R136a2

R136a2
R136a2
R136a1 star.jpg
적외선 근거리에서 볼 수 있는 R136 별 클러스터의 중앙 영역. R136a1과 R136a2는 중심에 매우 가까운 두 개의 밝은 별이며, R136a2는 둘 중 가장 기절한다.
크레딧: ESO
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 도라도
우측 상승 05h 38m 42.40s[1]
탈위임 −69° 06′ 02.88″[1]
겉보기 크기 (V) 12.34[1]
특성.
진화 단계 울프레이에별
스펙트럼형 WN5h[2]
B-V색지수 0.23[1]
아스트로메트리
거리16만3천 리
(50,000[3]pc)
절대치수 (MV)-7.80[4]
절대 기압계
규모 (Mbol)		-12.0[5]
세부사항[4]
미사187+23
−33 M☉
반지름31.6 R☉
루미도5,623,000 L☉
온도50,000±2,500 K
회전 속도 (v sin i)시속 150km
나이1.2±0.2 마이어
기타 지정
MH 511, RMC 136a2, HSH95 5, BAT99 109, CHH92 2
데이터베이스 참조
심바드자료

R136a2(RMC 136a2)는 은하계의 인근 위성 은하인 대마젤란 구름의 거대한 HII 지역인 타란툴라 성운에 있는 대형 NGC 2070 개방 성단의 중심축인 R136의 중심축인 울프레이에트 항성이다. 그것은 각각 약 187만 개와 560만 개로 알려진 항성 중에서 가장 높은 확인된 질량과 빛을 가지고 있다.

디스커버리

1960년 프리토리아에 있는 래드클리프 천문대에서 일하고 있는 천문학자들은 대마젤란 구름에 있는 밝은 별들의 밝기와 스펙트럼을 체계적으로 측정했다. 분류된 물체들 중에는 30도라두스의 중심 "별"인 RMC 136, (Radclife 천문대 마젤란 클라우드 카탈로그, 카탈로그 번호 136)이 있었다. 이후의 관측 결과 R136은 관측된 항성 바로 근처에 강렬한 항성 형성의 중심이었던 거대한 H II 지역의 중심에 위치해 있었다.[6]

1980년대 초 R136a는 8개 구성요소에 점성 간섭계를 사용하여 처음 해결되었다.[7] R136a2는 R136 군집의 중심에서 1 아크초 이내에 발견된 두 번째로 밝은 것이었다. 이전에는 중앙 지역의 밝기 때문에 성단[8] 중앙의 0.5파섹 이내에서 30개 정도의 뜨거운 O급 별들이 필요할 것으로 추정했는데, 이는 태양 질량의 수천 배인 별이 더 유력한 설명이라는 추측을 낳았다.[9] 대신에 그것은 더 많은 수의 뜨거운 O 별을 동반한 몇 개의 극도로 발광하는 별들로 구성되었다는 것이 결국 밝혀졌다.[1]

거리

주요기사 : 대마젤란 구름 § 거리

R136a2까지의 정확한 거리를 결정하는 것은 많은 요인들로 인해 어려운 일이다. LMC까지의 엄청난 거리에서 시차법은 현재 기술의 한계를 넘어선다. 대부분의 추정은 R136이 대마젤란 구름과 같은 거리에 있다고 가정한다. LMC까지의 가장 정확한 거리는 49.97 kpc로, 생략하는 이항성들의 각도 및 선형 치수를 비교한 것에서 도출된다.[3]

특성.

모든 울프-레이트의 별들처럼, R136a2는 빠른 별의 바람에 의한 심각한 대량 손실을 겪고 있다. 이 별은 2,400 km/s의 별빛 바람을 통해 매년 4.6×10의−5 태양 질량을 잃는다.[5][10] 항성의 높은 질량은 코어를 압축하고 가열하며, 주로 CNO 과정을 통해 급속 수소 융합을 촉진하여 562만 3천 개의 광도를 발생시킨다. L핵융합률은 매우 커서 10초안에 R136a2는 태양보다 더 많은 에너지를 생산한다☉. 211호였을지도 모른다. M☉ 태어나고 잃은 24개의 별을 그때 별을 뜨다. M☉ 지난 100만년에서 200만년 사이에,[4] 그러나 현재의 이론들은 150년 이상 어떤 별도 태어날 수 없다는 것을 암시하기 때문에. M☉ 두 개 이상의 별이 합쳐진 것일 수도 있다.[11]

이 별은 가장 거대하다고 알려진 별 중 하나이지만 반지름은 31.6이다. R☉ 그리고 VY CMa와 같은 가장 큰 별들보다 훨씬 작은 [4]3만 2천 개의 태양 부피. 고온 때문에 전자기 스펙트럼의 자외선 영역에서 대부분의 에너지를 방출하며, 시각 밝기는 태양(MV -7.80)의 11만 4천 배에 불과하다.[4]

운명

주요 기사: 항성 진화와 초신성

이 거대한 별들은 큰 철심 붕괴와 함께 재앙적인 종말을 피할 수 있을 만큼 충분한 질량을 결코 잃을 수 없다고 생각된다. 그 결과는 초신성, 초신성, 감마선 폭발, 또는 아마도 눈에 보이는 폭발이 거의 없을 것이고 블랙홀을 남겨둘 것이다. 정확한 세부사항은 질량손실의 시기와 양에 크게 좌우되는데, 현재 모델은 우리가 관찰하는 별과 초신성의 분포를 완전히 재현하지 못하고 있다. 현지 우주에서 가장 거대한 별은 코어가 붕괴하기 전에 수소 없는 울프 레이에트로 진행돼 Ib나 Ic 초신성이 생성돼 블랙홀을 남길 것으로 예상된다. 감마선 폭발은 비정상적인 조건 하에서, 또는 더 적은 질량의 별에서만 예상된다.[12]

참조

  1. ^ a b c d e Doran, E. I.; Crowther, P. A.; De Koter, A.; Evans, C. J.; McEvoy, C.; Walborn, N. R.; Bastian, N.; Bestenlehner, J. M.; Gräfener, G.; Herrero, A.; Köhler, K.; Maíz Apellániz, J.; Najarro, F.; Puls, J.; Sana, H.; Schneider, F. R. N.; Taylor, W. D.; Van Loon, J. Th.; Vink, J. S. (2013). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus". Astronomy & Astrophysics. 558: A134. arXiv:1308.3412. Bibcode:2013A&A...558A.134D. doi:10.1051/0004-6361/201321824. S2CID 118510909.
  2. ^ Schnurr, O.; Chené, A.-N.; Casoli, J.; Moffat, A. F. J.; St-Louis, N. (2009). "VLT/SINFONI time-resolved spectroscopy of the central, luminous, H-rich WN stars of R136". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 397 (4): 2049. arXiv:0905.2934. Bibcode:2009MNRAS.397.2049S. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x. S2CID 11425847.
  3. ^ a b Pietrzyński, G.; Graczyk, D.; Gieren, W.; Thompson, I. B.; Pilecki, B.; Udalski, A.; Soszyński, I.; Kozłowski, S.; Konorski, P.; Suchomska, K.; Bono, G.; Moroni, P. G. Prada; Villanova, S.; Nardetto, N.; Bresolin, F.; Kudritzki, R. P.; Storm, J.; Gallenne, A.; Smolec, R.; Minniti, D.; Kubiak, M.; Szymański, M. K.; Poleski, R.; Wyrzykowski, Ł.; Ulaczyk, K.; Pietrukowicz, P.; Górski, M.; Karczmarek, P. (2013). "An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent". Nature. 495 (7439): 76–9. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Natur.495...76P. doi:10.1038/nature11878. PMID 23467166. S2CID 4417699.
  4. ^ a b c d e Bestenlehner, Joachim M.; Crowther, Paul A.; Caballero-Nieves, Saida M.; Schneider, Fabian R. N.; Simón-Díaz, Sergio; Brands, Sarah A.; De Koter, Alex; Gräfener, Götz; Herrero, Artemio; Langer, Norbert; Lennon, Daniel J.; Maíz Apellániz, Jesus; Puls, Joachim; Vink, Jorick S. (2020). "The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. II. Physical properties of the most massive stars in R136". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. arXiv:2009.05136. Bibcode:2020MNRAS.tmp.2627B. doi:10.1093/mnras/staa2801.
  5. ^ a b Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). "The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud". Astronomy & Astrophysics. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696. S2CID 55123954.
  6. ^ Feast, M. W.; Thackeray, A. D.; Wesselink, A. J. (1960). "The brightest stars in the Magellanic Clouds". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 121 (4): 337. Bibcode:1960MNRAS.121..337F. doi:10.1093/mnras/121.4.337.
  7. ^ Weigelt, G.; Baier, G. (1985). "R136a in the 30 Doradus nebula resolved by holographic speckle interferometry". Astronomy and Astrophysics. 150: L18. Bibcode:1985A&A...150L..18W.
  8. ^ Moffat, A. F. J.; Seggewiss, W. (1983). "R136 - Supermassive star or dense core of a star cluster?". Astronomy and Astrophysics. 125: 83. Bibcode:1983A&A...125...83M.
  9. ^ Cassinelli, J. P.; Mathis, J. S.; Savage, B. D. (1981). "Central Object of the 30 Doradus Nebula, a Supermassive Star". Science. 212 (4502): 1497–501. Bibcode:1981Sci...212.1497C. doi:10.1126/science.212.4502.1497. PMID 17790538.
  10. ^ Crowther, Paul A.; Schnurr, Olivier; Hirschi, Raphael; Yusof, Norhasliza; Parker, Richard J.; Goodwin, Simon P.; Kassim, Hasan Abu (2010). "The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 408 (2): 731. arXiv:1007.3284. Bibcode:2010MNRAS.408..731C. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x. S2CID 53001712.
  11. ^ Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung (2012). "The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (2): 1416. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x. S2CID 119202197.
  12. ^ Woosley, Stan. E.; Heger, Alexander (2015). "The Deaths of Very Massive Stars". Very Massive Stars in the Local Universe. Very Massive Stars in the Local Universe. Astrophysics and Space Science Library. Vol. 412. pp. 199–225. arXiv:1406.5657. Bibcode:2015ASSL..412..199W. doi:10.1007/978-3-319-09596-7_7. ISBN 978-3-319-09595-0. S2CID 119238749.

외부 링크