R136a3 - R136a3

R136a3
Молодой кластер R136.jpg
R136a3 - яркая звезда в правом нижнем углу от центра.
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000.0
СозвездиеДорадо
Прямое восхождение05час 38м 42.33s[1]
Склонение−69° 06′ 03.27″[1]
Видимая величина  (V)12.97[1]
Характеристики
Эволюционный этапЗвезда Вольфа – Райе
Спектральный типWN5h[2]
Астрометрия
Расстояние163,000 лы
(49,970[3] ПК )
Абсолютная величина  (MV)−7.52[4]
подробности[4]
Масса154+28
−23 M☉
Радиус27.5 р☉
Яркость4,266,000 L☉
Температура50,000±2,500 K
Возраст1.3±0.2 Myr
Прочие обозначения
RMC 136a3, BAT99  106
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

R136a3 это Звезда Вольфа – Райе в R136, массивное звездное скопление, расположенное в Дорадо. Он расположен рядом с R136a1, самая массивная и яркая из известных звезд. R136a3 сам по себе является одним из самый массовый и самый яркий звезды известны в 154 раза более массивными и в 4,26 миллиона раз более яркими, чем Солнце.

Официальное название звезды - RMC 136a3, что означает Обсерватория Рэдклиффа, Магеллановы облака, 136a3. Исследование RMC выявило светящиеся объекты в Большое Магелланово Облако и одним из самых ярких был RMC 136. Сейчас его обычно сокращают до R136, который теперь известен как чрезвычайно молодой плотный открытый кластер в основе NGC 2070 кластер в Туманность Тарантул. В конечном итоге R136 был разрешен, и самая яркая «звезда» в центре была названа R136a. Далее это было разделено на несколько компонентов, одним из которых является R136a3.

Хотя R136a3 имеет спектральный класс Вольфа-Райе, в котором преобладают интенсивные линии излучения гелия и азота, что обычно указывает на высокоразвитую звезду, потерявшую внешние слои, R136a3 на самом деле является чрезвычайно молодой звездой. Спектр также включает водородные линии, и анализ показывает, что звезда все еще на 40% состоит из водорода на поверхности. Гелий и азот в атмосфере такой молодой звезды вызваны сильной конвекцией из-за массивного ядра и интенсивной Цикл CNO сплавление, усиленное вращательным перемешиванием. Эмиссионные линии в спектре указывают на сильную потерю массы, вызванную продуктами термоядерного синтеза на поверхности, и огромную светимость.[2][5]

использованная литература

  1. ^ а б c Doran, E. I .; Crowther, P.A .; Де Котер, А .; Evans, C.J .; McEvoy, C .; и другие. (Октябрь 2013). "VLT-FLAMES Tarantula Survey. XI. Перепись горячих светящихся звезд и их отзывы в 30 Doradus". Астрономия и астрофизика. 558. A134. arXiv:1308.3412. Bibcode:2013A & A ... 558A.134D. Дои:10.1051/0004-6361/201321824.
  2. ^ а б Crowther, Paul A .; Caballero-Nieves, S.M .; Bostroem, K. A .; Maíz Apellániz, J .; Schneider, F.R.N .; и другие. (Май 2016). «Звездное скопление R136, рассеченное космическим телескопом Хаббла / STIS. I. Спектроскопический учет в дальнем ультрафиолете и происхождение He II λ1640 в молодых звездных скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 458 (1): 624–659. arXiv:1603.04994. Bibcode:2016МНРАС.458..624С. Дои:10.1093 / mnras / stw273.
  3. ^ Pietrzyński, G .; Graczyk, D .; Gieren, W .; Томпсон, И. Б .; Пилецкий, Б .; и другие. (Март 2013 г.). «Затменно-двоичное расстояние до Большого Магелланова Облака с точностью до двух процентов». Природа. 495 (7439): 76–79. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Натура 495 ... 76П. Дои:10.1038 / природа11878. PMID  23467166.
  4. ^ а б Bestenlehner, Joachim M .; Crowther, Paul A .; Caballero-Nieves, Saida M .; Schneider, Fabian R.N .; Симон-Диас, Серхио; Бренды, Сара А .; Де Котер, Алекс; Gräfener, Götz; Эрреро, Артемио; Лангер, Норберт; Леннон, Дэниел Дж .; Маис Апелланис, Хесус; Пульс, Иоахим; Винк, Джорик С. (2020). «Звездное скопление R136, рассеченное космическим телескопом Хаббла / STIS. II. Физические свойства самых массивных звезд в R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. arXiv:2009.05136. Bibcode:2020MNRAS.tmp.2627B. Дои:10.1093 / mnras / staa2801.
  5. ^ Crowther, P.A .; Schnurr, O .; Hirschi, R .; Юсоф, Н .; Паркер, Р. Дж .; и другие. (Октябрь 2010 г.). "В звездном скоплении R136 есть несколько звезд, индивидуальные массы которых значительно превышают принятые 150 M⊙ предел звездной массы ». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 408 (2): 731–751. arXiv:1007.3284. Bibcode:2010МНРАС.408..731С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x.