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R136a2

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]

  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).
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