišlo po vypuštění Hubbleova vesmírného teleskopu . Jeho Wide Field and Planetary Camera (WFPC) rozdělil R136a na nejméně 12 komponent a ukázal, že R136 obsahoval více než 200 vysoce svítivých hvězd. Pokročilejší WFPC2 umožnilo studium 46 hmotných svítivých hvězd do půl parsek od R136a a přes 3000 hvězd v poloměru 4,7 parsek.
Viditelnost
Na noční obloze se R136 jeví jako objekt 10. velikosti v jádru kupy NGC 2070 vložené do mlhoviny Tarantula ve Velkém Magellanově mračnu. K detekci R136a jako součásti R136 v roce 1979 bylo zapotřebí 3,6metrového dalekohledu a rozlišení R136a pro detekci R136a1 vyžaduje vesmírný teleskop nebo sofistikované techniky, jako je adaptivní optika nebo skvrnitá interferometrie.
Jižně od 20. rovnoběžky na jih je LMC cirkumpolární, což znamená, že ho lze vidět (alespoň částečně) celou noc každou noc v roce, pokud to počasí a světelné znečištění dovolí. Na severní polokouli může být viditelný jižně od 20. rovnoběžky na sever . To vylučuje Severní Ameriku (kromě jižního Mexika), Evropu, severní Afriku a severní Asii.
Okolí
Systém R136a v jádru R136 je hustý světelný uzel hvězd obsahující nejméně 12 hvězd, z nichž nejvýznamnější jsou R136a1, R136a2 a R136a3 , z nichž všechny jsou extrémně světelné a hmotné hvězdy WN5h. R136a1 je od R136a2 , druhé nejjasnější hvězdy v kupě, odděleno 5 000 AU .
R136 se nachází přibližně 157 000 světelných let od Země ve Velkém Magellanově mračnu, umístěném v jihovýchodním rohu galaxie ve středu mlhoviny Tarantule , známého také jako 30 Doradus. Samotný R136 je pouze centrální kondenzací mnohem větší otevřené hvězdokupy NGC 2070 . Pro takové vzdálené hvězdy, R136a1 je poměrně nezastíněnou od mezihvězdného prachu . Zčervenání způsobí vizuální jas se sníží asi o 1,8 velikostí, ale pouze okolo 0,22 veličin v blízké infračervené oblasti.
Vzdálenost
Vzdálenost k R136a1 nelze určit přímo, ale předpokládá se, že je ve stejné vzdálenosti jako Velký Magellanov oblak při přibližně 50 kiloparsecích.
Vlastnosti
Binární
Přestože jsou mezi nejhmotnějšími hvězdami velmi běžné binární systémy, zdá se, že R136a1 je jediná hvězda, protože nebyl zjištěn žádný důkaz o hmotném společníkovi.
Emise rentgenového záření byla detekována z R136 pomocí rentgenové observatoře Chandra . R136a a R136c byly jasně detekovány, ale R136a nebylo možné vyřešit. Další studie oddělila pár R136a1/2 od R136a3. R136a1/2 ukázal relativně měkké rentgenové paprsky, o nichž se předpokládá, že nenaznačují binární srážkové větry.
Od dvojice hvězd stejné hmotnosti na blízké oběžné dráze by se očekávaly rychlé Dopplerovy změny radiální rychlosti , ale ve spektru R136a1 to nebylo vidět . Vysoký orbitální sklon, vzdálenější dvojhvězda nebo náhodné vyrovnání dvou vzdálených hvězd nelze zcela vyloučit, ale je považován za nepravděpodobný. Jsou možné velmi nerovné binární složky, ale nemělo by to vliv na modelování vlastností R136a1.
Klasifikace
R136a1 je hvězda WN5h s vysokou svítivostí a je umístěna v levém horním rohu diagramu Hertzsprung – Russell . Vlk-Rayetova hvězda se vyznačuje silným, široké emisních čar ve svém spektru . To zahrnuje ionizovaný dusík , helium , uhlík , kyslík a příležitostně křemík , ale s vodíkovými linkami obvykle slabými nebo chybějícími. WN5 hvězda je klasifikována na základě ionizované emise helia je podstatně silnější než neutrální čáry hélia, a které mají zhruba stejnou sílu emise z N III , N IV , a N V . „H“ ve spektrálním typu indikuje významné emise vodíku ve spektru a vodík je vypočítán tak, aby tvořil 40% hmotnostního množství povrchu.
Hvězdy WNh jako třída jsou hmotné světelné hvězdy, které ve svých jádrech stále spalují vodík. Emisní spektrum je vytvářeno silným hustým hvězdným větrem a zvýšené hladiny helia a dusíku vyplývají z konvekčního míchání produktů cyklu CNO na povrch.
Hmotnost
Evoluční hmotnost 215 M ☉ je nalezena z vizuálních spekter HST za použití modelové atmosféry CMFGEN bez liniové linky . R136a1 úzce odpovídá očekávaným vlastnostem pro původně rychle rotující 251 M ☉ hvězdu s LMC metallicity poté, co září asi milion let.
Dřívější analýza pomocí ultrafialové spektroskopie zjistila aktuální hmotnost 315 M ☉ a počáteční hmotnost 325 M ☉ . Současná hmotnost 256 M ☉ se nachází v podobné analýze pomocí atmosférických modelů PoWR (Postupimský vlk – Rayet) s optickými a ultrafialovými spektry a vztahem hmota - svítivost za předpokladu jediné hvězdy.
R136a1 podstupuje extrémní úbytek hmotnosti prostřednictvím hvězdného větru dosahující rychlosti2 600 ± 150 km/s . To je způsobeno intenzivním elektromagnetickým zářením z velmi horké fotosféry, které urychluje materiál pryč od povrchu silněji, než jej gravitace dokáže udržet. Ztráta hmotnosti je největší u hvězd s vysokou svítivostí s nízkou povrchovou gravitací a zvýšenou úrovní těžkých prvků ve fotosféře. R136a1 prohrává1,6 × 10 −4 M ☉ (3,21 × 10 18 kg/s ) ročně, více než miliardkrát více, než Slunce ztrácí, a očekává se, že od svého vzniku shodí asi 35 M ☉ .
Zářivost
V letech 2010 až 2020 byla hvězda uznána jako nejhmotnější a nejsvětelnější známá hvězda . Předchozí odhady uváděly svítivost až na 1 500 000 l ☉ .
S přibližně 6 166 000 l ☉ je R136a1 jednou z nejsvětlejších známých hvězd , které za pět sekund vyzařují více energie než Slunce za rok. Pokud by nahradilo Slunce ve sluneční soustavě, zastínilo by Slunce 164 000krát (M V = −8,2) a objevilo by se ze Země o velikosti −40. Jeho jas ve vzdálenosti 10 parsek, absolutní vizuální velikost, by byl −8,18, tři magnitudy jasnější, než se kdy ze Země objevila Venuše. Jeho jas ve vzdálenosti nejbližší hvězdy k Zemi, Proxima Centauri (něco málo přes parsek), by byl přibližně stejný jako úplněk .
R136a1 dodává c. 7% ionizačního toku z celé oblasti 30 Doradus , až 70 hvězd hlavní sekvence O7 . Spolu s R136a2 , a3 a c produkuje 43–46% záření Lymanova kontinua celého klastru R136.
Masivní hvězdy leží blízko Eddingtonovy hranice , svítivost, při které tlak záření působící na povrch hvězdy směrem ven, se rovná síle gravitace hvězdy, která ji přitahuje dovnitř. Nad Eddingtonovou hranicí hvězda generuje tolik energie, že její vnější vrstvy jsou rychle odhozeny. To efektivně omezuje dlouhodobé září hvězd při vyšších jasech. Klasický Eddingtonův limit svítivosti není použitelný pro hvězdy jako R136a1, které nejsou v hydrostatické rovnováze, a jeho výpočet je pro skutečné hvězdy extrémně složitý. Empirický Humphrey-Davidsonův limit byl identifikován jako limit svítivosti pro pozorované hvězdy, ale nedávné modely se pokusily vypočítat užitečné teoretické Eddingtonovy limity platné pro hmotné hvězdy. R136a1 je v současné době přibližně 70% jeho Eddingtonovy svítivosti.
Teplota
R136a1 má povrchovou teplotu přes 46 000 K (45 700 ° C; 82 300 ° F), osmkrát tak horkou jako Slunce , a se špičkovým zářením v extrémním ultrafialovém záření .
R136a1 má index B-V asi 0,03, což je typická barva pro F-typu hvězdy . Barva „U – V“ z HST WFPC2 336 nm aFiltry 555 nm jsou −1,28, což svědčí o extrémně horké hvězdě. Tato variace různých barevných indexů vzhledem k černému tělu je výsledkem mezihvězdného prachu způsobujícího zarudnutí a zánik. Zčervenání (E B-V ) může být použita pro odhad úrovně vizuálního zániku (A V ). Byly naměřeny hodnoty E B – V 0,29–0,37 se značnou nejistotou v důsledku kontaminace blízkými sousedy, jako je R136a2 vzdálená 0,1 palce , což vede k A V kolem 1,80 a odčervenalému B – V (B – V 0 ) −0,30.
Efektivní teplota hvězdy lze odhadnout na barvě, ale to není příliš přesné a spektrální montáž do atmosférického modelu je třeba odvodit teplotu. Teploty 53 000–56 000 K jsou pro R136a1 zjištěny pomocí různých atmosférických modelů. Starší modely produkovaly teploty kolem45 000 K, a proto dramaticky nižší svítivosti. Extrémní teplota hvězdy způsobuje, že její vrchol záření je kolem50 nm a téměř 99% záření, které má být emitováno mimo vizuální rozsah ( bolometrická korekce kolem -5).
Velikost
R136a1 je téměř čtyřicetinásobek poloměr slunce ( 40 R ☉ ; 28000000 km , 1 / 7 au ), což odpovídá objemu 60.000 krát větší než Slunce
R136a1 nemá přesně definovaný viditelný povrch jako Země nebo Slunce. Hydrostatický Hlavní část hvězdy je obklopen hustou atmosférou zrychluje směrem ven do hvězdného větru. Libovolný bod v tomto větru je definován jako povrch pro měření poloměru a různí autoři mohou použít různé definice. Například optická hloubka Rosselandu 2/3 odpovídá přibližně viditelnému povrchu, zatímco hloubka Rosselandu 20 nebo 100 odpovídá více fyzické fotosféře. Stelární teploty se obvykle uvádějí ve stejné hloubce, takže poloměr a teplota odpovídají svítivosti.
Rozměry R136a1 jsou mnohem menší než největší hvězdy: rudí superobři jsou několik stovek až přes tisíc R ☉ , desítkykrát větší než R136a1. Navzdory velké hmotnosti a skromným rozměrům má R136a1 průměrnou hustotu menší než 1% Slunce. Při přibližně 5 kg / m 3 je přibližně 4krát hustší než atmosféra Země na úrovni moře ; střídavě méně než setina hustoty vody .
Otáčení
Rychlost rotace R136a1 nelze měřit přímo, protože fotosféra je skrytá hustým hvězdným větrem a fotosférické absorpční čáry používané k měření rotačního dopplerovského rozšíření nejsou ve spektru přítomny. Emisní čára AN V na 2,1 µm se vytváří relativně hluboko ve větru a lze ji použít k odhadu rotace. V R136a1 má FWHM asi 15 Å , což naznačuje pomalou nebo nerotující hvězdu, i když by mohla být zarovnána se svým pólem obráceným k Zemi. R136a2 a a3 se rychle otáčejí a nejbližší evoluční modely pro R136a1 odpovídají hvězdě, která se stále otáčí rovníkovou rychlostí c. 200 km/s po cca. 1,75 Myr.
Vývoj
Aktuální stav
R136a1 v současné době spojuje vodík s héliem, převážně v cyklu CNO kvůli vysokým teplotám v jádru. Navzdory spektrálnímu vzhledu Wolf – Rayet je to mladá hvězda. Emisní spektrum je vytvořeno hustým hvězdným větrem způsobeným extrémní svítivostí, přičemž zvýšené úrovně helia a dusíku se mísí z jádra na povrch silnou konvekcí. Je to ve skutečnosti hvězda hlavní posloupnosti . Více než 90% hvězdy je konvekční a na povrchu je malá nevodivá vrstva.
Rozvoj
.jpg)
Modely formování hvězd akrecí z molekulárních mraků předpovídají horní hranici hmotnosti, které může hvězda dosáhnout, než její záření zabrání dalšímu narůstání. Nejjednodušší akreční modely v metalíze populace I předpovídají hranici až 40 M ☉ , ale složitější teorie umožňují několikanásobně vyšší hmotnosti. Empirický limit kolem 150 M ☉ se stal široce přijímaným. R136a1 jasně překračuje všechny tyto limity, což vede k vývoji nových modelů akrece s jednou hvězdou, které potenciálně odstraňují horní hranici, a potenciálu pro masivní tvorbu hvězd hvězdnými fúzemi.
Vzhledem k tomu, že jedna hvězda vznikla z narůstání, vlastnosti takové hmotné hvězdy jsou stále nejisté. Syntetická spektra naznačují, že by nikdy neměla třídu jasu hlavní sekvence (V), nebo dokonce normální spektrum typu O. Vysoká svítivost, blízkost Eddingtonovy hranice a silný hvězdný vítr pravděpodobně vytvoří spektrum If* nebo WNh, jakmile se R136a1 stane viditelným jako hvězda. Hélium a dusík se rychle smísí s povrchem díky velkému konvekčnímu jádru a vysokému úbytku hmoty a jejich přítomnost ve hvězdném větru vytváří charakteristické vlno -Rayetovo emisní spektrum. ZAMS při velmi vysokých hmotnostech se křiví zpět na chladnější teploty a při metalitách LMC se předpokládá maximální teplota kolem 56 000 K pro hvězdy 150–200 M ☉ , takže R136a1 by byl o něco chladnější než některé méně hmotné hvězdy hlavní posloupnosti.
Při spalování vodíku v jádru se zvyšuje podíl hélia v jádru a podle viriální věty se zvýší tlak a teplota v jádru. To vede ke zvýšení svítivosti, takže R136a1 je nyní o něco jasnější, než když se poprvé vytvořil. Teplota mírně klesá, ale vnější vrstvy hvězdy se nafoukly, což vedlo k ještě vyšší ztrátě hmotnosti.
Budoucnost
Budoucí vývoj R136a1 je nejistý a neexistují žádné srovnatelné hvězdy, které by potvrdily předpovědi. Vývoj hmotných hvězd kriticky závisí na množství hmoty, kterou mohou ztratit, a různé modely dávají různé výsledky, z nichž žádný zcela neodpovídá pozorování. Předpokládá se, že hvězdy WNh se vyvíjejí na LBV, protože vodík v jádru se začíná vyčerpávat. Jedná se o důležitou fázi extrémního úbytku hmotnosti, která umožňuje hvězdě, v blízkosti sluneční metallicity, přechod na bezvodíkovou hvězdu Wolf-Rayet. Hvězdy s dostatečně silným promícháním od jádra k povrchu, díky velmi velkému konvekčnímu jádru, vysoké metalizaci nebo dodatečnému rotačnímu míchání, mohou přeskočit fázi LBV a vyvíjet se přímo z fáze WNh bohaté na vodík do fáze WN chudé na vodík . Fúze vodíku trvá něco málo přes dva miliony let a hmotnost hvězdy na konci by měla být 70–80 M ☉ . Jediná hvězda s kovovostí LMC, i když se začne velmi rychle otáčet, bude do konce spalování vodíku brzděna na téměř nulovou rotaci.
Poté, co začne fúze jádra hélia, zbývající vodík v atmosféře se rychle ztratí a R136a1 se rychle smrští na hvězdu WNE bez vodíku a svítivost se sníží. Hvězdy Wolf-Rayet v tomto bodě jsou většinou hélium a leží na hlavní sekvenci Helium Zero Age (He-ZAMS), analogické a rovnoběžné s hlavní sekvencí spalující vodík, ale při vyšších teplotách.
Během spalování helia se v jádru hromadí uhlík a kyslík a pokračuje velká ztráta hmoty. To nakonec vede k vývoji spektra WC, i když se u LMC metallicity očekává, že hvězda stráví většinu fáze spalování helia se spektrem WN. Ke konci spalování helia způsobuje zvýšení teploty jádra a ztráta hmotnosti zvýšení svítivosti i teploty, přičemž spektrální typ se stává WO. Sloučení hélia bude věnováno několik set tisíc let, ale konečné fáze spalování těžších prvků netrvají déle než několik tisíc let. R136a1 se nakonec zmenší na něco málo přes 50 M ☉ , přičemž jádro zůstane jen 0,5 M ☉ helia.
Supernova
Každá hvězda, která produkuje jádro uhlík -kyslík (C -O) hmotnější než maximum pro bílého trpaslíka (asi 1,4 M ☉ ), nevyhnutelně utrpí kolaps jádra . K tomu obvykle dochází, když bylo vyrobeno železné jádro a fúze již nemůže produkovat energii potřebnou k zabránění kolapsu jádra, i když se to může stát za jiných okolností.
Jádro AC – O mezi asi 64 M ☉ a 133 M ☉ bude tak horké, že záření gama spontánně vytvoří páry elektron-pozitron a náhlá ztráta energie v jádru způsobí jeho zhroucení jako supernova nestability páru (PISN) ), někdy nazývaná supernova vytváření párů (PCSN). PISN se obvykle vyrábí pouze ve velmi nízkých metalických hvězdách, které neztrácejí dostatečnou hmotnost, aby udržely své velikosti jádra C – O pod 64 M ☉ . K tomu může také dojít při LMC metallicity u velmi hmotných hvězd, ale předpovídaná velikost C -O jádra pro R136a1 je pod 50 M ☉, takže PISN je nepravděpodobné.
Kolaps železného jádra může způsobit výbuch supernovy a někdy gama záblesk (GRB). Typ jakéhokoli výbuchu supernovy bude typ I, protože hvězda nemá vodík, typ Ic, protože nemá téměř žádné helium. Obzvláště hmotná železná jádra mohou zhroutit celou hvězdu do černé díry bez viditelné exploze nebo podsvětelné supernovy, když radioaktivní 56 Ni dopadne zpět do černé díry.
Supernova typu Ic může produkovat GRB, pokud se hvězda otáčí a má odpovídající hmotnost. Očekává se, že R136a1 ztratí téměř všechny své rotace dlouho před kolapsem jádra, takže GRB je nepravděpodobné.
Zbytek supernovy s kolapsem jádra typu Ic je buď neutronová hvězda, nebo černá díra, v závislosti na hmotnosti jádra předka. U hvězdy hmotné jako R136a1 bude zbytkem velmi pravděpodobně černá díra místo neutronové hvězdy.
Viz také
- Hyperobr
- Seznam nejzářivějších hvězd
- Seznam nejhmotnějších hvězd
- VY Canis Majoris - jedna z největších hvězd a rudých superobrů
- Stephenson 2-18 -jedna z největších hvězd
