R136a1

R136a1 Beschreibung dieses Bildes, auch unten kommentiert Infrarot - Bild von Cluster - R136 durch das Very Large Teleskop . R136a1 ist in der Mitte mit R136a2 in der Nähe, R136a3 auf der unteren rechten und R136b auf der linken Seite. Beobachtungsdaten
( Epoche J2000.0 )
Richtiger Aufstieg 5 h  38 m  42,43 s
Deklination −69 ° 06 ′ 02.2 ″
Konstellation Seebrasse
Scheinbare Größe 12.23

Ort im Sternbild: Dorade

(Siehe Situation im Sternbild: Dorade) Dorado IAU.svg
Eigenschaften
Spektraltyp WN5h
UB- Index 1.34
BV- Index 0,03
Astrometrie
Entfernung 163.000  al
(49.970   pc )
Absolute Größe −8.09
Physikalische Eigenschaften
Masse 315  M ☉
Strahl 28,8 - 35,4  R ☉
Oberflächengravitation (log g) 4.0
Helligkeit 8,71 x 10 ^ 6  L ☉
Temperatur 53.000 - 56.000  K.
Alter 300.000  a

Andere Bezeichnungen

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

R136a1 ist ein Sternentyp von Wolf-Rayet, der sich im Sternhaufen R136 befindet . Es ist der massereichste und hellste Stern, der im beobachtbaren Universum bekannt ist .

Mit einer Masse von etwa 315  Sonnenmassen (315 M ☉ Notation  ) wäre es der massereichste Stern, der jemals beobachtet wurde. Vor dieser Entdeckung glaubten Astrophysiker, dass die maximale Sternmasse 150  M was betrug .

Im Vergleich zur Sonne wäre R136a1 zwischen 28,8 und 35,4-mal größer (Durchmesser geschätzt auf etwa 44.089.600  km gegenüber 1.392.000  km ), mehrere Millionen Mal heller und mit einer Temperatur in seiner Photosphäre (Oberfläche, die die Strahlung des Sterns erzeugt) zehnmal höher ( 56.000  K gegen 5.778  K für unseren Stern).

Es ist Mitglied von R136 , einem Sternhaufen, der sich ungefähr 163.000  Lichtjahre entfernt im Sternbild Dorado nahe dem Zentrum des Tarantel-Nebels in der großen Magellanschen Wolke befindet . Die Masse des Sterns wurde 2010 von einem Team von Astronomen unter der Leitung von Paul Crowther bestimmt.

Entdeckung

Nachrichten über die Entdeckung des Sterns wurden in veröffentlicht Juli 2010. Ein Team britischer Astronomen unter der Leitung von Paul Crowther, Professor für Astrophysik an der Universität von Sheffield, untersuchte mit dem Very Large Telescope (VLT) in Chile zwei Gruppen von Sternen, RNGCC 3603 und R136a. Die Natur von R136a war umstritten, wobei zwei Möglichkeiten in Betracht gezogen wurden, um seine Natur zu erklären: ein supermassives Objekt mit 5000 bis 8000 Sonnenmassen oder ein dichter Sternhaufen.

1979 wurde das 3,6 - m- Teleskop der ESO verwendet, um R136 in drei Teile zu trennen : R136a, R136b und R136c. Die genaue Natur von R136a war unklar und wurde diskutiert. 1985 stellte eine Gruppe von Forschern fest, dass dies die zweite Möglichkeit (ein Sternhaufen aus mindestens 20 Sternen) durch eine digitale Speckle-Interferometrie- Technik war . Das Team von Paul Crowther vervollständigte diese Entdeckung, indem es mehrere Sterne mit Oberflächentemperaturen von etwa 53.000 K und vier Sterne mit einem Gewicht von 200 bis 315 Sonnenmassen in diesem Cluster identifizierte.

Weigelt und Beier zeigten erstmals 1985, dass R136a ein Sternhaufen war. Unter Verwendung der Speckle-Interferometrie-Technik wurde gezeigt, dass der Haufen aus 8 Sternen bei 1 Bogensekunde in der Mitte des Haufens besteht, wobei R136a1 am hellsten ist.

R136a1 hat etwa 28 - mal den Radius der Sonne (28 R ☉ / 21.000.000 km / 07.01 AU ), die auf ein Volumen von 27.000 Sonnen entspricht. Seine Dimensionen sind viel kleiner als die der größten Sterne: Die roten Überriesen messen mehrere tausend Sonnenstrahlen  R ☉ , dh zehnmal größer als R136a1. Trotz seiner großen Masse und bescheidenen Abmessungen hat R136a1 eine durchschnittliche Dichte von etwa 1% gegenüber der Sonne, etwa 14 kg / m 3 , und ist nur zehnmal dichter als die Erdatmosphäre auf Meereshöhe.

Physikalische Eigenschaften

R136a1 ist ein Wolf-Rayet-Stern . Wie andere Sterne, die sich nahe der Eddington-Grenze befinden , hat es durch einen kontinuierlichen Sternwind viel von seiner ursprünglichen Masse verloren. Es wird geschätzt , dass bei der Geburt, der Stern 380 Sonnenmassen war und etwa 50 Sonnenmassen verloren  M ☉ in den nächsten Millionen Jahre. Aufgrund seiner sehr hohen Temperatur erscheint es blau-lila. Mit einer Leuchtkraft von ungefähr 8.710.000 Sonnenlichtstärken  L ☉ ist R136a1 der hellste bekannte Stern, der in vier Sekunden mehr Energie emittiert als die Sonne in einem Jahr. Wenn es die Sonne im Sonnensystem ersetzen würde, würde es die Sonne 94.000 Mal verdunkeln und mit einer Größe von –39 von der Erde erscheinen.

R136a1 ist ein WN5h-Stern mit hoher Leuchtkraft, der in der oberen linken Ecke des Hertzsprung-Russell-Diagramms platziert wird . Ein Wolf-Rayet-Stern zeichnet sich durch die starken und breiten Emissionslinien seines Spektrums aus.

Seine Helligkeit in einer Entfernung vom nächstgelegenen Stern zur Erde, Proxima Centauri , würde ungefähr der des Vollmonds entsprechen . Die effektive Temperatur eines Sterns ergibt sich aus seiner Farbe. Temperaturen von 53.000 bis 56.000 K werden unter Verwendung verschiedener atmosphärischer Modelle ermittelt. Seine Drehzahl kann nicht direkt gemessen werden, da die Photosphäre von einem dichten Sternwind verdeckt wird. Eine 2,1-µm-NV-Emissionslinie wird relativ zum Wind erzeugt und kann zur Abschätzung der Rotation verwendet werden.

Sterne, deren Masse zwischen 8 und 150 Sonnenmassen liegt, beenden ihr "Leben" in Supernova und werden zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern . Nachdem Astronomen die Existenz von Sternen zwischen 150 und 315 Sonnenmassen festgestellt haben, vermuten sie, dass ein solcher Stern nach seinem Tod zu einer Hypernova wird , einer Sternexplosion mit einer Gesamtenergie von mehr als 100 Supernovae.

Ein solcher Stern kann auch vorzeitig als paarinstabile Supernova sterben, lange bevor sein Herz aus Mangel an Treibstoff auf natürliche Weise zusammenbricht. In Sternen mit mehr als 140 Sonnenmassen beschleunigen der hohe Druck und die langsame Evakuierung von Energie durch die dicken Schichten die Sternnukleosynthese . Solche Kerne werden mit Sauerstoff angereichert und heiß genug, um viele Gammastrahlen über 1,022  MeV zu emittieren . Diese Gammastrahlen sind energiereich genug, um Positron / Elektronen- Paare zu erzeugen , eine Produktion, die von Sauerstoff begünstigt wird. Das Positron vernichtet sich mit einem Elektron und ergibt zwei Gammaphotonen von 0,511  MeV plus der kinetischen Energie des vernichteten Paares. Diese Paarproduktionen und Vernichtungen verlangsamen die Evakuierung von Energie, erwärmen das Herz und beschleunigen die Nukleosynthese. Die Reaktionen werden bis zur Explosion weggetragen. Wenn R136a1 einer solchen Explosion ausgesetzt ist, hinterlässt es kein Schwarzes Loch und stattdessen würden die Dutzend Sonnenmassen von Nickel-56, die in seinem Kern erzeugt werden, über das interstellare Medium gestreut. Nickel 56 erwärmt sich durch β-Radioaktivität und beleuchtet die Remanenz der Supernova einige Monate lang stark, wobei es zu Eisen 56 wird .

Umfeld

Die Entfernung von R136a1 kann nicht direkt bestimmt werden, es wird jedoch angenommen, dass sie mit etwa 50 Kiloparsec die gleiche Entfernung wie die Große Magellansche Wolke aufweist .

Das R136a System im Herzen von R136 ist ein dichtes Cluster von hellen Sternen mindestens 12 Sterne enthält, die wichtigsten davon sind R136a1, R136a2, und R136a3 , alle sind extrem hell und massive WN5h Sternen. R136a1 ist um 5.000 AE von R136a2, dem zweithellsten Stern der Gruppe, getrennt . Es ist daher ein binäres System. Für einen so entfernten Stern ist R136a1 relativ frei von interstellarem Staub . Bisher wurde kein Planet in der Nähe dieser Sterne entdeckt.

Der Cluster R136 befindet sich im Tarantula-Nebel , dem größten bekannten Nebel .

Um den Umriss dieses Sterns von der Erde aus wahrzunehmen, ist eine gute teleskopische Vergrößerung erforderlich, da er sich am Rand einer nahe gelegenen, weit verbreiteten Galaxie befindet, die viele große, sehr aktive sternbildende Nebel aufweist, die Große Wolke von Magellan .

Evolution

Ausbildung

Modelle der Akkretionssternbildung aus Molekülwolken sagen eine Obergrenze für die Masse voraus, die ein Stern erreichen kann, bevor seine Strahlung eine weitere Akkumulation verhindert. R136a1 überschreitet deutlich alle diese Grenzen, was zur Entwicklung neuer Ein-Stern-Akkretionsmodelle geführt hat, die möglicherweise die Obergrenze und das Potenzial für eine massive Sternentstehung aufgrund von Sternfusionen beseitigen.

Als einzelner Stern, der durch Akkretion gebildet wird, sind die Eigenschaften eines solchen massiven Sterns immer noch ungewiss. Synthetische Spektren zeigen an, dass es niemals eine Hauptsequenz (V) -Leuchtkraftklasse oder sogar ein normales Typ-O-Spektrum haben würde. Die starke Leuchtkraft, die Nähe der Eddington-Grenze und der starke Sternwind ergeben ein WNh-Spektrum, sobald R136a1 als Stern sichtbar geworden ist. Das Helium und der Stickstoff vermischten sich aufgrund des großen konvektiven Kerns und des erheblichen Massenverlusts schnell an der Oberfläche. Ihre Anwesenheit im Sternwind erzeugt das charakteristische Emissionsspektrum von Wolf Rayet. R136a1 wäre etwas kühler gewesen als einige weniger massive Hauptreihensterne. Während der Verbrennung von Wasserstoff im Kern steigt der Heliumanteil im Kern und der Druck und die Temperatur des Kerns.

Dies führt zu einer Erhöhung der Helligkeit, sodass R136a1 jetzt etwas heller ist als zu dem Zeitpunkt, als es ursprünglich gebildet wurde. Die Temperatur sinkt leicht, aber die äußeren Schichten des Sterns sind angeschwollen, was zu einem noch größeren Massenverlust führt.

Zukunft

R136a1 ist derzeit dabei , Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen . Trotz seiner gespenstischen Wolf-Rayet-Erscheinung ist er ein sehr junger Star; Astronomen schätzen sein Alter auf rund 300.000 Jahre. Das Emissionsspektrum wird durch einen dichten Sternwind erzeugt, der durch extremes Licht verursacht wird, wobei die hohen Gehalte an Helium und Stickstoff durch starke Konvektion vom Kern zur Oberfläche gemischt werden. Es ist daher ein Stern in der Hauptsequenz. Andere Modelle sagen voraus, dass ein so großer Kern sehr große Mengen an Nickel-56 produzieren wird, was eine Hypernova befeuert .

Jeder Stern, der einen Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern (CO) produziert, der massereicher als das Maximum eines Weißen Zwergs ist (etwa 1,4 Sonnenmassen), wird unweigerlich einen Kernkollaps erleben. Dies geschieht normalerweise, wenn ein Eisenkern hergestellt wurde und die Fusion nicht mehr die Energie erzeugen kann, die erforderlich ist, um ein Zusammenfallen des Kerns zu verhindern, obwohl dies unter anderen Umständen geschehen kann.

Der Zusammenbruch des Eisenkerns kann eine Supernova und manchmal eine Gammastrahlenexplosion erzeugen . Die Art einer Supernova-Explosion ist Typ I, weil der Stern keinen Wasserstoff enthält, Typ Ic, weil er fast kein Helium enthält. Besonders massive Eisenkerne können dazu führen, dass der gesamte Stern ohne sichtbare Explosion in ein Schwarzes Loch oder in eine unterbeleuchtete Supernova fällt, wenn radioaktives 56 Ni auf dem Schwarzen Loch landet .

Der Rest einer Ic-Typ-Kernkollaps-Supernova ist entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. R136a1 hat einen Kern, der weit größer ist als die maximale Masse eines Neutronensterns  ; Ein Schwarzes Loch ist daher unvermeidlich.

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Siehe auch

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