R136 — это центральная группа звезд в рассеянном скоплении NGC 2070, находящемся в сердце туманности Тарантул. В этом молодом скоплении, размером всего несколько световых лет, сосредоточены одни из самых массивных и ярких звезд во Вселенной.
Каждая из них излучает свет в миллионы раз мощнее солнечного. Это плотное скопление звезд ставит под сомнение наши представления о формировании звезд, их максимальном весе и влиянии турбулентной среды на эволюцию звездных скоплений и их окружение.
R136 — главный источник ионизации, благодаря которому мы видим туманность Тарантул. Это одно из самых активных рассеянных скоплений. Самые яркие его звезды имеют видимую звездную величину от 12 до 14. Их внутренняя светимость превышает солнечную в миллион раз. За несколько секунд эти звезды вырабатывают больше энергии, чем наше Солнце за целый год.
Особенности скопления R136
В скоплении R136 насчитывается 72 исключительно яркие и массивные звезды, расположенные всего в 16 световых годах (5 парсеках) от центра скопления.
Видимый размер области составляет 20 угловых секунд. Плотность звезд в скоплении R136 примерно в 200 раз выше, чем в среднем в ассоциации OB-звезд.
Скопление R136 выделяется яркими звездами Вольфа-Райе и массивными звездами спектрального класса O. Звезда Вольфа-Райе R136a1 — самая массивная и яркая из известных. Ее соседи R136a2 и R136a3 почти не уступают ей.
Однако R136 — нечто большее, чем просто скопление массивных звезд. Изучение R136 с помощью «Хаббла» изменило представления о звездообразовании. Ранее считалось, что массивные звезды формируются в изоляции, но наблюдения показали обратное. Открытия в R136 повлияли на модели эволюции галактик.
R136 — ближайший аналог условий в ранней Вселенной, где формировались первые звезды. Это помогает понять, как звезды достигали больших масс. R136 связывает локальную Вселенную с космологической теорией.
Масса скопления — 90 000 солнечных масс, что меньше предыдущих оценок в 450 000 солнечных масс. Высокая масса приведет к трансформации R136 в шаровое скопление.
Звезды R136 молоды, их возраст менее 2 миллионов лет. Ни одна из них еще не стала сверхновой. В скоплении нет голубых гипергигантов, красных сверхгигантов и ярких голубых переменных звезд. Несмотря на короткую жизнь, они еще не достигли поздней стадии эволюции.
Дом звездных гигантов
В скоплении R136 находятся одни из самых массивных звезд, известных науке. Среди них выделяются R136a1, R136a2, R136a3 и R136c. Высокая концентрация молодых ярких звезд позволяет считать R136 областью активного звездообразования.
Звезды скопления R136 в основном относятся к типу Вольфа — Райе (WNh), горячие голубые сверхгиганты спектрального класса O. Также присутствуют звезды типа OIf/WN, которые сочетают характеристики обоих классов. Все они обладают огромной массой и яркостью.
Менее массивные звезды теряются на фоне своих ярких соседей из-за большого расстояния. Однако астрономы обнаружили несколько звезд спектрального класса B, находящихся на главной последовательности, на окраинах скопления.
К наиболее массивным и ярким членам R136 принадлежат звезды WN R136a1, R136a2, R136a3, R136c и голубые сверхгиганты R136a5, R136a6, R136b.
Звезды R136
| Имя | Спектральный класс | Масса (M☉) | Температура (K) | Светимость (L☉) |
| R136a1 | WN5h | 291 ± 46 | 46,000 | 7,244,000 |
| R136a2 | WN5h | 195 ± 35 | 47,000 | 5,129,000 |
| R136a3 | WN5h | 184 ± 40 | 50,000 | 5,012,000 |
| R136a4 | O3 V((f*))(n) | 108 | 50,000 | 1,905,000 |
| R136a5 | O2I(n)f* | 116 | 48,000 | 2,089,000 |
| R136a6 | O2I(n)f*p | 105 | 52,000 | 1,738,000 |
| R136a7 | O3III(f*) | 127 | 54,000 | 2,291,000 |
| R136a8 | O2–3V | 96 | 49,500 | 1,479,000 |
| R136b | O4If | 92 | 35,500 | 2,239,000 |
| R136c | WN5h | 142 | 42,170 | 3,802,000 |
R136a1 — самая массивная и яркая звезда из известных. Её масса примерно в 291 раз больше солнечной, а светимость достигает 7 244 000 солнечных. Ей всего около миллиона лет.
Предыдущим рекордсменом была звезда Вольфа — Райе BAT99-98. Она находится в скоплении NGC 2070 рядом с R136. BAT99-98 по массе и светимости сопоставима с самыми яркими звёздами скопления R136. Первоначальная масса BAT99-98 составляла около 250 солнечных масс, но из-за сильного звёздного ветра она потеряла примерно 20 масс. Светимость BAT99-98 оценивается в 5,012 миллиона солнечных, что делает её по энерговыработке похожей на R136a2 и R136a3.
Убегающие звезды
Некоторые звёзды скопления R136 покинули его. Астрономы считают, что массивная звезда Вольфа — Райе VFTS 682 могла быть выброшена. Учитывая её массу в 137,8 солнечных, маловероятно, что она образовалась в изоляции.
Сейчас звезда находится более чем в 95 световых годах к северо-востоку от R136, в более крупном регионе Тарантул. VFTS 682 — одна из самых ярких звёзд, её светимость составляет 3,2 миллиона солнечных.
В 2024 году группа учёных под руководством Митчела Ступа из Амстердамского университета обнаружила 55 массивных «убегающих» звёзд, выброшенных из скопления R136. Молодые звёзды имеют массу от 5 до 140 солнечных и движутся в разных направлениях. Они преодолели расстояние от 9,78 до 1500 световых лет от R136.
Исследования R136
Исследователи обнаружили, что за последние несколько миллионов лет R136 выбросила в космос до трети своих самых массивных комет. Эти кометы движутся со скоростью более 100 000 км/ч.
Ученые пришли к выводу, что звезды покидали скопление в два этапа. Первый произошел около 1,8 миллиона лет назад, когда скопление только сформировалось. Эти выброшенные звезды движутся с высокой скоростью в разных направлениях. Второй этап произошел 200 000 лет назад, и выброшенные звезды движутся медленнее и в определенном направлении.
Астрономы предположили, что второй эпизод мог быть вызван взаимодействием R136 с близлежащим скоплением галактик. В конечном итоге эти два скопления могут слиться.
Интересные факты
В отличие от скопления R136, которое оставалось незамеченным до 1980–1990-х годов, более крупное NGC 2070 можно увидеть в бинокль и небольшие телескопы. Это потенциальное сверхзвездное скопление внесено в список объектов для любительских наблюдений как Caldwell 103 (C103). Его видимая звездная величина составляет 7,25, а угловой размер — 3,5 × 3,5 угловых минут.
Скопление R136 не имеет официального названия. Обозначение R136 или RMC 136 происходит от перечня ярких звезд в каталоге Магеллановых Облаков, составленном Фистом, Теккереем и Весселингом в 1960 году. В этом каталоге скопление было включено как звездный объект.
Фейтцингер и его команда В 1980 году, используя телескоп обсерватории Ла-Силья в Чили, выделили три основных компонента: R136a, R136b и R136c.
В 1985 году Вейгельт и Байер доказали, что R136a — это кратная система. Они использовали спекл-интерферометрию и обнаружили восемь компонентов в пределах 1 угловой секунды от ядра скопления.
Ранее некоторые астрономы считали R136a одной звездой с массой примерно в 3000 солнечных. Считалось более вероятным, что это одна чрезвычайно массивная звезда, а не множество высокомассивных звезд, расположенных на расстоянии половины парсека (примерно 1,63 светового года) друг от друга.
R136 и верхние пределы звездообразования
Молодое звёздное скопление сначала зарегистрировали в каталоге Генри Дрейпера как неразрешённый объект под обозначением HD 38268 и как звезду Вольфа — Райе Brey 82.
К 1984 году учёные заподозрили, что R136a — это скопление. Исследователи из Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили и Университета Уошберн в Висконсине анализировали оптические и ультрафиолетовые данные светящегося объекта. Они выяснили, что это либо одиночная звезда с массой 750 солнечных, либо скопление из 6–20 массивных звёзд спектрального класса O3.
Исследование Хаббла
С запуском телескопа «Хаббл» в 1990-х астрономы смогли различать отдельные звёзды. Космический телескоп разделил R136a на минимум 12 звёзд и выявил более 200 ярких и массивных новых членов скопления R136.
В 2010 году группа под руководством Пола А. Кроутера из Университета Шеффилда (Великобритания) обнаружила, что элементы R136 имели начальную массу от 160 до 320 солнечных масс. Результаты были основаны на спектроскопических данных, собранных с помощью Очень большого телескопа (VLT) и «Хаббла» (HST).
Эти данные поставили под сомнение верхний предел массы звезды, который тогда составлял 150 солнечных масс. Менее 20 лет назад учёные считали, что давление излучения от формирующейся массивной звезды мешает дальнейшему накоплению вещества. Это означало, что рост звезды ограничивали существующие эволюционные модели.
Высокоразрешающие наблюдения с «Хаббла» и других телескопов показали, что эти модели ошибочны. После этого теоретики начали разрабатывать новые модели звёздной эволюции, которые допускают существование звёзд гораздо большей массы при определённых условиях.
Звезда R136a1
Открытие звезды R136a1 и ее соседей показало, что массивные звезды формируются в плотных звездных скоплениях из-за гравитационного взаимодействия и высокой плотности газа, что ускоряет их рост. Этот процесс называется конкурентной аккрецией. В 2016 году, используя телескоп «Хаббл», астрономы классифицировали объекты скопления R136, включая три звезды Вольфа-Райе, два сверхгиганта и три звезды главной последовательности.
| Созвездие | Золотая Рыба |
| Тип объекта | Открытое скопление |
| Прямое восхождение | 05ч 38м 42,396с |
| Склонение | −69° 06′ 03,36″ |
| Видимая величина | 9.50 |
| Расстояние | 157 000 световых лет (48 500 парсеков) |
| Масса | 90 000 M☉ |
| Возраст | 1,5 миллиона лет (0,8–1,8 млн лет) |
| Имена и обозначения | R136, RMC 136, Рэдклифф 136, Брей 82, КАЛИФОРНИЯ 72, Dor IRS 99, 2E 1513, 2E 0539.1-6906, 1ES 0538-69.1B, [SHP2000] LMC 301, HD 38268, SAO 249329, SK -69 243, CPD-69 456, CD-69 324, LH 100, MH 15, HTR 15, WHHW 0539.1-6908, SKY# 9173, CSI-69 456 41 , FD 66, GC 7114, GCRV 56615, PPM 354885, [NO95] 10, TYC 9163-1014-1, GEN# +1.00038268, GSC 09163-01014, UCAC2 1803442, JP11 1249, CCDM J05387-6906ABCD, ИДЕНТИФИКАТОРЫ 05394-6909 ABCD |
