R136c
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].
Общие сведения
| R136c | |
|---|---|
| Звезда | |
| 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 |
Описание
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
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].
