R136a1
 | |
| R136a1 זוהר במרכז התמונה | |
| נתוני תצפית | |
|---|---|
| קבוצת כוכבים | דג זהב |
| סוג | כוכב וולף-ראייה |
| בהירות נראית | 12.23 |
| סיווג ספקטרלי | WN5h |
| עלייה ישרה | 5ʰ 38ᵐ 42.43ˢ מילי-שניות קשת בשנה |
| נטייה | 2.2″ 6′ 69°- מילי-שניות קשת בשנה |
| מאפיינים פיזיים | |
| בהירות מוחלטת |
−5.75  |
| מרחק |
165,000 שנות אור 50,588.67 פארסק |
| רדיוס | 35.4-3.6+4 רדיוסי שמש |
| מסה | 265-35+80 מסות שמש |
| עוצמת הארה | פי 8,700,000 מהשמש |
| טמפרטורה | 3,000 ± 53,000 K |
| גיל | 2 מיליון שנים |
| היסט | 0.0197±0.0001 אלפיות של שניות קשת |
  | |
R136a1 הוא הכוכב המסיבי ביותר שנצפה ומסתו מוערכת ב-265 מסות שמש. הוא גם הכוכב בעל עוצמת ההארה הגדולה ביותר, פי 8,700,000 מעוצמת ההארה של השמש. הכוכב הוא מטיפוס נדיר מאוד, הדומה לכוכבי וולף-ראייה אך בניגוד להם הוא כוכב צעיר שעדיין מתיך מימן בליבתו (אנ'). R136a1 נמצא בענן המגלני הגדול, בקבוצת כוכבים דג זהב. הוא חלק מצביר כוכבים R136 (אנ') המכיל כוכבים מסיביים[א] ביותר וצעירים, בני כמה מיליוני שנים בלבד.
כמו כוכבים היפר מסיביים אחרים, ל-R136a1 אין צורה מוגדרת, ועם שינויי קונבקציה בחלקו הפנימי נפלטות שלוחות גדולות של מעטפת, שלאחר מכן חוזרות ושוקעות. כמו כוכבים מסיביים אחרים הקרובים לבהירות אדינגטון, גם R136a1 איבד חלק ניכר ממסתו הראשונית בקרינה וברוח השמש. מעריכים כי מסתו הראשונית הייתה כ-320 מסות שמש והוא איבד כ-50 מסות שמש במיליון השנים האחרונות. עם זאת, תאוריות חדשות טוענות כי אף כוכב אינו יכול להיווצר במסה של מעל 150 מסות שמש ועל כן מעריכים שכוכבים היפר-מסיביים כמו R136a1 נוצרו ממיזוג[ב] של כמה כוכבי ענק.
צביר הכוכבים R136 נחשב בעבר לעצם מסיבי יחיד שמסתו הוערכה בין 1,000 ל-3,000 מסות שמש. טבעו של הצביר נחשף על ידי אינטרפרומטריית כתם (אנ') כצביר כוכבים צפוף המכיל מספר כוכבים בעלי טמפרטורת שטח פנים הגבוהה מ-40,000 קלווין שהם יותר מפי 7 מהשמש, כמו כן כוכבים אלו בהירים פי כמה מיליונים מהשמש שלנו. לפחות ל-3 מכוכבים אלו מסה הגבוהה מ-150 מסות שמש.
.jpg)
R136a1 צפוי לסיים את חייו בהיפרנובה, התפוצצות עצומה החזקה פי 100 מסופרנובה. זו תהיה היפרנובה אנרגטית במיוחד שבפיצוצה תשתחרר אנרגיה בכמות של 1046 ג'ול. ייתכן ויסיים את חייו מוקדם יותר בתהליך אי יציבות זוגית. ליבת הכוכב צפויה לקרוס[ג] לחור שחור.
ראו גם
[עריכת קוד מקור | עריכה]קישורים חיצוניים
[עריכת קוד מקור | עריכה]
- R136a1, במסד הנתונים SIMBAD לגרמי שמיים אסטרונומיים (באנגלית)
ביאורים
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ↑ כוכבים מסיביים הם כוכבים בעלי מסה הגדולה פי 10 ויותר מזו של השמש, המאופיינים בעוצמת הארה עצומה (פי מיליון מהשמש), צבע כחול, וחיים קצרים יחסית בגלל שריפה מהירה של דלק גרעיני. הם חיוניים ליצירת יסודות כבדים, מסיימים את חייהם בפיצוץ סופרנובה, ויוצרים חורים שחורים או כוכבי נייטרונים.
- ↑ מיזוג כוכבים (Stellar merger) הוא תהליך קוסמי שבו שני כוכבים מתנגשים ומתאחדים לכוכב אחד, לרוב בשלבי חייהם הסופיים או במערכות בינאריות קרובות. תהליך זה יכול להתרחש כאשר כוכבים סיימו את חייהם (כמו ננסים לבנים) ומתמזגים ליצירת כוכב פעיל, או בהתנגשות עוצמתית של כוכבי ניטרונים, היוצרת גלי כבידה וקרינה.
- ↑ קריסת חור שחור מתייחסת בדרך כלל לתהליך היווצרות חור שחור, המתרחש כאשר כוכב מסיבי (פי 20 ממסת השמש לפחות) מסיים את חייו וקורס תחת כוח הכבידה של עצמו, מה שיוצר נקודה בעלת צפיפות אינסופית המכונה סינגולריות. בתהליך זה, החומר נדחס למרחב כה קטן עד שמהירות המילוט ממנו עולה על מהירות האור.