R136a1 — звезда Вольфа-Райе, расположенная примерно в 163 000 световых годах от нас в южном созвездии Золотая Рыба. Это одна из самых массивных и ярких известных звезд. При видимой звездной величине 12,23 звезда невидима невооруженным глазом. Она находится в скоплении R136 в туманности Тарантул, крупнейшем звездном питомнике в Большом Магеллановом облаке (БМО).
Тип звезды
R136a1 — звезда Вольфа-Райе спектрального типа WN5h. Ее масса в 196 раз превышает массу Солнца, а радиус составляет 42,7 солнечных радиуса. С температурой поверхности 46 000 К это одна из самых горячих известных звезд. Она в 4 677 000 раз ярче нашей звезды. Гигантская звезда вращается очень быстро, ее прогнозируемая скорость вращения составляет 160 км/с.
Звезды Вольфа-Райе характеризуются необычными спектрами со слабыми или отсутствующими линиями водорода и заметными широкими линиями излучения ионизированного гелия, азота или углерода.
Суффикс “h” в звездной классификации WN5h указывает на линии водорода в спектре звезды. Линии водорода указывают на то, что R136a1 все еще находится на главной последовательности, превращая водород в гелий в своем ядре.
Тяжелые элементы на поверхности звезды гелий и азот перемешаны от ядра до поверхности, потому что более 90% поверхности звезды является конвективной и потому что звезда испытывает большую потерю массы. Массовое движение плазмы в конвективной зоне выносит эти элементы на поверхность.
Несмотря на то, что это очень далекая звезда, R136a1 не слишком затенена межзвездной пылью. Без исчезновения она была бы примерно на 1,8 звездной величины ярче визуально и всего на 0,22 звездной величины ярче в ближнем инфракрасном диапазоне.
Расстояние до звезды невозможно измерить напрямую. Значение в 163 000 световых лет (50 килопарсеков) — это расстояние до ее галактики — Большого Магелланова облака. Предполагается, что R136a1 находится на том же расстоянии.
R136a1 входит в скопление R136 в туманности Тарантул. R136 — находится в центре туманности Тарантул и производит большую часть энергии, которая делает туманность видимой.
В 2022 году группа астрономов сообщила об обнаружении визуальных спутников R136a1 и его соседа R136a3 с помощью спекл-визуализации. Визуальный спутник R136a1 — горячая голубая звезда О-типа, отделенная от R136a1 70 миллисекундами. Астрономы обнаружили 75%-ную вероятность того, что спутник не является случайным совпадением.
Размер R136a1
Радиус R136a1 составляет 42,7 солнечных радиуса, что соответствует 29 700 000 км или примерно 7 астрономических единиц (расстояние от Земли до Солнца). Объем звезды почти в 80 000 раз больше Солнца.
В отличие от Солнца и Земли, R136a1 не имеет четко очерченной поверхности. У неё плотная атмосфера, которая распространяется наружу в виде звездного ветра. Точка на этом ветре берется за поверхность звезды и используется для определения радиуса звезды.
Несмотря на это, что R136a1 обладает большой массой при скромном радиусе, средняя плотность R136a1 составляет менее 1% от плотности Солнца. Плотность звезды составляет менее одной сотой плотности воды и примерно в 4 раза плотнее земной атмосферы на уровне моря.
R136a1 крошечна по сравнению с крупнейшими известными звездами. Прошлые и нынешние рекордсмены, красные сверхгиганты (или гипергиганты) радиусы которых составляют: у Стивенсона 2-18, WOH G64, VY Большого Пса и UY Щита оцениваются в 2150, 1540, 1420 и 909 солнечных радиусов соответственно.
Масса R136a1
R136a1 имеет массу 196 масс Солнца (169-230 масс Солнца) и является одной из самых массивных известных звезд. Значение было получено в исследовании 2022 года. Только звезда Вольфа-Райе BAT99-98 (226 M☉) имеет более высокую расчетную массу, чем R136a1. BAT99-98 также находится в туманности Тарантул, недалеко от звездного скопления R136.
Предыдущие наблюдения дали еще более высокие оценки массы R136a1. Наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл в 1998 году дали массу в 215 масс Солнца. Более раннее исследование с использованием ультрафиолетовой спектроскопии показало, что начальная масса составляла 325 масс Солнца, а текущая — 315 масс Солнца.
Как и все звезды Вольфа-Райе, R136a1 испытывает огромную потерю массы – 1,6 × 10-4 М☉ в год из-за сильного звездного ветра со скоростью около 2600 км/с. Исключительно горячая фотосфера звезды уносит вещество с поверхности звезды, в результате чего скорость потери массы более чем в миллиард раз превышает скорость потери массы Солнца. Считается, что R136a1 потерял 35 масс Солнца от своей первоначальной массы.
С 2010 по 2020 год R136a1 считалась самой массивной известной звездой, а также самой яркой.
В 2010 году группа астрономов использовала архивную спектроскопию космического телескопа Хаббла и Очень большого телескопа для анализа богатых водородом звезд Вольфа-Райе в скоплении R136 и туманности NGC 3603. Они сообщили, что четыре звезды в R136 имели начальные массы от 165 до 320 масс Солнца, что превышало принятый предел звездной массы в 150 масс Солнца. Они обнаружили начальную массу R136a1 в 320 масс Солнца.
В 2014 году комплексное исследование звезд Вольфа-Райе в Большом Магеллановом облаке выявило нового рекордсмена — BAT99-98, с текущей массой 226 масс Солнца.
Светимость
Светимость R136a1 составляет 4 677 000 Солнц. За 4 секунды она вырабатывает больше энергии, чем Солнце за год. Если бы она заменила Солнце в центре Солнечной системы, R136a1 при наблюдении с Земли сияла бы с магнитудой -40. На месте звезды Проксима Центавра она будет такой же яркой, как полная Луна.
R136a1 и ее соседка по туманности Тарантул BAT99-98 являются одними из самых ярких известных звезд. BAT99-98 в 5 012 000 раз ярче нашего светила. R136a1 производит около 7% ионизирующего потока всей туманности Тарантул. Для получения такого же излучения потребовалось бы 70 звезд главной последовательности спектрального типа O7.
Жизненный цикл
Неясно, образовался ли R136a1 только в результате аккреции материала из молекулярного облака или в результате слияния звезд. Астрономы полагают, что звездообразование в результате аккреции предсказывает верхний предел примерно в 150 масс Солнца, прежде чем излучение звезды предотвратит дальнейшую аккрецию вещества. R136a1 превышает этот предел, что привело астрономов к предположению, что она могла образоваться в результате слияния массивной двойной системы.
Будущая эволюция R136a1 зависит от количества массы, которое она может потерять. Астрономы полагают, что звезды WNh превращаются в светящиеся синие переменные, когда в их ядрах заканчивается запас водорода. Звезды с достаточной конвективностью могут превратиться непосредственно в бедные водородом звезды Вольфа-Райе, когда в их ядрах начнется плавление гелия.
Поскольку они продолжают сжигать гелий, они продолжают испытывать высокую потерю массы, а углерод и кислород накапливаются в их ядрах, что приводит к спектру WC (углерод-кислород). По мере того, как через несколько сотен тысяч лет сжигание гелия подходит к концу, температура ядра повышается, и в сочетании с большой потерей массы это приводит к увеличению светимости. Спектральный тип звезды становится WO, поскольку излучение ионизированного кислорода становится доминирующим.
Слияние более тяжелых элементов на заключительных стадиях жизненного цикла длится всего несколько тысяч лет. R136a1 в конечном итоге потеряет большую часть своей массы, сохранив чуть более 50 масс Солнца, при этом вокруг ядра останется всего 0,5 массы гелия.
Однако астрономы обнаружили, что предсказанная углеродно-кислородная масса ядра R136a1 будет ниже 50 масс Солнца. Вместо этого звезда может обзавестись железным ядром и погаснуть как сверхновая типа I. Если железное ядро особенно массивно, звезда может коллапсировать в черную дыру без видимого всплеска сверхновой или в нейтронную звезду. Астрономы полагают, что из-за своей массы звезда схлопнется прямо в черную дыру.
Звездное скопление R136
R136a1 — самый яркий элемент R136 (RMC 136). R136 — центральная концентрация звезд в открытом скоплении NGC 2070 в сердце туманности Тарантул. Она содержит 72 горячие голубые звезды O-типа и звезды Вольфа-Райе в радиусе 5 парсеков. Высокая концентрация молодых, исключительно массивных звезд позволяет отнести R136 к области звездообразования.
Скопление производит большую часть энергии, которая ионизирует туманность Тарантул. Считается, что ему около 1,5 миллионов лет. В будущем оно может превратиться в шаровое скопление.
R136 содержит несколько из самых массивных и ярких звезд в Млечном Пути, в том числе R136a1 (196 м☉, 4,677,000 Д☉), R136a2 (151 м☉, 3,548,000 Д☉), R136a3 (155 м☉, 3,631,000 Д☉), R136a7 (127 м☉, 2,291,000 Д☉), и R136c (142 м☉, 3,800,000 Д☉). Все это звезды Вольфа-Райе, за исключением R136a7 — горячего голубого гиганта О-типа.
Система R136a в центре скопления содержит по меньшей мере 12 звезд. R136a1 и R136a2 — самые яркие члены скопления, разделены 5000 астрономическими единицами.
Расположение на небе
R136a1 — самый яркий элемент скопления R136 в более крупной туманности Тарантул в Большом Магеллановом облаке. Большое Магелланово облако видно невооруженным глазом. Его можно найти по Сириусу и Канопусу — самым ярким звездам на небе.
Линия, проведенная от Сириуса через Канопус, ведет к БМО.
R136 имеет видимую звездную величину 9,50 и видна в бинокль и небольшие телескопы, но R136a1 примерно в 100 раз слабее скопления и не видна даже в большие наземные телескопы. Его можно увидеть только с помощью спекл-интерферометрии или космического телескопа.
| Спектральный класс | WN5h |
| Цветовой индекс B-V | 0.03 |
| Видимая величина | 12.23 |
| Абсолютная звездная величина | -8.18 |
| Расстояние | 163 000 световых лет (49 970 парсек) |
| Масса | 196 М☉ (169-230 М☉) |
| Светимость | 4,677,000 Л☉ |
| Радиус | 42.7 R☉ |
| Температура | 46 000 К (43 625 – 47 250 К) |
| Возраст | 1,14 миллиона лет (1-1– 31 миллиона лет) |
| Скорость вращения | 160 км / с |
| Поверхностная гравитация | 3.65 cgs |
| Созвездие | Золотая Рыба |
| Прямое восхождение | 5ч 38м 42,39с |
| Склонение | −69° 06′ 02.91″ |
| Названия и обозначения | R136a1, RMC 136a1, BAT99 108, NGC 2070 MH 498, HSH95 3, WO84 1b, CHH92 1, P93 954 |
