R136a1

R136a1 Descripción de esta imagen, también comentada a continuación Imagen infrarroja del cúmulo R136 del Very Large Telescope . R136a1 está en el centro con R136a2 cerca, R136a3 en la parte inferior derecha y R136b en la izquierda. Datos de observación
( época J2000.0 )
Ascensión recta 5 h  38 m  42.43 s
Declinación −69 ° 06 ′ 02,2 ″
Constelación Besugo
Magnitud aparente 12.23

Ubicación en la constelación: Dorade

(Ver situación en la constelación: Dorade) Dorado IAU.svg
Caracteristicas
Tipo espectral WN5h
Índice UB 1,34
Índice BV 0,03
Astrometria
Distancia 163,000  al
(49,970   pc )
Magnitud absoluta −8,09
Características físicas
Masa 315  M ☉
Rayo 28,8 - 35,4  R ☉
Gravedad superficial (log g) 4.0
Brillo 8.71x10 ^ 6  L ☉
Temperatura 53.000 - 56.000  K
Edad 300.000  a

Otras designaciones

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

R136a1 es un tipo de estrella de Wolf-Rayet ubicado en el cúmulo estelar R136 . Es la estrella más masiva y brillante conocida en el universo observable .

Con una masa de aproximadamente 315  masas solares (notación 315  M ☉ ), sería la estrella más masiva jamás observada. Antes de este descubrimiento, los astrofísicos creían que la masa estelar máxima era de 150  M ☉ .

En comparación con el Sol , el R136a1 sería entre 28,8 y 35,4 veces mayor (diámetro estimado en unos 44.089.600  km frente a 1.392.000  km ), varios millones de veces más brillante y con una temperatura en su fotosfera (superficie que produce la radiación de la estrella) diez veces mayor. ( 56.000  K contra 5.778  K de nuestra estrella).

Es miembro de R136 , un cúmulo de estrellas ubicado aproximadamente a 163.000 años  luz de distancia en la constelación Dorado , cerca del centro de la Nebulosa Tarántula , en la Gran Nube de Magallanes . La masa de la estrella fue determinada por un equipo de astrónomos dirigido por Paul Crowther en 2010.

Descubrimiento

La noticia del descubrimiento de la estrella se dio a conocer en julio 2010. Un equipo de astrónomos británicos dirigido por Paul Crowther, profesor de astrofísica de la Universidad de Sheffield, utilizó el Very Large Telescope (VLT) en Chile para estudiar dos grupos de estrellas, RNGCC 3603 y R136a. La naturaleza de R136a fue controvertida, considerándose dos posibilidades para explicar su naturaleza: un objeto supermasivo de 5000 a 8000 masas solares o un denso cúmulo de estrellas.

En 1979, el telescopio de 3,6 m de ESO se utilizó para separar el R136 en tres partes: R136a, R136b y R136c. La naturaleza exacta del R136a no estaba clara y se estaba debatiendo. En 1985, un grupo de investigadores determinó que esta era la segunda posibilidad (un cúmulo de estrellas formado por al menos 20 estrellas) mediante una técnica de interferometría de moteado digital . El equipo de Paul Crowther completó este descubrimiento identificando varias estrellas con temperaturas superficiales de alrededor de 53.000 K y cuatro estrellas con un peso de 200 a 315 masas solares en este cúmulo.

Weigelt y Beier demostraron por primera vez que R136a era un cúmulo de estrellas en 1985. Usando la técnica de interferometría moteada, se demostró que el cúmulo constaba de 8 estrellas a 1 segundo de arco en el centro del cúmulo, siendo R136a1 la más brillante.

R136a1 tiene aproximadamente 28 veces el radio del Sol (28 R ☉ / 21.000.000 km / 1⁄7 AU ), lo que corresponde a un volumen de 27.000 soles. Sus dimensiones son mucho más pequeñas que las de las estrellas más grandes: las supergigantes rojas que miden varios miles de rayos solares  R ☉ , es decir, decenas de veces más grandes que R136a1. A pesar de su gran masa y modestas dimensiones, el R136a1 tiene una densidad media de alrededor del 1% de la del sol, unos 14 kg / m 3 , es sólo 10 veces más denso que la atmósfera terrestre al nivel del mar.

Características físicas

R136a1 es una estrella Wolf-Rayet . Como otras estrellas que están cerca del límite de Eddington , ha perdido gran parte de su masa original por un viento estelar continuo. Se estima que al nacer la estrella tenía 380 masas solares y perdió alrededor de 50 masas solares  M ☉ durante los siguientes millones de años. Debido a su temperatura muy alta, aparece azul-violeta. Con una luminosidad de aproximadamente 8.710.000 luminosidades solares  L ☉ , R136a1 es la estrella más brillante conocida, emitiendo más energía en cuatro segundos que el Sol en un año. Si reemplazara al Sol en el sistema solar, eclipsaría al Sol 94.000 veces y aparecería desde la Tierra con una magnitud de -39.

R136a1 es una estrella WN5h de alta luminosidad, colocándola en la esquina superior izquierda del diagrama de Hertzsprung-Russell . Una estrella Wolf-Rayet se distingue por las líneas de emisión amplias y fuertes de su espectro.

Su brillo a una distancia de la estrella más cercana a la Tierra, Proxima Centauri , sería aproximadamente el mismo que el de la Luna Llena . La temperatura efectiva de una estrella se puede encontrar a partir de su color. Las temperaturas de 53.000 a 56.000 K se calculan utilizando diferentes modelos atmosféricos. Su velocidad de rotación no se puede medir directamente porque la fotosfera está oscurecida por un denso viento estelar. Se produce una línea de emisión NV de 2,1 µm en relación con el viento y se puede utilizar para estimar la rotación.

Las estrellas cuya masa está entre 8 y 150 masas solares terminan su "vida" en supernova , convirtiéndose en estrellas de neutrones o agujeros negros . Habiendo establecido la existencia de estrellas entre 150 y 315 masas solares, los astrónomos sospechan que tal estrella, tras su muerte, se convertirá en una hipernova , una explosión estelar con una energía total de más de 100 supernovas.

Una estrella así también puede morir prematuramente como un par de supernova inestable mucho antes de que su corazón colapse naturalmente por falta de combustible. En estrellas con más de 140 masas solares, las altas presiones y la lenta evacuación de energía a través de las gruesas capas aceleran la nucleosíntesis estelar . Dichos núcleos se enriquecen con oxígeno y se calientan lo suficiente como para emitir muchos rayos gamma por encima de 1.022  MeV . Estos rayos gamma son lo suficientemente energéticos como para producir pares de positrones / electrones , una producción favorecida por el oxígeno. El positrón se aniquila con un electrón para dar dos fotones gamma de 0,511  MeV más la energía cinética del par aniquilado. Estas producciones y aniquilaciones de pares ralentizan la evacuación de energía, calientan el corazón y aceleran la nucleosíntesis. Las reacciones se llevan hasta la explosión. Si R136a1 sufre una explosión de este tipo, no dejará un agujero negro y, en cambio, la docena de masas solares de níquel-56 producidas en su núcleo se dispersarían por todo el medio interestelar. El níquel 56, por radiactividad β , calentará e iluminará fuertemente la supernova remanente durante unos meses, convirtiéndose en hierro 56 .

Alrededores

La distancia desde R136a1 no se puede determinar directamente, pero se supone que es la misma distancia que la Gran Nube de Magallanes , alrededor de 50 kiloparsecs.

El sistema R136a en el corazón de R136 es un denso cúmulo de estrellas brillantes que contiene al menos 12 estrellas, las más importantes de las cuales son R136a1, R136a2 y R136a3 , todas las cuales son estrellas WN5h extremadamente brillantes y masivas. R136a1 está separada de R136a2, la segunda estrella más brillante del grupo, por 5000 UA . Por tanto, es un sistema binario. Para una estrella tan distante, R136a1 está relativamente libre de polvo interestelar . Hasta ahora, no se ha descubierto ningún planeta cerca de estas estrellas.

El cúmulo R136 se encuentra en la Nebulosa Tarántula , la nebulosa más grande conocida.

Para percibir el contorno de esta estrella desde la Tierra se requiere un buen aumento telescópico, ya que se encuentra en el borde de una galaxia cercana y muy dispersa, que tiene muchas nebulosas formadoras de estrellas grandes y muy activas, la Gran Nube de Magallanes .

Evolución

Capacitación

Los modelos de formación de estrellas por acreción a partir de nubes moleculares predicen un límite superior a la masa que puede alcanzar una estrella antes de que su radiación evite una mayor acumulación. R136a1 claramente excede todos estos límites, lo que ha llevado al desarrollo de nuevos modelos de acreción de una estrella que potencialmente eliminan el límite superior y el potencial de formación de estrellas masivas como resultado de fusiones estelares.

Como una sola estrella formada por acreción, las propiedades de una estrella tan masiva aún son inciertas. Los espectros sintéticos indican que nunca tendría una clase de luminosidad de secuencia principal (V), ni siquiera un espectro de tipo O normal. La fuerte luminosidad, la proximidad del límite de Eddington y el fuerte viento estelar , dan un espectro WNh tan pronto como R136a1 se vuelve visible como una estrella. El helio y el nitrógeno se mezclaron rápidamente en la superficie debido al gran núcleo convectivo y la pérdida significativa de masa. Su presencia en el viento estelar crea el espectro de emisión característico de Wolf Rayet. R136a1 habría sido ligeramente más frío que algunas estrellas de secuencia principal menos masivas. Durante la combustión de hidrógeno en el núcleo, la fracción de helio en el núcleo aumenta y la presión y temperatura del núcleo aumentan.

Esto da como resultado un aumento en el brillo, por lo que R136a1 es un poco más brillante ahora que cuando se formó originalmente. La temperatura desciende levemente, pero las capas externas de la estrella se han hinchado, provocando una pérdida de masa aún mayor.

Futuro

R136a1 se encuentra actualmente en proceso de fusionar hidrógeno en helio. A pesar de su apariencia fantasmal de Wolf-Rayet, es una estrella muy joven; los astrónomos estiman que su edad ronda los 300.000 años. El espectro de emisión es creado por un denso viento estelar causado por la luz extrema, con altos niveles de helio y nitrógeno que se mezclan desde el núcleo a la superficie por una fuerte convección. Por tanto, es una estrella en la secuencia principal. Otros modelos predicen que un núcleo tan grande producirá cantidades muy grandes de níquel-56, alimentando una hipernova .

Cualquier estrella que produzca un núcleo de carbono-oxígeno (C-O) más masivo que el máximo de una enana blanca (alrededor de 1,4 masas solares) inevitablemente experimentará un colapso del núcleo. Esto suele suceder cuando se ha producido un núcleo de hierro y la fusión ya no puede producir la energía necesaria para evitar que el núcleo colapse, aunque puede suceder en otras circunstancias.

El colapso del núcleo de hierro puede producir una supernova y, a veces, una explosión de rayos gamma . El tipo de explosión de cualquier supernova será de tipo I porque la estrella no tiene hidrógeno, de tipo Ic porque casi no tiene helio. Los núcleos de hierro particularmente masivos pueden hacer que toda la estrella colapse en un agujero negro sin una explosión visible, o una supernova poco iluminada cuando el 56 Ni radiactivo vuelve a caer sobre el agujero negro .

El remanente de una supernova de colapso del núcleo de tipo Ic es una estrella de neutrones o un agujero negro. R136a1 tiene un núcleo mucho mayor que la masa máxima de una estrella de neutrones  ; por tanto, un agujero negro es inevitable.

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Ver también

Artículos relacionados

enlaces externos