R136a1

R136a1 Bu görüntünün açıklaması, aşağıda da yorumlanmıştır Çok Büyük Teleskop tarafından R136 kümesinin kızılötesi görüntüsü . R136a1 ile merkezindedir R136a2 yakın, R136a3 sağ alt ve üstünde R136b solda. Gözlem verileri
( epoch J2000.0 )
Sağ yükseliş 5 saat  38 m  42.43 s
Sapma −69 ° 06 ′ 02.2 ″
takımyıldız Çipura
Görünen büyüklük 12.23

Takımyıldızdaki konum: Dorade

(Takımyıldızdaki duruma bakın: Dorade) Dorado IAU.svg
Özellikler
Spektral tip WN5h
UB endeksi 1.34
BV endeksi 0.03
Astrometri
Mesafe 163,000  al
(49,970   adet )
Mutlak büyüklük 8.09
Fiziksel özellikler
kitle 315  milyon ☉
Ray 28,8 - 35,4  R ☉
Yüzey yerçekimi (log g) 4.0
Parlaklık 8,71x10 ^ 6  L ☉
Sıcaklık 53.000 - 56.000  K
Yaş 300.000  bir

Diğer gösterimler

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

R136a1 , R136 yıldız kümesinde bulunan yıldız tipi bir Wolf- Rayet'tir . Gözlemlenebilir evrende bilinen en büyük ve en parlak yıldızdır .

315 yaklaşık bir kitle ile  güneş kütlesi (315 M ☉ notasyonu  ), en büyük yıldız hiç gözlenen olurdu. Bu keşfinden önce, astrofizikçileri fazla yıldız kütlesi 150 olduğuna inanıyordu  M ☉ .

Karşılaştırıldığında Güneş , R136a1 28,8 ila 35,4 kat daha büyük (44089600 yaklaşık olarak tahmin çap olurdu  km 1392000 karşı  km daha parlak ve bir sıcaklıkla), birkaç milyon kez fotosfer (üreten yüzeyin radyasyonu yıldızın) on kat daha yüksek ( 56,000  K karşı 5778  K bizim yıldız için).

Bu üyesidir R136 , bir yıldız kümesi , yaklaşık 163.000 bulunan  ışık yılı uzaklıkta yer takımyıldızı Dorado , merkeze yakın Tarantula Bulutsusu içinde, Büyük Macellan Bulutu . Yıldızın kütlesi, 2010 yılında Paul Crowther liderliğindeki bir gökbilimci ekibi tarafından belirlendi.

Keşif

Yıldızın keşfi haberi yayınlandı Temmuz 2010. Sheffield Üniversitesi'nde astrofizik profesörü olan Paul Crowther liderliğindeki İngiliz gökbilimcilerden oluşan bir ekip , RNGCC 3603 ve R136a adlı iki yıldız grubunu incelemek için Şili'deki Çok Büyük Teleskopu (VLT) kullandı. R136a'nın doğası tartışmalıydı, doğasını açıklamak için iki olasılık mümkün: 5000 ila 8000 güneş kütlesine sahip süper kütleli bir nesne veya yoğun bir yıldız kümesi.

1979'da ESO'nun 3.6m teleskopu, R136'yı üç parçaya ayırmak için kullanıldı : R136a, R136b ve R136c. R136a'nın kesin doğası belirsizdi ve tartışılıyordu. 1985'te bir grup araştırmacı, dijital benek interferometri tekniği ile bunun ikinci olasılık (en az 20 yıldızdan oluşan bir yıldız kümesi) olduğunu belirledi . Paul Crowther'in ekibi, bu kümede yaklaşık 53.000 K yüzey sıcaklıklarına sahip birkaç yıldız ve 200 ila 315 güneş kütlesi ağırlığında dört yıldız belirleyerek bu keşfi tamamladı.

Weigelt ve Beier ilk olarak 1985 yılında R136a'nın bir yıldız kümesi olduğunu gösterdiler. Benek interferometri tekniğini kullanarak kümenin, kümenin merkezinde 1 ark saniyede 8 yıldızdan oluştuğu gösterildi, R136a1 en parlak olanıdır.

R136a1, 27.000 güneş hacmine karşılık gelen Güneş'in yaklaşık 28 katı yarıçapına (28 R ☉ / 21.000.000 km / 1⁄7 AU ) sahiptir. Boyutları büyük yıldızın yerini çok daha küçük şunlardır: kırmızı süperdevler birkaç bin güneş ışınlarını ölçen  R ☉ onlarca R136a1 kat daha büyük yani. Geniş bir kitle ve mütevazı boyutlarına rağmen, R136a1 güneşin, 14 kg / m ile ilgili olduğu 1 ila yaklaşık% arasında bir ortalama yoğunluğa sahip 3 , bunun sadece 10 kat daha yoğun dünya atmosferinin deniz seviyesinde.

Fiziksel özellikler

R136a1 bir Wolf-Rayet yıldızıdır . Eddington sınırına yakın diğer yıldızlar gibi, sürekli bir yıldız rüzgarıyla orijinal kütlesinin çoğunu kaybetti. Yıldızın doğduğunda 380 güneş kütlesine sahip olduğu ve önümüzdeki bir milyon yıl içinde yaklaşık 50 güneş kütlesi M ☉ kaybettiği tahmin edilmektedir  . Çok yüksek sıcaklığından dolayı mavi-mor görünür. Yaklaşık 8.710.000 L güneş parlaklığına  sahip olan R136a1, bir yılda Güneş'ten dört saniyede daha fazla enerji yayan bilinen en parlak yıldızdır . Güneş sistemindeki Güneş'in yerini alırsa, Güneş'i 94.000 kez tutacak ve Dünya'dan 39 büyüklüğünde görünecektir.

R136a1, onu Hertzsprung-Russell diyagramının sol üst köşesine yerleştiren yüksek parlaklıkta bir WN5h yıldızıdır . Bir Wolf-Rayet yıldızı, spektrumunun güçlü ve geniş emisyon çizgileri ile ayırt edilir.

Dünya'ya en yakın yıldız bir mesafede Onun parlaklık Proxima Centauri , aynıdır ilgili olacağını Dolunayın . Bir yıldızın etkin sıcaklığı renginden anlaşılabilir. 53.000 ila 56.000 K arasındaki sıcaklıklar, farklı atmosferik modeller kullanılarak bulunur. Dönme hızı doğrudan ölçülemez çünkü fotosfer yoğun bir yıldız rüzgarı tarafından engellenir. Rüzgara göre 2,1 µm NV emisyon hattı üretilir ve dönüşü tahmin etmek için kullanılabilir.

Kütlesi 8 ila 150 güneş kütlesi arasında olan yıldızlar, süpernovadaki "yaşamlarını" sona erdirerek nötron yıldızları veya kara delikler haline gelirler . 150 ila 315 güneş kütlesi arasında yıldızların varlığını tespit eden gökbilimciler, böyle bir yıldızın ölümü üzerine bir hipnova , toplam enerjisi 100'den fazla süpernova olan bir yıldız patlaması olacağından şüpheleniyorlar .

Böyle bir yıldız , kalbi doğal olarak yakıt eksikliği nedeniyle çökmeden çok önce, bir çift ​​kararsız süpernova olarak vaktinden önce ölebilir . 140'tan fazla güneş kütlesine sahip yıldızlarda, yüksek basınçlar ve enerjinin kalın katmanlardan yavaşça boşaltılması yıldız nükleosentezini hızlandırır . Bu tür çekirdekler oksijenle zenginleşir ve 1.022 MeV üzerinde çok sayıda gama ışını yayacak kadar ısınır . Bu gama ışınları, oksijen tarafından tercih edilen bir üretim olan pozitron / elektron çiftlerini üretecek kadar enerjiktir . Pozitron, 0.511 MeV'lik iki gama fotonu artı yok edilmiş çiftin kinetik enerjisini vermek için bir elektronla yok olur. Bu çift üretimler ve yok oluşlar enerjinin boşaltılmasını yavaşlatır, kalbi ısıtır ve nükleosentezi hızlandırır. Reaksiyonlar patlamaya kadar uzağa taşınır. R136a1 böyle bir patlamaya maruz kalırsa, bir kara delik bırakamayacak ve bunun yerine çekirdeğinde üretilen düzine nikel-56 güneş kütlesi yıldızlararası ortama dağılacaktır. Nikel 56, radyoaktivite yoluyla ısınır ve süpernovayı birkaç ay boyunca güçlü bir şekilde aydınlatarak demir 56 olur .   

Çevre

R136a1'e olan uzaklık doğrudan belirlenemez, ancak Büyük Macellan Bulutu ile aynı mesafede , yaklaşık 50 kiloparsecede olduğu varsayılır .

Kalbinde R136a sistemi R136 R136a1, en önemlileri şunlardır en az 12 yıldız, içeren parlak yıldızların yoğun kümesidir R136a2, ve R136a3 son derece parlak ve masif WN5h yıldız bunların tümü,. R136a1, grubun en parlak ikinci yıldızı olan R136a2'den 5.000 AU ile ayrılır . Bu nedenle ikili bir sistemdir. Böylesine uzak bir yıldız için, R136a1 nispeten yıldızlararası toz içermez . Şimdiye kadar, bu yıldızların yakınında hiçbir gezegen keşfedilmedi.

R136 Kümesi , bilinen en büyük bulutsu olan Tarantula Bulutsusu'nda yer almaktadır .

Bu yıldızın dış hatlarını Dünya'dan algılamak için , çok sayıda büyük, çok aktif yıldız oluşturan bulutsulara, Büyük Macellan Bulutu'na sahip, yakınlarda geniş bir şekilde dağılmış bir gökadanın kenarında yer aldığından , iyi bir teleskopla büyütme gerekir .

Evrim

Eğitim

Moleküler bulutlardan toplanan yıldız oluşum modelleri, bir yıldızın radyasyonu daha fazla birikmeyi engellemeden önce ulaşabileceği kütlenin üst sınırını tahmin ediyor. R136a1, tüm bu sınırları açıkça aşıyor ve bu da, potansiyel olarak üst sınırı ve yıldız birleşmelerinden kaynaklanan büyük yıldız oluşumu potansiyelini ortadan kaldıran yeni bir yıldız birikimi modellerinin geliştirilmesine yol açtı.

Birikme ile oluşan tek bir yıldız olarak, böylesine büyük bir yıldızın özellikleri hala belirsizdir. Sentetik spektrumlar, hiçbir zaman bir ana sekans (V) parlaklık sınıfına veya hatta normal bir O tipi spektrumuna sahip olmayacağını gösterir. Güçlü parlaklık, Eddington sınırının yakınlığı ve güçlü yıldız rüzgarı , R136a1 bir yıldız olarak görünür hale gelir gelmez bir WNh spektrumu verir. Helyum ve nitrojen için büyük konvektif çekirdek ve kütle önemli bir kayıp yüzeyine hızlı bir şekilde karıştırılmıştır. Yıldız rüzgârındaki varlıkları Wolf Rayet'in karakteristik emisyon spektrumunu yaratır. R136a1, bazı daha az kütleli ana dizi yıldızlarından biraz daha soğuk olurdu. Çekirdekteki hidrojenin yanması sırasında çekirdekteki helyum oranı artar ve çekirdeğin basıncı ve sıcaklığı artar.

Bu, parlaklıkta bir artışa neden olur, bu nedenle R136a1, orijinal oluşturulduğu zamandan biraz daha parlaktır. Sıcaklık biraz düşer, ancak yıldızın dış katmanları şişerek daha da büyük bir kütle kaybına neden olur.

Gelecek

R136a1 şu anda hidrojeni helyuma kaynaştırma sürecindedir . Hayaletimsi Wolf-Rayet görünümüne rağmen çok genç bir yıldızdır; gökbilimciler yaşının yaklaşık 300.000 yıl olduğunu tahmin ediyorlar. Emisyon spektrumu, aşırı ışığın neden olduğu yoğun bir yıldız rüzgarıyla oluşturulur ve yüksek seviyelerde helyum ve nitrojen, çekirdekten yüzeye güçlü konveksiyonla karıştırılır. Bu nedenle, ana dizide bir yıldızdır. Diğer modeller, bu kadar büyük bir çekirdeğin çok büyük miktarlarda nikel-56 üreteceğini ve bir hipnovayı besleyeceğini tahmin ediyor .

Bir beyaz cüce için maksimumdan (yaklaşık 1.4 güneş kütlesi) daha büyük bir karbon-oksijen (C-O) çekirdeği üreten herhangi bir yıldız, kaçınılmaz olarak çekirdek çökmesi yaşayacaktır. Bu genellikle, bir demir çekirdek üretildiğinde ve füzyon, başka durumlarda da olabilmesine rağmen, çekirdeğin çökmesini önlemek için gereken enerjiyi artık üretemediğinde meydana gelir.

Demir çekirdeğin çökmesi bir süpernova ve bazen bir gama ışını patlaması üretebilir . Herhangi bir süpernova patlamasının tipi tip I olacaktır çünkü yıldızda hidrojen yoktur, tip Ic çünkü neredeyse hiç helyuma sahip değildir. Özellikle büyük demir çekirdekler, yıldızın tamamının, görünür bir patlama olmaksızın bir kara deliğe çökmesine veya radyoaktif 56 Ni kara deliğin üzerine düştüğünde az ışıklı bir süpernovaya neden olabilir .

Bir Ic-tipi çekirdek çöküşü süpernovasının kalıntısı ya bir nötron yıldızı ya da bir kara deliktir. R136a1, bir nötron yıldızının maksimum kütlesinden çok daha büyük bir çekirdeğe sahiptir  ; bu nedenle bir kara delik kaçınılmazdır.

Referanslar

  1. (in) BAT99 108 , Strasbourg Astronomik Veri Merkezi Sinbad veri tabanında . (erişim tarihi 14 Ocak 2016).
  2. (inç) BAT199 108 VizieR the Strasbourg Astronomical Data Center veri tabanında (erişim tarihi 14 Ocak 2016).
  3. (en) BAT199 108 (erişim tarihi 14 Ocak 2016).
  4. G Pietrzyński , D. Graczyk, W. Gieren, IB Thompson, B. Pilecki, A. Udalski ve I. Soszyński, " Büyük Macellan Bulutu'na yüzde ikiye doğru eklipsing  -ikili mesafe  ", Nature , cilt.  495, n o  7439,Mart 7, 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 ve HA Kassim , "  R136 yıldız kümesi, bireysel kütleleri kabul edilen 150 M ⊙ yıldız kütlesi sınırını büyük ölçüde aşan birkaç yıldıza ev sahipliği yapıyor  " , Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri , cilt.  408, n o  22010, s.  731 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x , bibcode  2010MNRAS.408..731C , arXiv  1007,3284 )
  6. Nola Taylor Redd , “  En Kütleli Yıldız Nedir?  " , Space.com ,28 Temmuz 2018(erişim tarihi 28 Temmuz 2018 )
  7. Nola Taylor Redd , “  En Kütleli Yıldız Nedir?  " , Space.com ,28 Temmuz 2018(erişim tarihi 28 Temmuz 2018 )
  8. JV Feitzinger , W. Schlosser , T Schmidt-Kaler ve C. Winkler , "  Gaz bulutsusunda merkezi nesne R 136 30 Doradus - Yapı, renk, kütle ve uyarma parametresi  ", Astronomy and Astrophysics , cilt.  84, no .  1–2,Nisan 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 ve G. Baier , "  30 Doradus bulutsusundaki R136a holografik benek interferometrisi ile çözüldü  ", Astronomy and Astrophysics , cilt.  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 ve JS Vink , “  R136 yıldız kümesi Hubble Uzay Teleskobu / STIS ile kesildi. I. Far-ultraviyole spektroskopik sayım ve genç yıldız kümelerinde He II λ1640'ın kökeni  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , cilt.  458, n o  2Mayıs 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 ve HA Kassim , "  R136 yıldız kümesi, bireysel kütleleri kabul edilen 150 M ⊙ yıldız kütlesi sınırını büyük ölçüde aşan birkaç yıldıza ev sahipliği yapıyor  ", Aylık Bildirimler The Royal Astronomical Society , cilt.  408, n o  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 ve WD Taylor , "  The VLT-FLAMES Tarantula Survey  ", Astronomy & Astrophysics , cilt.  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. Light , Roger Lynds , Earl J., Jr. O Neil ve James A. Westphal , "  Hubble Uzay Teleskobu R136'nın Gezegen Kamera görüntüleri  ", The Astronomical Journal , cilt.  104,1992, s.  1721 ( DOI  10.1086 / 116355 , Bibcode  1992AJ .... 104.1721C )
  15. Rolf Kuiper , Hubert Klahr , Henrik Beuther ve Thomas Henning , "  DİSK AKRETYON SENARYOSUNDA BÜYÜK YILDIZ OLUŞUMUNUN ÜÇ BOYUTLU SİMÜLASYONU  ", The Astrophysical Journal , cilt.  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 ve NJ Shaviv, “ Süper Eddington yıldızlarından gelen süreklilik  tahrikli rüzgarlar. İki sınırın hikayesi  ”, AIP Conference Proceedings , cilt.  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 , cilt.  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 ve Christian D. Ott , "  BAŞARISIZ ÇEKİRDEK ÇÖZÜMÜNDE KARA DELİK OLUŞUMU-SUPERNOVAE,  " The Astrophysical Journal , cilt.  730, n o  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 Bay Turatto L. Zampieri ve SJ Smartt , "  bir hidrojen zarfsız düşük enerjili çekirdek çökmesi süpernova  ," Nature , cilt.  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 ve Christian D. Ott , "  Çekirdek Çöküşü Başarısız Olan Süpernovalarda Kara Delik Oluşumu,  " The Astrophysical Journal , cilt.  730, n o  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 ve Sylvia Ekström , "  Çekirdek çökme süpernova ve GRB öncüllerinin temel özellikleri: Büyük yıldızların ölümden önce görünümünü tahmin etmek  ", Astronomy & Astrophysics , cilt.  558,2013, A131 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321906 , Bibcode  2013A & A ... 558A.131G , arXiv  1308.4681 )

Ayrıca görün

İlgili Makaleler

Dış bağlantılar