R136a1

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Coordonnées : Sky map 5h 38m 42.43s, −69° 06′ 02.2″

R136a1

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Vue d'artiste de l'étoile Wolf-Rayet R136a1 dans le Grand Nuage de Magellan.

Époque J2000.0

Données d'observation
Ascension droite 5h 38m 42,43s
Déclinaison −69° 06′ 02,2″
Constellation Dorade
Magnitude apparente 12,77
Caractéristiques
Type spectral étoile Wolf-Rayet
Indice U-B 1,34
Indice B-V 0,01
Indice V-R ?
Indice R-I ?
Indice J-K ?
Indice J-H ?
Variabilité ?
Astrométrie
Vitesse radiale ? km/s
Mouvement propre μα = ? mas/a
μδ = ? mas/a
Parallaxe ? mas
Distance 165 000 al
(50 590 pc)
Magnitude absolue - 6 ?
Caractéristiques physiques
Masse 320 M
Rayon 35,4 R
Gravité de surface (log g) ?
Luminosité 8 700 000 L
Température 3 000 à 53 000 K
Métallicité ?
Rotation km/s
Âge ? a

Autres désignations

BAT99 108, RMC 136a1, [HSH95] 3, [WO84] 1b, Cl * NGC 2070 MH 498, [CHH92] 1, [P93] 954.

R136a1 est une étoile située dans l'amas stellaire R136a.

Une masse d'environ 265 masses solaires (notation 265 M☉) en ferait l'étoile la plus massive jamais observée. Avant cette découverte, les astrophysiciens pensaient que la masse stellaire maximum était 150 M☉. Comparativement à notre Soleil, R136a1 serait près de 100 fois plus grande (140 000 000 km estimés contre 1 392 000 km), plusieurs millions de fois plus lumineuse et avec une température à sa photosphère (surface qui produit la lumière visible) sept fois plus élevée (40 000 K contre 6 000 K pour notre étoile).

C'est un membre de R136a, un amas stellaire situé à environ 165 000 années-lumière dans la constellation de la Dorade, à proximité du centre de la Nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan. La masse de l'étoile a été déterminée par une équipe d'astronomes dirigés par Paul Crowther en 2010.

Découverte[modifier | modifier le code]

Les nouvelles de la découverte de l'étoile ont été publiées en juillet 2010. Une équipe d'astronomes britanniques menés par Paul Crowther, professeur d'astrophysique à l'Université de Sheffield, a utilisé le Very Large Telescope (VLT) au Chili, pour étudier deux groupes d'étoiles, NGC 3603 et R136a. La nature de R136a1 était sujet à controverse, deux possibilités étant envisageables pour expliquer sa nature :

  1. un objet supermassif de 1000 à 3000 masses solaires ;
  2. un amas d'étoiles dense.

En 1985, un groupe de chercheur a déterminé qu'il s'agissait de la seconde possibilité (un amas d'étoiles composés d'au moins 8 étoiles) par une technique numérique d'Interférométrie des tavelures [1]. L'équipe de Paul Crowther a complété cette découverte en identifiant plusieurs étoiles avec des températures superficielles avoisinant les 53 000 K et quatre étoiles pesant de 165 à 320 masses solaires dans cet amas.

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

R136a1 est une étoile de type Wolf-Rayet avec une température superficielle de plus de 40 000 K. Comme d'autres étoiles qui sont près de la limite d'Eddington, R136a1 a perdu une grande partie de sa masse initiale par un vent stellaire continu. Il est évalué que, à sa naissance, l'étoile faisait 320 masses solaires et a perdu 50 masses solaires au cours du million d'année suivant. [2]

De gauche à droite: une naine rouge, le Soleil, une naine bleue, et la géante bleue R136a1. R136a1 n'est pas la plus grande étoile connue en termes de volume; ce titre appartient à l'hypergéante VY Canis Majoris .

Les étoiles dont la masse est comprise entre 8 et 150 masses solaires éclatent à la fin de leurs vies comme une supernova, devenant des étoiles à neutrons ou des trous noirs. Ayant établi l'existence d'étoiles entre 150 et 300 masses solaires, les astronomes soupçonnent qu'une telle étoile à sa mort deviendra une hypernova, une explosion stellaire avec une énergie de plus de 100 supernova. Une telle étoile peut également mourir prématurément comme "une supernova d'instabilité de paire" bien avant que son cœur ne s'effondre naturellement par manque de carburant. Dans les étoiles de plus de 140 masses solaires, les hautes pressions et la lenteur de l'évacuation de l'énergie à travers les couches épaisses accélèrent la nucléosynthèse De tels cœurs s'enrichissent en oxygène et deviennent assez chauds pour émettre beaucoup de rayons gamma de plus l.022 MeV. Ces rayons gamma sont suffisamment énergétiques pour produire des paires de positron électron, une production favorisée par l’oxygène. Le positron s'annihile avec un électron pour donner deux photons gamma de 0,511 MeV plus l'énergie cinétique de la paire annihilée. Ces productions et annihilation de paires ralentissent l'évacuation de l'énergie, réchauffe le cœur et accélère la nucléosynthèse. Les réactions s'emballent jusqu’à l’explosion. Si R136a1 subit une telle explosion, elle échouera à laisser un trou noir et au lieu de cela la douzaine de masses solaires de nickel 56 produites dans son cœur seraient dispersées dans le milieu interstellaire. Le nickel 56, par radioactivité bêta, chauffera et illuminera le rémanent de supernova durant quelques mois en devenant du fer 56.

Notes et références[modifier | modifier le code]