R136a2

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R136a2 (RMC 136a2) ist ein Wolf-Rayet-Stern[1] des Typs WN-5H[2] im Sternenhaufen R136 des Tarantel-Nebels, einer massiven H II-Region in der Großen Magellanschen Wolke.

Der Stern R136a2 befindet sich innerhalb des Zentrums des offenen Sternenhaufens R136 in dem Cluster R136a. Er hat eine der höchsten bestätigten Massen und Helligkeiten unter den bekannten Sternen, bei etwa 195 M☉ und einer Leuchtkraft von 4,3 Mio. L☉.[3]

Der offene Sternhaufen R136 (bestehend aus den Clustern R136a, b und c). In der Mitte befindet sich der zentrale Cluster R136a mit den Sternen a1-a24. Die beiden hellsten Sterne des zentralen Clusters, R136a1 und R136a2, befinden sich in der Bildmitte und sind soeben aufgelöst (mit ±0,3 Bogensekunden). Der zweitgrößte Stern R136a2 ist unmittelbar links neben R136a1 und scheint ihn fast zu berühren. Der Abstand liegt unterhalb von ½ Parsec;[4] dennoch sind R136a1 und R136a2 nicht gravitativ gebunden. Der drittgrößte Stern R136c befindet sich unten links, am Bildrand. Er liegt außerhalb des zentralen Clusters in dem Bereich c. In dem zentralen Cluster befindet sich zudem der viertgrößte Stern R136a3, rechts unterhalb von R136a1. Der Stern R136b befindet sich etwas oberhalb der Verbindungslinie zwischen R136a1 und R136c)[5] am Rand des zentralen Clusters. Er hat eine Gesamtmasse von über 200 M☉ und übertrifft in der Masse sogar R136a2. Es ist jedoch ein Mehrfachsystem mit einem zentralen Wolf-Rayet-Stern 93 M☉.[6]

Er befindet sich zudem in unmittelbarer Nähe des derzeit bekannten massenreichsten Wolf-Rayet-Sterns R136a1 (siehe Abbildung).

Der Stern R136a2 überschreitet – vergleichbar zu seinen Nachbarsternen R136a1 und 136c – die theoretische Massengrenze von 150 M☉, die Sterne ohne einen Verlust an Stabilität erreichen könnten (sog. „Eddington-Grenze“).

Nach Modellrechnungen kann diese Massengrenze unter Einhaltung des hydrodynamischen Gleichgewichts überschritten werden, wenn z. B. zwei oder mehr junge, massenreiche O-Sterne unmittelbar bei der Hauptreihenentwicklung miteinander verschmelzen.[7] Vereinzelte HII-Regionen bieten eine entsprechende Sternendichte, so auch der Sternhaufens R136. Bei diesem Vorgang der Sternverschmelzung liegt die maximale Massengrenze für stabile Sterne nach Modellrechnungen bei ca. 300 M☉.[8]

Physikalische Hintergründe[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

R136a2 gehört zu dem Typ WN-5H. Sterne dieser Spektralklasse (WN) verfügen über ausgeprägte N-Emissionslinien aufgrund des CNO-Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus). Die Bezeichnung 5H bedeutet in diesem Zusammenhang, dass der Wasserstoffanteil des Sterns hoch ist und die Brennschale (Wasserstoff zu Helium) tief in den Stern hineinreicht (sog. WNH-Sterne[9]).

Bei der Verschmelzung junger 0-Sterne können massereiche Sterne entstehen, welche die Grenze von 150 M☉ überschreiten.[10] Diese Sterne haben zudem einem ausgeprägten Sternwind. Bei den so entstehenden jungen Wolf-Rayet-Sternen des Typs WNH erfolgt eine überproportional ansteigende Energieproduktion. Der Hintergrund dieser hohen Energieproduktion ist die geringe Metallizität der Sternmaterie, begleitet von einer intensiven Durchmischung des fusionierenden Materials. Die intensive Durchmischung ist eine Begleiterscheinung der schnellen Rotation des Sterns.

Der zur schnellen Rotation erforderliche Drehimpuls des Sterns resultiert unmittelbar aus den Bahnbewegungen der verschmelzenden Einzelsterne. Anhand von Spektralanalysen und Modellrechnungen konnten diese Gegebenheiten bei R136a1 und R136a2 bestätigt werden.[11][12]

Zukünftige Entwicklung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der hohe Masseverlust ist ein durchgängiges Kennzeichen der Wolf-Rayet-Sterne. Die leuchtstärksten, wasserstoffreichsten Wolf-Rayet-Sterne des Typs WN-5H verlieren innerhalb von nur 2 – 3 Millionen Jahren sogar den überwiegenden Teil der Masse (aufgrund des Sternwindes und der exzessiven Energieproduktion). Anschließend erfolgt der Übergang zum Typ WNE (wasserstoffarm) und der Beginn des Heliumbrennens.

Bereits vor dem Eintritt in diese Phase verringert sich die Rotationsgeschwindigkeit aufgrund des Sternwindes um ein Vielfaches. Bei dem Übergang zum WNE-Stern liegt die verbleibende Masse des Wolf-Rayet-Sterns unterhalb der Hälfte des ursprünglichen Werts. Für R136a2 wird für diesen Zeitpunkt eine Masse von ca. 50 M☉ und darunter prognostiziert.[13]

Im Endstadium wird R136a2 mit hoher Wahrscheinlichkeit zu einer Supernova vom Typ 1b oder 1c.

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. ↑ Wolf-Rayet Stars. Abgerufen am 3. Juli 2020.
  2. ↑ G. Meynet, A. Maeder: Stellar evolution with rotation – XI. Wolf-Rayet star populations at different metallicities. In: Astronomy & Astrophysics. Band 429, Nr. 2, 1. Januar 2005, ISSN 0004-6361, S. 581–598, doi:10.1051/0004-6361:20047106 (aanda.org [abgerufen am 3. Juli 2020]).
  3. ↑ WikiVisually.com. Abgerufen am 3. Juli 2020.
  4. ↑ M. A. Campbell, C. J. Evans, A. D. Mackey, M. Gieles, J. Alves: VLT-MAD observations of the core of 30 Doradus. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 405, Nr. 1, 11. Juni 2010, ISSN 0035-8711, S. 421–435, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16447.x (oup.com [abgerufen am 2. Juli 2020]).
  5. ↑ M. A. Campbell, C. J. Evans, A. D. Mackey, M. Gieles, J. Alves: VLT-MAD observations of the core of 30 Doradus. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 405, Nr. 1, 11. Juni 2010, ISSN 0035-8711, S. 421–435, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16447.x (oup.com [abgerufen am 2. Juli 2020]).
  6. ↑ Stars Just Got Bigger – A 300 Solar Mass Star Uncovered. Abgerufen am 2. Juli 2020 (englisch).
  7. ↑ n-tv NACHRICHTEN: Astronomen knacken Geheimnis. Abgerufen am 7. Juli 2020.
  8. ↑ Stars Just Got Bigger – A 300 Solar Mass Star Uncovered. Abgerufen am 2. Juli 2020 (englisch).
  9. ↑ WNH Stars. doi:10.1086/586885/fulltext/72728.text.html (iop.org [abgerufen am 5. Juli 2020]).
  10. ↑ Sambaran Banerjee, Pavel Kroupa, Seungkyung Oh: The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 426, Nr. 2, Oktober 2012, ISSN 0035-8711, S. 1416–1426, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x (harvard.edu [abgerufen am 7. Juli 2020]).
  11. ↑ O. Schnurr, A.-N. Chené, J. Casoli, A. F. J. Moffat, N. St-Louis: VLT/SINFONI time-resolved spectroscopy of the central, luminous, H-rich WN stars of R136. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 397, Nr. 4, 21. August 2009, ISSN 0035-8711, S. 2049–2056, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x (oup.com [abgerufen am 2. Juli 2020]).
  12. ↑ Cristina Chiappini, Urs Frischknecht, Georges Meynet, Raphael Hirschi, Beatriz Barbuy: Imprints of fast-rotating massive stars in the Galactic Bulge. In: Natur. Band 472, Nr. 7344, April 2011, ISSN 0028-0836, S. 454–457, doi:10.1038/nature10000 (harvard.edu [abgerufen am 2. Juli 2020]).
  13. ↑ E. I. Doran, P. A. Crowther, A. de Koter, C. J. Evans, C. McEvoy: The VLT-FLAMES Tarantula Survey – XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus. In: Astronomy & Astrophysics. Band 558, 1. Oktober 2013, ISSN 0004-6361, S. A134, doi:10.1051/0004-6361/201321824 (aanda.org [abgerufen am 5. Juli 2020]).
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