R136a1

R136a1 Descrição desta imagem, também comentada abaixo Imagem infravermelha do cluster R136 pelo Very Large Telescope . R136a1 está no centro com R136a2 nas proximidades, R136a3 no canto inferior direito e R136b à esquerda. Dados de observação
( época J2000.0 )
Ascensão certa 5 h  38 m  42,43 s
Declinação −69 ° 06 ′ 02,2 ″
constelação Dourada
Magnitude aparente 12,23

Localização na constelação: Dorade

(Veja a situação na constelação: Dorade) Dorado IAU.svg
Características
Tipo espectral WN5h
Índice UB 1,34
Índice BV 0,03
Astrometria
Distância 163.000  al
(49.970   pc )
Magnitude absoluta -8,09
Características físicas
Massa 315  M ☉
Raio 28,8 - 35,4  R ☉
Gravidade superficial (log g) 4,0
Brilho 8,71x10 ^ 6  L ☉
Temperatura 53.000 - 56.000  K
Era 300.000  a

Outras designações

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

R136a1 é um tipo de estrela de Wolf-Rayet localizado no aglomerado de estrelas R136 . É a estrela mais massiva e brilhante conhecida no universo observável .

Com uma massa de cerca de 315  massas solares (notação 315  M ☉ ), seria a estrela mais massiva já observada. Antes dessa descoberta, os astrofísicos acreditavam que a massa estelar máxima era de 150  M ☉ .

Comparado ao Sol , o R136a1 seria entre 28,8 e 35,4 vezes maior (diâmetro estimado em 44.089.600  km contra 1.392.000  km ), vários milhões de vezes mais brilhante e com uma temperatura em sua fotosfera (superfície que produz a radiação da estrela) dez vezes maior ( 56.000  K contra 5.778  K para nossa estrela).

É um membro do R136 , um aglomerado de estrelas localizado a aproximadamente 163.000  anos-luz de distância na constelação Dorado , perto do centro da Nebulosa da Tarântula , na Grande Nuvem de Magalhães . A massa da estrela foi determinada por uma equipe de astrônomos liderados por Paul Crowther em 2010.

Descoberta

A notícia da descoberta da estrela foi divulgada em julho de 2010. Uma equipe de astrônomos britânicos liderada por Paul Crowther, professor de astrofísica da Universidade de Sheffield, usou o Very Large Telescope (VLT) no Chile, para estudar dois grupos de estrelas, RNGCC 3603 e R136a. A natureza do R136a era controversa, duas possibilidades sendo possíveis para explicar sua natureza: um objeto supermassivo de 5.000 a 8.000 massas solares ou um denso aglomerado de estrelas.

Em 1979, o telescópio de 3,6 m do ESO foi usado para separar o R136 em três partes: R136a, R136b e R136c. A natureza exata do R136a não era clara e estava em discussão. Em 1985, um grupo de pesquisadores determinou que essa era a segunda possibilidade (um aglomerado de estrelas composto de pelo menos 20 estrelas) por uma técnica de interferometria digital speckle . A equipe de Paul Crowther concluiu esta descoberta identificando várias estrelas com temperaturas de superfície de cerca de 53.000 K e quatro estrelas pesando 200 a 315 massas solares neste aglomerado.

Weigelt e Beier demonstraram pela primeira vez que R136a era um aglomerado de estrelas em 1985. Usando a técnica de interferometria speckle, o aglomerado consistia em 8 estrelas a 1 segundo de arco no centro do aglomerado, sendo R136a1 o mais brilhante.

R136a1 tem cerca de 28 vezes o raio do Sol (28 R ☉ / 21.000.000 km / 1⁄7 UA ), o que corresponde a um volume de 27.000 sóis. Suas dimensões são muito menores do que as das estrelas maiores: as supergigantes vermelhas medindo vários milhares de raios solares  R ☉ , ou seja, dezenas de vezes maiores do que R136a1. Apesar de sua grande massa e dimensões modestas, R136a1 tem uma densidade média de cerca de 1% da do sol, cerca de 14 kg / m 3 , é apenas 10 vezes mais densa do que a atmosfera da Terra ao nível do mar.

Características físicas

R136a1 é uma estrela Wolf-Rayet . Como outras estrelas que estão perto do limite de Eddington , ela perdeu muito de sua massa original por um vento estelar contínuo. Estima-se que ao nascer a estrela tinha 380 massas solares e perdeu cerca de 50 massas solares  M ☉ nos próximos milhões de anos. Devido à sua temperatura muito alta, parece azul-púrpura. Com uma luminosidade de aproximadamente 8.710.000 luminosidades solares  L ☉ , R136a1 é a estrela mais brilhante conhecida, emitindo mais energia em quatro segundos do que o Sol em um ano. Se substituísse o Sol no sistema solar, eclipsaria o Sol 94.000 vezes e surgiria da Terra com uma magnitude de -39.

R136a1 é uma estrela WN5h de alta luminosidade, posicionada no canto superior esquerdo do diagrama de Hertzsprung-Russell . Uma estrela Wolf-Rayet se distingue pelas fortes e amplas linhas de emissão de seu espectro.

Seu brilho à distância da estrela mais próxima da Terra, Proxima Centauri , seria quase o mesmo da Lua Cheia . A temperatura efetiva de uma estrela pode ser encontrada em sua cor. Temperaturas de 53.000 a 56.000 K são encontradas usando diferentes modelos atmosféricos. Sua velocidade de rotação não pode ser medida diretamente porque a fotosfera é obscurecida por um vento estelar denso. Uma linha de emissão NV de 2,1 µm é produzida em relação ao vento e pode ser usada para estimar a rotação.

Estrelas cuja massa está entre 8 e 150 massas solares terminam suas "vidas" em supernovas , tornando-se estrelas de nêutrons ou buracos negros . Tendo estabelecido a existência de estrelas entre 150 e 315 massas solares, os astrônomos suspeitam que tal estrela, após sua morte, se tornará uma hipernova , uma explosão estelar com uma energia total de mais de 100 supernovas.

Essa estrela também pode morrer prematuramente como uma supernova instável, muito antes de seu coração entrar em colapso natural por falta de combustível. Em estrelas com mais de 140 massas solares, as altas pressões e a lenta evacuação de energia através das camadas espessas aceleram a nucleossíntese estelar . Esses núcleos ficam enriquecidos com oxigênio e ficam quentes o suficiente para emitir muitos raios gama acima de 1,022  MeV . Esses raios gama são energéticos o suficiente para produzir pares pósitron / elétron , uma produção favorecida pelo oxigênio. O pósitron se aniquila com um elétron para dar dois fótons gama de 0,511  MeV mais a energia cinética do par aniquilado. Essas produções e aniquilações de pares retardam a evacuação de energia, aquecem o coração e aceleram a nucleossíntese. As reações são levadas até a explosão. Se o R136a1 sofrer tal explosão, ele não deixará um buraco negro e, em vez disso, as doze massas solares de níquel-56 produzidas em seu núcleo se espalhariam por todo o meio interestelar. O níquel 56, por radioatividade β , aquecerá e iluminará fortemente o remanescente da supernova por alguns meses, tornando-se o ferro 56 .

Arredores

A distância de R136a1 não pode ser determinada diretamente, mas presume-se que seja a mesma distância da Grande Nuvem de Magalhães , em cerca de 50 kiloparsecs.

O sistema R136a no coração de R136 é um aglomerado denso de estrelas brilhantes contendo pelo menos 12 estrelas, as mais importantes das quais são R136a1, R136a2 e R136a3 , todas as quais são estrelas WN5h extremamente brilhantes e massivas. R136a1 é separado de R136a2, a segunda estrela mais brilhante do grupo, por 5.000 UA . Portanto, é um sistema binário. Para uma estrela tão distante, R136a1 é relativamente livre de poeira interestelar . Até agora, nenhum planeta foi descoberto perto dessas estrelas.

O Cluster R136 está localizado na Nebulosa da Tarântula , a maior nebulosa conhecida.

Para perceber o contorno desta estrela da Terra requer uma boa ampliação telescópica, uma vez que está localizada na borda de uma galáxia próxima e amplamente dispersa, que tem muitas nebulosas formadoras de estrelas grandes e muito ativas, a Grande Nuvem de Magalhães .

Evolução

Treinamento

Modelos de formação de estrelas de acreção a partir de nuvens moleculares prevêem um limite superior para a massa que uma estrela pode atingir antes que sua radiação impeça o acúmulo adicional. R136a1 claramente excede todos esses limites, o que levou ao desenvolvimento de novos modelos de acreção de uma estrela, eliminando potencialmente o limite superior e o potencial de formação massiva de estrelas resultante de fusões de estrelas.

Como uma única estrela formada por acreção, as propriedades de tal estrela massiva ainda são incertas. Os espectros sintéticos indicam que ele nunca teria uma classe de luminosidade da sequência principal (V), ou mesmo um espectro normal do tipo O. A forte luminosidade, a proximidade do limite de Eddington e o forte vento estelar dão um espectro WNh assim que R136a1 se torna visível como uma estrela. O hélio e o nitrogênio se misturaram rapidamente à superfície por causa do grande núcleo convectivo e da perda significativa de massa. Sua presença no vento estelar cria o espectro de emissão característico do Wolf Rayet. R136a1 teria sido ligeiramente mais fria do que algumas estrelas da sequência principal com menos massa. Durante a combustão do hidrogênio no núcleo, a fração de hélio no núcleo aumenta e a pressão e a temperatura do núcleo aumentam.

Isso resulta em um aumento no brilho, então R136a1 é um pouco mais brilhante agora do que quando foi originalmente formado. A temperatura cai um pouco, mas as camadas externas da estrela aumentaram de tamanho, causando uma perda de massa ainda maior.

Futuro

R136a1 está atualmente no processo de fusão de hidrogênio em hélio. Apesar de sua aparência fantasmagórica de Wolf-Rayet, ele é uma estrela muito jovem; astrônomos estimam sua idade em cerca de 300.000 anos. O espectro de emissão é criado por um vento estelar denso causado pela luz extrema, com os altos níveis de hélio e nitrogênio sendo misturados do núcleo à superfície por forte convecção. Portanto, é uma estrela na seqüência principal. Outros modelos prevêem que um núcleo tão grande produzirá grandes quantidades de níquel-56, alimentando uma hipernova .

Qualquer estrela que produza um núcleo de carbono - oxigênio (C - O) mais massivo do que o máximo de uma anã branca (cerca de 1,4 massas solares) inevitavelmente experimentará o colapso do núcleo. Isso geralmente acontece quando um núcleo de ferro foi produzido e a fusão não pode mais produzir a energia necessária para evitar o colapso do núcleo, embora possa acontecer em outras circunstâncias.

O colapso do núcleo de ferro pode produzir uma supernova e, às vezes, uma explosão de raios gama . O tipo de explosão de qualquer supernova será do tipo I porque a estrela não tem hidrogênio, tipo Ic porque quase não tem hélio. Núcleos de ferro particularmente massivos podem causar o colapso de toda a estrela em um buraco negro sem nenhuma explosão visível, ou uma supernova mal iluminada quando o 56 Ni radioativo cai de volta no buraco negro .

O remanescente de uma supernova de colapso do núcleo do tipo Ic é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. R136a1 tem um núcleo muito maior do que a massa máxima de uma estrela de nêutrons  ; um buraco negro é, portanto, inevitável.

Referências

  1. (em) BAT99 108 na base de dados Sinbad o Estrasburgo Astronomical Data Center . (acessado em 14 de janeiro de 2016).
  2. (in) BAT199 108 no banco de dados VizieR the Strasbourg Astronomical Data Center (acessado em 14 de janeiro de 2016).
  3. (en) BAT199 108 (acessado em 14 de janeiro de 2016).
  4. G Pietrzyński , D. Graczyk, W. Gieren, IB Thompson, B. Pilecki, A. Udalski e I. Soszyński, “  Uma distância binária eclipsante à Grande Nuvem de Magalhães com precisão de dois por cento  ”, Nature , vol.  495, n o  7439,7 de março de 2013, p.  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 e HA Kassim "  os anfitriões conjunto de estrela R136 várias estrelas cujas massas indivíduo exceder em muito o aceitou 150 M ⊙ limite de massa estelar  " , Avisos mensais da Royal Astronomical Society , vol.  408, n o  22010, p.  731 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x , Bibcode  2010MNRAS.408..731C , arXiv  1007.3284 )
  6. Nola Taylor Redd , “  What Is the Most Massive Star?  " , Space.com ,28 de julho de 2018(acessado em 28 de julho de 2018 )
  7. Nola Taylor Redd , “  What Is the Most Massive Star?  " , Space.com ,28 de julho de 2018(acessado em 28 de julho de 2018 )
  8. JV Feitzinger , W. Schlosser , T Schmidt-Kaler e C. Winkler , “  O objeto central R 136 na nebulosa de gás 30 Doradus - Parâmetro de estrutura, cor, massa e excitação  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  84, nos .  1-2,Abril de 1980, p.  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 e G. Baier , “  R136a na nebulosa 30 Doradus resolvida por interferometria de manchas holográficas  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  150,1985, p.  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 e JS Vink , “  The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope / STIS. I. Censo espectroscópico ultravioleta distante e a origem de He II λ1640 em aglomerados de estrelas jovens  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  458, n o  2Maio de 2016, p.  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 e HA Kassim , “  O aglomerado de estrelas R136 hospeda várias estrelas cujas massas individuais excedem em muito o limite de massa estelar de 150 M ⊙ aceito  ”, Avisos Mensais da Royal Astronomical Society , vol.  408, n o  22010, p.  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 e WD Taylor , “  The VLT-FLAMES Tarantula Survey  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  530,2011, p.  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 e James A. Westphal , "  Hubble Space Telescope Planetary Camera images of R136  ", The Astronomical Journal , vol.  104,1992, p.  1721 ( DOI  10.1086 / 116355 , Bibcode  1992AJ .... 104.1721C )
  15. Rolf Kuiper , Hubert Klahr , Henrik Beuther e Thomas Henning , “  SIMULAÇÃO TRIDIMENSIONAL DA FORMAÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS NO CENÁRIO DE ACREÇÃO DE DISCO  ”, The Astrophysical Journal , vol.  732, n o  1,2011, p.  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 e NJ Shaviv, “  Ventos impulsionados pelo contínuo de estrelas super-Eddington. Um conto de dois limites  ”, AIP Conference Proceedings , vol.  990,2008, p.  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 , vol.  50, n o  1,2012, p.  107–164 ( DOI  10.1146 / annurev-astro-081811-125534 , Bibcode  2012ARA e A..50..107L , arXiv  1206.5443 )
  18. Evan O'Connor e Christian D. Ott , “  BLACK HOLE FORMATION IN FAILING CORE-COLLAPSE SUPERNOVAE,  ” The Astrophysical Journal , vol.  730, n o  22011, p.  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 Mr. Turatto L. Zampieri e SJ Smartt , "  uma supernova de colapso de núcleo de baixa energia sem um envelope de hidrogênio  ", Nature , vol.  459, n o  7247,2009, p.  674-677 ( PMID  19494909 , DOI  10.1038 / nature08023 , Bibcode  2009Natur.459..674V , arXiv  0901.2074 )
  20. Evan O'Connor e Christian D. Ott , “  Black Hole Formation in Failing Core-Collapse Supernovae,  ” The Astrophysical Journal , vol.  730, n o  22011, p.  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 e Sylvia Ekström , “  Propriedades fundamentais da supernova de colapso do núcleo e progenitores GRB: Predicting the look of massive stars before death  ”, Astronomy & Astrophysics , vol.  558,2013, A131 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321906 , Bibcode  2013A & A ... 558A.131G , arXiv  1308.4681 )

Veja também

Artigos relacionados

links externos