R136a1

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R136a1
Rappresentazione artistica della stella.
Rappresentazione artistica della stella.
Classificazione Stella di Wolf-Rayet (o Ipergigante blu)
Galassia ospite Grande Nube di Magellano
Classe spettrale WN5h[1]
Distanza dal Sole 165.000 anni luce
Costellazione Dorado
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta 5h 38m 42,43s [2]
Declinazione -69° 06′ 02,2″[2]
Lat. galattica 279,4648[2]
Long. galattica −31,6719[2]
Dati fisici
Raggio medio 28,8[3] R
Volume
Massa
315+60−50[4] M
Temperatura
superficiale
53,000 ± 3000 K[4] (media)
Luminosità
≈ 8,7 × 106[4] L
Indice di colore (B-V) 0,01[2]
Età stimata 0-0,8 milioni di anni[1]
Dati osservativi
Magnitudine app. 12,77[2]
Magnitudine ass. -8,09[4]
Nomenclature alternative
BAT99 108, RMC 136a1, [HSH95] 3, [WO84] 1b, Cl* NGC 2070 MH 498, [CHH92] 1, [P93] 954.

R136a1 è una stella visibile nella costellazione del Dorado. È ad oggi considerata la stella più massiccia e più luminosa conosciuta. La sua massa è stimata in 315 volte la massa del Sole, e la sua luminosità è 8 700 000 volte quella della nostra stella.[4][1]

La stella fa parte del superammasso stellare R136, posto al centro della Nebulosa Tarantola, la più grande regione di formazione stellare del Gruppo Locale, nella Grande Nube di Magellano.

Scoperta[modifica | modifica wikitesto]

Nel 1960, un gruppo di astronomi del Radcliffe Observatory di Pretoria effettuò misurazioni sistematiche della luminosità e degli spettri di stelle luminose nella Grande Nube di Magellano. Tra gli oggetti catalogati c'era RMC 136, la stella centrale della Nebulosa Tarantola, che gli osservatori catalogarono come un probabile sistema stellare multiplo. Successive osservazioni hanno mostrato che R136 è situato nel mezzo di una grande regione H II dove nelle vicinanze delle stelle osservate era in atto un'intensa formazione stellare.[5]

Nel 1979, tramite il telescopio da 3,6 metri dell'ESO, R136 fu risolto in tre componenti; R136a, R136b, e R136c. L'esatta natura di R136a era poco chiara e fu oggetto di un intenso dibattito. La luminosità della regione centrale doveva essere prodotta da ben 100 stelle calde di classe O concentrate nel raggio di mezzo parsec dal centro dell'ammasso, oppure rimaneva un'altra spiegazione, quella di una sola stella con 3000 volte la massa del Sole.[6]

La prima dimostrazione che R136a era un ammasso stellare fu fornita da Weigelt e Beier nel 1985; utilizzando la tecnica dell'interferometria speckle, venne dimostrato che R136a era composta da 8 stelle entro 1 secondo d'arco dal centro dell'ammasso, con R136a1 che risultava essere la più brillante.[7]

La conferma definitiva della natura di R136a avvenne dopo il lancio del telescopio spaziale Hubble. La sua Wide Field and Planetary Camera (WFPC) risolse R136a in almeno 12 componenti e mostrò che R136 conteneva più di 200 stelle estremamente luminose. La WFPC2, più avanzata, permise lo studio di 46 stelle massicce entro mezzo parsec da R136a e oltre 3.000 stelle nel raggio di un parsec.[8]

Caratteristiche fisiche[modifica | modifica wikitesto]

Raffronto tra le dimensioni di, da sinistra a destra: una nana rossa, il Sole, una stella di classe B ed R136a1. R136a1 non è la stella più grande conosciuta in termini di volume, ma solo in massa e luminosità.

R136a1 è una giovane stella di sequenza principale, che nonostante l'aspetto simile a quello di una Wolf-Rayet, fonde idrogeno in elio al suo interno tramite il ciclo del carbonio-azoto. Caratterizzata da una temperatura superficiale di oltre 50.000 K, come altre stelle prossime al limite di Eddington, R136a1 ha perso[9] tramite un intenso vento stellare che raggiunge la velocità di 2.600 ± 150 km/s, una discreta frazione della massa che possedeva appena dopo essersi formata; si stima che la stella avesse in quel momento una massa di almeno 325 masse solari e che ne abbia perse 10 nel corso delle ultime migliaia di anni.[4]

Tutti i modelli di formazione stellare per accrescimento da nubi molecolari prevedono un limite di massa per una stella oltre il quale la sua radiazione impedirebbe un ulteriore accrescimento. Il limite empirico di circa 150 M è stato ampiamente accettato,[10] tuttavia R136a1 supera tutti questi limiti,[11] portando allo sviluppo di nuovi modelli sull'accrescimento di singole stelle, eliminando potenzialmente tale limite superiore.[11]

Evoluzione[modifica | modifica wikitesto]

L'evoluzione di R136a1 è incerta, in quanto non sono conosciute stelle comparabili che possano confermare il futuro di un astro di tale massa. Quando terminerà l'idrogeno ed inizierà la fusione dell'elio, l'idrogeno restante dell'atmosfera verrà rapidamente perso, la stella si contrarrà e la sua luminosità diminuirà, divenendo una stella di Wolf-Rayet di tipo WNE.[12]

Durante la combustione dell'elio, carbonio e ossigeno si accumulano nel nucleo e la rilevante perdita di massa continua. Questo conduce infine allo sviluppo di uno spettro WC, e verso la fine della combustione dell'elio, l'aumento di temperatura del nucleo e la perdita di massa causano un aumento sia della luminosità che della temperatura, con il tipo spettrale che diventa WO. Diverse centinaia di migliaia di anni saranno spesi per la fusione dell'elio, ma le fasi finali, quando verranno fusi gli elementi più pesanti, durerà non più di qualche migliaio di anni.[13][14] Verso la fine della sua evoluzione, la massa di R136a1 si sarà ridotta a poco più di 50 M, con appena mezza massa solare di elio che circonda il nucleo.[13]

Supernova[modifica | modifica wikitesto]

Il grafico illustra i diversi destini finali delle stelle massicce in funzione della loro massa iniziale (in ascissa) e della loro metallicità.

Mentre le stelle con una massa compresa tra 8 e 150 masse solari esplodono in supernovae, lasciando poi un residuo compatto sotto forma di stella di neutroni o buco nero, si ritiene che le stelle supermassicce, come R136a1, terminino la loro esistenza esplodendo in ipernovae, fenomeni affini alle supernovae ma oltre cento volte più energetici (1046 joule), e generando buchi neri.

Non si esclude anche che la stella possa andare incontro alla sua fine anche prima che il nucleo collassi naturalmente all'esaurimento delle riserve energetiche per la fusione nucleare, dando luogo ad una supernova a instabilità di coppia: all'interno dei vasti nuclei che intraprendono la fusione dell'idrogeno potrebbero crearsi delle quantità abnormemente elevate di coppie elettrone-positrone, che potrebbero rompere l'equilibrio pressione di radiazione-collasso a vantaggio di quest'ultimo.

Se R136a1 andasse incontro ad un'esplosione del genere la stella non farebbe in tempo a lasciare un buco nero, mentre il resto di supernova in espansione arricchirebbe il mezzo interstellare circostante delle diverse masse solari di ferro inerte che si starebbero formando al centro dell'astro.[15]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b c P. A Crowther, O. Schnurr, R. Hirschi, et al, The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit, arXiv.
  2. ^ a b c d e f RMC 136a1 – Star in Cluster, SIMBAD. URL consultato il 5 agosto 2010.
  3. ^ R. Hainich et al., The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud (PDF), in Astronomy & Astrophysics, vol. 565, A27, aprile 2014, p. 62, DOI:10.1051/0004-6361/201322696.
  4. ^ a b c d e f Paul A. Crowther et al., 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 (PDF), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 458, nº 1, 11 maggio 2016, pp. 624-659, DOI:10.1093/mnras/stw273.
  5. ^ M. W. Feast et al., The brightest stars in the Magellanic Clouds, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 121, nº 4, 1960, p. 337, Bibcode:1960MNRAS.121..337F, DOI:10.1093/mnras/121.4.337.
  6. ^ D. C. Ebbets, P. S. Conti, The optical spectrum of R136a - The central object of the 30 Doradus nebula (PDF), in The Astrophysical Journal, vol. 263, 1982, p. 108, Bibcode:1982ApJ...263..108E, DOI:10.1086/160485, ISSN 0004-637X.
  7. ^ G. Weigelt e G. Baier, R136a in the 30 Doradus nebula resolved by holographic speckle interferometry (PDF), in Astronomy and Astrophysics, vol. 150, 1985, pp. L18, Bibcode:1985A&A...150L..18W.
  8. ^ Deidre A. Hunter, Edward J. Shaya, Jon A. Holtzman, Robert M. Light, Earl J., Jr. O'Neil e Roger Lynds, The Intermediate Stellar Mass Population in R136 Determined from Hubble Space Telescope Planetary Camera 2 Images (PDF), in The Astrophysical Journal, vol. 448, 1995, p. 179, Bibcode:1995ApJ...448..179H, DOI:10.1086/175950.
  9. ^ Nathan Smith e Peter S. Conti, On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback, in The Astrophysical Journal, vol. 679, nº 2, 2008, pp. 1467, arXiv:0802.1742, Bibcode:2008ApJ...679.1467S, DOI:10.1086/586885.
  10. ^ Donald F. Figer, An upper limit to the masses of stars, in Nature, vol. 434, nº 7030, 2005, pp. 192–194, arXiv:astro-ph/0503193, Bibcode:2005Natur.434..192F, DOI:10.1038/nature03293, PMID 15758993.
  11. ^ a b Rolf Kuiper, Hubert Klahr, Henrik Beuther e Thomas Henning, THREE-DIMENSIONAL SIMULATION OF MASSIVE STAR FORMATION IN THE DISK ACCRETION SCENARIO, in The Astrophysical Journal, vol. 732, nº 1, 2011, pp. 20, arXiv:1102.4090, Bibcode:2011ApJ...732...20K, DOI:10.1088/0004-637X/732/1/20, ISSN 0004-637X.
  12. ^ K. Köhler, N. Langer, A. de Koter, S. E. de Mink, P. A. Crowther, C. J. Evans, G. Gräfener, H. Sana, D. Sanyal, F. R. N. Schneider e J. S. Vink, The evolution of rotating very massive stars with LMC composition, in Astronomy & Astrophysics, vol. 573, 2014, pp. A71, arXiv:1501.03794, Bibcode:2015A&A...573A..71K, DOI:10.1051/0004-6361/201424356.
  13. ^ a b Norhasliza Yusof, Raphael Hirschi, Georges Meynet, Paul A. Crowther, Sylvia Ekström, Urs Frischknecht, Cyril Georgy, Hasan Abu Kassim e Olivier Schnurr, Evolution and fate of very massive stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 433, nº 2, 2013, pp. 1114, arXiv:1305.2099, Bibcode:2013MNRAS.433.1114Y, DOI:10.1093/mnras/stt794.
  14. ^ Jose H. Groh, Georges Meynet, Cyril Georgy e Sylvia Ekström, Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death, in Astronomy & Astrophysics, vol. 558, 2013, pp. A131, arXiv:1308.4681, Bibcode:2013A&A...558A.131G, DOI:10.1051/0004-6361/201321906.
  15. ^ A 300 Solar Mass Star Uncovered, ESO Press Release, 21 luglio 2010.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

Libri[modifica | modifica wikitesto]

  • (EN) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5.
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia, Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8.
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo, Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4.
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici, Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3.
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7.

Carte celesti[modifica | modifica wikitesto]

  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8.
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition, Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5.
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0, 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

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