R136a1

R136a1 Tämän kuvan kuvaus, myös kommentoitu alla Infrapuna kuva klusterin R136 jonka Very Large Telescope . R136a1 on keskellä, R136a2 lähellä, R136a3 oikeassa alakulmassa ja R136b vasemmalla. Havainnointitiedot
( aikakausi J2000.0 )
Oikea ylösnousemus 5 t  38 m  42,43 s
Deklinaatio −69 ° 06 ′ 02.2 ″
tähdistö Merikilpikonna
Näkyvä suuruus 12.23

Sijainti tähtikuviossa: Dorade

(Katso tilanne tähdistössä: Dorade) Dorado IAU.svg
Ominaisuudet
Spektrityyppi WN5h
UB- indeksi 1.34
BV- indeksi 0,03
Astrometria
Etäisyys 163000  al
(49970   kpl )
Absoluuttinen suuruus −8.09
Fyysiset ominaisuudet
Massa 315  M ☉
säde 28,8 - 35,4  R '
Pinnan painovoima (log g) 4.0
Kirkkaus 8,71 x 10 ^ 6  L '
Lämpötila 53000 - 56000  K
Ikä 300 000  a

Muut nimitykset

BAT99108, RMC 136a1, HSH95 3, RO84 1b, Cl * RNGCC 2070 MH 498, CHH92 1, P93 954

R136a1 on tähti tyyppiä Wolf-Rayet sijaitsee tähtijoukko R136 . Se on massiivisin ja kirkkain tähti, joka tunnetaan havaittavassa maailmankaikkeudessa .

Noin 315  aurinkomassan (315 M ☉ -merkintä  ) massalla se olisi kaikkien aikojen massiivisin tähti. Ennen tätä löytöä astrofyysikot uskoivat, että tähtien suurin massa oli 150  M ☉ .

Verrattuna Sun , r136a1 olisi välillä 28,8 ja 35,4 kertaa suurempi (halkaisija arviolta noin 44089600  km: n päässä vastaan 1.392.000  km: n päässä ), useita miljoonaa kertaa kirkkaampi ja jossa on lämpötila sen photosphere (pinta, joka tuottaa säteilyä tähti) kymmenen kertaa suurempi ( 56000  K tähtiä  kohti 5778 K ).

Se on jäsenenä R136 , joka on tähtijoukko sijaitsee noin 163000  valovuoden päässä vuonna tähdistö Dorado , lähellä keskustaa ja tarantellasumu , että Suuren Magellanin pilven . Tähden massa määritettiin tähtitieteilijöiden joukossa, jota johti Paul Crowther vuonna 2010.

Löytö

Uutiset tähden löytöstä julkaistiin vuonna heinäkuu 2010. Sheffieldin yliopiston astrofysiikan professorin Paul Crowtherin johtaman brittiläisten tähtitieteilijöiden ryhmä käytti Chilessä sijaitsevaa erittäin suurta teleskooppia (VLT) kahden tähtiryhmän, RNGCC 3603 ja R136a, tutkimiseen. R136a: n luonne oli kiistanalainen, sen luonteen selittämiseksi oli mahdollista kaksi mahdollisuutta: 5000-8000 aurinkomassan supermassiivinen kohde tai tiheä tähtijoukko.

Vuonna 1979 ESO: n 3,6 m: n kaukoputkea käytettiin R136: n erottamiseen kolmeen osaan: R136a, R136b ja R136c. R136a: n tarkka luonne oli epäselvä ja siitä keskusteltiin. Vuonna 1985 ryhmä tutkijoita totesi, että tämä oli toinen mahdollisuus (vähintään 20 tähdestä koostuva tähtijoukko) digitaalisella pilkkuinterferometriatekniikalla . Paul Crowtherin tiimi saattoi päätökseen tämän löydön tunnistamalla useita tähtiä, joiden pintalämpötila oli noin 53 000 K, ja neljä tähtiä, joiden paino oli 200-315 aurinkomassaa.

Weigelt ja Beier osoittivat ensin, että R136a oli tähtijoukko vuonna 1985. Pilkkuinterferometriatekniikan avulla klusterin osoitettiin koostuvan kahdeksasta tähdestä 1 kaarisekunnissa klusterin keskellä, R136a1 on kirkkain.

R136a1 on noin 28 kertaa säde Sun (28 R ☉ / 21000000km / 1/7 AU ), joka vastaa tilavuutta 27000 aurinkoa. Sen mitat ovat paljon pienempiä kuin suurimpien tähtien: punaiset superjätit, jotka mittaavat useita tuhansia aurinkosäteitä  R ☉ eli kymmeniä kertoja suuremmat kuin R136a1. Suuresta massastaan ​​ja vaatimattomista mitoistaan ​​huolimatta R136a1: n keskimääräinen tiheys on noin 1% auringon tiheydestä, noin 14 kg / m 3 , se on vain 10 kertaa tiheämpi kuin maapallon ilmakehä merenpinnalla.

Fyysiset ominaisuudet

R136a1 on Wolf-Rayet-tähti . Kuten muutkin tähdet, jotka ovat lähellä Eddingtonin rajaa , se on menettänyt suuren osan alkuperäisestä massastaan ​​jatkuvan tähtituulen vaikutuksesta. On arvioitu, että syntymähetkellä tähdellä oli 380 aurinkomassaa ja se menetti noin 50 aurinkomassaa  M ☉ seuraavien miljoonan vuoden aikana. Erittäin korkean lämpötilansa vuoksi se näyttää sini-violetilta. Noin 8710000 aurinkovoiman L ☉ kirkkaudella  R136a1 on tunnetuin tähti, joka lähettää enemmän energiaa neljässä sekunnissa kuin aurinko vuodessa. Jos se korvaa Auringon aurinkokunnassa, se pimenee Auringon 94 000 kertaa ja ilmestyy maasta −39.

R136a1 on suuren kirkkauden omaava WN5h-tähti, joka sijoittaa sen Hertzsprung-Russell-kaavion vasempaan yläkulmaan . Wolf-Rayet-tähti erottuu sen spektrin voimakkaista ja leveistä päästölinjoista.

Sen kirkkaus etäisyydellä maapalloa lähimmästä tähdestä, Proxima Centaurista , olisi suunnilleen sama kuin täysikuu . Tähden tehollinen lämpötila saadaan sen väristä. Lämpötilat 53 000 - 56 000 K löytyvät käyttämällä erilaisia ​​ilmakehämalleja. Sen pyörimisnopeutta ei voida mitata suoraan, koska tiheä tähtituuli peittää fotosfäärin. Tuulen suhteen syntyy 2,1 µm NV-päästölinja, jota voidaan käyttää pyörimisnopeuden arvioimiseen.

Tähdet, joiden massa on 8-150 aurinkomassaa, päättävät "elämänsä" supernovassa , josta tulee neutronitähtiä tai mustia aukkoja . Kun tähtitieteilijät ovat todenneet tähtien olemassaolon välillä 150–315 aurinkomassaa, he epäilevät, että tällaisesta tähdestä tulee kuolemansa jälkeen hypernova , tähtiräjähdys , jonka kokonaisenergia on yli 100 supernovaa.

Tällainen tähti voi myös kuolla ennenaikaisesti parina epävakaana supernovana kauan ennen kuin sen sydän luonnollisesti kaatuu polttoaineen puutteen vuoksi. Tähdissä, joissa on yli 140 aurinkomassaa, korkeat paineet ja hidas energian evakuointi paksujen kerrosten läpi nopeuttavat tähtien nukleosynteesiä . Tällaiset ytimet rikastuvat hapella ja kuumenevat riittävästi päästääkseen paljon gammasäteitä yli 1,022  MeV . Nämä gammasäteet ovat riittävän energisiä tuottamaan positroni / elektronipareja , mikä on hapen suosima tuotanto. Positroni tuhoaa elektronilla, jolloin saadaan kaksi gammafotonia, joiden suuruus  on 0,511 MeV plus tuhotun parin kineettinen energia. Nämä parituotannot ja tuhot hidastavat energian evakuointia, lämmittävät sydäntä ja nopeuttavat nukleosynteesiä. Reaktiot kulkevat räjähdykseen asti. Jos R136a1 käy läpi tällaisen räjähdyksen, se ei jätä mustaa aukkoa ja sen ytimessä tuotetut tusina nikkeli-56- aurinkomassaa hajotettaisiin koko tähtienväliseen väliaineeseen. Nikkeli 56, β-radioaktiivisuuden avulla , lämpenee ja valaisee voimakkaasti supernovan remanenttia muutaman kuukauden ajan, jolloin siitä tulee rauta 56 .

Ympäristö

Etäisyyttä R136a1: stä ei voida määrittää suoraan, mutta sen oletetaan olevan sama etäisyys kuin suuri Magellanic Cloud , noin 50 kiloparsekilla.

R136a-järjestelmän ytimessä oleva R136a-järjestelmä on tiheä kirkkaita tähtijoukko, joka sisältää vähintään 12 tähteä, joista tärkeimmät ovat R136a1, R136a2 ja R136a3 , jotka kaikki ovat erittäin kirkkaita ja massiivisia WN5h-tähtiä. R136a1 erotetaan R136a2: sta, ryhmän toiseksi kirkkaimmasta tähdestä, 5000 AU: lla . Siksi se on binäärijärjestelmä. Tällaiselle kaukaiselle tähdelle R136a1 on suhteellisen puhdas tähtienvälisestä pölystä . Toistaiseksi yhtään planeettaa ei ole löydetty näiden tähtien läheltä.

Ryhmä R136 sijaitsee Tarantulan sumussa , joka on suurin tunnettu sumu .

Tämän tähden ääriviivojen havaitseminen maapallolta vaatii hyvää teleskooppista suurennusta, koska se sijaitsee lähellä olevan, laajalle levinneen galaksin reunalla, jossa on monia suuria, hyvin aktiivisia tähtiä muodostavia sumuja, Magellanin suuri pilvi .

Evoluutio

Koulutus

Molekyylipilvistä muodostuvien tähtien muodostumismallit ennustavat massan ylärajan, jonka tähti voi saavuttaa, ennen kuin sen säteily estää uuden kertymisen. R136a1 ylittää selvästi kaikki nämä rajat, mikä on johtanut uusien yhden tähden kasvumallien kehittämiseen, mikä mahdollisesti eliminoi tähtien fuusioista johtuvat ylärajat ja mahdollisuuden massiiviseen tähtien muodostumiseen.

Koska yksi tähti muodostuu kertymisestä, niin massiivisen tähden ominaisuudet ovat edelleen epävarmoja. Synteettiset spektrit osoittavat, että sillä ei koskaan olisi pääsekvenssin (V) kirkkausluokkaa tai edes normaalia O-tyypin spektriä. Voimakas kirkkaus, Eddingtonin rajan läheisyys ja voimakas tähtituuli antavat WNh-spektrin heti, kun R136a1 on tullut näkyväksi tähtinä. Helium ja typpi sekoitetaan nopeasti pintaan, koska suuri konvektiivinen ydin ja merkittävä massahäviö. Niiden läsnäolo tähtituulessa luo Wolf Rayetille tyypillisen emissiospektrin. R136a1 olisi ollut hieman viileämpi kuin jotkut vähemmän massiiviset pääsekvenssitähdet. Vedyn palamisen aikana ytimessä heliumin osuus sydämessä kasvaa ja ytimen paine ja lämpötila nousee.

Tämä lisää kirkkautta, joten R136a1 on nyt hieman kirkkaampi kuin alun perin muodostettuaan. Lämpötila laskee hieman, mutta tähden ulkokerrokset ovat paisuneet aiheuttaen vielä suurempaa massahäviötä.

Tulevaisuus

R136a1 on parhaillaan sulattamassa vetyä heliumiin. Aaveellisesta Wolf-Rayet-ulkonäöltään huolimatta hän on hyvin nuori tähti; tähtitieteilijät arvioivat sen iän olevan noin 300 000 vuotta. Päästöspektri syntyy äärimmäisen valon aiheuttamasta tiheästä tähtituulesta, jossa korkeat heliumin ja typen määrät sekoittuvat ytimestä pintaan voimakkaalla konvektiolla. Siksi se on tähti pääjärjestyksessä. Muut mallit ennustavat, että niin suuri ydin tuottaa hyvin suuria määriä nikkeli-56: ta, mikä ruokkii hypernovaa .

Jokainen tähti, joka tuottaa hiili-happi (C - O) -ydinsä, joka on valkoista kääpiötä (noin 1,4 aurinkomassaa) kohti maksimia massiivisempi, kokee väistämättä ytimen romahtamisen. Tämä tapahtuu yleensä, kun rautaydin on tuotettu eikä fuusio voi enää tuottaa energiaa, jota tarvitaan ytimen romahtamisen estämiseksi, vaikka se voi tapahtua muissakin olosuhteissa.

Romahtaminen rauta ydin voi tuottaa supernova ja joskus gammasäteilyn räjähdys . Minkä tahansa supernovaräjähdyksen tyyppi on tyyppi I, koska tähdessä ei ole vetyä, tyyppi Ic, koska siinä ei ole melkein heliumia. Erityisen massiiviset rautasydämet voivat aiheuttaa koko tähden romahtamisen mustaksi aukoksi ilman näkyvää räjähdystä tai alivalaistun supernovan, kun radioaktiivinen 56 Ni putoaa takaisin mustaan ​​aukkoon .

Ic-tyyppisen ytimen romahtavan supernovan jäännös on joko neutronitähti tai musta aukko. R136a1: n ydin on paljon suurempi kuin neutronitähden maksimimassa  ; musta aukko on siis väistämätöntä.

Viitteet

  1. (in) BAT99 108 tietokantaan Sinbad Strasbourg Astronomista Data Center . (käytetty 14. tammikuuta 2016).
  2. (in) BAT199 108 tietokannassa VizieR the Strasbourg Astronomical Data Center ( käyty 14. tammikuuta 2016).
  3. (en) BAT199108 (käytetty 14. tammikuuta 2016).
  4. G Pietrzyński , D. Graczyk, W. Gieren, IB Thompson, B. Pilecki, A. Udalski ja I. Soszyński, “Pimenevä  -binaarinen etäisyys suureen Magellanic-pilveen, tarkkuus kahteen prosenttiin  ”, Nature , voi.  495, n o  7439,7. maaliskuuta 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 ja HA Kassim : "  R136-tähtijoukossa on useita tähtiä, joiden yksittäiset massat ylittävät huomattavasti hyväksytyn 150 M ⊙ tähtimassarajan.  " , Royal Astronomical Society , kuukausittaiset ilmoitukset , voi.  408, n °  22010, s.  731 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x , Bibcode  2010MNRAS.408..731C , arXiv  1007,3284 )
  6. Nola Taylor Redd , "  Mikä on kaikkein massiivisin tähti?  " , Space.com ,28. heinäkuuta 2018(käytetty 28. heinäkuuta 2018 )
  7. Nola Taylor Redd , "  Mikä on kaikkein massiivisin tähti?  " , Space.com ,28. heinäkuuta 2018(käytetty 28. heinäkuuta 2018 )
  8. JV Feitzinger , W. Schlosser , T Schmidt-Kaler ja C. Winkler , "  Keskeinen esine R 136 kaasusumussa 30 Doradus - rakenne, väri, massa ja heräteparametri  ", Astronomy and Astrophysics , voi.  84, nro .  1-2,Huhtikuu 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 ja G. Baier , ”  R136a 30 Doradus-sumussa, holografisen pilkuhäiriön avulla ratkaistu  ”, Astronomy and Astrophysics , voi.  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 ja JS Vink , “  R136-tähtijoukko leikattiin Hubble-avaruusteleskoopilla / STIS: llä. I. Far-ultraviolettispektroskooppinen laskenta ja He II λ1640: n alkuperä nuorissa tähtijoukoissa  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , voi.  458, n °  2Toukokuu 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 ja HA Kassim : "  R136-tähtijoukossa on useita tähtiä, joiden yksittäiset massat ylittävät huomattavasti hyväksytyn 150 M ⊙ tähtien massarajan  ", Kuukausittaiset ilmoitukset of the Royal Astronomical Society , voi.  408, n °  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. HENAULT-Brunet , A. Herrero , A. de Koter , N. Langer , DJ Lennon , J. Maíz Apellániz , H. Sana , I. Soszynski ja WD Taylor , “  The VLT-FLAMES Tarantula Survey  ”, Astronomy & Astrophysics , voi.  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 Code , SM Faber , Edward J. Groth , Robert M. Kevyt , Roger Lynds , Earl J., Jr. O Neil ja James A. Westphal , "  Hubble-avaruusteleskoopin planeettakamerakuvat R136: sta  ", The Astronomical Journal , voi.  104,1992, s.  1721 ( DOI  10,1086 / 116355 , Bibcode  1992AJ .... 104.1721C )
  15. Rolf Kuiper , Hubert Klahr , Henrik Beuther ja Thomas Henning , "  KOLMIDIMENSUAALINEN MASSIIVISTEN TÄMÄN MUODOSTUMISEN SIMULOINTI LEVYKUVAUSSKENAARIOSSA  ", The Astrophysical Journal , voi.  732, n °  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 ja NJ Shaviv, ”  Jatkuvatoimiset tuulet super-Eddingtonin tähdistä. Tale of two limits  ”, AIP Conference Proceedings , voi.  990,2008, s.  250-253 ( DOI  10,1063 / 1,2905555 , Bibcode  2008AIPC..990..250V , arXiv  0708,4207 )
  17. N. Langer , "  Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars  ", Annual Review of Astronomy and Astrophysics , voi.  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 ja Christian D. Ott , "  MUSTAN REIKÄN MUOTOILU YDIN-KOLLAASISEN SUPERNOVAAN PYSYMISESSÄ  ", The Astrophysical Journal , voi.  730, n °  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 , varapuheenjohtaja Hentunen , M. Nissinen , E . Pian Mr. Turatto L. Zampieri ja SJ Smartt , "  vähän energiaa ydin-romahtaa supernova ilman vety kirjekuori  ," Nature , voi.  459, n °  7247,2009, s.  674-677 ( PMID  19494909 , DOI  10.1038 / nature08023 , Bibcode  2009Natur.459..674V , arXiv  0901,2074 )
  20. Evan O'Connor ja Christian D. Ott , "  Black Hole Formation in Failing Core-Collapse Supernovae  ", The Astrophysical Journal , voi.  730, n °  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 ja Sylvia Ekström , ”  olennaisia ominaisuuksia ydin-romahtaa supernova ja GRB progenitoreista: ennustaminen ulkoasua massiivisten tähtien ennen kuolemaa  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  558,2013, A131 ( DOI  10,1051 / 0004-6361 / 201321906 , Bibcode  2013a & A ... 558A.131G , arXiv  1308,4681 )

Katso myös

Aiheeseen liittyvät artikkelit

Ulkoiset linkit