R136a2 | |
---|---|
Звезда | |
| |
Наблюдательные данные (Эпоха J2000,0) |
|
Тип | звезда Вольфа-Райе |
Прямое восхождение | 05ч 38м 42,40с[1] |
Склонение | −69° 06′ 2,88″[1] |
Расстояние | 163 000 св. лет (50 000 пк)[2] |
Видимая звёздная величина (V) | 12,34[1] |
Созвездие | Золотая Рыба |
Астрометрия | |
Абсолютная звёздная величина (V) | -7,52[3] |
Спектральные характеристики | |
Спектральный класс | WN5h |
Показатель цвета | |
• B−V | −0,29 |
Физические характеристики | |
Масса | 195 M⊙ |
Радиус | 23,4[4] R⊙ |
Возраст | 0,3 млн лет |
Температура | 53 000 K |
Светимость | 4 266 000 L⊙ |
Вращение | 200 км/с[5] |
Часть от | R136 |
Коды в каталогах | |
MH 511, RMC 136a2, HSH95 5, BAT99 109, CHH92 2 | |
Информация в базах данных | |
SIMBAD | данные |
Информация в Викиданных ? |
R136a2 (RMC 136a2) — звезда Вольфа — Райе вблизи центра R136, центральной концентрации звёзд крупного рассеянного скопления NGC 2070 в туманности Тарантул, массивной области H II в Большом Магеллановом Облаке. Звезда является одной из наиболее массивных и мощных известных звёзд: масса составляет около 195 M☉, светимость в 4,3 млн раз превышает светимость Солнца.
В 1960 г группа астрономов из обсерватории Радклиффа в Претории проводили систематические наблюдения яркости и спектров ярких звёзд в Большом Магеллановом Облаке. Среди перечисленных в каталоге (англ. Radcliffe Observatory Magellanic Cloud Catalogue) объектов значилась RMC 136 как центральная звезда области 30 Золотой Рыбы. Последующие наблюдения показали, что R136 располагается в центре гигантской области ионизированного водорода, являющейся регионом интенсивного звездообразования[6].
В начале 1980-х гг в области R136a были впервые выделены 8 компонентов методами спекл-интерферометрии[7]. R136a2 оказалась вторым по яркости объектом в пределах 1 угловой секунды от центра скопления R136. Предыдущие оценки яркости центрального региона, показавшие, что для создания подобного количества энергии потребовалось бы как минимум 30 звёзд класса O в области размером 0,5 пк в центре скопления[8], привели к предположению о наличии сверхмассивной звезды в центральной области[9]. Вместо этого было обнаружено несколько чрезвычайно ярких звёзд рядом с большим количеством звёзд класса O[1].
Точное определение расстояния до R136a2 сопряжено с рядом сложностей. Определение тригонометрического параллакса невозможно с современной точностью наблюдений. Большинство оценок предполагает равенство расстояний до Большого Магелланова Облака и до R136. Современная оценка расстояния до БМО, полученная путём сопоставления угловых и линейных размеров затменных двойных звёзд, составляет 49.97 кпк[2].
Как и другие звёзды Вольфа — Райе, R136a2 испытывает значительную потерю массы в виде быстрого звёздного ветра: звезда теряет 4,6×10−5 M☉ в год, скорость звёздного ветра достигает 2400 км/с[4][5]. Большая масса звезды способствует сжатию и нагреву ядра и быстрому протеканию термоядерных реакций, в основном представляющих CNO-цикл; светимость звезды в 4 266 000 раз превышает солнечную. Темп ядерных реакций настолько велик, что за 10 секунд звезда производит больше энергии, чем Солнце за год. Масса звезды в момент рождения, по оценкам, составляла около 240 M☉[5], однако, поскольку современные теории утверждают, что масса звёзд при рождении не может превышать 150 M☉, то R136a2 может являться результатом слияния двух или более звёзд[10].
Хотя R136a2 является одной из самых массивных известных звёзд, её радиус составляет 23,4R☉[4], что намного меньше радиуса одной из крупнейших звёзд, VY Большого Пса. Вследствие высокой температуры R136a2 излучает бо́льшую часть энергии в ультрафиолетовом диапазоне спектра, при этом абсолютная звёздная величина в видимом диапазоне составляет MV= −7.52[4].
Считается, что звёзды настолько большой массы не могут потерять достаточное количество массы в ходе эволюции, чтобы избежать коллапса железного ядра. В результате коллапса произойдёт вспышка сверхновой или гиперновой, Гамма-всплеск или же вспышка будет почти незаметной, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Сценарий завершения эволюции сильно зависит от темпа потери массы и количества потерянной массы. Наиболее массивные звёзды в местной области Вселенной превращаются в лишённые водорода звёзды Вольфа — Райе перед коллапсом ядра, приводящим к вспышке сверхновой типа Ib или Ic, после чего остаётся чёрная дыра. Гамма-всплески происходят при некоторых условиях и для менее массивных звёзд[11].