R136a1

R136a1

R136クラスターの近赤外線画像。R136a1 が中央にあり、そのすぐ近くにR136a2 、右下にR136a3、左にR136b があります。クレジット: ESO / VLT
観測データ エポック J2000.0      春分 J2000.0
星座	ドラド
赤経	5時間38分42.39秒[1]
偏角	−69° 06′ 02.91″ [1]
見かけの等級 （V）	12.23 [1]
特徴
進化段階	ウォルフ・ライエ星
スペクトル型	WN5h [2]
B−V色指数	0.03 [1]
天体測量
距離	163,000 光年 （49,970 [3]  pc）
絶対等級 (M V )	−8.18 [4]
詳細
質量	196+34 −27[5] マ☉
半径	42.7 [6]  R ☉
明るさ	4,677,000 [5]  L ☉
表面重力（log  g）	3.65 [6] グラフ
温度	46,000+1,250 −2,375[6] か
回転速度( v  sin  i )	160 [6]  km/s
年	1.14+0.17 −0.14[6] ミル
その他の指定
BAT99  108、RMC  136a1、HSH95 3、WO84 1b、NGC 2070  MH 498、CHH92 1、P93 954
データベース参照
シンバド	データ

R136a1（略称RMC 136a1 ）は、知られている中で最も質量が大きく明るい恒星の一つで、質量は約2 億_☉、質量は約470万L☉です_。また、最も高温の恒星の一つでもあり、質量は約1億☉です。46,000  K。これは、大マゼラン雲のタランチュラ星雲(30かじき座)にある大きな散開星団NGC 2070の星々が集中しているR136の中心にあるウォルフ・ライエ星です。この散開星団は、南天の果ての天球で、7.25 等級で双眼鏡または小型望遠鏡で見ることができます。R136a1 自体は散開星団よりも 100 倍暗く、スペックル干渉法でのみ分解できます。

1960年、プレトリアのラドクリフ天文台で研究していた天文学者のグループが、大マゼラン雲 (LMC) の明るい星の明るさとスペクトルを系統的に測定した。カタログに載った天体の中には、タランチュラ星雲の中心の「星」であるRMC 136 (ラドクリフ天文台マゼラン雲カタログ番号 136)があり、観測者はこれがおそらく多重星系であると結論付けた。その後の観測で、R136 はH II 領域として知られる巨大なイオン化星間水素領域の中央に位置し、観測された星のすぐ近くで激しい星形成の中心であることが判明した。 ^[7]

1979年、ESOの3.6m望遠鏡を使用して、R136を3つの要素、R136a、R136b、R136cに分解しました。^[8] R136aの正確な性質は不明であり、激しい議論の対象でした。中心領域の明るさは、クラスターの中心の0.5パーセク以内に100個もの高温のO型星が必要であると推定され、太陽の3,000倍の質量を持つ星の方がより可能性の高い説明であるという推測につながりました。^[9]

R136aが星団であることの最初の証明は、1985年にワイゲルトとバイエルによってなされました。スペックル干渉法を用いて、R136aは星団の中心で1秒角以内に8つの星で構成されており、R136a1が最も明るいことが示されました。^[10]

R136aの性質に関する最終的な確認は、ハッブル宇宙望遠鏡の打ち上げ後になされた。その広視野惑星カメラ（WFPC）は、R136aを少なくとも12の構成要素に分解し、R136には200を超える高輝度の恒星が含まれていることを示しました。^[11] より進歩したWFPC2により、R136aから0.5パーセク以内の46の大質量高輝度恒星と、4.7パーセクの半径内の3,000を超える恒星の研究が可能になりました。^[12]

夜空では、R136は大マゼラン雲のタランチュラ星雲に含まれるNGC 2070銀河団の中心にある10等級の天体として現れます。^[13] 1979年にR136aをR136の構成要素として検出するには3.6メートルの望遠鏡が必要でした。^{[8] R136aを分解してR136a1を検出するには、宇宙望遠鏡または}適応光学やスペックル干渉法などの高度な技術が必要です。^[10]

大マゼラン雲は南緯20度より南では周極星であり、天候や光害が許せば、一年中毎晩（少なくとも部分的に）一晩中見ることができる。北半球では、大マゼラン雲は北緯20度より南で見ることができる。これには北米（メキシコ南部を除く）、ヨーロッパ、北アフリカ、北アジアは含まれない。^[14]

R136の中心にあるR136a系は、少なくとも12個の恒星を含む高密度の明るい星の集まりであり、^[11]最も目立つのはR136a1、R136a2、R136a3で、いずれも非常に明るく大質量のWN5h恒星です。R136a1は、星団内で2番目に明るい恒星であるR136a2から5,000 AU離れています。^[15]

R136は、地球から約157,000光年離れた大マゼラン雲にあり、銀河の南東の角、タランチュラ星雲（別名30ドラダス）の中心に位置しています。R136自体は、はるかに大きなNGC 2070 散開星団の中心凝縮にすぎません。^{[16] R136a1は、このような遠方の星としては、}星間塵によって 比較的遮られていません。赤化により、視覚的な明るさは約1.8等級減少しますが、近赤外線では約0.22等級に過ぎません。^[15]

R136a1までの距離は直接決定することはできませんが、大マゼラン雲と同じ距離、約50キロパーセク^[17]または163,000光年にあると推定されています。

R136a1の連星系の可能性は解明されているが、偶然の配置である可能性も25%ある。^[5]

チャンドラX線観測衛星によってR136からのX線放射が検出されました。R136aとR136cは両方とも明確に検出されましたが、R136aは分離できませんでした。^[18] 別の研究では、R136a1/2ペアをR136a3から分離しました。R136a1/2は比較的柔らかいX線を示し、衝突する風連星を示すものではないと考えられていました。^[19]

質量の等しい2つの恒星が近い軌道を回っている場合、急速なドップラー 視線速度の変化が予想されるが、R136a1のスペクトルではこれは見られなかった。軌道傾斜角が大きい、より遠い連星である、または2つの遠い恒星が偶然一列に並んでいる可能性は完全には排除できないが、可能性は低いと考えられている。非常に不均衡な連星成分が存在する可能性はあるが、R136a1の特性のモデル化には影響しない。^[15]

R136a1 は高輝度の WN5h 星で、ヘルツシュプルング・ラッセル図の左上隅に位置する。ウォルフ・ライエ星は、スペクトル内の強くて幅広い輝線によって区別される。これには、イオン化した窒素、ヘリウム、炭素、酸素、および時折シリコンが含まれるが、水素の 線は通常弱いか存在しない。WN5 星は、イオン化したヘリウムの放射が中性ヘリウムの放射よりもかなり強く、N III、N IV、および N Vからの放射強度がほぼ等しいことに基づいて分類される。スペクトル型の「h」は、スペクトル内で水素の放射が顕著であることを示し、水素は質量で表面存在比の 40% を占めると計算されている。^[2]

WNh型星は、中心核で水素を燃焼し続けている大質量の明るい星です。発光スペクトルは強力で高密度の恒星風によって生成され、ヘリウムと窒素のレベルの増加はCNOサイクル生成物が表面で対流混合することによって生じます。 ^[20]

2024年時点での現在の推定では、R136a1の質量は約197  M _☉とされている。より高く、より厳密でない推定値も存在し、例えば、  LTEラインブランケットのないCMFGEN ^{[21]モデル大気を使用した}HST可視スペクトルから発見された進化的質量は215 M _☉である。R136a1は、約100万年間輝いた後、最初は高速で回転する251  M _☉の星で、LMC金属量を持つと予想される特性とほぼ一致している。 ^[4]

紫外線分光法を用いた以前の解析では、現在の質量が315  M ☉ 、初期質量が325 M ☉である こと_が判明 し_ました。^[22]同様の解析では、PoWR（ポツダム・ウルフ・ライエ）大気モデル[23]と光学スペクトル、紫外線スペクトル、質量-光度関係[24]を用いて_、^単一の星^を仮定し、現在の質量が256 M ☉であることがわかりました。[ ^2]

R136a1は、速度が100万キロに達する恒星風によって、極端な質量損失を受けています。2,600 ± 150 km/s。これは、非常に高温の光球からの強力な電磁放射が、重力が保持できる以上の強さで物質を表面から遠ざけるために発生します。^[15]質量損失は、表面重力が低く、光球内の重元素レベルが高い高輝度星で最大になります。R136a1は1.6 × 10 ⁻⁴  M _☉ (太陽が失うエネルギーの10億倍以上（3.21 × 1018kg  /s ）^を毎年放出しており、 形成以来約35M☉_{を失っていると予想されている。} ^[4]

R136a1は、約4,677,000  L☉で_、知られている中で最も明るい恒星の1つであり、太陽が1年間に放射するよりも多くのエネルギーを4秒間に放射します。2010年から2020年にかけて、この恒星は知られている中で最も質量が大きく、最も明るい恒星として認識されていました。^[25]この恒星が太陽系で太陽に取って代わった場合、この恒星は太陽の164,000倍明るくなり（M _V = -8.2）、地球からは-40等級で見えるでしょう。10パーセクの距離での明るさ（絶対視等級）は-8.18となり、地球から見た金星の明るさより3等級明るくなります。地球に最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリ（1パーセク強）の距離での明るさは、満月とほぼ同じになります。

R136a1は、 30 Doradus領域全体の電離フラックスの約7％を供給しており、これは70 O7主系列星に匹敵する。R136a2 、a3、cとともに、R136クラスター全体のライマン連続放射の43〜46％を生成している。^[15]

大質量星はエディントン限界に近い光度にある。エディントン限界とは、星の表面で外向きに働く放射圧が、星を内側に引っ張る重力の力と等しくなる光度である。エディントン限界を超えると、星は大量のエネルギーを生成し、外層が急速に剥がれ落ちる。これにより、星が長期間にわたって高光度で輝くことが事実上制限される。^[26] 古典的なエディントン光度限界は、静水圧平衡にないR136a1などの星には適用できず、実際の星の場合、その計算は極めて複雑である。経験的なハンフリー・デイビッドソン限界は、観測された星の光度限界として特定されているが^{[27] [28]}、最近のモデルは、大質量星に適用できる有用な理論的エディントン限界を計算しようと試みている。^[24] R136a1は現在、エディントン光度の約70%である。^[15]

R136a1の表面温度は約46,000  K （45,700 °C、82,300 °F）で、太陽の8倍の温度であり、極端紫外線のピーク放射がある。^[4]

R136a1のB-V指数は約0.03で、これはF型星の典型的な色です。HST WFPC2 の「U-V」色 336 nmと555 nmフィルターの_B–Vは−1.28で、非常に高温の星であることを示しています。^[12]黒体に対する異なる色指数のこの変動は、星間塵が赤化と減光を引き起こす結果です。赤化（E B–V ）は、視覚的減光のレベル（A _V）を推定するために使用できます。E _B–V値は0.29〜0.37と測定されていますが、 0.1インチ離れたR136a2などの近隣の星からの汚染によりかなりの不確実性があり、A _Vは約1.80、赤化除去B–V（B–V ₀）は−0.30になります。^{[2] [15]}

恒星の有効温度は色から概算できるが、これはあまり正確ではなく、温度を導き出すには大気モデルへのスペクトルフィッティングが必要である。さまざまな大気モデルを用いた場合、R136a1の温度は53,000～56,000 Kであることがわかった。古いモデルでは、約45,000 Kで、したがって光度は劇的に低下します。^[25] 星の極端な温度により、そのピーク放射は約50 nmで、放射のほぼ 99% が可視範囲外に放出されます (約 -5 のボロメータ補正)。

R136a1は太陽の半径の40倍以上（42.7  R _☉ ; 29,700,000  km ; 1 ⁄ 7  au）であり、これは太陽の約80,000倍の体積に相当します。^[4]

R136a1 には、地球や太陽のようにはっきりとした可視表面がありません。恒星の静水圧本体は、外側に向かって加速される濃い大気に囲まれています。この風の中の任意の点が半径を測定する表面として定義され、著者によって定義が異なる場合があります。たとえば、ロスランド光学的厚さの 2/3 は可視表面にほぼ相当しますが、ロスランド深度 20 または 100 は物理的な光球により近い値になります。恒星の温度は通常、同じ深さで引用されるため、半径と温度は光度に対応します。^{[2] [15]}

R136a1 の大きさは、最も大きな恒星よりもはるかに小さい。赤色超巨星はR _{☉ が}数百から 1,000 を超え 、R136a1 の数十倍の大きさである。質量が大きく大きさが控えめであるにもかかわらず、R136a1 の平均密度は太陽の 1% 未満である。約 5 kg / m ³で、海面における地球の大気の約 4 倍の密度であり、水の密度の 100 分の 1 未満である。

R136a1 の回転速度は、光球が密な恒星風に隠されており、回転ドップラー広がりの測定に使用される光球吸収線がスペクトルに存在しないため、直接測定することはできない。2.1 μm の_V輝線は風の比較的深いところで生成され、回転を推定するために使用できる。R136a1 では、その半値幅は約15 Åであり、低速または非回転の恒星であることを示すが、極が地球に面するように配置されている可能性もある。R136a2 と a3 は高速で回転しており、R136a1 に最も近い進化モデルは、約 175 万年後も赤道速度約 200 km/s で回転し続けている恒星と一致している。^[15]

R136a1は現在、中心核の高温によるCNOサイクルによって主に水素をヘリウムに融合している。ウォルフ・ライエスペクトルの外観にもかかわらず、この星は100万歳を少し超えた若い星である。発光スペクトルは、極度の明るさによって引き起こされる高密度の恒星風によって生成され、ヘリウムと窒素のレベルが高まって、中心核から表面にかけて強い対流によって混合されている。実質的にはWR型の主系列星である。^[20] 星の90%以上が対流性で、表面には小さな非対流層がある。^[29]

分子雲からの集積による星形成モデルは、星の放射がそれ以上の集積を妨げる前に星が到達できる質量の上限を予測している。最も単純な金属量I種族での集積モデルでは、40 M _☉という低い限界が予測されている が、より複雑な理論では数倍高い質量も許容されている。^[30]約150 M _☉ という経験的限界が 広く受け入れられている。^[31] R136a1は明らかにこれらすべての限界を超えており、上限を排除する可能性のある新しい単一星集積モデルの開発につながっている。 ^[32]そして恒星の合体による大質量星形成の可能性もある。^{[33] [34]}

集積によって形成された単一の恒星であるため、このような大質量の恒星の特性はまだ不明である。合成スペクトルは、この恒星が主系列光度クラス (V) を持つことはなく、通常の O 型スペクトルでさえないことを示している。高光度、エディントン限界への近さ、そして強い恒星風は、R136a1 が恒星として見えるようになるとすぐに、If* または WNh スペクトルを生成する可能性が高い。ヘリウムと窒素は、大きな対流核と高い質量損失のために表面に急速に混合され、恒星風に存在することで、特徴的なウォルフ・ライエ放射スペクトルを生成する。^{[15]非常に高い質量での ZAMS はより低い温度に戻り、LMC 金属量では、150～200} M _☉の恒星の最大温度は 56,000 K 程度になると予測されている ため、R136a1 は、より質量の小さい主系列の恒星より​​もわずかに低温であったと考えられる。^[29]

中心核の水素燃焼中、中心核のヘリウム分率が増加し、ビリアル定理によれば中心核の圧力と温度が上昇する。^[35]これにより光度が増加し、R136a1は最初に形成されたときよりもいくらか明るくなっている。温度はわずかに低下するが、星の外層が膨張し、質量損失がさらに大きくなる。^[15]

R136a1 の将来の発展は不確実であり、予測を裏付ける比較対象となる恒星はない。大質量星の進化は、失うことができる質量の量に大きく依存し、さまざまなモデルがさまざまな結果を示しており、そのいずれも観測結果と完全には一致していない。WNh 星は、中心核の水素が枯渇し始めるとLBVに発展すると考えられている。これは、太陽に近い金属量の星が水素を含まないウォルフ・ライエ星に遷移することを可能にする、質量極端に減少する重要な段階である。 ^[20]非常に大きな対流核、高い金属量、または追加の回転混合により、中心核から表面にかけて十分に強い混合が行われる恒星は、LBV 段階をスキップして、水素が豊富な WNh 段階から水素が乏しい WN 段階に直接進化する可能性がある。^[36]水素の融合は 200 万年強続き、最終的な星の質量は 70～80  M _☉になると予想されている。^[29] LMCの金属量を持つ単一の恒星は、たとえ非常に速く回転し始めたとしても、水素燃焼の終わりまでにほぼゼロ回転に減速されます。^[37]

中心核のヘリウム核融合が始まると、大気中に残っていた水素は急速に失われ、R136a1は急速に収縮して水素のないWNE星となり、明るさは減少します。この時点でのウォルフ・ライエ星は主にヘリウムでできており、ゼロ年齢ヘリウム主系列（He-ZAMS）上にあります。これは水素燃焼主系列と類似しており、平行していますが、温度はより高温です。^[29]

ヘリウム燃焼中、炭素と酸素が核に蓄積し、大量の質量損失が続く。これは最終的にWCスペクトルの発達につながるが、LMC金属量では、星はヘリウム燃焼段階のほとんどをWNスペクトルで過ごすと予想される。ヘリウム燃焼の終わりに向かって、核温度の上昇と質量損失により、光度と温度の両方が増加し、スペクトル型はWOになる。ヘリウムの核融合には数十万年かかるが、より重い元素の燃焼の最終段階は数千年しかかからない。^{[37] [38] R136a1は最終的に50} M _☉を少し超える程度に縮小し 、核の周囲に残るヘリウムはわずか0.5  M _☉になる。^[37]

白色矮星の最大質量（約 1.4 M _☉）よりも重い炭素酸素（C–O）核を生成する恒星は、 必ず核の崩壊を起こします。これは通常、鉄の核が生成され、核の崩壊を防ぐのに必要なエネルギーを核融合で生成できなくなった場合に起こりますが、他の状況でも起こることがあります。

約 64 M _☉から 133  M _☉の間の AC-O コアは 非常に高温になるため、ガンマ放射線によって電子-陽電子対が自発的に生成され、コアのエネルギーが突然失われて対不安定性超新星(PISN) として崩壊します。これは対生成超新星 (PCSN) と呼ばれることもあります。PISN は通常、C-O コアのサイズを 64 M _☉未満に保つのに十分な質量を失わない、非常に低金属量の星でのみ生成されます 。これは非常に重い星の LMC 金属量でも発生する可能性がありますが、R136a1 の予測される C-O コアのサイズは 50  M _☉未満であるため、PISN が発生する可能性は低いです。^[37]

鉄の核の崩壊は超新星爆発を引き起こし、時にはガンマ線バースト（GRB）を引き起こす。どの超新星爆発のタイプも、恒星に水素がないのでタイプI、ヘリウムがほとんどないのでタイプIcとなる。 ^[37]特に巨大な鉄の核は、目に見える爆発を伴わずに恒星全体をブラックホールに崩壊させるか、放射性ニッケル⁵⁶が​​ブラックホールに落ちて亜光度超新星となる可能性がある。 ^[39]

Ic型超新星は、恒星が自転していて適切な質量を持っている場合、GRBを発生させる可能性があります。R136a1は、中心核の崩壊よりずっと前にほぼすべての自転を失うと予想されるため、GRBが発生する可能性は低いです。^[37]

Ic型コア崩壊型超新星の残骸は、前駆コアの質量に応じて中性子星かブラックホールのいずれかになります。R136a1のような質量の星の場合、残骸は中性子星ではなくブラックホールになる可能性が非常に高くなります。^[38]

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