R136a1

R136a1
Vue d'artiste de l'étoiles Wolf-Rayet R136a1 dans le Grand Nuage de Magellan.
Données d'observation (Époque J2000.0)
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 R-I	?
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	?
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.

D'une température sept fois plus élevée que le Soleil, elle aurait une masse d'environ 265 M☉ (masses solaires), ce qui en fait l'étoile la plus massive jamais observée (au 21 juillet 2010)^[1] : avant cette découverte les astrophysiciens pensaient que la masse solaire maximum était 80 M☉. Comparativement à notre Soleil, R136a1 serait prêt de 100 fois plus large (140 000 000 km estimés contre 1 392 000 km), plusieurs millions de fois plus lumineuse et avec une température à sa surface sept fois plus élevée (40 000 K contre 6 000 °C 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

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'étoile, NGC 3603 et R136a. La nature de R136a 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 digitale d'Interférométrie des tavelures ^[2]. 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

R136a1 est une étoile de 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 continue. 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 nain bleu, et R136a1. R136a1 n'est pas la plus grande étoile connue en termes de volume; ce titre appartient à 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'énergies cinétique de la paire annihilée. Ces productions et annihilation de paires ralentissent l'évacuation de l'énergie, réchauffe le cœur, accélère la nucléosynthèse. Les réactions s'emballent jusqu’à l’explosion. Si R136a1 a subi une telle explosion elle échouerait 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

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