WikiDer > R136a1

R136a1
R136a1
The young cluster R136.jpg
А ближний инфракрасный изображение R136 кластер, полученный с высоким разрешением с помощью прибора адаптивной оптики MAD в ESO Очень большой телескоп. R136a1 разрешается в центре с помощью R136a2 рядом, R136a3 внизу справа и R136b Слева.
Кредит: ESO/VLT
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0
СозвездиеДорадо
Прямое восхождение5час 38м 42.39s[1]
Склонение−69° 06′ 02.91″[1]
Видимая величина (V)12.23[1]
Характеристики
Эволюционный этапЗвезда Вольфа – Райе
Спектральный типWN5h[2]
B − V индекс цвета0.03[1]
Астрометрия
Расстояние163,000 лы
(49,970[3] ПК)
Абсолютная величина (MV)−8.18[4]
Подробности[4]
Масса215+45
−31 M☉
Радиус39.2 р☉
Яркость6,166,000 L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.0[5] cgs
Температура46,000±2,500 K
Скорость вращения (v грехя)190 км / с
Возраст1.0±0.2 Myr
Прочие обозначения
BAT99 108, RMC 136a1, HSH95 3, WO84 1b, NGC 2070 MH 498, CHH92 1, P93 954
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

RMC 136a1 (обычно сокращенно R136a1) один из самый массовый и известные светящиеся звезды, в 215M☉ и 6,2 миллиона L☉, а также является одним из самый горячий, около 46,000 K. Это Звезда Вольфа – Райе в центре R136, центральная концентрация звезд большого NGC 2070 открытый кластер в Туманность Тарантул (30 Дорадус) в Большое Магелланово Облако. Скопление можно увидеть в далеком южном небесном полушарии в бинокль или небольшой телескоп с величиной 7,25. Сам R136a1 в 10 000 раз слабее и может быть разрешен только с помощью спекл-интерферометрии.

Открытие

Приближение от туманности Тарантул к скоплению R136, при этом R136a1 / 2/3 виден как еле разрешенный узел внизу справа

В 1960 году группа астрономов, работавшая на Обсерватория Рэдклиффа в Претория проводил систематические измерения яркость и спектры ярких звезд в Большом Магеллановом Облаке. Среди занесенных в каталог объектов было RMC 136 (Обсерватория Рэдклиффа, номер каталога Магелланова Облака 136), центральная «звезда» Туманность Тарантул, который, по мнению наблюдателей, вероятно, был кратной звездной системой. Последующие наблюдения показали, что R136 находится в центре гигантской области ионизированного межзвездного водорода, известной как H II область, который был центром интенсивных звездообразование в непосредственной близости от наблюдаемых звезд.[6]

В 1979 г. 3,6-метровый телескоп ESO был использован для разделения R136 на три компонента; R136a, R136b, и R136c.[7] Точная природа R136a была неясной и предметом интенсивных дискуссий. По оценкам, для яркости центральной области потребуется до 100 горячих Звезды класса O в пределах половины парсек в центре скопления привело к предположению, что звезда, в 3000 раз превышающая массу Солнца, была более вероятным объяснением.[8]

Первая демонстрация того, что R136a был звездное скопление был предоставлен Weigelt и Beier в 1985 году. спекл-интерферометрия техники, было показано, что R136a состоит из 8 звезд в пределах 1 угловая секунда в центре скопления, причем R136a1 является самым ярким.[9]

Окончательное подтверждение природы R136a было получено после запуска Космический телескоп Хаббла. Его Широкоугольная и планетарная камера (WFPC) разделил R136a по крайней мере на 12 компонентов и показал, что R136 содержит более 200 высокоэффективных компонентов. светящийся звезды.[10] Более продвинутый WFPC2 позволил изучить 46 массивных светящихся звезд в пределах половины парсека от R136a и более 3000 звезд в радиусе 4,7 парсека.[11]

Видимость

Положение R136a1 в небе со стороны Аргентины

На ночном небе R136 выглядит как объект 10-й величины в центре скопления NGC 2070, встроенного в туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке.[12] Для обнаружения R136a как компонента R136 в 1979 г. потребовался телескоп длиной 3,6 метра.[7] и разрешение R136a для обнаружения R136a1 требует космического телескопа или сложных методов, таких как адаптивная оптика или спекл-интерферометрия.[9]

К югу от примерно 20-я параллель к югу, БМО приполярна, что означает, что ее можно видеть (по крайней мере частично) всю ночь каждую ночь в году, если позволяет погода и световое загрязнение. В Северном полушарии его можно увидеть к югу от 20-я параллель к северу. Это исключает Северную Америку (кроме южной Мексики), Европу, Северную Африку и Северную Азию.[13]

Окрестности

Система R136a в основе R136 представляет собой плотный светящийся узел звезд, содержащий не менее 12 звезд,[10] наиболее заметным является R136a1, R136a2, и R136a3, все из которых являются чрезвычайно яркими и массивными звездами WN5h. R136a1 отделен от R136a2, вторая по яркости звезда в скоплении, на 5000 AU.[5]

R136 находится примерно в 157000 световых лет далеко от земной шар в Большом Магеллановом Облаке, расположенном в юго-восточном углу галактики в центре Туманность Тарантул, также известный как 30 Doradus. Сам по себе хладагент R136 - это просто центральный конденсат гораздо большего NGC 2070 открытый кластер.[14]

Для такой далекой звезды R136a1 относительно просторный к межзвездная пыль. В покраснение приводит к снижению визуальной яркости примерно на 1,8 звездной величины, но только примерно на 0,22 звездной величины в ближнем инфракрасном диапазоне.[5]

Расстояние

Расстояние до R136a1 нельзя определить напрямую, но предполагается, что он находится на том же расстоянии, что и Большое Магелланово Облако, примерно в 50 килопарсек.[15]

Характеристики

Двоичный

Хотя двойные системы очень распространены среди самых массивных звезд, R136a1 кажется одиночной звездой, поскольку не было обнаружено никаких доказательств наличия массивного компаньона.

рентгеновский снимок излучение было обнаружено от R136 с помощью Рентгеновская обсерватория Чандра. R136a и R136c были четко обнаружены, но R136a не мог быть разделен.[16] В другом исследовании пара R136a1 / 2 была отделена от R136a3. R136a1 / 2 показал относительно мягкое рентгеновское излучение, которое, как считается, не указывает на двойную систему встречных ветров.[17]

Стремительный Допплер радиальная скорость вариаций можно было бы ожидать от пары звезд равной массы в близком орбита, но в R136a1 такого не было. спектр. Нельзя полностью исключить высокое наклонение орбиты, более далекую двойную систему или случайное совпадение двух далеких звезд, но это считается маловероятным. Возможны сильно неравные бинарные компоненты, но это не повлияет на моделирование свойств R136a1.[5]

Классификация

Сравнение звезд главной последовательности

R136a1 - это звезда WN5h с высокой светимостью, размещенная в крайнем верхнем левом углу Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. А Звезда Вольфа – Райе отличается сильными широкими эмиссионными линиями в спектр. Это включает ионизированные азот, гелий, углерод, кислород а иногда кремний, но с водород линии обычно слабый или отсутствует. Звезда WN5 классифицируется на основании того, что излучение ионизированного гелия значительно сильнее, чем у линий нейтрального гелия, и имеет примерно одинаковую силу излучения от NIII, NIV, и нV. «H» в спектральном классе указывает на значительную эмиссию водорода в спектре, и водород, по расчетам, составляет 40% от содержания на поверхности по массе.[2]

Звезды WNh как класс - это массивные светящиеся звезды, все еще сжигающие водород в своих ядрах. Спектр излучения создается мощным плотным звездный ветер, а повышенные уровни гелия и азота возникают из-за конвекционного перемешивания Цикл CNO продукты на поверхность.[18]

Масса

Эволюционная масса 215M☉ находится из HST визуальные спектры с использованием не-LTE скрытый CMFGEN[19] модельная атмосфера. R136a1 близко соответствует ожидаемым свойствам для первоначально быстро вращающегося 251M☉ звезда с БМО металличность после того, как светит около миллиона лет.[4]

Предыдущий анализ с использованием ультрафиолетовый спектроскопия обнаружила текущую массу 315M☉ и начальной массой 325M☉.[20] Текущая масса 256M☉ найдено в аналогичном анализе с использованием атмосферных моделей PoWR (Potsdam Wolf Rayet).[21] с оптическим и ультрафиолетовым спектрами и соотношение масса-светимость,[22] предполагая одну звезду.[2]

R136a1 переживает экстремальный потеря массы через звездный ветер достигая скорости 2,600±150 км / с. Это вызвано интенсивным электромагнитное излучение от очень горячего фотосфера ускорение материала от поверхности с большей силой, чем сила тяжести может его удержать.[5] Наибольшая потеря массы наблюдается у звезд высокой светимости с низкой поверхностной гравитацией и повышенным содержанием тяжелых элементов в фотосфере. R136a1 проигрывает 1.6×10−4 M☉ (3.21×1018 кг / с) в год, что более чем в миллиард раз больше, чем солнце проигрывает и, как ожидается, потеряет около 35M☉ с момента его образования.[4]

Яркость

Слева направо: a красный карлик, Солнце, звезда главной последовательности B-типа и R136a1

Именно с 2010 по 2020 год звезду признали самый массовый и известная светящаяся звезда. По предыдущим оценкам, светимость составляла 1,500,000.L☉.[23]

На отметке 6 166 000L☉, R136a1 - один из самые яркие известные звезды, излучая больше энергии за пять секунд, чем Солнце за год. Если бы он заменил Солнце в Солнечная система, оно затмит Солнце в 164000 раз (MV = −8,2) и появится из земной шар при звездной величине -40. Его яркость на расстоянии 10 парсеков, абсолютная визуальная величина, будет -8,18, что на три величины ярче, чем Венера когда-либо появляется с Земли. Его яркость на расстоянии от ближайшей к Земле звезды, Проксимы Центавра (чуть более парсека), будет примерно такой же, как у полнолуние.

R136a1 поставляет c. 7% от ионизирующий поток всего 30 дорад области, аж 70 O7 звезды главной последовательности. Вместе с R136a2, а3, и c, он производит 43–46% континуума Лаймана радиация всего кластера R136.[5]

Массивные звезды лежать близко к Предел Эддингтона, светимость, при которой давление излучения, действующее наружу на поверхность звезды, равно силе гравитации звезды, притягивающей ее внутрь. Выше предела Эддингтона звезда генерирует столько энергии, что ее внешние слои быстро скидываются. Это эффективно препятствует тому, чтобы звезды сияли при более высокой светимости в течение длительного времени.[24] Классический предел светимости Эддингтона неприменим к таким звездам, как R136a1, которые не находятся в гидростатическом равновесии, и его расчет чрезвычайно сложен для реальных звезд. Эмпирический предел Хамфри-Дэвидсона был идентифицирован как предел светимости для наблюдаемых звезд,[25][26] но недавние модели попытались вычислить полезные теоретические пределы Эддингтона, применимые к массивным звездам.[22] R136a1 в настоящее время составляет около 70% его светимости по Эддингтону.[5]

Температура

Цвет черного тела 56000 К

R136a1 имеет температуру поверхности более 46000K (45,700 ° C; 82,300 ° F), в восемь раз жарче, чем солнце, а с пиковым излучением в крайний ультрафиолет.[4]

R136a1 имеет B – V индекс около 0,03, что является типичным цветом для Звезда типа F. Цвет "U – V" из HST WFPC2 336 нм и 555 нм фильтров составляет −1,28, что больше указывает на очень горячую звезду.[11] Это изменение разных показателей цвета относительно черное тело является результатом межзвездной пыли, вызывающей покраснение и угасание. В покраснение (EB – V) можно использовать для оценки уровня визуального угасания (AV). EB – V значения 0,29–0,37 были измерены со значительной погрешностью из-за загрязнения от ближайших соседей, таких как R136a2 0,1 дюйма, ведущая к АV около 1,80, а B – V с обесцвеченным цветом0) равное −0,30.[2][5]

В эффективная температура звезды можно приблизительно определить по цвету, но это не очень точно, и для определения температуры необходимо спектральное согласование с атмосферной моделью. Температуры 53 000–56 000 K найдены для R136a1 с использованием различных атмосферных моделей. Старые модели выдавали температуру около 45000 К и, следовательно, значительно более низкая светимость.[23] Экстремальная температура звезды вызывает ее пиковое излучение быть рядом 50 нм и почти 99% излучения должно выходить за пределы видимого диапазона ( болометрическая коррекция около −5).

Размер

Сравнение размеров R136a1 и солнце.

R136a1 примерно в сорок раз больше радиуса Солнца (40р☉; 28,000,000 км; 1⁄7 au), что соответствует объему в 60 000 раз больше Солнца.[4]

R136a1 не имеет четко определенной видимой поверхности, такой как Земля или Солнце. В гидростатический Основное тело звезды окружено плотной атмосферой, разносимой звездным ветром. Произвольная точка в пределах этого ветра определяется как поверхность для измерения радиуса, и разные авторы могут использовать разные определения. Например, Оптическая глубина Росселанда 2/3 примерно соответствует видимой поверхности, а глубина Росселанда 20 или 100 больше соответствует физической фотосфере. Звездные температуры обычно указываются на одной и той же глубине, так что радиус и температура соответствуют светимости.[2][5]

Размеры R136a1 намного меньше самых больших звезд: красные сверхгиганты от нескольких сотен до более тысячир☉, в десятки раз больше, чем R136a1. Несмотря на большую массу и скромные размеры, R136a1 имеет среднюю плотность около 1% от солнечной. Примерно в 14 кг/м3, он более чем в 10 раз плотнее земного атмосфера в уровень моря; поочередно, около восьмидесятых плотность воды.

Вращение

Скорость вращения R136a1 нельзя измерить напрямую, так как фотосфера скрыто плотным звездный ветер и фотосферные линии поглощения, используемые для измерения вращательного доплеровского уширения, отсутствуют в спектре. А НV Эмиссионная линия на 2,1 мкм формируется относительно глубоко на ветру и может использоваться для оценки вращения. В R136a1 есть FWHM около 15 Å, что указывает на медленную или неподвижную звезду, хотя ее полюс может быть направлен к Земле. R136a2 и a3 вращаются быстро, и наиболее близкие эволюционные модели R136a1 соответствуют звезде, все еще вращающейся с экваториальной скоростью c. 200 км / с после гр. 1,75 млн. Лет[5]

Эволюция

Текущее состояние

R136a1 в настоящее время превращает водород в гелий, в основном за счет Цикл CNO из-за высоких температур в ядре. Несмотря на спектральный вид Вольфа – Райе, это молодая звезда. Спектр излучения создается плотным звездным ветром, вызванным экстремальной яркостью, с повышенным уровнем гелия и азота, которые смешиваются от ядра к поверхности за счет сильной конвекции. По сути, это главная последовательность звезда.[18] Более 90% звезды конвективный, с небольшим неконвективным слоем на поверхности.[27]

Разработка

В R136 скопление в массивной области звездообразования в LMC

Модели звездообразования при аккреции от молекулярные облака предсказать верхний предел массы звезды, которую она может достичь, прежде чем ее излучение предотвратит дальнейшую аккрецию. Самые упрощенные модели аккреции на население I металличность предсказывает предел до 40M☉, но более сложные теории допускают массы в несколько раз больше.[28] Эмпирический предел около 150M☉ получил широкое признание.[29] R136a1 явно превышает все эти пределы, что приводит к разработке новых моделей аккреции одиночных звезд, потенциально удаляющих верхний предел,[30] и возможность массивного звездообразования в результате слияния звезд.[31][32]

Как одиночная звезда, образовавшаяся в результате аккреции, свойства такой массивной звезды все еще не определены. Синтетические спектры показывают, что у него никогда не будет класса светимости (V) главной последовательности или даже нормального спектра типа О. Высокая светимость, близость к пределу Эддингтона и сильный звездный ветер, вероятно, создадут спектр If * или WNh, как только R136a1 станет видимым как звезда. Гелий и азот быстро смешиваются с поверхностью из-за большого конвективного ядра и большой потери массы, а их присутствие в звездном ветре создает характерный спектр излучения Вольфа Райе.[5] ZAMS при очень больших массах изгибается обратно к более низким температурам, а при металличности LMC максимальная температура, по прогнозам, составит около 56 000 K для 150–200M☉ звезд, поэтому R136a1 был бы немного холоднее, чем некоторые менее массивные звезды главной последовательности.[27]

При горении водорода в активной зоне доля гелия в активной зоне увеличивается и в соответствии с теорема вириала давление и температура ядра увеличатся.[33] Это приводит к увеличению яркости, так что сейчас R136a1 несколько более светится, чем когда он впервые образовался. Температура немного снизилась, но внешние слои звезды раздулись, что привело к еще большей потере массы.[5]

Будущее

Дальнейшее развитие R136a1 остается неопределенным, и нет никаких сопоставимых звезд, подтверждающих прогнозы. Эволюция массивных звезд критически зависит от количества массы, которую они могут потерять, и различные модели дают разные результаты, ни один из которых полностью не соответствует наблюдениям. Считается, что звезды WNh развиваются в LBV поскольку водород в ядре начинает истощаться. Это важная фаза экстремальной потери массы, которая позволяет звезде с металличностью, близкой к солнечной, перейти в звезду Вольфа Райе, не содержащую водорода.[18] Звезды с достаточно сильным перемешиванием от ядра к поверхности из-за очень большого конвективного ядра, высокой металличности или дополнительного вращательного перемешивания могут пропустить фазу LBV и эволюционировать непосредственно из фазы WNh, богатой водородом, в фазу WN с низким содержанием водорода. .[34] Синтез водорода длится немногим более двух миллионов лет, и ожидается, что масса звезды в конце будет 70–80M☉.[27] Одиночная звезда с LMC-металличностью, даже если она начнет вращаться очень быстро, к концу горения водорода затормозит почти до нуля.[35]

После начала термоядерного синтеза гелия оставшийся водород в атмосфере быстро теряется, и R136a1 быстро сжимается до звезды WNE, не содержащей водорода, и светимость уменьшается. Звезды Вольфа Райе в этот момент состоят в основном из гелия и лежат на Основная последовательность гелия нулевого возраста (He-ZAMS), аналогично и параллельно главной последовательности сжигания водорода, но при более высоких температурах.[27]

Во время горения гелия углерод и кислород будут накапливаться в активной зоне, и потеря массы будет продолжаться. В конечном итоге это приводит к развитию спектра WC, хотя при металличности LMC ожидается, что звезда будет проводить большую часть фазы горения гелия со спектром WN. Ближе к концу горения гелия повышение температуры ядра и потеря массы вызывают увеличение как светимости, так и температуры, при этом спектральный класс становится WO. На синтез гелия уйдет несколько сотен тысяч лет, но заключительные стадии сгорания более тяжелых элементов займут не более нескольких тысяч лет.[35][36] R136a1 со временем сократится до чуть более 50M☉, всего 0,5M☉ гелия осталось вокруг ядра.[35]

Сверхновая звезда

Предсказанные остатки сверхновых по начальной массе и металличности звезды

Любая звезда, образующая углеродно-кислородное (C – O) ядро, более массивное, чем максимум для белого карлика (ок. 1,4M☉) неминуемо пострадает коллапс ядра. Обычно это происходит, когда железный сердечник был произведен, и синтез больше не может производить энергию, необходимую для предотвращения коллапса сердечника, хотя это может произойти в других обстоятельствах.

C – O ядро ​​примерно от 64M☉ и 133M☉ станет настолько горячим, что гамма-излучение спонтанно создаст электрон-позитронные пары, и внезапная потеря энергии в ядре вызовет его коллапс в виде сверхновая с парной нестабильностью (PISN), иногда называемая сверхновой при создании пары (PCSN). PISN обычно образуется только в звездах с очень низкой металличностью, которые не теряют достаточной массы, чтобы сохранить размер ядра C – O ниже 64M☉. Это также может происходить при металличности LMC для очень массивных звезд, но прогнозируемый размер ядра C – O для R136a1 ниже 50M☉ так что PISN маловероятен.[35]

Обрушение железного ядра может вызвать сверхновая звезда взрыв, а иногда и гамма-всплеск (GRB). Типом любого взрыва сверхновой будет тип I, поскольку в звезде нет водорода, тип Ic так как в нем почти нет гелия.[35] Особенно массивные железные ядра могут коллапсировать всю звезду в черная дыра без видимого взрыва, или сверхновая сверхновая как радиоактивная 56Ни падает обратно в черную дыру.[37]

Сверхновая типа Ic может производить гамма-всплеск, если звезда вращается и имеет соответствующую массу. Ожидается, что R136a1 потеряет почти все свое вращение задолго до коллапса ядра, поэтому GRB маловероятен.[35]

Остаток сверхновой звезды с коллапсом ядра типа Ic является либо нейтронная звезда или черная дыра, в зависимости от массы ядра-прародителя. Для звезды такой массивной, как R136a1, остаток, скорее всего, будет черной дырой, а не нейтронной звездой.[36]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d 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 .; Винк, Дж. С. (2013). "VLT-FLAMES Tarantula Survey - XI. Перепись горячих светящихся звезд и их отзывы в 30 Doradus". Астрономия и астрофизика. 558: A134. arXiv:1308.3412v1. Bibcode:2013A & A ... 558A.134D. Дои:10.1051/0004-6361/201321824. S2CID 118510909.
  2. ^ а б c d е Hainich, R .; Rühling, U .; Todt, H .; Оскинова, Л. М .; Liermann, A .; Gräfener, G .; Foellmi, C .; Schnurr, O .; Хаманн, W. -R. (2014). «Звезды Вольфа – Райе в Большом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A & A ... 565A..27H. Дои:10.1051/0004-6361/201322696. S2CID 55123954.
  3. ^ Pietrzyński, G; Д. Грачик; W. Gieren; И. Б. Томпсон; Б. Пилецкий; А. Удальский; И. Сошинский; и другие. (7 марта 2013 г.). «Затменно-двоичное расстояние до Большого Магелланова Облака с точностью до двух процентов». Природа. 495 (7439): 76–79. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Натура 495 ... 76П. Дои:10.1038 / природа11878. PMID 23467166. S2CID 4417699.
  4. ^ а б c d е ж Bestenlehner, Joachim M .; Crowther, Paul A .; Caballero-Nieves, Saida M .; Schneider, Fabian R.N .; Симон-Диас, Серхио; Бренды, Сара А .; Де Котер, Алекс; Gräfener, Götz; Эрреро, Артемио; Лангер, Норберт; Леннон, Дэниел Дж .; Маис Апелланис, Хесус; Пульс, Иоахим; Винк, Джорик С. (2020). «Звездное скопление R136, рассеченное космическим телескопом Хаббла / STIS. II. Физические свойства самых массивных звезд в R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. arXiv:2009.05136. Bibcode:2020MNRAS.tmp.2627B. Дои:10.1093 / mnras / staa2801.
  5. ^ а б c d е ж грамм час я j k л Crowther, P.A .; Schnurr, O .; Hirschi, R .; Юсоф, Н .; Паркер, Р. Дж .; Goodwin, S.P .; Кассим, Х.А. (2010). "В звездном скоплении R136 есть несколько звезд, индивидуальные массы которых значительно превышают принятые 150 M⊙ предел звездной массы ». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 408 (2): 731. arXiv:1007.3284. Bibcode:2010МНРАС.408..731С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x. S2CID 53001712.
  6. ^ Feast, M.W .; Теккерей, A.D .; Весселинк, А. Дж. (1960). «Самые яркие звезды в Магеллановых облаках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 121 (4): 337. Bibcode:1960МНРАС.121..337Ф. Дои:10.1093 / минрас / 121.4.337.
  7. ^ а б Feitzinger, J. V .; Schlosser, W .; Schmidt-Kaler, T; Винклер, К. (апрель 1980 г.). «Центральный объект R 136 в газовой туманности 30 Doradus - структура, цвет, масса и параметр возбуждения». Астрономия и астрофизика. 84 (1–2): 50–59. Bibcode:1980A&A .... 84 ... 50F.
  8. ^ Ebbets, D.C .; Конти, П. С. (1982). «Оптический спектр R136a - центрального объекта туманности 30 Doradus». Астрофизический журнал. 263: 108. Bibcode:1982ApJ ... 263..108E. Дои:10.1086/160485. ISSN 0004-637X.
  9. ^ а б Weigelt, G .; Байер, Г. (1985). «R136a в туманности 30 Doradus, разрешенный с помощью голографической спекл-интерферометрии». Астрономия и астрофизика. 150: L18. Bibcode:1985A & A ... 150 л .. 18 Вт.
  10. ^ а б Кэмпбелл, Бел; Хантер, Дейдре А .; Holtzman, Jon A .; Lauer, Tod R .; Шайер, Эдвард Дж .; Код, Артур; Faber, S.M .; Грот, Эдвард Дж .; Свет, Роберт М .; Линдс, Роджер; О'Нил, Эрл Дж., Мл .; Вестфаль, Джеймс А. (1992). "Изображения R136, полученные с помощью планетарной камеры космического телескопа Хаббла" (PDF). Астрономический журнал. 104: 1721. Bibcode:1992AJ .... 104.1721C. Дои:10.1086/116355.
  11. ^ а б Хантер, Дейдре А.; Шая, Эдвард Дж .; Holtzman, Jon A .; Свет, Роберт М .; О'Нил, Эрл Дж., Мл .; Линдс, Роджер (1995). «Население промежуточной звездной массы в R136, определенное по изображениям планетарной камеры 2 космического телескопа Хаббла». Астрофизический журнал. 448: 179. Bibcode:1995ApJ ... 448..179H. Дои:10.1086/175950.
  12. ^ Westerlund, B.E .; Смит, Л. Ф. (1964). «Звезды Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 128 (4): 311. Bibcode:1964МНРАС.128..311W. Дои:10.1093 / mnras / 128.4.311.
  13. ^ «Большое Магелланово Облако открывается из южного полушария Земли». 26 декабря 2014 г.
  14. ^ Massey, P .; Хантер, Д. А. (1998). "Звездное образование в R136: скопление звезд O3, обнаруженное Хаббл Космический телескоп Спектроскопия". Астрофизический журнал. 493 (1): 180–194. Bibcode:1998ApJ ... 493..180M. Дои:10.1086/305126.
  15. ^ Bestenlehner, J.M .; Vink, J. S .; Gräfener, G .; Najarro, F .; Evans, C.J .; Bastian, N .; Bonanos, A. Z .; Bressert, E .; Crowther, P.A .; Doran, E .; Фридрих, К .; Hénault-Brunet, V .; Herrero, A .; de Koter, A .; Langer, N .; Леннон, Д. Дж .; Maíz Apellániz, J .; Sana, H .; Сошинский, И .; Тейлор, В. Д. (2011). "Исследование тарантулов VLT-FLAMES". Астрономия и астрофизика. 530: L14. arXiv:1105.1775. Bibcode:2011A & A ... 530L..14B. Дои:10.1051/0004-6361/201117043. S2CID 119305523.
  16. ^ Герреро, Мартин А .; Чу, Ю-Хуа (2008). «Рентгеновское исследование звезд Вольфа-Райе в Магеллановых облаках. I. Набор данных ChhandraACIS». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 177 (1): 216–237. arXiv:0802.0503. Bibcode:2008ApJS..177..216G. Дои:10.1086/587059. S2CID 16684661.
  17. ^ Townsley, Leisa K .; Broos, Патрик С .; Фейгельсон, Эрик Д .; Гармир, Гордон П.; Гетман, Константин В. (2006). "Исследование AChandraACIS 30 Doradus. II. Точечные источники рентгеновского излучения в массивном звездном скоплении R136 и за его пределами". Астрономический журнал. 131 (4): 2164–2184. arXiv:Astro-ph / 0601106. Bibcode:2006AJ .... 131.2164T. Дои:10.1086/500535. S2CID 17370015.
  18. ^ а б c Смит, Натан; Конти, Питер С. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с обратной связью». Астрофизический журнал. 679 (2): 1467–1477. arXiv:0802.1742. Bibcode:2008ApJ ... 679.1467S. Дои:10.1086/586885. S2CID 15529810.
  19. ^ Хиллер, Д. Джон; Миллер, Д. Л. (1998). «Обработка перекрытия линий без LTE в сферически расширяющихся потоках». Астрофизический журнал. 496 (1): 407–427. Bibcode:1998ApJ ... 496..407H. Дои:10.1086/305350. ISSN 0004-637X.
  20. ^ 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 .; Де Котер, А .; Де Минк, С.Э.; Evans, C.J .; Gräfener, G .; Herrero, A .; Howarth, I.D .; Langer, N .; Леннон, Д. Дж .; Puls, J .; Sana, H .; Винк, Дж. С. (2016). «Звездное скопление R136, рассеченное космическим телескопом Хаббла / STIS. I. Спектроскопический учет в дальнем ультрафиолете и происхождение He II λ1640 в молодых звездных скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 458 (1): 624–659. arXiv:1603.04994. Bibcode:2016МНРАС.458..624С. Дои:10.1093 / mnras / stw273. S2CID 119131482.
  21. ^ Hamann, W.-R .; Грефенер, Г. (2004). «Готовые к использованию сетки модельных спектров звезд WN». Астрономия и астрофизика. 427 (2): 697–704. Bibcode:2004A & A ... 427..697H. Дои:10.1051/0004-6361:20040506.
  22. ^ а б Gräfener, G .; Vink, J. S .; de Koter, A .; Лангер, Н. (2011). «Фактор Эддингтона как ключ к пониманию ветра самых массивных звезд». Астрономия и астрофизика. 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode:2011A & A ... 535A..56G. Дои:10.1051/0004-6361/201116701. S2CID 59396651.
  23. ^ а б Breysacher, J .; Azzopardi, M .; Тестор, Г. (1999). "Четвертый каталог звезд населения I Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке". Астрономия и астрофизика. Серия дополнений к астрономии и астрофизике. 137 (1): 117–145. Bibcode:1999A и AS..137..117B. Дои:10.1051 / aas: 1999240.
  24. ^ А. Дж. Ван Марле; С. П. Овоки; Н. Я. Шавив (2008). «Континуум, управляемый ветрами супер-Эддингтонских звезд. История двух пределов». Материалы конференции AIP. 990: 250–253. arXiv:0708.4207. Bibcode:2008AIPC..990..250V. Дои:10.1063/1.2905555. S2CID 118364586.
  25. ^ Мартинс, Фабрис (2015). «Эмпирические свойства очень массивных звезд». Очень массивные звезды в локальной вселенной. Очень массивные звезды в локальной вселенной. Библиотека астрофизики и космических наук. 412. С. 9–42. arXiv:1404.0166. Bibcode:2015АССЛ..412 .... 9М. Дои:10.1007/978-3-319-09596-7_2. ISBN 978-3-319-09595-0. S2CID 119229211.
  26. ^ Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис (1994). «Светящиеся синие переменные: астрофизические гейзеры». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 106: 1025. Bibcode:1994PASP..106.1025H. Дои:10.1086/133478.
  27. ^ а б c d Köhler, K .; Langer, N .; de Koter, A .; де Минк, С.Э.; Crowther, P.A .; Evans, C.J .; Gräfener, G .; Sana, H .; Sanyal, D .; Schneider, F.R.N .; Винк, Дж. С. (2014). «Эволюция вращающихся очень массивных звезд с составом БМО». Астрономия и астрофизика. 573: A71. arXiv:1501.03794. Bibcode:2015A & A ... 573A..71K. Дои:10.1051/0004-6361/201424356. S2CID 28962151.
  28. ^ Зиннекер, Ганс; Йорк, Гарольд В. (2007). «К пониманию массивного звездообразования *». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 45 (1): 481–563. arXiv:0707.1279. Bibcode:2007ARA & A..45..481Z. Дои:10.1146 / annurev.astro.44.051905.092549. S2CID 119169578.
  29. ^ Фигер, Дональд Ф. (2005). «Верхний предел масс звезд». Природа. 434 (7030): 192–194. arXiv:Astro-ph / 0503193. Bibcode:2005Натура.434..192F. Дои:10.1038 / природа03293. PMID 15758993. S2CID 4417561.
  30. ^ Койпер, Рольф; Клар, Хуберт; Бойтер, Хенрик; Хеннинг, Томас (2011). «Трехмерное моделирование массивного звездообразования в сценарии дисковой аккреции». Астрофизический журнал. 732 (1): 20. arXiv:1102.4090. Bibcode:2011ApJ ... 732 ... 20K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 732/1/20. ISSN 0004-637X. S2CID 73681618.
  31. ^ О, Самбаран; Крупа, Павел; О, Сынкён (2012). «Возникновение суперканонических звезд в звездных скоплениях типа R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 1208 (2): 826. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012МНРАС.426.1416Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21672.x. S2CID 119202197.
  32. ^ Винк, Джорик С .; Хегер, Александр; Krumholz, Mark R .; Пульс, Иоахим; Banerjee, S .; Castro, N .; Chen, K. -J .; Chene, A. -N .; Crowther, P.A .; Daminelli, A .; Grafener, G .; Groh, J. H .; Hamann, W. -R .; Куча, S .; Herrero, A .; Капер, Л .; Najarro, F .; Оскинова, Л. М .; Roman-Lopes, A .; Rosen, A .; Сандер, А .; Ширази, М .; Sugawara, Y .; Tramper, F .; Vanbeveren, D .; Voss, R .; Wofford, A .; Чжан, Ю. (2013). «Очень массивные звезды (VMS) в локальной вселенной». Труды Международного астрономического союза. 10: 51–79. arXiv:1302.2021. Bibcode:2015HiA .... 16 ... 51В. Дои:10.1017 / S1743921314004657. S2CID 118564450.
  33. ^ Лангер, Н. (2012). «Пресуперновая эволюция массивных одиночных и двойных звезд». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 50 (1): 107–164. arXiv:1206.5443. Bibcode:2012ARA & A..50..107L. Дои:10.1146 / annurev-astro-081811-125534. S2CID 119288581.
  34. ^ Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Хирши, Рафаэль; Мэдер, Андре; Мэсси, Фил; Пшибилла, Норберт; Ниева, М.-Фернанда (январь 2011 г.). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива единственной массивной звезды». Société Royale des Sciences de Liège, Бюллетень. 80: 266–278. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  35. ^ а б c d е ж Юсоф, Норхаслиза; Хирши, Рафаэль; Мейне, Жорж; Crowther, Paul A .; Экстрём, Сильвия; Фришкнехт, Урс; Георгий, Кирилл; Абу Кассим, Хасан; Шнурр, Оливье (2013). «Эволюция и судьба очень массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 433 (2): 1114. arXiv:1305.2099. Bibcode:2013МНРАС.433.1114Y. Дои:10.1093 / mnras / stt794. S2CID 26170005.
  36. ^ а б Groh, Jose H .; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрём, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A & A ... 558A.131G. Дои:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID 84177572.
  37. ^ О'Коннор, Эван; Отт, Кристиан Д. (2011). "Формирование черных дыр в разрушающихся сверхновых с коллапсом ядра". Астрофизический журнал. 730 (2): 70. arXiv:1010.5550. Bibcode:2011ApJ ... 730 ... 70O. Дои:10.1088 / 0004-637X / 730/2/70. ISSN 0004-637X. S2CID 34865398.

Координаты: Карта неба 05час 38м 42.43s, −69° 06′ 02.2″