R136c
| R136c | |
|---|---|
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| Classificazione | Stella di Wolf-Rayet |
| Galassia ospite | Grande Nube di Magellano |
| Classe spettrale | WN5h[1] |
| Distanza dal Sole | 165.000 anni luce |
| Costellazione | Dorado |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 5h 38m 42,916s[1] |
| Declinazione | -69° 06′ 04,938″[1] |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 18,4[2] R⊙ |
| Massa | |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | |
| Età stimata | 1,7 milioni di anni[4] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +12,86 |
| Magnitudine ass. | -7,9[3] |
| Nomenclature alternative | |
BAT99 112, RMC 136c, [HSH95] 10, [CHH92] 25, MH 511, [P93] 998, [WO84] 6
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R136c è una stella di Wolf-Rayet nella costellazione del Dorado. È una delle stelle più massicce e più luminose conosciute, la seconda dopo R136a1, con una massa di 230 volte quella solare, e una luminosità di 5 600 000 volte quella del Sole.[3]
La stella fa parte del superammasso stellare R136, posto al centro della Nebulosa Tarantola, la più grande regione di formazione stellare del Gruppo Locale, nella Grande Nube di Magellano.
Caratteristiche
[modifica | modifica wikitesto]Come tutte le stelle di Wolf-Rayet, R136c sta subendo una grave perdita di massa a causa di un intenso vento stellare, che ad una velocità di 2000 km/s fa perdere alla stella 10×10−5 M⊙ all'anno.[4] L'elevata massa comprime e riscalda il nucleo favorendo la fusione rapida dell'idrogeno attraverso il ciclo del carbonio-azoto, portando la luminosità stellare a 5 623 000 L☉. Si sospetta che sia una binaria, per via dell'emissione di raggi X tipica dei casi in cui i venti stellari provenienti da due diverse componenti collidono fra loro, anche se il contributo sulla luminosità totale della secondaria pare essere trascurabile.[2]
Nonostante la giovane età, la stella ha già perso una consistente parte della sua massa a causa del suo vento stellare, tuttavia è ancora nella sequenza principale, nonostante che i prodotti espulsi dal vento stellare la facciano assomigliare ad un classe più evoluta di stelle, come quelle di tipo WN.[4]
I modelli evolutivi di stelle supermassicce con livelli di metallicità simili a quelli del Sole, suggeriscono che queste stelle esplodano in supernove di tipo Ic, anche se per le binarie sono possibili diversi scenari. Alcune di queste supernove possono produrre dei lampi gamma e lasciare come resto dell'esplosione un buco nero.[5]
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b c BAT99 112 -- Wolf-Rayet Star, su simbad.u-strasbg.fr, SIMBAD. URL consultato il 5 agosto 2010.
- ^ a b R. Hainich et al., The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud (PDF), in Astronomy & Astrophysics, vol. 565, A27, aprile 2014, p. 62, DOI:10.1051/0004-6361/201322696.
- ^ a b c d e Paul A. Crowther et al., The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He ii λ1640 in young star clusters (PDF), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 458, n. 1, 11 maggio 2016, pp. 624-659, DOI:10.1093/mnras/stw273.
- ^ a b c P. A Crowther, O. Schnurr, R. Hirschi, et al, The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit, su arxiv.org, arXiv.
- ^ J. H. Groh, G. Meynet, C. Georgy e S. Ekström, Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death, in Astronomy & Astrophysics, vol. 558, 2013, pp. A131, Bibcode:2013A&A...558A.131G, DOI:10.1051/0004-6361/201321906, arXiv:1308.4681.
