R136a1 — звезда в звёздном скопленииR136 в эмиссионной туманностиNGC 2070 (туманность «Тарантул»), расположенной в Большом Магеллановом Облаке, самая тяжёлая[5] и самая яркая из известных науке звёзд во Вселенной. Относится к звездам типа Вольфа — Райе. Невооружённым глазом, ввиду расстояния 165 000 световых лет, звезда не видна, но окружающее её скопление R136 в туманности «Тарантул» может быть найдено в телескоп с разрешением 50x крат, в южном полушарии или вблизи экватора. Светимость звезды превышает светимость Солнца, по разным оценкам, в 4,7-8,7 млн раз.
Учёные обнаружили несколько звёзд с температурой поверхности более 40 000 К, в несколько десятков раз больше и несколько миллионов раз ярче Солнца. Согласно существующим моделям, некоторые из этих звёзд при образовании имели массу более 150 солнечных. Звезда R136a1 оказалась наиболее массивной из известных науке звёзд: её масса составляет 315 масс Солнца, а масса при образовании — более 325[5][6][7][8].
Подобные сверхтяжёлые звёзды исключительно редки и образуются только в очень плотных звёздных скоплениях. Наблюдение подобных звёзд требует очень высокой разрешающей способности инструментов.
Астрофизики из Института астрономии имени Аргеландера в Бонне (Германия) на основе моделирования процесса формирования звёзд в этой части туманности Тарантула предположили, что R136a1 сформировалась в результате слияния нескольких более мелких звёзд с массой меньше классического предела массы одиночной звезды (150 солнечных масс)[7].
До сих пор остаётся неясным вопрос происхождения подобных сверхмассивных звёзд: образовались ли они с такой массой изначально, либо они образовались из нескольких меньших звёзд.
Яркость этой звезды превосходит яркость Солнца в 8,7 млн раз. Сама звезда порождает сильнейший звёздный ветер, что приводит к быстрой потере ею вещества. Обитаемая зона звезды располагается в 2950 а. е. от неё. Однако, жизнь около этой звезды невозможна из-за чрезвычайно интенсивного ультрафиолетового излучения.
Звёзды массой от 8 до 150 солнечных в конце своего жизненного цикла взрываются как сверхновые, оставляя после себя нейтронную звезду или чёрную дыру. Полученные свидетельства существования звёзд массой от 150 до 320 масс Солнца допускают возможность существования исключительно ярких сверхновых, нестабильных по отношению к образованию электрон-позитронных пар, не оставляющих после себя ничего и рассеивающих в окружающее пространство железо в количестве до 10 солнечных масс[6]. Такие сверхновые часто называют гиперновыми.
↑Paul A. Crowther et al (2010) «The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit», accepted for publication in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Available at arXiv:1007.3284v1 [1]Архивная копия от 17 мая 2020 на Wayback Machine. Advertised in ESO Press Release 1030 [2]Архивная копия от 4 мая 2019 на Wayback Machine
↑Paul A.; Crowther; Caballero-Nieves, S. M.; Bostroem, K. A.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Walborn, N. R.; Angus, C. R.; Brott, I.; Bonanos, A.; De Koter, A.; De Mink, S. E.; Evans, C. J.; Gräfener, G.; Herrero, A.; Howarth, I. D.; Langer, N.; Lennon, D. J.; Puls, J.; Sana, H.; Vink, J. S. The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2016. — Vol. 458. — P. 624—659. — doi:10.1093/mnras/stw273. — Bibcode: 2016MNRAS.458..624C. — arXiv:1603.04994.
↑SIMBAD(англ.). — R136a1 в базе данных SIMBAD. Дата обращения: 22 июля 2010.
↑Feitzinger, J. V.; Schlosser, W.; Schmidt-Kaler, T; Winkler, C. The central object R 136 in the gas nebula 30 Doradus - Structure, color, mass and excitation parameter (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1980. — April (vol. 84, no. 1—2). — P. 50—59. — Bibcode: 1980A&A....84...50F.
