R136a1

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
R136a1
Description de cette image, également commentée ci-après
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[1]
Déclinaison −69° 06′ 02,2″[1]
Constellation Dorade[2]
Magnitude apparente 12,77[1]
Caractéristiques
Type spectral RW5h[1],[3]
Indice U-B 1,34
Indice B-V 0,01[1]
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 −7,1[3]
Caractéristiques physiques
Masse 420 M[3]
Rayon 280−350 R[3]
Luminosité log(L/L) = 6,87[3],
soit L = 10×106 L
[3]
Température Teff = 50 000−56 000 K[3]
Métallicité ?
Rotation ? km/s
Âge ? a

Autres désignations

RAT99 108, RMC 136a1, [HSH95] 3, [RO84] 1b, Cl * RNGCC 2070 MH 498, [CHH92] 1, [P93] 954.

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

Une masse d'environ 420 masses solaires (notation 420 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 300 fois plus grande (diamètre estimé à 417 600 000 km contre 1 392 000 km), plusieurs millions de fois plus lumineuse et avec une température à sa photosphère (surface qui produit la lumière visible) huit à neuf fois plus élevée (53 000 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, RNGCC 3603 et R136a. La nature de R136a1 était sujet à controverse, deux possibilités étant envisageables pour expliquer sa nature :

  1. Un objet supermassif de 5000 à 8000 masses solaires ;
  2. Un amas d'étoiles dense.

En 1985, un groupe de chercheurs avait déterminé qu'il s'agissait de la seconde possibilité (un amas d'étoiles composé d'au moins 20 étoiles) par une technique numérique d'Interférométrie des tavelures [4]. L'équipe de Paul Crowther a complété cette découverte en identifiant plusieurs étoiles avec des températures superficielles avoisinant les 50 000 K et quatre étoiles pesant de 200 à 320 masses solaires dans cet amas.

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

R136a1 est une étoile Rayet-wolf avec une température superficielle de plus de 50 000 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 380 masses solaires et a perdu 50 masses solaires au cours du million d'années suivant.

De gauche à droite : une naine rouge, le Soleil, une naine bleue et la supergéante bleue R136a1. R136a1 n'est pas la plus grande étoile connue en termes de volume ; ce titre appartenait encore récemment à l'étoile hypergéante rouge VV Cephei A, du système (stellaire) binaire VV Cephei ; maintenant détrôné par UY Scuti (2017)[réf. nécessaire].

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 500 masses solaires, les astronomes soupçonnent qu'une telle étoile deviendra, à sa mort, une rééhypernova, une explosion stellaire avec une énergie de plus de 10 000 supernova.

Une telle étoile peut également mourir prématurément comme une supernova à 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 de 1,022 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, réchauffent le cœur et accélèrent 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 gamma, chauffera et illuminera le rémanent de supernova durant quelques mois en devenant du fer 56.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a, b, c, d et e (en) BAT99 108 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg. (consulté le 14 janvier 2016).
  2. (en) BAT199 108 sur la base de données VizieR du Centre de données astronomiques de Strasbourg (consulté le 14 janvier 2016).
  3. a, b, c, d, e, f et g (en) BAT199 108 (consulté le 14 janvier 2016).
  4. http://www.mpifr.de/div/ir-interferometry/papers/weigelt_baier_aua150_l18-l20_1985.pdf

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]