Прејди на содржината

R136a1

Од Википедија — слободната енциклопедија
R136a1

Блиско инфрацрвена слика на кластерот R136. R136a1 е во средината со R136a2, R136a3 подолу десно и R136b лево.
Автор: ЕЈО/МГТ
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Златна Рипка
Ректасцензија 5ч 38м &1000000000000423900000042,39с[1]
Деклинација −69° 06′ &1000000000000029100000002,91″[1]
Прив. величина (V) 12.23[1]
Особености
Развојна фаза Волф-Рајеова ѕвезда
Спектрален тип WN5h[2]
B−V Боен показател 0.03[1]
Астрометрија
Оддалеченост163,000 сг
(49,970[3] пс)
Апсолутна величина (MV)−8.18[4]
Податоци
Маса196+34
27[5] M☉
Полупречник42.7[6] R☉
Површ. грав. (log g)3.65[6]
Сјајност4,677,000[5] L☉
Температура46,000+1,250
2,375[6] K
Вртежна брзина (v sin i)160[6] км/с
Други ознаки
BAT99 108, RMC 136a1, HSH95 3, WO84 1b, NGC 2070 MH 498, CHH92 1, P93 954
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

R136a1 (кратенка од RMC 136a1) — една од најмасивните и најсјајните познати ѕвезди, на речиси 200 M☉ и речиси 4,7 милиони L☉, а исто така е една од најжешките, со околу 46,000 келвини. Та е Волф-Рајеова ѕвезда во средината на R136, средна концентрација на ѕвезди од големото расеано јато NGC 2070 во маглината Тарантула (30 Златна Рипка) во Големиот Магеланов Облак. Јатото може да се види на далечната јужна небесна полутопка со двоглед или мал телескоп, со величина од 7,25. Самата R136a1 е 100 пати послаба од кластерот и може да се види само со помош на интерферометрија на точки.

Откритие

[уреди | уреди извор]
Зумирање од маглината Тарантула до кластерот R136, со R136a1/2/3

Во 1960 година, група астрономи кои работеле во Редклифовата опсерваторија во Преторија направиле систематски мерења на осветленоста и спектрите на светлите ѕвезди во Големиот Магеланов Облак (ГМО). Меѓу објектите кои биле каталогизирани биле и RMC 136 (Редклифова опсерваторија, каталог на Магеланов облак број 136), средната „ѕвезда“ на маглината Тарантула, за која набљудувачите заклучиле дека веројатно претставува повеќекратен ѕвезден систем. Последователните набљудувања покажале дека R136 се наоѓа во средината на џиновскиот подрачје на јонизиран меѓуѕвезден водород, познат како H II-подрачје, кој бил центар на интензивно формирање на ѕвезди во непосредна близина на набљудуваните ѕвезди.[7]

Во 1979 година, телескопит ESO 3.6<span typeof="mw:Entity" id="mwRg"> </span>m бил искористен за разделување на R136 во три компоненти; R136a, R136b и R136c.[8] Точната природа на R136a била непозната и останала и предмет на интензивна расправа. Проценките дека за осветленоста на средниот регион ќе бидат потребни дури 100 жешки ѕвезди од О класа во рок од половина парсек во средината на јатото довеле до шпекулации дека поверојатното објаснување е ѕвезда со маса 3.000 пати поголема од Сонцето.[9]

Првата демонстрација дека R136a е ѕвездено јато била дадена од Вајгелт и Бејер во 1985 година. Користејќи ја техниката на интерферометрија на дамки, се покажало дека R136a е составен од 8 ѕвезди во рок од 1 лачна секунда во средината на јатото, а R136a1 е најсветлата.[10]

Конечната потврда за природата на R136a дошла по лансирањето на вселенскиот телескоп Хабл. Неговата планетарна камера го разрешила R136a во најмалку 12 компоненти и покажала дека R136 содржи над 200 многу светли ѕвезди.[11] Понапредниот WFPC2 овозможил проучување на 46 масивни светлечки ѕвезди во рамките на половина парсеци од R136a и над 3.000 ѕвезди во полупречник од 4,7 парсеци.[12]

Видливост

[уреди | уреди извор]
Небесна местоположба од R136a1 гледана од Аргентина

На ноќното небо, R136 се појавува како објект со 10-та светлинска величина во јадрото на јатото NGC 2070 вградено во маглината Тарантула во Големиот Магеланов Облак.[13] Бил потребен 3.6 метарскиот телескоп за откривање на R136a како компонента на R136 во 1979 година, и решавањето на R136a за откривање на R136a1 бара вселенски телескоп или софистицирани техники како што се адаптивна оптика или интерферометрија на дамки.

Јужно од околу 20. јужен напоредник, Големиот Магеланов Облак е кружен, што значи дека може да се гледа (барем делумно) цела ноќ и секоја ноќ во годината, доколку времето и светлосното загадување го дозволуваат тоа. На северната полутопка, може да биде видлива јужно од 20. северен напоредник. Ова ја исклучува Северна Америка (освен јужно Мексико), Европа, северна Африка и северна Азија.[14]

Околина

[уреди | уреди извор]

Системот R136a во јадрото на R136 претставува густ прозрачен јазол од ѕвезди што содржи најмалку 12 ѕвезди, најистакнатите се R136a1, R136a2 и R136a3, од кои сите се екстремно светли и масивни ѕвезди WN5h. R136a1 е одвоена од R136a2, втората најсветла ѕвезда во јатото, со 5.000 АЕ.[15]

R136 се наоѓа на приближно 157.000 светлосни години од Земјата во Големиот Магеланов Облак, позициониран на југоисточниот агол на галаксијата во средината на маглината Тарантула, позната и како 30 Златна Рипка. Самата R136 е само централната кондензација на многу поголемото расеано јато NGC 2070.[16] За таква далечна ѕвезда, R136a1 е релативно неприкриена од меѓуѕвездената прашина. Црвенилото предизвикува визуелната осветленост да се намали за околу 1,8 величини, но само околу 0,22 величини во блиската инфрацрвена светлина.

Растојание

[уреди | уреди извор]

Растојанието до R136a1 не може директно да се одреди, но се претпоставува дека е на исто растојание како и Големиот Магеланов Облак на околу 50 килопарсеци [17] или 163.000 светлосни години.

Својства

[уреди | уреди извор]
Најостра слика досега на R136a1, веднаш во центарот на оваа слика, решавајќи близок придружник

Двоѕвезда

[уреди | уреди извор]

Емисијата на Х-зраци била откриена од R136 со помош на опсерваторијата за рендгенски зраци Чандра. R136a и R136c биле јасно откриени, но R136a не можела да се забележи.[18] Друго набљудување го одвоил парот R136a1/2 од R136a3. R136a1/2 покажал релативно меки рендгенски зраци за кои не се сметало дека укажуваат на двоен судир на ветрови.[19]

Брзите доплерови радијални варијации на брзината би се очекувале од пар ѕвезди со еднаква маса во блиска орбита, но тоа не било забележано во спектарот R136a1. Не може целосно да се исклучи високата орбитална наклонетост, подалечната бинарност или случајното порамнување на две далечни ѕвезди, но се смета дека е малку веројатна. Можни се многу нееднакви бинарни компоненти, но нема да влијаат на моделирањето на својствата на R136a1.

Класификација

[уреди | уреди извор]
Споредба на ѕвезди од главната низа

R136a1 е ѕвезда WN5h со висока сјајност, што ја поставува на крајниот горен лев агол на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Волф-Рајеовата ѕвезда се одликува со силните, широки емисиони линии во нејзиниот спектар. Ова вклучува јонизиран азот, хелиум, јаглерод, кислород и повремено силициум, но со водородни линии обично слаби или отсутни. Ѕвездата WN5 е класифицирана врз основа на јонизираната емисија на хелиум што е значително посилна од линиите на неутрален хелиум и има приближно еднаква јачина на емисија од N III, N IV и N V. „h“ во спектралниот тип укажува на значајна емисија на водород во спектарот, а водородот се пресметува дека сочинува 40% од изобилството на површината по маса.

Ѕвездите WNh како класа се масивни светлечки ѕвезди кои сè уште горат водород во нивните јадра. Спектарот на емисија се произведува во моќен густ ѕвезден ветер, а зголемените нивоа на хелиум и азот произлегуваат од конвекционално мешање на производи од јаглеродно-азотно-кислородниот циклус на површината.[20]

Маса

[уреди | уреди извор]

Тековните проценки, од 2024 година, ја ставаат масата на R136a1 на околу 197 M☉. Постојат повисоки, помалку крути проценки, како што е еволутивната маса од 215 M☉ пронајдена од визуелните спектри на Хабл со користење на атмосфера на модел CMFGEN [21] со термодинамичка рамнотежа. R136a1 тесно се совпаѓа со очекуваните својства за ротирачката 251 M☉ ѕвезда со металичност.

Претходната анализа со помош на ултравиолетова спектроскопија открила сегашна маса од 315 M☉ и почетна маса од 325 M☉.[22] Тековна маса од 256 M☉ е пронајдена во слична анализа користејќи PoWR (Потсдам Волф-Раје) атмосферски модели [23] со оптички и ултравиолетови спектри и релацијамаса-светлина,[24] претпоставувајќи една ѕвезда.

R136a1 претрпува екстремна загуба на маса преку ѕвезден ветер кој достигнува брзина од 2,600 ± 150 км/сек. Ова е предизвикано од интензивното електромагнетно зрачење од многу жешката фотосфера што го забрзува материјалот од површината посилно отколку што гравитацијата може да го задржи. Загубата на масата е најголема за ѕвездите со висока осветленост со мала површинска гравитација и зголемени нивоа на тешки елементи во фотосферата. R136a1 губи 1,6⋅10−4 M☉ (3,21) годишно, преку милијарда пати повеќе отколку што губи Сонцето, и се очекува да фрли околу 35 M☉ од нејзиното формирање.

Светлост

[уреди | уреди извор]
Од лево кон десно: црвено џуџе, Сонцето, ѕвезда од главната низа од типот В и R136a1

На околу 4,677,000 L☉, R136a1 е една од познатите најсјајните ѕвезди, која зрачи повеќе енергија за четири секунди отколку Сонцето за една година. Од 2010 до 2020 година била признаена или позната како најмасивна и најсветла позната ѕвезда.[25] Доколку го замени Сонцето во Сончевиот Систем, ќе го надмине Сонцето за 164.000 пати (M V = -8,2) и ќе се појави од Земјата со светлинска величина -40. Нејзината светлина на растојание од 10 парсеци, апсолутната визуелна величина, би била −8,18, три светлински величини посветла отколку што Венера некогаш се појавува од Земјата. Нејзината светлина на растојание од најблиската ѕвезда до Земјата, Проксима Кентаур (нешто повеќе од парсек), би била приближно иста како и полната месечина.

R136a1 подржува залихи од 7% од јонизирачкиот ��лукс на целиот регион 30 Златна Рипка, дури 70 ѕвезди од главната низа О7. Заедно со R136a2, a3 и c, таа произведува 43-46% од лајманови континуум зрачење на целиот кластер R136.

Масивните ѕвезди лежат блиску до границата на Едингтон, сјајноста со која притисокот на зрачењето што дејствува нанадвор на површината на ѕвездата е еднаков на силата на гравитацијата на ѕвездата што ја влече навнатре. Над границата на Едингтон, ѕвездата генерира толку многу енергија што нејзините надворешни слоеви бргу се исфрлаат. Ова ефикасно ги ограничува ѕвездите да сјаат со поголема сјајност на долги периоди.[26] Класичната граница на Едингтоновата сјајност не е применлива за ѕвезди како R136a1 кои не се во хидростатичка рамнотежа, а нејзината пресметка е исклучително сложена за вистинските ѕвезди. Емпириската граница на Хемфри-Дејвидсон е идентификувана како граница на сјајност за набљудуваните ѕвезди,[27][28] но неодамнешните модели се обиделе да пресметаат корисни теоретски Едингтонови граници применливи за масивни ѕвезди. R136a1 моментално е околу 70% од нејзината Едингтонова сјајност.

Температура

[уреди | уреди извор]
Боја на црно тело од 46.000 К

R136a1 има површинска температура од околу 46,000 K (45,700 °C; 82,300 °F), осум пати потопла од Сонцето и со врвно зрачење во екстремно ултравиолетово зрачење.

R136a1 има Боен показател од околу 0,03, што е типична боја за ѕвезда од типот F. Бојата „U–V“ од Хабл WFPC2 336 и 555 филтрите е −1,28, што повеќе укажува на екстремно жешка ѕвезда. Оваа варијација на различни индекси на бои во однос на црното тело е резултат на меѓуѕвездената прашина што предизвикува црвенило и изумирање. Црвенилото (E B–V) може да се користи за да се процени нивото на визуелно изумирање (AV). Измерени се вредностите на EB-V од 0,29-0,37, со значителна несигурност поради контаминација од блиски соседи како што е R136a2 на 0,1" оддалеченост, што доведува до AV околу 1,80 и де-црвени B-V (B-V0 ) на −0,30.

Делотворната температура на ѕвездата може да се приближи според бојата, но тоа не е многу точно и спектрално приспособување на атмосферскиот модел е неопходно за да се изведе температурата. Температурите од 53.000–56.000 K биле пронајдени за R136a1 со користење на различни атмосферски модели. Постарите модели продуцирале температури околу 45,000 келвини и оттука драматично помали сјајности. Делотворната температура на ѕвездата предизвикува нејзиното големо зрачење да биде околу 50 nm и скоро 99% од зрачењето што треба да се емитува надвор од визуелниот опсег (болометриска корекција околу -5).

Големина

[уреди | уреди извор]
Споредба на големината помеѓу R136a1 и Сонцето

R136a1 е над четириесет пати поголем од полупречникот на Сонцето (42.7 R☉; 29,700,000 km; 1⁄7 au) што одговара на волумен речиси 80.000 пати поголем од Сонцето.

R136a1 нема добро дефинирана видлива површина како Земјата или Сонцето. Хидростатското главно тело на ѕвездата е опкружено со густа атмосфера која се забрзува нанадвор во ѕвездениот ветер. Произволна точка во овој ветер се дефинира како површина за мерење на полупречникот, а различни автори може да користат различни дефиниции. На пример, оптичката длабочина на Роселанд од 2/3 одговара приближно на видлива површина, додека длабочината на Роселанд од 20 или 100 поблиску одговара на физичката фотосфера. Температурите на ѕвездите обично се цитирани на иста длабочина, така што полупречникот и температурата одговараат на сјајноста.

Димензиите на R136a1 се далеку помали од најголемите ѕвезди: црвените суперџинови се неколку стотици до над илјада R☉, десетици пати поголеми од R136a1. И покрај големата маса и скромните димензии, R136a1 има просечна густина помала од 1% од Сонцето. Со околу 5 kg/m3, таа е околу 4 пати погуста од атмосферата на Земјата на морско ниво; алтернативно, помалку од една стотинка од густината на водата.

Вртење

[уреди | уреди извор]

Стапката на вртење на R136a1 не може директно да се измери бидејќи фотосферата е скриена од густиот ѕвезден ветер и фотосферските линии на апсорпција што се користат за мерење на ротационото доплер проширување не се присутни во спектарот. Емисиона линија AN V на 2.1 μm се произведува релативно длабоко на ветрот и може да се користи за проценка на вртењето. Во R136a1 има FWHM од околу 15 Å, што укажува на бавна или неротирачка ѕвезда, иако може да биде порамнета со нејзиниот пол свртен кон Земјата. R136a2 и a3 ротираат брзо и најблиските еволутивни модели за R136a1 се совпаѓаат со ѕвезда која сè уште ротира со екваторијална брзина од c. 200 км/сек по  1,75 Мир.

Еволуција

[уреди | уреди извор]

Моментална состојба

[уреди | уреди извор]

R136a1 моментално спојува водород со хелиум, претежно со јаглеродно-азотно-кислородниот циклус поради високите температури во јадрото. И покрај спектралниот изглед на Волф-Рајеова ѕвезда, таа е млада ѕвезда, стара нешто повеќе од милион години. Спектарот на емисија е создаден од густ ѕвезден ветер предизвикан од екстремната сјајност, при што зголемените нивоа на хелиум и азот се мешаат од јадрото до површината со силна конвекција. Ефективно е ѕвезда од главната низа од типот WR. Над 90% од ѕвездата е конвективна, со мал неконвективен слој на површината.[29]

Развој

[уреди | уреди извор]
Јатото R136 во масивен регион за формирање на ѕвезди во ГМО

Моделите на формирање на ѕвезди со насобирање од молекуларни облаци предвидуваат горната граница на масата што ѕвездата може да ја постигне пред нејзиното зрачење да спречи понатамошно собирање. Наједноставните модели на насобирање кај металичното население I предвидуваат граница до 40 M☉, но посложените теории дозволуваат маси неколку пати повисоки.[30] Емпириска граница од околу 150 M☉, станувајќи широко прифатена.[31] R136a1 јасно ги надминува сите овие граници, што доведува до развој на нови модели на насобирање на единечна ѕвезда што потенцијално ја отстранува горната граница,[32] и потенцијалот за масивно формирање на ѕвезди со спојување на ѕвездите.[33][34]

Како единечна ѕвезда формирана од насобирање, својствата на таквата масивна ѕвезда сè уште се непознати. Синтетичките спектри покажуваат дека никогаш нема да има класа на осветленост на главната низа (V), па дури и нормален спектар од типот О. Високата осветленост, близината до Едингтоновата граница и силниот ѕвезден ветер, најверојатно ќе создадат спектар If* или WNh штом R136a1 стане видлива како ѕвезда. Хелиумот и азотот брзо се мешаат на површината поради големото конвективно јадро и големата загуба на маса, а нивното присуство во ѕвездениот ветер го создава карактеристичниот емисиоен спектар на Волф-Раје. ZAMS при многу високи маси се криви назад до пониски температури, а при ГМО металичност максималната температура се предвидува да биде околу 56.000 K за 150–200 M☉, така што R136a1 би бил малку поладен од некои помалку масивни ѕвезди од главната низа.

За време на согорувањето на водородот на јадрото, хелиумската фракција во јадрото се зголемува и според виријалната теорема ќе се зголемат притисокот и температурата во јадрото.[35] Ова доведува до зголемување на осветленоста, така што R136a1 е нешто посјајна денес отколку кога првпат се формирала. Температурата малку се намалува, но надворешните слоеви на ѕвездата се надуени, предизвикувајќи уште поголема загуба на маса.

Иднина

[уреди | уреди извор]

Идниот развој на R136a1 е неизвесен и нема споредливи ѕвезди кои би ги потврдиле предвидувањата. Еволуцијата на масивните ѕвезди критично зависи од количината на маса што можат да ја изгубат, а различни модели даваат различни резултати, од кои ниту една целосно не одговара на набљудувањата. Се смета дека Волф-Рајеовите ѕвезди се развиваат во променлива сјајно сина ѕвезда (ПСЅ), бидејќи водородот во јадрото почнува да се исцрпува. Ова е важна фаза на екстремно губење на масата која овозможува ѕвезда, при речиси сончева металичност, да премине во ѕвезда без водород. Ѕвездите со доволно силно мешање од јадрото до површината, поради многу големото конвективно јадро, високата металичност или дополнителното ротациско мешање, може да ја прескокнат ПСЅ фазата и да еволуираат директно од фазата Волф-Раје богата со водород во фазата WN сиромашна со водород .[36] Водородната фузија трае нешто повеќе од два милиони години, а масата на ѕвездата на крајот се очекува да биде 70–80 M☉. Една ѕвезда со металичност на ПСЅ, дури и ако почне да ротира многу брзо, ќе биде сопирана до речиси нулто вртење до крајот на согорувањето на водородот.[37]

Откако ќе започне фузијата на јадрото на хелиумот, преостанатиот водород во атмосферата брзо се губи и R136a1 брзо ќе се стегне до Волф-Рајеова ѕвезда без водород и сјајноста ќе се намали. Волф-Рајеова ѕвезда во тој момент се главно хелиум и тие лежат на главната хелиумска низа од нулта доба, аналогна и паралелна на главната низа што гори водород, но на потопли температури.

За време на согорувањето на хелиумот, јаглеродот и кислородот ќе се акумулираат во јадрото и продолжува голема загуба на маса. Ова на крајот води до развој на спектар, иако кај ПСЅ ѕвездата се очекува да го помине поголемиот дел од фазата на согорување на хелиум со WN спектар. Кон крајот на согорувањето на хелиумот, зголемувањето на температурата во средината и загубата на маса предизвикуваат зголемување и на осветленоста и на температурата, при што спектралниот тип станува WO. Неколку стотици илјади години ќе бидат потрошени за спојување на хелиумот, но последните фази на согорувањето на потешките елементи не траат повеќе од неколку илјади години.[38] R136a1 на крајот ќе се намали на малку повеќе од 50 M☉, со само 0.5 M☉ на хелиум околу јадрото.

Супернова

[уреди | уреди извор]
Предвидени остатоци од супернова според почетната маса и металичноста на ѕвездите

Секоја ѕвезда што произведува јаглерод-кислород (C-O) помасивно од максимумот за бело џуџе (околу 1.4 M☉ ) неизбежно ќе претрпи колапс на јадрото. Ова обично се случува кога е произведено железно јадро и фузијата повеќе не може да ја произведе потребната енергија за да се спречи колапсот на јадрото, иако тоа може да се случи во други околности.

Јадрото помеѓу околу 64 M☉ и 133 M☉ ќе стане толку жешко што гама-зрачењето спонтано ќе произведе парови електрон-позитрон и ненадејното губење на енергија во јадрото ќе предизвика негов колапс како супернова со нестабилни парови (СНП), понекогаш наречена супернова за создавање парови (ССП). ССП обично се произведува единствено во ѕвезди со многу ниска металичност кои не губат доволна маса за да ја задржат големината на јадрото C–O под 64 M☉. Ова може да се случи и при ПСЅ металичност за многу масивни ѕвезди, но предвидената големина на јадрото C–O за R136a1 е под 50 M☉ така што ССП е малку веројатен.

Колапсот на железното јадро може да предизвика експлозија на супернова, а понекогаш и експлозија на гама-зраци. Типот на која било експлозија на супернова ќе биде тип I бидејќи ѕвездата нема водород; тип Ic бидејќи речиси и да нема хелиум. Особено масивни железни јадра може да ја срушат целата ѕвезда во црна дупка без видлива експлозија или субсветлечка супернова додека радиоактивниот 56 Ni повторно паѓа на црната дупка.[39]

Супернова од типот Ic може да произведе експлозија на гама-зраци ако ѕвездата ротира и има соодветна маса. Се очекува R136a1 да го изгуби речиси целото свој вртење долго пред колапсот на јадрото, така што експлозија на гама-зраци е малку веројатна.

Остатокот од колапсот на супернова од типот Ic јадро е или неутронска ѕвезда или црна дупка, во зависност од масата на јадрото на предокот. За ѕвезда со маса како R136a1, остатокот најверојатно ќе биде црна дупка наместо неутронска ѕвезда.[38]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 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.; 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. (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. ↑ 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.
  3. ↑ Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; I. B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński; и др. (7 March 2013). „An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent“. Nature. 495 (7439): 76–79. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Natur.495...76P. doi:10.1038/nature11878. PMID 23467166. S2CID 4417699.
  4. ↑ 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. 499 (2): 1918. arXiv:2009.05136. Bibcode:2020MNRAS.499.1918B. doi:10.1093/mnras/staa2801.
  5. ↑ 5,0 5,1 Kalari, Venu M.; Horch, Elliott P.; Salinas, Ricardo; Vink, Jorick S.; Andersen, Morten; Bestenlehner, Joachim M.; Rubio, Monica (2022). „Resolving the Core of R136 in the Optical“. The Astrophysical Journal. 935 (2): 162. arXiv:2207.13078. Bibcode:2022ApJ...935..162K. doi:10.3847/1538-4357/ac8424. S2CID 251067072 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 Brands, Sarah A.; de Koter, Alex; Bestenlehner, Joachim M.; Crowther, Paul A.; Sundqvist, Jon O.; Puls, Joachim; Caballero-Nieves, Saida M.; Abdul-Masih, Michael; Driessen, Florian A.; García, Miriam; Geen, Sam (2022-02-01). „The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. III. The most massive stars and their clumped winds“. Astronomy & Astrophysics. 663: A36. arXiv:2202.11080. Bibcode:2022A&A...663A..36B. doi:10.1051/0004-6361/202142742. S2CID 247025548 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  7. ↑ 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.
  8. ↑ Feitzinger, J. V.; Schlosser, W.; Schmidt-Kaler, T; Winkler, C. (April 1980). „The central object R 136 in the gas nebula 30 Doradus - Structure, color, mass and excitation parameter“. Astronomy and Astrophysics. 84 (1–2): 50–59. Bibcode:1980A&A....84...50F.
  9. ↑ Ebbets, D. C.; Conti, P. S. (1982). „The optical spectrum of R136a - The central object of the 30 Doradus nebula“. The Astrophysical Journal. 263: 108. Bibcode:1982ApJ...263..108E. doi:10.1086/160485. ISSN 0004-637X.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ Campbell, Bel; Hunter, Deidre A.; Holtzman, Jon A.; Lauer, Tod R.; Shayer, Edward J.; Code, Arthur; Faber, S. M.; Groth, Edward J.; Light, Robert M. (1992). „Hubble Space Telescope Planetary Camera images of R136“ (PDF). The Astronomical Journal. 104: 1721. Bibcode:1992AJ....104.1721C. doi:10.1086/116355.
  12. ↑ Hunter, Deidre A.; Shaya, Edward J.; Holtzman, Jon A.; Light, Robert M.; O'Neil, Earl J. Jr.; Lynds, Roger (1995). „The Intermediate Stellar Mass Population in R136 Determined from Hubble Space Telescope Planetary Camera 2 Images“. The Astrophysical Journal. 448: 179. Bibcode:1995ApJ...448..179H. doi:10.1086/175950.
  13. ↑ Westerlund, B. E.; Smith, L. F. (1964). „Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 128 (4): 311. Bibcode:1964MNRAS.128..311W. doi:10.1093/mnras/128.4.311.
  14. ↑ „Large Magellanic Cloud is spectacular from Earth's Southern Hemisphere“. December 26, 2014.
  15. ↑ Crowther, P. A.; Schnurr, O.; Hirschi, R.; Yusof, N.; Parker, R. J.; Goodwin, S. P.; Kassim, H. A. (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.
  16. ↑ Massey, P.; Hunter, D. A. (1998). „Star Formation in R136: A Cluster of O3 Stars Revealed by Hubble Space Telescope Spectroscopy“. The Astrophysical Journal. 493 (1): 180–194. Bibcode:1998ApJ...493..180M. doi:10.1086/305126.
  17. ↑ Bestenlehner, J. M.; Vink, J. S.; Gräfener, G.; Najarro, F.; Evans, C. J.; Bastian, N.; Bonanos, A. Z.; Bressert, E.; Crowther, P. A. (2011). „The VLT-FLAMES Tarantula Survey“. Astronomy & Astrophysics. 530: L14. arXiv:1105.1775. Bibcode:2011A&A...530L..14B. doi:10.1051/0004-6361/201117043.
  18. ↑ Guerrero, Martín A.; Chu, You-Hua (2008). „An X-Ray Survey of Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds. I. TheChandraACIS Data Set“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 177 (1): 216–237. arXiv:0802.0503. Bibcode:2008ApJS..177..216G. doi:10.1086/587059.
  19. ↑ Townsley, Leisa K.; Broos, Patrick S.; Feigelson, Eric D.; Garmire, Gordon P.; Getman, Konstantin V. (2006). „AChandraACIS Study of 30 Doradus. II. X-Ray Point Sources in the Massive Star Cluster R136 and Beyond“. The Astronomical Journal. 131 (4): 2164–2184. arXiv:astro-ph/0601106. Bibcode:2006AJ....131.2164T. doi:10.1086/500535.
  20. ↑ Smith, Nathan; Conti, Peter S. (2008). „On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback“. The Astrophysical Journal. 679 (2): 1467–1477. arXiv:0802.1742. Bibcode:2008ApJ...679.1467S. doi:10.1086/586885.
  21. ↑ Hillier, D. John; Miller, D. L. (1998). „The Treatment of Non-LTE Line Blanketing in Spherically Expanding Outflows“. The Astrophysical Journal. 496 (1): 407–427. Bibcode:1998ApJ...496..407H. doi:10.1086/305350. ISSN 0004-637X.
  22. ↑ Crowther, Paul A.; Caballero-Nieves, S. M.; Bostroem, K. A.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Walborn, N. R.; Angus, C. R.; Brott, I.; Bonanos, A. (2016). „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“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 458 (1): 624–659. arXiv:1603.04994. Bibcode:2016MNRAS.458..624C. doi:10.1093/mnras/stw273.
  23. ↑ Hamann, W.-R.; Gräfener, G. (2004). „Grids of model spectra for WN stars, ready for use“. Astronomy and Astrophysics. 427 (2): 697–704. Bibcode:2004A&A...427..697H. doi:10.1051/0004-6361:20040506.
  24. ↑ Gräfener, G.; Vink, J. S.; de Koter, A.; Langer, N. (2011). „The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars“. Astronomy & Astrophysics. 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode:2011A&A...535A..56G. doi:10.1051/0004-6361/201116701.
  25. ↑ Breysacher, J.; Azzopardi, M.; Testor, G. (1999). „The fourth catalogue of Population I Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud“. Astronomy and Astrophysics. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 137 (1): 117–145. Bibcode:1999A&AS..137..117B. doi:10.1051/aas:1999240.
  26. ↑ A. J. van Marle; S. P. Owocki; N. J. Shaviv (2008). „Continuum driven winds from super-Eddington stars. A tale of two limits“. AIP Conference Proceedings. 990: 250–253. arXiv:0708.4207. Bibcode:2008AIPC..990..250V. doi:10.1063/1.2905555.
  27. ↑ Martins, Fabrice (2015). „Empirical Properties of Very Massive Stars“. Very Massive Stars in the Local Universe. Astrophysics and Space Science Library. 412. стр. 9–42. arXiv:1404.0166. Bibcode:2015ASSL..412....9M. doi:10.1007/978-3-319-09596-7_2. ISBN 978-3-319-09595-0.
  28. ↑ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris (1994). „The luminous blue variables: Astrophysical geysers“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 106: 1025. Bibcode:1994PASP..106.1025H. doi:10.1086/133478.
  29. ↑ Köhler, K.; Langer, N.; de Koter, A.; de Mink, S. E.; Crowther, P. A.; Evans, C. J.; Gräfener, G.; Sana, H.; Sanyal, D. (2014). „The evolution of rotating very massive stars with LMC composition“. Astronomy & Astrophysics. 573: A71. arXiv:1501.03794. Bibcode:2015A&A...573A..71K. doi:10.1051/0004-6361/201424356.
  30. ↑ Zinnecker, Hans; Yorke, Harold W. (2007). „Toward Understanding Massive Star Formation*“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 45 (1): 481–563. arXiv:0707.1279. Bibcode:2007ARA&A..45..481Z. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092549.
  31. ↑ Figer, Donald F. (2005). „An upper limit to the masses of stars“. Nature. 434 (7030): 192–194. arXiv:astro-ph/0503193. Bibcode:2005Natur.434..192F. doi:10.1038/nature03293. PMID 15758993.
  32. ↑ Kuiper, Rolf; Klahr, Hubert; Beuther, Henrik; Henning, Thomas (2011). „Three-Dimensional Simulation of Massive Star Formation in the Disk Accretion Scenario“. The Astrophysical Journal. 732 (1): 20. arXiv:1102.4090. Bibcode:2011ApJ...732...20K. doi:10.1088/0004-637X/732/1/20. ISSN 0004-637X.
  33. ↑ Oh, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung (2012). „The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1208 (2): 826. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x.
  34. ↑ Vink, Jorick S.; Heger, Alexander; Krumholz, Mark R.; Puls, Joachim; Banerjee, S.; Castro, N.; Chen, K. -J.; Chene, A. -N.; Crowther, P. A. (2013). „Very Massive Stars (VMS) in the Local Universe“. Proceedings of the International Astronomical Union. 10: 51–79. arXiv:1302.2021. Bibcode:2015HiA....16...51V. doi:10.1017/S1743921314004657.
  35. ↑ Langer, N. (2012). „Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 50 (1): 107–164. arXiv:1206.5443. Bibcode:2012ARA&A..50..107L. doi:10.1146/annurev-astro-081811-125534.
  36. ↑ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, André; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M.-Fernanda (January 2011). „Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf–Rayet stars: the single massive star perspective“. Société Royale des Sciences de Liège, Bulletin. 80: 266–278. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  37. ↑ Yusof, Norhasliza; Hirschi, Raphael; Meynet, Georges; Crowther, Paul A.; Ekström, Sylvia; Frischknecht, Urs; Georgy, Cyril; Abu Kassim, Hasan; Schnurr, Olivier (2013). „Evolution and fate of very massive stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2): 1114. arXiv:1305.2099. Bibcode:2013MNRAS.433.1114Y. doi:10.1093/mnras/stt794.
  38. ↑ 38,0 38,1 Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). „Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death“. Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.
  39. ↑ O'Connor, Evan; Ott, Christian D. (2011). „Black Hole Formation in Failing Core-Collapse Supernovae“. The Astrophysical Journal. 730 (2): 70. arXiv:1010.5550. Bibcode:2011ApJ...730...70O. doi:10.1088/0004-637X/730/2/70. ISSN 0004-637X.
Тела во соѕвездието Златна Рипка
Бајер
Променливи
HR
HD
Глизе
Други
Поранешни
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=R136a1&oldid=5275731“