R136a2

В 1960 г группа астрономов из обсерватории Радклиффа в Претории проводили систематические наблюдения яркости и спектров ярких звёзд в Большом Магеллановом Облаке. Среди перечисленных в каталоге (англ. Radcliffe Observatory Magellanic Cloud Catalogue) объектов значилась RMC 136 как центральная звезда области 30 Золотой Рыбы. Последующие наблюдения показали, что R136 располагается в центре гигантской области ионизированного водорода, являющейся регионом интенсивного звездообразования[6].

В начале 1980-х гг в области R136a были впервые выделены 8 компонентов методами спекл-интерферометрии[7]. R136a2 оказалась вторым по яркости объектом в пределах 1 угловой секунды от центра скопления R136. Предыдущие оценки яркости центрального региона, показавшие, что для создания подобного количества энергии потребовалось бы как минимум 30 звёзд класса O в области размером 0,5 пк в центре скопления[8], привели к предположению о наличии сверхмассивной звезды в центральной области[9]. Вместо этого было обнаружено несколько чрезвычайно ярких звёзд рядом с большим количеством звёзд класса O[1].

Точное определение расстояния до R136a2 сопряжено с рядом сложностей. Определение тригонометрического параллакса невозможно с современной точностью наблюдений. Большинство оценок предполагает равенство расстояний до Большого Магелланова Облака и до R136. Современная оценка расстояния до БМО, полученная путём сопоставления угловых и линейных размеров затменных двойных звёзд, составляет 49.97 кпк[2].

Как и другие звёзды Вольфа — Райе, R136a2 испытывает значительную потерю массы в виде быстрого звёздного ветра: звезда теряет 4,6×10⁻⁵ M_☉ в год, скорость звёздного ветра достигает 2400 км/с[4][5]. Большая масса звезды способствует сжатию и нагреву ядра и быстрому протеканию термоядерных реакций, в основном представляющих CNO-цикл; светимость звезды в 4 266 000 раз превышает солнечную. Темп ядерных реакций настолько велик, что за 10 секунд звезда производит больше энергии, чем Солнце за год. Масса звезды в момент рождения, по оценкам, составляла около 240 M_☉[5], однако, поскольку современные теории утверждают, что масса звёзд при рождении не может превышать 150 M_☉, то R136a2 может являться результатом слияния двух или более звёзд[10].

Хотя R136a2 является одной из самых массивных известных звёзд, её радиус составляет 23,4R_☉[4], что намного меньше радиуса одной из крупнейших звёзд, VY Большого Пса. Вследствие высокой температуры R136a2 излучает бо́льшую часть энергии в ультрафиолетовом диапазоне спектра, при этом абсолютная звёздная величина в видимом диапазоне составляет M_V= −7.52[4].

Считается, что звёзды настолько большой массы не могут потерять достаточное количество массы в ходе эволюции, чтобы избежать коллапса железного ядра. В результате коллапса произойдёт вспышка сверхновой или гиперновой, Гамма-всплеск или же вспышка будет почти незаметной, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Сценарий завершения эволюции сильно зависит от темпа потери массы и количества потерянной массы. Наиболее массивные звёзды в местной области Вселенной превращаются в лишённые водорода звёзды Вольфа — Райе перед коллапсом ядра, приводящим к вспышке сверхновой типа Ib или Ic, после чего остаётся чёрная дыра. Гамма-всплески происходят при некоторых условиях и для менее массивных звёзд[11].

• www.eso.org