R136a1

R136a1
impresia artistică a stelei.
Clasificare	Wolf-Rayet stele (sau albastru stea hipergigantă )
Galaxia gazdă	Nor mare de Magellan
Clasa spectrală	WN5h [1]
Distanța de la Soare	165.000 de ani lumină
Constelaţie	Dorado
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă	5 h 38 m 42,43 s [2]
Declinaţie	-69 ° 06 '02 .2 " [2]
Lat. galactic	279.4648 [2]
Lung. galactic	-31.6719 [2]
Date fizice
Raza medie	28.8 [3] R ⊙
Masa	315 +60 -50 [4] M ⊙
Temperatura superficial	53 000 ± 3 000 K [4] (medie)
Luminozitate	≈ 8,7 x 10 6 [4] L ⊙
Indicele de culoare ( BV )	0,01 [2]
Vârsta estimată	0000000 la 0.8000000 ani [1]
Date observaționale
Aplicația Magnitude.	12,77 [2]
Magnitudine abs.	-8.09 [4]
Nomenclaturi alternative
BAT99 108, RMC 136a1, [HSH95] 3 [WO84] 1b, CI * NGC 2070 MH 498, [CHH92] 1 [P93] 954.
Editați datele din Wikidata · Manual

Coordonate : 05 ^h 38 ^m 42,43 ^s, -69 ° 06 '02 .2 "

R136a1 este vizibil stea în constelația Dorado : considerat cel mai masiv și maistrălucitoare stea cunoscut, ei masa este estimată la 315 de ori masa Soarelui , iar luminozitatea este de 8 700 000 de ori cea a Soarelui ^{[4] [1 ]}

Steaua face parte din stelare superciorchine R136 , la centrul de Nebuloasa Tarantula , cea mai mare regiune de formare a stelelor din Grupul Local , în mare Nor Magellanic .

Descoperire

În 1960, un grup de astronomi Radcliffe Observatorul din Pretoria efectuează măsurători sistematice ale luminozității și spectrele de stele luminoase în mare Nor Magellanic . Printre obiectele catalogate a fost RMC 136, steaua centrală a Nebuloasa Tarantula, care observatorii catalogat ca un sistem probabil stea multiple. Observațiile ulterioare au arătat că R136 este situat în mijlocul unei mari regiuni H II în cazul în care aproape de stelele observate au fost efectuate intense de formare a stelelor . ^[5]

In 1979, folosind telescopul de 3,6 metri de " ESO , R136 a fost rezolvată în trei componente; R136a, R136b și R136c. Natura exactă a R136a a fost neclară și a fost subiectul unor dezbateri intense. Luminozitatea regiunii centrale a trebuit să fie produsă de cât mai multe 100 de fierbinte stele O clasă concentrată pe o rază de o jumătate de parsec din centrul clusterului, sau o altă explicație a rămas, ca de o singură stea , cu 3000 de ori masa Soare ^[6]

Prima demonstratie ca R136a a fost un roi de stele a fost furnizat de Weigelt și Beier în 1985; folosind tehnica de " interferometrie pistrui , sa demonstrat că R136a a fost compus din opt stele în decurs de 1 secundă de arc din centrul clusterului, cu R136a1 care păreau să fie mai strălucitoare. ^[7]

Confirmarea finală a naturii R136a a fost după lansarea telescopului spațial Hubble . Sa Wide Field Camera și planetare (WFPC) R136a rezolvată în cel puțin 12 de componente și a arătat că acesta conține mai mult de 200 de stele R136 extrem de luminoase. Cu cât este mai avansat WFPC2 a permis studiul de 46 de stele masive în termen de o jumătate de parsec de R136a și peste 3.000 de stele în termen de o parsec. ^[8]

Caracteristici fizice

Comparațiile între mărimea, de la stânga la dreapta: un pitic roșu , The Sun , o stea din clasa B și R136a1. R136a1 nu este cea mai mare stea cunoscută în termeni de volum , dar numai în masă și luminozitatea.

R136a1 este o stea tânără a secvenței principale , că , în ciuda aspectului similar cu cel al unui Wolf-Rayet , siguranțe de hidrogen în heliu , în interiorul său , prin ciclul carbon-azot . Caracterizat printr - o temperatură de suprafață de mai mult de 50.000 K, ca și alte vedete de lângă limita Eddington , R136a1 a pierdut ^[9] printr - un intens vânt stelare care atinge viteza de 2 600 ± 150 km / s, o fracțiune discretă din masa care poseda doar după ce a format ; se estimează că steaua la acel moment a avut o masă de cel puțin 325 de mase solare și că a pierdut 10 în ultimii mii de ani. ^[4]

Toate modelele de formare a stelelor prin acreție de nori moleculari oferă o limită de masă pentru o stea dincolo de care radiația ar împiedica o creștere suplimentară. Limita de 150 M _☉ empiric a fost larg acceptată, ^[10] Cu toate acestea R136a1 depășește toate aceste limitări, ^[11] care duce la dezvoltarea de noi modele asupra creșterii de stele individuale, eliminând limita superioară. ^[11]

Evoluţie

Evoluția R136a1 este incertă, deoarece nu sunt cunoscute stele comparabile, care poate confirma viitorul o stea acestei mase. Când hidrogenul și va începe fuziunea cu heliu, restul de hidrogen al atmosferei se va pierde rapid, steaua se va contracta și luminozitatea acestuia va scădea, devenind un star Wolf-Rayet de tip WNE . ^[12]

În timpul arderii heliu, carbon și oxigen se acumulează în nucleu și pierderea semnificativă a masei continuă. Acest lucru conduce în cele din urmă la dezvoltarea unui spectru WC , iar spre sfârșitul arderii heliu, creșterea temperaturii miezului și pierderea de masă determină o creștere atât a luminozității și temperaturii, cu tipul spectral care devine WO. Câteva sute de mii de ani vor fi cheltuite topirea heliu, dar etapele finale, atunci când elementele mai grele sunt topite, nu va mai dura mult de câteva mii de ani. ^{[13] [14]} Spre sfârșitul evoluției sale, masa R136a1 se va reduce la puțin mai mult de 50 M _☉, cu doar o jumătate de masă solar de heliu , care înconjoară nucleul. ^[13]

Supernova

Graficul ilustrează diferitele destinații finale ale stelelor masive în funcție de masa inițială (în abscisă ) și lor metalicitate .

În timp ce stelele cu o masă cuprinsă între 8 și 150 de mase solare exploda în supernove , apoi lăsând un reziduu solid sub formă de stea neutronică sau gaură neagră , se crede că stelele supermasive ca R136a1, înceta existența lor explodează hipernovă , fenomene legate de supernovelor , dar mai mult de o sută de ori mai multă energie (10 ⁴⁶ jouli ), si negrii generatoare de găuri.

Nici măcar nu este exclus ca steaua poate merge să se întâlnească la sfârșitul lui , chiar înainte de miezul se prăbușește în mod natural epuizarea rezervelor de energie pentru fuziune nucleară , dând naștere la o supernovă pereche instabilitate : în termen de mari nuclee care se angajează fuziunea de hidrogen ar putea crea cantitate anormal de mare de perechi de electroni - pozitroni , care ar putea duce la afectarea echilibrului presiunii radiațiilor -collasso în avantajul celui din urmă.

În cazul în care R136a1 a suferit o astfel de explozie, steaua nu ar avea timp pentru a lăsa o gaură neagră, în timp ce extinderea ramasita supernovei ar îmbogăți jurul mediul interstelar cu diferite mase solare de inerte de fier , care s - ar putea forma în centrul stelei.. ^[15]

Notă

Bibliografie

Cărți

• (EN) Martin Schwarzschild, Structura și evoluția stelelor, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
• AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
• J. Gribbin, Enciclopedia de astronomie și cosmologie, Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
• W. Owen, și colab., Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
• J. Lindstrom, Stele, galaxii și mistere cosmice , Trieste, Editorial Science, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .
• C. Abbondi, Univers în evoluție de la nașterea până la moartea stelelor , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .

Cărți celeste

• Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volumul II - emisfera sudică la + 6 ° , Richmond, Virginia, SUA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
• Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Ediția a doua , Cambridge, SUA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
• Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , ediția a 3-a, Cambridge, SUA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Elemente conexe

• R136a2
• Eta Carinae
• Cele mai masive stele cunoscute
• Cele mai strălucitoare stele cunoscute

linkuri externe

• (RO) R136a1 , din Enciclopedia Britannica , Encyclopaedia Britannica, Inc.

Portal stelar : Accesați intrările Wikipedia care se ocupă de stele și constelații