R136a1

R136a1 Beskrivelse af dette billede, kommenteres også nedenfor Infrarødt billede af klyngen R136 fra Very Large Telescope . R136a1 er i centrum med R136a2 i nærheden, R136a3 nederst til højre og R136b til venstre. Observationsdata
( epoke J2000.0 )
Højre opstigning 5 t  38 m  42,43 s
Afvisning −69 ° 06 ′ 02,2 ″
Konstellation Havbrasen
Tilsyneladende størrelse 12.23

Placering i konstellationen: Dorade

(Se situation i konstellationen: Dorade) Dorado IAU.svg
Egenskaber
Spektral type WN5h
UB- indeks 1.34
BV- indeks 0,03
Astrometri
Afstand 163.000  al
(49.970   stk )
Absolut størrelse −8.09
Fysiske egenskaber
Masse 315  M ☉
Ray 28,8 - 35,4  R ☉
Overfladens tyngdekraft (log g) 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 af Wolf-Rayet placeret i stjerneklyngen R136 . Det er den mest massive og lyseste stjerne, der er kendt i det observerbare univers .

Med en masse på ca. 315  solmasser (315 M ☉ notation  ) ville det være den mest massive stjerne nogensinde observeret. Før denne opdagelse troede astrofysikere, at den maksimale stjernemasse var 150  M ☉ .

Sammenlignet med solen ville R136a1 være mellem 28,8 og 35,4 gange større (diameter anslået til ca. 44.089.600  km mod 1.392.000  km ), flere millioner gange lysere og med en temperatur på sin fotosfære (overflade, der producerer stjernens stråling ) ti gange højere ( 56.000  K mod 5.788  K for vores stjerne).

Det er medlem af R136 , en stjerneklynge, der ligger ca. 163.000  lysår væk i stjernebilledet Dorado , nær centrum af Tarantula-tågen , i den store magellanske sky . Stjernens masse blev bestemt af et team af astronomer ledet af Paul Crowther i 2010.

Opdagelse

Nyheder om stjernens opdagelse blev frigivet i juli 2010. Et team af britiske astronomer ledet af Paul Crowther, professor i astrofysik ved University of Sheffield, brugte Very Large Telescope (VLT) i Chile til at studere to grupper af stjerner, RNGCC 3603 og R136a. R136a's karakter var kontroversiel, idet to muligheder var mulige for at forklare dens natur: et supermassivt objekt på 5000 til 8000 solmasser eller en tæt stjerneklynge.

I 1979 blev ESOs 3,6 m teleskop brugt til at adskille R136 i tre dele: R136a, R136b og R136c. Den nøjagtige karakter af R136a var uklar og var under diskussion. I 1985 fastslog en gruppe forskere, at dette var den anden mulighed (en stjerneklynge bestående af mindst 20 stjerner) ved hjælp af en digital pletinterferometri- teknik . Paul Crowthers team afsluttede denne opdagelse ved at identificere flere stjerner med overfladetemperaturer på omkring 53.000 K og fire stjerner, der vejer 200 til 315 solmasser i denne klynge.

Weigelt og Beier demonstrerede først, at R136a var en klynge af stjerner i 1985. Ved hjælp af pletinterferometri-teknikken blev klyngen vist at bestå af 8 stjerner ved 1 buesekund i midten af ​​klyngen, hvor R136a1 var den lyseste.

R136a1 har omkring 28 gange solens radius (28 R ☉ / 21.000.000 km / 1⁄7 AU ), hvilket svarer til et volumen på 27.000 sol. Dens dimensioner er meget mindre end de største stjernes : de røde superkæmper måler flere tusinde solstråler  R ☉ , dvs. flere gange større end R136a1. På trods af sin store masse og beskedne dimensioner har R136a1 en gennemsnitlig tæthed på ca. 1% af solens, ca. 14 kg / m 3 , den er kun 10 gange tættere end Jordens atmosfære ved havoverfladen.

Fysiske egenskaber

R136a1 er en Wolf-Rayet-stjerne . Ligesom andre stjerner, der er tæt på Eddington-grænsen , har den mistet meget af sin oprindelige masse af en kontinuerlig stjernevind. Det anslås, at stjernen ved fødslen havde 380 solmasser og mistede omkring 50 solmasser  M ☉ i løbet af de næste millioner år. På grund af sin meget høje temperatur ser den ud som blå-lilla. Med en lysstyrke på ca. 8.710.000 sollysstyrker  L ☉ er R136a1 den lyseste stjerne, der kendes, og udsender mere energi på fire sekunder end solen på et år. Hvis den erstattede solen i solsystemet, ville den formørke solen 94.000 gange og fremstå fra Jorden i en størrelsesorden -39.

R136a1 er en WN5h-stjerne med høj lysstyrke, der placerer den i øverste venstre hjørne af Hertzsprung-Russell-diagrammet . En Wolf-Rayet-stjerne er kendetegnet ved de stærke og brede emissionslinjer i dens spektrum.

Dens lysstyrke i afstand fra den nærmeste stjerne til Jorden, Proxima Centauri , ville være omtrent den samme som for fuldmånen . En stjernes effektive temperatur kan ses ud fra dens farve. Temperaturer fra 53.000 til 56.000 K findes ved hjælp af forskellige atmosfæriske modeller. Drejningshastigheden kan ikke måles direkte, fordi fotosfæren tilsløres af en tæt stjernevind. En 2,1 µm NV-emissionslinje produceres i forhold til vinden og kan bruges til at estimere rotation.

Stjerner, hvis masse er mellem 8 og 150 solmasser, slutter deres "liv" i supernova og bliver neutronstjerner eller sorte huller . Efter at have etableret eksistensen af ​​stjerner mellem 150 og 315 solmasser, mistænker astronomer, at en sådan stjerne ved sin død bliver en hypernova , en stjerneksplosion med en samlet energi på mere end 100 supernovaer.

En sådan stjerne kan også dø for tidligt som en par-ustabil supernova længe før hjertet naturligt kollapser på grund af mangel på brændstof. I stjerner med mere end 140 solmasser fremskynder det høje tryk og den langsomme evakuering af energi gennem de tykke lag stjernernes nukleosyntese . Sådanne kerner beriges med ilt og bliver varme nok til at udsende en masse gammastråler over 1.022  MeV . Disse gammastråler er energiske nok til at producere positron / elektronpar , en produktion foretrukket af ilt. Positronen tilintetgøres med en elektron for at give to gammafotoner på 0,511  MeV plus kinetisk energi af det udslettede par. Disse parproduktioner og tilintetgørelser bremser evakueringen af ​​energi, varmer hjertet og fremskynder nukleosyntese. Reaktionerne føres væk indtil eksplosionen. Hvis R136a1 gennemgår en sådan eksplosion, vil den ikke efterlade et sort hul, og i stedet vil de dusin solmasser af nikkel-56, der produceres i dens kerne, være spredt over det interstellære medium. Nikkel 56, ved β-radioaktivitet , vil varme op og oplyse supernovaen stærkt i et par måneder og blive jern 56 .

Omgivelser

Afstanden fra R136a1 kan ikke bestemmes direkte, men antages at være den samme afstand som den store magellanske sky på omkring 50 kiloparsek.

R136a-systemet i hjertet af R136 er en tæt klynge af lyse stjerner, der indeholder mindst 12 stjerner, hvoraf de vigtigste er R136a1, R136a2 og R136a3 , som alle er ekstremt lyse og massive WN5h-stjerner. R136a1 er adskilt fra R136a2, den anden lyseste stjerne i gruppen, med 5.000 AU . Det er derfor et binært system. For en sådan fjern stjerne er R136a1 relativt fri for interstellært støv . Indtil videre er der ikke opdaget nogen planet i nærheden af ​​disse stjerner.

Klynge R136 er placeret i Tarantula-tågen , den største kendte tåge .

For at opfatte omridset af denne stjerne fra Jorden kræves god teleskopisk forstørrelse, da den er placeret på kanten af ​​en nærliggende, bredt spredt galakse, som har mange store, meget aktive stjernedannende tåger, den store sky af Magellan .

Udvikling

Uddannelse

Modeller af dannelse af stjernedannelse fra molekylære skyer forudsiger en øvre grænse for den masse, som en stjerne kan nå, før dens stråling forhindrer yderligere ophobning. R136a1 overstiger klart alle disse grænser, hvilket har ført til udviklingen af ​​nye tilgreningsmodeller med en stjerne, der potentielt eliminerer den øvre grænse og potentialet for massiv stjernedannelse som følge af stjernesammenslåning.

Som en enkelt stjerne dannet ved tilvækst er egenskaberne af en sådan massiv stjerne stadig usikre. Syntetiske spektre indikerer, at det aldrig ville have en hovedsekvens (V) lysstyrke klasse eller endda et normalt O-spektrum. Den stærke lysstyrke, nærheden til Eddington-grænsen og den stærke stjernevind giver et WNh-spektrum, så snart R136a1 er blevet synlig som en stjerne. Den helium og nitrogen blandes hurtigt til overfladen på grund af det store konvektive kerne og signifikant tab af masse. Deres tilstedeværelse i stjernevinden skaber Wolf Rayets karakteristiske emissionsspektrum. R136a1 ville have været lidt køligere end nogle mindre massive hovedsekvensstjerner. Under forbrændingen af ​​brint i kernen øges heliumfraktionen i kernen, og kernens tryk og temperatur øges.

Dette resulterer i en stigning i lysstyrke, så R136a1 er lidt lysere nu end da den oprindeligt blev dannet. Temperaturen falder lidt, men stjernens ydre lag er svulmet op og forårsager endnu større massetab.

Fremtid

R136a1 er i øjeblikket i gang med at smelte brint i helium. På trods af hans spøgelsesagtige Wolf-Rayet-udseende er han en meget ung stjerne; astronomer estimerer sin alder til at være omkring 300.000 år. Emissionsspektret er skabt af en tæt stjernevind forårsaget af ekstremt lys, hvor de høje niveauer af helium og nitrogen blandes fra kernen til overfladen ved stærk konvektion. Det er derfor en stjerne i hovedsekvensen. Andre modeller forudsiger, at en så stor kerne vil producere meget store mængder nikkel-56, der giver en hypernova .

Enhver stjerne, der producerer en kulstof-ilt (C-O) kerne, der er mere massiv end det maksimale for en hvid dværg (ca. 1,4 solmasser), vil uundgåeligt opleve kernekollaps. Dette sker normalt, når der er produceret en jernkerne, og fusionen ikke længere kan producere den krævede energi for at forhindre kernen i at falde sammen, selvom det kan ske under andre omstændigheder.

Jernkernens sammenbrud kan producere en supernova og undertiden en gammastråleeksplosion . Typen af ​​enhver supernovaeksplosion vil være type I, fordi stjernen ikke har noget brint, type Ic, fordi den næsten ikke har noget helium. Især massive jernkerner kan få hele stjernen til at kollapse i et sort hul uden synlig eksplosion eller en underbelyst supernova, når radioaktiv 56 Ni falder tilbage på det sorte hul .

Resten af ​​en Ic-type kerne-kollaps-supernova er enten en neutronstjerne eller et sort hul. R136a1 har en kerne, der er langt større end den maksimale masse af en neutronstjerne  ; et sort hul er derfor uundgåeligt.

Referencer

  1. (in) BAT99 108 på databasen Sinbad the Strasbourg Astronomical Data Center . (adgang 14. januar 2016).
  2. (in) BAT199 108 på databasen VizieR the Strasbourg Astronomical Data Center (adgang 14. januar 2016).
  3. (en) BAT199 108 (adgang 14. januar 2016).
  4. G Pietrzyński , D. Graczyk, W. Gieren, IB Thompson, B. Pilecki, A. Udalski og I. Soszyński, “  En formørkelses-binær afstand til den store magellanske sky nøjagtig til to procent  ”, Nature , vol.  495, nr .  7439,7. marts 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 vært for flere stjerner, hvis individuelle masser overstiger den accepterede 150 M ⊙ stjernemassegrænse  " , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  408, nr .  22010, s.  731 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x , Bibcode  2010MNRAS.408..731C , arXiv  1007.3284 )
  6. Nola Taylor Redd , “  Hvad er den mest massive stjerne?  " , Space.com ,28. juli 2018(adgang til 28. juli 2018 )
  7. Nola Taylor Redd , “  Hvad er den mest massive stjerne?  " , Space.com ,28. juli 2018(adgang til 28. juli 2018 )
  8. JV Feitzinger , W. Schlosser , T Schmidt-Kaler og C. Winkler , “  Det centrale objekt R 136 i gasnebula 30 Doradus - Parameter for struktur, farve, masse og excitation  ”, Astronomi og astrofysik , bind.  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-tågen løst ved holografisk pletinterferometri  ”, Astronomi og Astrofysik , bind.  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 dissekeret med Hubble Space Telescope / STIS. I. Langt-ultraviolet spektroskopisk folketælling og oprindelsen af ​​He II λ1640 i unge stjerneklynger  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , bind.  458, nr .  2Maj 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 , ”  The R136 stjerne klynge værter flere stjerner, hvis individuelle masser stærkt overskrider den accepterede 150 M ⊙ stjernernes masse limit  ”, månedlige oplysninger af Royal Astronomical Society , bind.  408, nr .  22010, 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 , bind.  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. Light , Roger Lynds , Earl J., Jr. O 'Neil og James A. Westphal , "  Hubble Space Telescope Planetary Camera images of R136  ", The Astronomical Journal , bind.  104,1992, s.  1721 ( DOI  10.1086 / 116355 , Bibcode  1992AJ .... 104.1721C )
  15. Rolf Kuiper , Hubert Klahr , Henrik Beuther og Thomas Henning , "  TRE-DIMENSIONAL SIMULATION AF MASSIV STARFORMATION I DISK ACCRETION SCENARIO  ", The Astrophysical Journal , bind.  732, nr .  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, ”  Kontinuumdrevne vinde fra super-Eddington-stjerner. En fortælling om to grænser  ”, AIP Conference Proceedings , bind.  990,2008, s.  250–253 ( DOI  10.1063 / 1.2905555 , Bibcode  2008AIPC..990..250V , arXiv  0708.4207 )
  17. N. Langer , ”  Presupernova Evolution of Massive Enkelt og Binary Stjerner  ”, Annual Review of Astronomy and 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 , bind.  730, nr .  22011, 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 lavenergi-kerne-kollaps supernova uden hydrogen kuvert  ," Nature , vol.  459, nr .  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 , bind.  730, nr .  22011, 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 , “  Grundlæggende egenskaber ved kernekollaps-supernova og GRB-forfædre: Forudsigelse af massive stjerners udseende før døden  ”, Astronomy & Astrophysics , bind.  558,2013, A131 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321906 , Bibcode  2013A & A ... 558A.131G , arXiv  1308.4681 )

Se også

Relaterede artikler

eksterne links