R136c
| R136c | |
|---|---|
| Звезда | |
 R136c является яркой звездой слева от ядра скопления. | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000,0) |
|
| Тип | звезда Вольфа-Райе |
| Прямое восхождение | 5ч 38м 42,90с[1] |
| Склонение | −69° 06′ 4,83″[1] |
| Расстояние | 163 000 св. лет (49 970 пк)[2] |
| Видимая звёздная величина (V) | 12,86[1] |
| Созвездие | Золотая Рыба |
| Астрометрия | |
| Абсолютная звёздная величина (V) | −7,9[1] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | WN5h [3] |
| Показатель цвета | |
| • B−V | 0,09 |
| Физические характеристики | |
| Масса | 230 [3] M⊙ |
| Радиус | 18,4[4] R⊙ |
| Возраст | ~1,7 млн [5] лет |
| Температура | 51 000 K |
| Светимость | 5 623 000 L⊙ |
| Часть от | R136 |
| Коды в каталогах | |
| BAT99 112, RMC 136c | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
R136c — звезда Вольфа — Райе в скоплении R136, массивном звёздном скоплении, имеющем массу около 450 000 M☉ и содержащем около 10 тыс. звёзд. Впервые R136c была зарегистрирована как отдельный объект в 1980 году[6].
Описание
[править | править код]R136c является звездой Вольфа-Райе спектрального класса WN5h, температура достигает 51 000 K. Масса звезды оценивается в 230M☉, светимость превышает солнечную в 5 млн раз. Высокая светимость создаётся в ходе термоядерных реакций CNO-цикла в горячем ядре звезды. Как и другие звёзды Вольфа-Райе, R136c испытывает потерю массы в процессе звёздного ветра, достигающего скорости более 2000 км/с; темп потери массы достигает 10−5M☉ в год[5]. Существуют свидетельства в пользу того, что данная звезда является двойной: например, наличие сильного рентгеновского излучения типично для двойных систем, звёздный ветер компонентов которой сталкивается, но второй компонент, вероятно, вносит малый вклад в общую светимость[4].
Дальнейшая эволюция
[править | править код]R136c создает настолько большое количество энергии, что должна была утратить значительную долю начальной массы, несмотря на малый возраст в несколько миллионов лет. Звезда сейчас находится на главной последовательности, в ядре происходит горение водорода, но в результате конвекции продукты термоядерных реакций выносятся на поверхность, в процессе звёздного ветра наблюдается эмиссионный спектр, характерный для звёзд на поздних стадиях эволюции[5].
Дальнейшая судьба звезды зависит от количества массы, которую звезда утратит до коллапса ядра, но, вероятно, произойдёт вспышка сверхновой. Современные модели эволюции одиночных звезд с металличностью, близкой к солнечной, предсказывают взрыв наиболее массивных звёзд как сверхновых типа Ic, но для двойных звёзд возможны различные сценарии завершения эволюции. Некоторые сверхновые могут создать гамма-всплеск, результатом эволюции останется чёрная дыра[7].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 4 Doran, E. I.; Crowther, P. A.; de Koter, A.; Evans, C. J.; McEvoy, C.; Walborn, N. R.; Bastian, N.; Bestenlehner, J. M.; Grafener, G.; Herrero, A.; Kohler, K.; Maiz Apellaniz, J.; Najarro, F.; Puls, J.; Sana, H.; Schneider, F. R. N.; Taylor, W. D.; van Loon, J. Th.; Vink, J. S. The VLT-FLAMES Tarantula Survey - XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2013. — Vol. 558. — P. A134. — doi:10.1051/0004-6361/201321824. — . — arXiv:1308.3412v1.
- ↑ Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; I. B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński et al. An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent (англ.) // Nature : journal. — 2013. — 7 March (vol. 495, no. 7439). — P. 76—79. — doi:10.1038/nature11878. — . — arXiv:1303.2063. — PMID 23467166.
- ↑ 1 2 Paul A.; Crowther; Caballero-Nieves, S. M.; Bostroem, K. A.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Walborn, N. R.; Angus, C. R.; Brott, I.; Bonanos, A.; De Koter, A.; De Mink, S. E.; Evans, C. J.; Gräfener, G.; Herrero, A.; Howarth, I. D.; Langer, N.; Lennon, D. J.; Puls, J.; Sana, H.; Vink, J. S. The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2016. — Vol. 458. — P. 624. — doi:10.1093/mnras/stw273. — . — arXiv:1603.04994.
- ↑ 1 2 Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W. -R. The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2014. — Vol. 565. — P. A27. — doi:10.1051/0004-6361/201322696. — . — arXiv:1401.5474.
- ↑ 1 2 3 Crowther, P. A.; Schnurr, O.; Hirschi, R.; Yusof, N.; Parker, R. J.; Goodwin, S. P.; Kassim, H. A. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2010. — Vol. 408, no. 2. — P. 731. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x. — . — arXiv:1007.3284.
- ↑ J. V.; Feitzinger; Schlosser, W.; Schmidt-Kaler, T.; Winkler, C. The central object R 136 in the gas nebula 30 Doradus - Structure, color, mass and excitation parameter (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1980. — Vol. 84. — P. 50. — .
- ↑ Groh, J. H.; Meynet, G.; Georgy, C.; Ekström, S. Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2013. — Vol. 558. — P. A131. — doi:10.1051/0004-6361/201321906. — . — arXiv:1308.4681.
