Сценарии смерти r136a1

Редко когда один космический объект является рекордсменом сразу по нескольким параметрам. Но одной звезде это удалось. На сегодняшний день она самая яркая звезда во Вселенной — а еще наиболее массивная и одна из самых горячих. Встречайте — звезда R136a1.

Характеристики ярчайшей звезды

Хотя звезда была открыта еще в 60-х годах прошлого века, свой титул рекордсмена она получила совсем недавно, в 2010 году. Причиной этому стало ее удаление — расстояние между R136a1 и Землей составляет 50 тысяч парсек, что равно 163 тысячам световых лет!

Поэтому не странно, что рассмотреть звезду детально сумел только телескоп «Хаббл». Ведь яркость звездного скопления R136 на звездном небе составляет всего 10 — на три пункта ниже порога видимости человеческого глаза. А чтобы увидеть саму звезду, понадобится телескоп длиной в 3,6 метра! Сразу и не подумаешь, что в таком незаметном с Земли секторе находится самая яркая во Вселенной звезда.

Но сегодня у астрономов имеются как и проработанная теоретическая база физики звезды, так и мощная аппаратура, позволяющая заглянуть в самые дальние уголки Вселенной. В итоге длительные исследования принесли немало интересной информации про R136a1 — а именно:

• Масса R136a1 равна массе 256 Солнц — в переводе на цифры, это 5 × 10³² килограмм, или 5 000 000 000 000 000 000 000 000 000 00 тонн! Это самый высокий показатель среди открытых сегодня звезд. Масса является важным параметром для звезды — от нее зависит интенсивность термоядерного «горения» ядра, источника всей энергии светила.
• В соответствии с большой массой, у R136a1 невероятно высокая температура поверхности — 55 тысяч градусов по Цельсию. Это почти в десять раз больше нагрева нашего светила! Так как процесс «горения» водорода внутри звезды продолжается до сих пор, накал ядра R136a1 может достигать сотен миллионов градусов Цельсия.

• Хотя R136a1 является самой тяжелой звездой, ее размеры относительно скромные — диаметр звезды больше солнечного «всего» в 29-35 раз. Однако и этого достаточно — радиус R136a1 составляет 1/7 астрономической единицы, расстояния от Солнца до Земли. А общий объем R136a1 больше нашего светила в 22 тысячи раз!
• Звезда относится к молодым светилам Вселенной — ее возраст астрономы оценивают в 1,7 миллиона лет.

Из-за массы, высокой светимости, накала поверхности и сильных звездных ветров, R136a1 причисляют к звездам класса Вольфа-Райе. Причислению в эту группу поспособствовал и состав светила, богатый тяжелыми элементами, особенно кислородом, углеродом и азотом. Однако R136a1 не совсем типичная звезда ВР. Большинство светил класса — это старые тяжелые звезды, в которых термоядерное «горение» перешло на гелий. А внутри R136a1 все еще длится ядерный синтез на основании водорода.

Где найти R136a1?

Заслуживает внимание и расположение R136a1 во Вселенной. Как уже было сказано в начале статьи, она находится в звездном скоплении R136, которое прячется в туманности Тарантул. Все они находятся в Большом Магеллановом Облаке — карликовой галактике, которая вращается вокруг нашего Млечного Пути. Расстояние от Земли к туманности составляет 50 тысяч парсек — это 1,54 × 10¹⁸ километров.

Туманность Тарантул, как и все Магелланово Облако, находится в районе созвездия Золотой Рыбы. Оно принадлежит к Южному полушарию Земли, поэтому увидеть его на небе с нашей территории нельзя. И очень жаль: в туманности Тарантул находится много интересных объектов. Среди них находится красный сверхгигант WOH G64 — одна их самых больших звезд в обозримой Вселенной.

Благодаря высокой светимости, R136a1 играет значительную роль в своем секторе. Так, она создает десятую часть ионных потоков всей туманности Тарантул и составляет половину всего излучения своего звездного скопления. Для воздействия подобной силы нужно соединить энергию 70 обычных голубых звезд.

Экстремальная яркость

Главной особенностью R136a1 является невероятно сильная яркость — ее абсолютная светимость, по максимальным расчётам, достигает 8,7 миллиона солнечных яркостей! Большую яркость не имеет ни одна звезда в мире. За 5 секунд R136a1 выделяет столько же энергии, сколько наше Солнце излучает целый год!

В первую очередь стоит отметить, что общую яркость звезды определяют не только по спектру света, который видит человеческий глаз.

Болометрическая абсолютная звездная величина R136a1, которая включает в себя невидимые диапазоны излучения, составляет –12,5 (чем меньше показатель — тем ярче излучения), когда в видимом диапазоне абсолютная величина колеблется около –7,4. Но и видимой яркости R136a1 хватает, чтобы перебивать наше Солнце. Если звезда-рекордсмен заменит в Солнечной системе наше светило, она будет в два раза больше на небе, и почти в 100 тысяч раз ярче. И даже на расстоянии в десять парсек, R136a1 в ночном небе была бы размером в половину Луны.

Цифры цифрами — но что значит такая высокая светимость? Рассмотрим на примере нашей планетной системы. Если интенсивность излучения Солнца вырастет всего на десятую часть, жизнь на нашей планете станет возможной только на полюсах. При росте яркости в 40% Земля станет напоминать Венеру. Стоит ли говорить, что сделает с нашей планетой излучение R136a1, которое сильнее солнечного в сотни тысяч раз?

При этом мы не учитывали невидимые человеческим глазом спектры излучения, о которых было сказано выше — а на них приходится 99% от светимости звезды–гиганта. Звезда R136a1 больше всего энергии «вкладывает» в ультрафиолетовые и рентгеновские лучи. Это вызвано высокой температурой звезды — из-за нее цвет поверхности светила приобретает насыщенные голубые оттенки. Длина световой волны, покидающей такую среду, очень короткая — настолько, что свет покидает видимый диапазон. Более холодные звезды имеют белые, желтые и красные оттенки цвета.

Открытие и исследования звезды

Путь R136a1 и является ярчайшей звездой, громадное расстояние долгое время скрывало ее от человеческих глаз. Большое Магелланово Облако известно людям уже больше 500 лет, а туманность Тарантул распознали еще в 1751 году. Но открыть скопление R136а удалось только в 1979 году — и то с помощью монструозного 3,6 метрового телескопа ESO в Чили.

Высокая яркость сектора сразу привлекла внимание астрономов. Было ясно, что обычные, путь и сильно светящие звезды, не смогут произвести столько энергии. Вдохновленные аномальной яркостью скопления R136а, некоторые астрономы делали заявления о возможности существования звезды, масса которой доходит до 3000 масс Солнца. До изобретения первых орбитальных телескопов, это было хоть и невероятным, но логичным объяснением.

Выделить R136a1 среди других звезд скопления удалось только в 90-х годах ХХ столетия — при помощи орбитального телескопа «Хаббл». Однако рекордные показатели массы и светимости звезды стали известными только в 2010 году, после длительных съемок звездного скопления. До этого постоянные пересечения с другими космическими объектами мешали заметить R136a1 на фоне других светил.

Последствия высокой светимости

Даже для новичка в астрономии очевидно — уровень излучаемой R136a1 энергии чрезвычайно большой. Настолько большой, что разрушает целый ряд физических взаимодействий, удерживающих баланс — и звезда становится очень неустойчивой.

Поэтому титул самой тяжелой звезды будет оставаться за R136a1 недолго — по крайней мере, в космических масштабах. Излучение звезды и ее температура настолько сильны, что преодолевают силу гравитации, сдерживающую материю R136a1 вместе. Это порождает мощные звездные ветры, скорость которых достигает 2,5 тысячи километров в секунду. Ежегодно R136a1 теряет 0,0005 солнечной массы в год — в миллиард раз больше, чем наше светило! Эта большая цифра, впрочем, создана не одним лишь солнечным ветром: львиную долю потерь

Масса и большая мощность излучения также влияют на механизм доставки энергии звезды из глубин наружу. В массивных звездах, от ядра и почти до самой поверхности излучение поднимается при помощи конвекции — процесса перемещения более горячего вещества в верхние слои. Такой же механизм у обычного кипения воды. Но так как энергия R136a1 чрезвычайно высока, конвекция вырывает атомы гелия и азота из ядра и выбрасывает их наружу в виде протуберанцев и солнечного ветра. Именно поэтому состав спектра R136a1 схож со спектром звезд Вольфа-Райе, хотя фактический состав и физические процессы у них разнятся.

Темное будущее самой яркой звезды

Если произвести несложные расчеты, становится ясно — за 1,7 миллиона лет своего существования R136a1 потеряла материала весом в 50 Солнц. Если так продолжится и дальше, звезда просуществует в текущем режиме еще 2 миллиона лет, ужавшись в величине до 70–80 масс Солнца.

Однако все не так просто как кажется. Ученые строят прогнозы развития звезд, базируясь на наблюдениях за Солнцем и ближайшими светилами. Стоит отметить, что предсказывать будущее развитие в астрономов получается хорошо — особенно когда это касается звезд Главной последовательности, или типичных гигантов.

Но с этот подход R136a1 не работает — столь массивная звезда является беспрецедентной в астрономии. Имеет значение не только масса, которая превышает предел при натуральном формировании звезды — то есть, при сборе материала из туманности. Сила излучения R136a1 буквально рвет ее на части. Астрономы предполагают, что R136a1 могла образоваться только впоследствии слияния двух или нескольких звезд меньших размеров — недаром скопление R136 считается очень тесным.

Сценарии смерти R136a1

Поэтому астрофизикам остается только гадать о дальнейшей эволюции звезды. Однако текущий опыт ученых позволяет сказать точно — R136a1 в конце своей жизни взорвется сверхновой. Дело в том, что любая звезда, в которой загорелся гелий и образовалось массивное ядро из углерода, кислорода и элементов потяжелее, не сможет просто отделаться от сил гравитации и превратиться в медленно охлаждающийся остов, белый карлик. Накопившейся энергии необходимо вырваться наружу.

Как уже наверняка знают наши читатели, после сверхновой светило превращается либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. Что из этого ждет R136a1? Так как ее ядро будет не просто углеродно-кислородным, а даже железным, она сможет стать только черной дырой — масса остатки R136a1 будет намного больше верхнего предела для нейтронной звезды. Обычно превращение в черную дыру происходит без видимого взрыва. Однако громадная R136a1 сможет выбросить наружу немало изотопа никеля ⁵⁶Ni. Это вызовет вспышку громадной светимости, гиперновую — ее можно будет увидеть даже с Земли.

К счастью, эта гиперновая произойдет на безопасном расстоянии от нас. Ибо похожая вспышка, произошедшая 450 миллионов лет назад на расстоянии 6 тысяч световых лет, уничтожила 60% живших на планете существ. Это событие известно также как ордовикско-силурийское вымирание.

Чем крупнее светило, тем меньше ему отмерено. Обычно продолжительность жизни звезд измеряется миллиардами лет, но это не относится к таким тяжеловесам как R136 A1, который является самый увесистый во всех наблюдаемой вселенной. Как правило, особо увесистым звездам достаточно одного-двух миллиардов лет, чтобы полностью выгореть и отправиться к праотцам. По нашим меркам это конечно много, но вот для космоса это сущий пустяк. Возраст R136 A1 колеблется от 1 000 000 до 1 500 000 лет, а стало быть эта малышка может рвануть в любой момент сверхновой. И прежде чем ответить на вопрос, а что же будет с нами, когда взорвется самая массивная звезда во вселенной, давайте ка познакомимся с этим явлением поближе.

Что же оно такое? Сверхновая. Сперва достаточно банальный, но важный вопрос. Почему же вообще взрываются звезды? Если очень кратко, то в определенный момент в их недрах заканчивается топливо, а следовательно там больше не происходят термоядерные реакции, которые обеспечивают нужное давление внутри звезды. А если давление исчезло или стало слишком слабым для противодействия гравитационным силам ядра, звезда становится очень нестабильной. После чего наступает гравитационный коллапс. После происходит взрыв, который и называют сверхновой. Но так заканчивают отнюдь не все. Взрыв возможен только если масса умирающей звезды равна или превышает примерно полторы массы Солнца. То есть сама звезда должна весить как минимум 8-10 раз больше нашего светила. Иначе коллапс остановится на стадии белого карлика и ничего больше не произойдет. В Черного калика он превратиться только через триллионы лет. Наше Солнышко когда нибудь превратиться в такого.

Что интересно, сверхновые бывают разные. Когда взрывается очень крупная звезда одиночка — это явление называют сверхновая второго типа. Есть ещё случаи, когда рядом с большой звездой вращается Белый карлик. В какой-то момент он начинает буквально пожирать свою соседку, перетягивая на себя её вещество. Тем самым он прибавляет в весе. Как только этот малыш достигает полутора масс Солнца, он коллапсирует и взрывается. Такой взрыв называют сверхновая первого типа.

А вот как по мне самый интересный вариант это сверхновая тип один А. Это когда звездная система состоит из двух Белых карликов, которые вращаются очень очень близко друг к другу. Во вселенной есть такие примеры. Один калик массой 0,7 масс Солнца, а другой 0,8. И когда они сольюца в воедино их масса будет равно 1,5, что достаточно для взрыва.

Ну и в конце концов есть ещё один тип звездного взрыва — гиперновая. Вот это уже реально зверская штука. Простыми словами это очень очень очень очень мощная сверхновая. Вспышка в сотни раз ярче обычных сверхновых. Ученые допускают вероятность того, что на протяжении всего жизненного пути планеты Земля в нашей галактике ни раз взрывались гиперновые и вполне возможно, что это приводило к массовым вымираниям на поверхности нашей планеты. И уж точно не исключено, что где-то неподалеку от нас прямо сейчас затаилось очень массивная звезда, которая со дня на день лопнет со взрывом гиперновой и заставит нас преждевременно сойти с этого звездолета. Это вполне реально и я не преувеличиваю. Ведь во время взрыва гиперновой из полюсов звезды выбрасываются два исполинских jetta с невероятно мощным гамма излучением. Скорость которого на первых порах равна почти скорости света. И если один из них вдруг намылится в нашу сторону, даже находясь очень очень далеко, даже если зацепит он нас совсем чуть-чуть, всё равно в большинстве случаев его мощности будет достаточно, чтобы лишить наш шарик озонового слоя. После чего опасное космическое излучение начнет излучать всё живое.

Но вот слава богу встречается это явление очень редко. Поскольку взрыв такой мощности возможен лишь в случае, если звезда невероятно массивная. Более чем в 80 раз тяжелее Солнца. В добавок она должна ещё очень быстро вращаться и обладать сильным магнитным полем. Как полагают ученые, взрыв гиперновой в нашей галактике происходит примерно один раз в 200 миллионов лет.

Хоть мы уже давно изучаем звезды и их взрывы, многое в них до сих пор остаётся загадкой. Одно можно сказать точно, всё это чертовски красиво и привлекательно.

Что же будет, если взорвется R136 A1 вы узнаете в другой моей статье. Переходите, подписывайтесь и читайте. Каждый день по новому факту!

R136a1 – самая массивная звезда и самая яркая, что известна на настоящее время. При этом по размеру ее нет и в первых 50. Такие характеристики этой звезды весьма интересны для изучения астрономов и астрофизиков.

История открытия

Первое упоминания о R136a1 датируются 60-ми годами прошлого века. Но детальное ее изучение было сильно затруднено отсутствием аппаратуры необходимого разрешения. И только с появлением телескопа Хаббл, в 2010 году удалось произвести исследования, чтобы определить R136a1 как самую яркую и массивную звезду во Вселенной.

Однако, не смотря на ее характеристики, увидеть ее невооруженным глазом невозможно. Ее яркость на звездном небе на три пункта ниже порога чувствительности человеческого глаза.

R136a1 считается «молодой» звездой, ей всего лишь 1,7 млн лет. В ее недрах происходит термоядерная реакция пока с участием водорода, а само ядро может быть раскалено до 100 млн Кельвинов.

Согласно кривым смещения Вина, чем выше температура тела, тем максимум интенсивности излучения сдвигается в сторону ультрафиолета. У R136a1 максимум кривой приходится на УФ, а в видимом спектре звезда имеет фиолетово-голубой оттенок.

Относится к типу звезд Вольфа-Райе, для которых характерны высокая температура поверхности и светимость. Однако, в отличие от звезд данного типа, R136a1 является не совсем типичным представителем. Большинство звезда Вльфа-Райе – старые звезды, у которых происходит «выжигание» гелия. Но у R136a1 до сих пор «горит» водород.

Обитаемая зона (место, где на планете может существовать вода в жидком состоянии) R136a1 находится на расстоянии 2950 астрономических единиц (1 а.е. – расстояние от Солнца до Земли). Но жить на такой планете просто невозможно, так как звезда излучает мощный поток ультрафиолета.

Где расположена звезда R136a1

Расстояние от Земли до R136a1 составляет 165000 световых лет. Звезда находится в туманности «Тарантул», что находится в Большом Магеллановом облаке – спутнике Млечного пути.

Относительно наблюдателя с Земли, Большое Магелланово облако находится в созвездии Золотой рыбы, что в Южном полушарии. Поэтому жители Северного полушария не могут наблюдать R136a1.

Звездное скопление R136, в котором находится R136a1 является очень плотным и долгое время на удавалось отделить звезду от ее соседей.

Последствия высокой яркости

Температура и излучения поверхности R136a1 настолько велики, что вещество внутри звезды не может быть сдержано силой гравитации. Это провоцирует сильнейший звездный ветер, из-за которого в космос теряется огромное количество звездного вещества.

Высокая скорость перемещения вещества внутри звезды от ядра к поверхности, не просто заставляет звезду «бурлить», а буквально выбрасывает вещество за ее границы, образуя протуберанцы.

Эволюция и будущее массивной звезды

Как именно образовалась такая массивная звезда, как R136a1 пока не ясно. Возможно, R136a1 не сразу стала самой массивной звездой, образовалась из звезд меньшей массы. Скопление R136 очень плотное, как говорилось выше, и возможно R136a1 обрела сою массу путем слияния нескольких звезд.

Но из-за большой потери вещества с поверхности звезды (за все время жизни R136a1 потеряла вещества как 50 Солнц), она очень быстро может снизить свою массу в 5 раз за примерно 2 млн лет.

Так как в ядре R136a1 много тяжелых элементов, таких как водород, углерод и железо, то при сбрасывании внешней оболочки, на месте звезды останется Черная дыра. Для нейтронной звезды слишком большая масса, поэтому самая яркая звезда станет абсолютно черном телом.

При переходе в Черную дыру не происходит вспышки сверхновой, но из-за гигантской массы сбрасываемого вещества, образуется яркая вспышка – гиперновая – которую можно будет наблюдать с Земли.

Еще больше космоса и интересных фактов в телеграмм-канале.

R136a1 (short for RMC 136a1) is one of the most massive and luminous stars known, at 196 M_☉ and nearly 4.7 million L_☉,^[6] and is also one of the hottest, at around 46,000 K. It is a Wolf–Rayet star at the center of R136, the central concentration of stars of the large NGC 2070 open cluster in the Tarantula Nebula (30 Doradus) in the Large Magellanic Cloud. The cluster can be seen in the far southern celestial hemisphere with binoculars or a small telescope, at magnitude 7.25. R136a1 itself is 100 times fainter and can only be resolved using speckle interferometry.

Discovery[edit]

In 1960, a group of astronomers working at the Radcliffe Observatory in Pretoria made systematic measurements of the brightness and spectra of bright stars in the Large Magellanic Cloud. Among the objects cataloged was RMC 136 (Radcliffe observatory Magellanic Cloud catalog number 136), the central «star» of the Tarantula Nebula, which the observers concluded was probably a multiple star system. Subsequent observations showed that R136 was located in the middle of a giant region of ionized interstellar hydrogen, known as an H II region, which was a center of intense star formation in the immediate vicinity of the observed stars.^[7]

In 1979, ESO’s 3.6 m telescope was used to resolve R136 into three components; R136a, R136b, and R136c.^[8] The exact nature of R136a was unclear and a subject of intense discussion. Estimates that the brightness of the central region would require as many as 100 hot O class stars within half a parsec at the centre of the cluster led to speculation that a star 3,000 times the mass of the Sun was the more likely explanation.^[9]

The first demonstration that R136a was a star cluster was provided by Weigelt and Beier in 1985. Using the speckle interferometry technique, R136a was shown to be made up of 8 stars within 1 arcsecond at the centre of the cluster, with R136a1 being the brightest.^[10]

Final confirmation of the nature of R136a came after the launch of the Hubble Space Telescope. Its Wide Field and Planetary Camera (WFPC) resolved R136a into at least 12 components and showed that R136 contained over 200 highly luminous stars.^[11] The more advanced WFPC2 allowed the study of 46 massive luminous stars within half a parsec of R136a and over 3,000 stars within a 4.7 parsec radius.^[12]

Visibility[edit]

In the night sky, R136 appears as a 10th magnitude object at the core of the NGC 2070 cluster embedded in the Tarantula Nebula in the Large Magellanic Cloud.^[13] It required a 3.6 metre telescope to detect R136a as a component of R136 in 1979,^[8] and resolving R136a to detect R136a1 requires a space telescope or sophisticated techniques such as adaptive optics or speckle interferometry.^[10]

South of about the 20th parallel south, the LMC is circumpolar, meaning that it can be seen (at least in part) all night every night of the year, weather and light pollution permitting. In the Northern Hemisphere, it can be visible south of the 20th parallel north. This excludes North America (except southern Mexico), Europe, northern Africa and northern Asia.^[14]

Surroundings[edit]

The R136a system at the core of R136 is a dense luminous knot of stars containing at least 12 stars,^[11] the most prominent being R136a1, R136a2, and R136a3, all of which are extremely luminous and massive WN5h stars. R136a1 is separated from R136a2, the second brightest star in the cluster, by 5,000 AU.^[15]

R136 is located approximately 157,000 light-years from Earth in the Large Magellanic Cloud, positioned on the south-east corner of the galaxy at the centre of the Tarantula Nebula, also known as 30 Doradus. R136 itself is just the central condensation of the much larger NGC 2070 open cluster.^[16]
For such a distant star, R136a1 is relatively unobscured by interstellar dust. The reddening causes the visual brightness to be reduced by about 1.8 magnitudes, but only around 0.22 magnitudes in the near infrared.^[15]

Distance[edit]

The distance to R136a1 cannot be determined directly, but is assumed to be at the same distance as the Large Magellanic Cloud at around 50 kiloparsecs^[17] or 163,000 light years.

Properties[edit]

Binary[edit]

A possible binary companion to R136a1 has been resolved, although there is a 25% possibility that it is a change alignment.^[6]

X-ray emission was detected from R136 using the Chandra X-ray Observatory. R136a and R136c were both clearly detected, but R136a could not be resolved.^[18] Another study separated the R136a1/2 pair from R136a3. R136a1/2 showed relatively soft x-rays not thought to indicate a colliding winds binary.^[19]

Rapid Doppler radial velocity variations would be expected from a pair of equal mass stars in a close orbit, but this has not been seen in the R136a1 spectrum. A high orbital inclination, a more distant binary, or a chance alignment of two distant stars cannot be completely ruled out but is thought to be unlikely. Highly unequal binary components are possible, but would not affect the modelling of R136a1’s properties.^[15]

Classification[edit]

R136a1 is a high-luminosity WN5h star, placing it on the extreme top left corner of the Hertzsprung–Russell diagram. A Wolf–Rayet star is distinguished by the strong, broad emission lines in its spectrum. This includes ionized nitrogen, helium, carbon, oxygen and occasionally silicon, but with hydrogen lines usually weak or absent. A WN5 star is classified on the basis of ionised helium emission being considerably stronger than the neutral helium lines, and having roughly equal emission strength from NIII, NIV, and NV. The «h» in the spectral type indicates significant hydrogen emission in the spectrum, and hydrogen is calculated to make up 40% of the surface abundance by mass.^[2]

WNh stars as a class are massive luminous stars still burning hydrogen at their cores. The emission spectrum is produced in a powerful dense stellar wind, and the enhanced levels of helium and nitrogen arise from convectional mixing of CNO cycle products to the surface.^[20]

Mass[edit]

An evolutionary mass of 215 M_☉ is found from HST visual spectra using a non-LTE line-blanketed CMFGEN^[21] model atmosphere. R136a1 closely matches the expected properties for an initially rapidly rotating 251 M_☉ star with LMC metallicity after shining for about a million years.^[4]

An earlier analysis using ultraviolet spectroscopy found a current mass of 315 M_☉ and an initial mass of 325 M_☉.^[22]
A current mass of 256 M_☉ is found in similar analysis using PoWR (Potsdam Wolf–Rayet) atmospheric models^[23] with optical and ultraviolet spectra and a mass–luminosity relation,^[24] assuming a single star.^[2]

R136a1 is undergoing extreme mass loss through a stellar wind reaching a velocity of 2,600±150 km/s. This is caused by intense electromagnetic radiation from the very hot photosphere accelerating material away from the surface more strongly than gravity can retain it.^[15] Mass loss is largest for high-luminosity stars with low surface gravity and enhanced levels of heavy elements in the photosphere. R136a1 loses 1.6×10⁻⁴ M_☉ (3.21×10¹⁸ kg/s) per year, over a billion times more than the Sun loses, and is expected to have shed about 35 M_☉ since its formation.^[4]

Luminosity[edit]

It was from 2010 to 2020 that the star was recognised as the most massive and luminous star known. Previous estimates had placed the luminosity as low as 1,500,000 L_☉.^[25]

At around 4,677,000 L_☉, R136a1 is one of the most luminous stars known, radiating more energy in four seconds than the Sun does in a year. If it replaced the Sun in the Solar System, it would outshine the Sun by 164,000 times (M_V = −8.2) and would appear from Earth at magnitude −40. Its brightness at a distance of 10 parsecs, the absolute visual magnitude, would be −8.18, three magnitudes brighter than Venus ever appears from Earth. Its brightness at the distance of the nearest star to Earth, Proxima Centauri (just over a parsec), would be about the same as the full moon.

R136a1 supplies c. 7% of the ionizing flux of the entire 30 Doradus region, as much as 70 O7 main-sequence stars. Along with R136a2, a3, and c, it produces 43–46% of the Lyman continuum radiation of the whole R136 cluster.^[15]

Massive stars lie close to the Eddington limit, the luminosity at which the radiation pressure acting outwards at the surface of the star equals the force of the star’s gravity pulling it inward. Above the Eddington limit, a star generates so much energy that its outer layers are rapidly thrown off. This effectively restricts stars from shining at higher luminosities for long periods.^[26] The classical Eddington luminosity limit is not applicable to stars such as R136a1 that are not in hydrostatic equilibrium, and its calculation is extremely complex for real stars. The empirical Humphrey-Davidson limit has been identified as a luminosity limit for observed stars,^[27][28] but recent models have attempted to calculate useful theoretical Eddington limits applicable to massive stars.^[24] R136a1 is currently around 70% of its Eddington luminosity.^[15]

Temperature[edit]

R136a1 has a surface temperature of around 46,000 K (45,700 °C; 82,300 °F), eight times as hot as the Sun, and with peak radiation in the extreme ultraviolet.^[4]

R136a1 has a B–V index of about 0.03, which is a typical colour for an F-type star. The «U–V» colour from the HST WFPC2 336 nm and 555 nm filters is −1.28, more indicative of an extremely hot star.^[12] This variation of different colour indices relative to a blackbody is the result of interstellar dust causing reddening and extinction. The reddening (E_B–V) can be used to estimate the level of visual extinction (A_V). E_B–V values of 0.29–0.37 have been measured, with considerable uncertainty due to contamination from close neighbours such as R136a2 0.1″ away, leading to A_V around 1.80 and a de-reddened B–V (B–V₀) of −0.30.^[2][15]

The effective temperature of a star can be approximated from the colour, but this is not very accurate and spectral fitting to an atmospheric model is necessary to derive the temperature. Temperatures of 53,000–56,000 K are found for R136a1 using different atmospheric models. Older models had produced temperatures around 45,000 K and hence dramatically lower luminosities.^[25] The extreme temperature of the star causes its peak radiation to be around 50 nm and nearly 99% of the radiation to be emitted outside the visual range (a bolometric correction around −5).

Size[edit]

R136a1 is over forty times the radius of the Sun (42.7 R_☉;29,700,000 km; 1⁄7 au) which corresponds to a volume nearly 80,000 times larger than the Sun.^[4]

R136a1 does not have a well-defined visible surface like the Earth or the Sun. The hydrostatic main body of the star is surrounded by a dense atmosphere being accelerated outwards into the stellar wind. An arbitrary point within this wind is defined as the surface for measuring the radius, and different authors may use different definitions. For example, a Rosseland optical depth of 2/3 corresponds approximately to a visible surface while a Rosseland depth of 20 or 100 corresponds more closely to a physical photosphere. Stellar temperatures are typically quoted at the same depth so that the radius and temperature correspond to the luminosity.^[2][15]

R136a1’s dimensions are far smaller than the largest stars: red supergiants are several hundred to over a thousand R_☉, tens of times larger than R136a1. Despite the large mass and modest dimensions, R136a1 has an average density less than 1% of the Sun’s. At about 5 kg/m³, it is around 4 times denser than Earth’s atmosphere at sea level; alternately, less than an hundredth the density of water.

Rotation[edit]

The rotation rate of R136a1 cannot be measured directly since the photosphere is hidden by the dense stellar wind and the photospheric absorption lines used to measure rotational doppler broadening are not present in the spectrum. A N_V emission line at 2.1 µm is produced relatively deep in the wind and can be used to estimate rotation. In R136a1 it has a FWHM of about 15 Å, indicating a slow or non rotating star, although it could be aligned with its pole facing Earth. R136a2 and a3 are rotating rapidly and the closest evolutionary models for R136a1 match a star still rotating with an equatorial speed of c. 200 km/s after c. 1.75 Myr.^[15]

Evolution[edit]

Current state[edit]

R136a1 is currently fusing hydrogen to helium, predominantly by the CNO cycle due to the high temperatures at the core. Despite the Wolf–Rayet spectral appearance, it is a young star. The emission spectrum is created by a dense stellar wind caused by the extreme luminosity, with the enhanced levels of helium and nitrogen being mixed from the core to the surface by strong convection. It is effectively a main sequence star.^[20] Over 90% of the star is convective, with a small non-convective layer at the surface.^[29]

Development[edit]

Models of star formation by accretion from molecular clouds predict an upper limit to the mass a star can achieve before its radiation prevents further accretion. The most simplistic accretion models at population I metallicities predict a limit as low as 40 M_☉, but more complex theories allow masses several times higher.^[30] An empirical limit of around 150 M_☉ has become widely accepted.^[31] R136a1 clearly exceeds all these limits, leading to development of new single star accretion models potentially removing the upper limit,^[32] and the potential for massive star formation by stellar mergers.^[33][34]

As a single star formed from accretion, the properties of such a massive star are still uncertain. Synthetic spectra indicate that it would never have a main sequence luminosity class (V), or even a normal O type spectrum. The high luminosity, proximity to the Eddington limit, and strong stellar wind, would be likely to create an If* or WNh spectrum as soon as R136a1 became visible as a star. Helium and nitrogen are rapidly mixed to the surface due to the large convective core and high mass loss, and their presence in the stellar wind creates the characteristic Wolf–Rayet emission spectrum.^[15] The ZAMS at very high masses curves back to cooler temperatures, and at LMC metallicities the maximum temperature predicted to be around 56,000 K for 150–200 M_☉ stars, so R136a1 would have been slightly cooler than some less massive main sequence stars.^[29]

During core hydrogen burning, the helium fraction in the core increases and according to the virial theorem the core pressure and temperature will increase.^[35] This leads to an increase in luminosity so that R136a1 is somewhat more luminous now than when it first formed. The temperature decreases slightly, but the outer layers of the star have inflated, driving even higher mass loss.^[15]

Future[edit]

The future development of R136a1 is uncertain, and there are no comparable stars to confirm predictions. The evolution of massive stars depends critically on the amount of mass they can lose, and various models give different results, none of which entirely match observations. It is thought that WNh stars develop into LBVs as hydrogen at the core starts to become depleted. This is an important phase of extreme mass loss which enables a star, at near solar metallicity, to transition to a hydrogen-free Wolf–Rayet star.^[20] Stars with sufficiently strong mixing from the core to the surface, due to the very large convective core, high metallicity, or additional rotational mixing, may skip the LBV phase and evolve directly from the hydrogen-rich WNh phase to the hydrogen-poor WN phase.^[36] Hydrogen fusion lasts for a little over two million years, and the star’s mass at the end is expected to be 70–80 M_☉.^[29] A single star with LMC metallicity, even if it starts out rotating very rapidly, will be braked to near zero rotation by the end of hydrogen burning.^[37]

After core helium fusion starts, the remaining hydrogen in the atmosphere is rapidly lost and R136a1 will quickly contract to a hydrogen-free WNE star and the luminosity will decrease. Wolf–Rayet stars at this point are mostly helium and they lie on the Zero Age Helium Main Sequence (He-ZAMS), analogous to and parallel to the hydrogen-burning main sequence but at hotter temperatures.^[29]

During helium burning, carbon and oxygen will accumulate in the core and heavy mass loss continues. This eventually leads to the development of a WC spectrum, although at LMC metallicity a star is expected to spend most of the helium burning phase with a WN spectrum. Towards the end of helium burning, core temperature increase and mass loss cause an increase in both luminosity and temperature, with the spectral type becoming WO. Several hundred thousand years will be spent fusing helium, but the final stages of heavier element burning take no more than a few thousand years.^[37][38] R136a1 will eventually shrink to a little over 50 M_☉, with just 0.5 M_☉ of helium left surrounding the core.^[37]

Supernova[edit]

Any star which produces a carbon–oxygen (C–O) core more massive than the maximum for a white dwarf (c. 1.4 M_☉) will inevitably suffer core collapse. This usually happens when an iron core has been produced and fusion can no longer produce the energy required to prevent core collapse, although it can happen in other circumstances.

A C–O core between about 64 M_☉ and 133 M_☉ will become so hot that the gamma radiation will spontaneously produce electron–positron pairs and the sudden loss of energy in the core will cause it to collapse as a pair-instability supernova (PISN), sometimes called a pair-creation supernova (PCSN). A PISN is usually only produced in very low metallicity stars that do not lose sufficient mass to keep their C–O core sizes below 64 M_☉. This can also occur at LMC metallicity for very massive stars, but the predicted C–O core size for R136a1 is below 50 M_☉ so a PISN is unlikely.^[37]

Iron core collapse may produce a supernova explosion, and sometimes a gamma-ray burst (GRB). The type of any supernova explosion will be a type I since the star has no hydrogen; type Ic since it has almost no helium.^[37] Particularly massive iron cores may collapse the entire star into a black hole with no visible explosion, or a sub-luminous supernova as radioactive ⁵⁶Ni falls back onto the black hole.^[39]

A type Ic supernova can produce a GRB if the star is rotating and has an appropriate mass. R136a1 is expected to lose almost all its spin long before core collapse so a GRB is unlikely.^[37]

The remnant from a type Ic core collapse supernova is either a neutron star or black hole, depending on the mass of the progenitor core. For a star as massive as R136a1, the remnant will very likely be a black hole instead of a neutron star.^[38]

See also[edit]

• Hypergiant
• List of most luminous stars
• List of most massive stars
• VY Canis Majoris — one of the largest stars and red supergiants
• Stephenson 2-18 — one of the largest stars

References[edit]

R136a1 (short for RMC 136a1) is one of the most massive and luminous stars known, at 196 M_☉ and nearly 4.7 million L_☉,^[6] and is also one of the hottest, at around 46,000 K. It is a Wolf–Rayet star at the center of R136, the central concentration of stars of the large NGC 2070 open cluster in the Tarantula Nebula (30 Doradus) in the Large Magellanic Cloud. The cluster can be seen in the far southern celestial hemisphere with binoculars or a small telescope, at magnitude 7.25. R136a1 itself is 100 times fainter and can only be resolved using speckle interferometry.

Discovery[edit]

In 1960, a group of astronomers working at the Radcliffe Observatory in Pretoria made systematic measurements of the brightness and spectra of bright stars in the Large Magellanic Cloud. Among the objects cataloged was RMC 136 (Radcliffe observatory Magellanic Cloud catalog number 136), the central «star» of the Tarantula Nebula, which the observers concluded was probably a multiple star system. Subsequent observations showed that R136 was located in the middle of a giant region of ionized interstellar hydrogen, known as an H II region, which was a center of intense star formation in the immediate vicinity of the observed stars.^[7]

In 1979, ESO’s 3.6 m telescope was used to resolve R136 into three components; R136a, R136b, and R136c.^[8] The exact nature of R136a was unclear and a subject of intense discussion. Estimates that the brightness of the central region would require as many as 100 hot O class stars within half a parsec at the centre of the cluster led to speculation that a star 3,000 times the mass of the Sun was the more likely explanation.^[9]

The first demonstration that R136a was a star cluster was provided by Weigelt and Beier in 1985. Using the speckle interferometry technique, R136a was shown to be made up of 8 stars within 1 arcsecond at the centre of the cluster, with R136a1 being the brightest.^[10]

Final confirmation of the nature of R136a came after the launch of the Hubble Space Telescope. Its Wide Field and Planetary Camera (WFPC) resolved R136a into at least 12 components and showed that R136 contained over 200 highly luminous stars.^[11] The more advanced WFPC2 allowed the study of 46 massive luminous stars within half a parsec of R136a and over 3,000 stars within a 4.7 parsec radius.^[12]

Visibility[edit]

In the night sky, R136 appears as a 10th magnitude object at the core of the NGC 2070 cluster embedded in the Tarantula Nebula in the Large Magellanic Cloud.^[13] It required a 3.6 metre telescope to detect R136a as a component of R136 in 1979,^[8] and resolving R136a to detect R136a1 requires a space telescope or sophisticated techniques such as adaptive optics or speckle interferometry.^[10]

South of about the 20th parallel south, the LMC is circumpolar, meaning that it can be seen (at least in part) all night every night of the year, weather and light pollution permitting. In the Northern Hemisphere, it can be visible south of the 20th parallel north. This excludes North America (except southern Mexico), Europe, northern Africa and northern Asia.^[14]

Surroundings[edit]

The R136a system at the core of R136 is a dense luminous knot of stars containing at least 12 stars,^[11] the most prominent being R136a1, R136a2, and R136a3, all of which are extremely luminous and massive WN5h stars. R136a1 is separated from R136a2, the second brightest star in the cluster, by 5,000 AU.^[15]

R136 is located approximately 157,000 light-years from Earth in the Large Magellanic Cloud, positioned on the south-east corner of the galaxy at the centre of the Tarantula Nebula, also known as 30 Doradus. R136 itself is just the central condensation of the much larger NGC 2070 open cluster.^[16]
For such a distant star, R136a1 is relatively unobscured by interstellar dust. The reddening causes the visual brightness to be reduced by about 1.8 magnitudes, but only around 0.22 magnitudes in the near infrared.^[15]

Distance[edit]

The distance to R136a1 cannot be determined directly, but is assumed to be at the same distance as the Large Magellanic Cloud at around 50 kiloparsecs^[17] or 163,000 light years.

Properties[edit]

Binary[edit]

A possible binary companion to R136a1 has been resolved, although there is a 25% possibility that it is a change alignment.^[6]

X-ray emission was detected from R136 using the Chandra X-ray Observatory. R136a and R136c were both clearly detected, but R136a could not be resolved.^[18] Another study separated the R136a1/2 pair from R136a3. R136a1/2 showed relatively soft x-rays not thought to indicate a colliding winds binary.^[19]

Rapid Doppler radial velocity variations would be expected from a pair of equal mass stars in a close orbit, but this has not been seen in the R136a1 spectrum. A high orbital inclination, a more distant binary, or a chance alignment of two distant stars cannot be completely ruled out but is thought to be unlikely. Highly unequal binary components are possible, but would not affect the modelling of R136a1’s properties.^[15]

Classification[edit]

R136a1 is a high-luminosity WN5h star, placing it on the extreme top left corner of the Hertzsprung–Russell diagram. A Wolf–Rayet star is distinguished by the strong, broad emission lines in its spectrum. This includes ionized nitrogen, helium, carbon, oxygen and occasionally silicon, but with hydrogen lines usually weak or absent. A WN5 star is classified on the basis of ionised helium emission being considerably stronger than the neutral helium lines, and having roughly equal emission strength from NIII, NIV, and NV. The «h» in the spectral type indicates significant hydrogen emission in the spectrum, and hydrogen is calculated to make up 40% of the surface abundance by mass.^[2]

WNh stars as a class are massive luminous stars still burning hydrogen at their cores. The emission spectrum is produced in a powerful dense stellar wind, and the enhanced levels of helium and nitrogen arise from convectional mixing of CNO cycle products to the surface.^[20]

Mass[edit]

An evolutionary mass of 215 M_☉ is found from HST visual spectra using a non-LTE line-blanketed CMFGEN^[21] model atmosphere. R136a1 closely matches the expected properties for an initially rapidly rotating 251 M_☉ star with LMC metallicity after shining for about a million years.^[4]

An earlier analysis using ultraviolet spectroscopy found a current mass of 315 M_☉ and an initial mass of 325 M_☉.^[22]
A current mass of 256 M_☉ is found in similar analysis using PoWR (Potsdam Wolf–Rayet) atmospheric models^[23] with optical and ultraviolet spectra and a mass–luminosity relation,^[24] assuming a single star.^[2]

R136a1 is undergoing extreme mass loss through a stellar wind reaching a velocity of 2,600±150 km/s. This is caused by intense electromagnetic radiation from the very hot photosphere accelerating material away from the surface more strongly than gravity can retain it.^[15] Mass loss is largest for high-luminosity stars with low surface gravity and enhanced levels of heavy elements in the photosphere. R136a1 loses 1.6×10⁻⁴ M_☉ (3.21×10¹⁸ kg/s) per year, over a billion times more than the Sun loses, and is expected to have shed about 35 M_☉ since its formation.^[4]

Luminosity[edit]

It was from 2010 to 2020 that the star was recognised as the most massive and luminous star known. Previous estimates had placed the luminosity as low as 1,500,000 L_☉.^[25]

At around 4,677,000 L_☉, R136a1 is one of the most luminous stars known, radiating more energy in four seconds than the Sun does in a year. If it replaced the Sun in the Solar System, it would outshine the Sun by 164,000 times (M_V = −8.2) and would appear from Earth at magnitude −40. Its brightness at a distance of 10 parsecs, the absolute visual magnitude, would be −8.18, three magnitudes brighter than Venus ever appears from Earth. Its brightness at the distance of the nearest star to Earth, Proxima Centauri (just over a parsec), would be about the same as the full moon.

R136a1 supplies c. 7% of the ionizing flux of the entire 30 Doradus region, as much as 70 O7 main-sequence stars. Along with R136a2, a3, and c, it produces 43–46% of the Lyman continuum radiation of the whole R136 cluster.^[15]

Massive stars lie close to the Eddington limit, the luminosity at which the radiation pressure acting outwards at the surface of the star equals the force of the star’s gravity pulling it inward. Above the Eddington limit, a star generates so much energy that its outer layers are rapidly thrown off. This effectively restricts stars from shining at higher luminosities for long periods.^[26] The classical Eddington luminosity limit is not applicable to stars such as R136a1 that are not in hydrostatic equilibrium, and its calculation is extremely complex for real stars. The empirical Humphrey-Davidson limit has been identified as a luminosity limit for observed stars,^[27][28] but recent models have attempted to calculate useful theoretical Eddington limits applicable to massive stars.^[24] R136a1 is currently around 70% of its Eddington luminosity.^[15]

Temperature[edit]

R136a1 has a surface temperature of around 46,000 K (45,700 °C; 82,300 °F), eight times as hot as the Sun, and with peak radiation in the extreme ultraviolet.^[4]

R136a1 has a B–V index of about 0.03, which is a typical colour for an F-type star. The «U–V» colour from the HST WFPC2 336 nm and 555 nm filters is −1.28, more indicative of an extremely hot star.^[12] This variation of different colour indices relative to a blackbody is the result of interstellar dust causing reddening and extinction. The reddening (E_B–V) can be used to estimate the level of visual extinction (A_V). E_B–V values of 0.29–0.37 have been measured, with considerable uncertainty due to contamination from close neighbours such as R136a2 0.1″ away, leading to A_V around 1.80 and a de-reddened B–V (B–V₀) of −0.30.^[2][15]

The effective temperature of a star can be approximated from the colour, but this is not very accurate and spectral fitting to an atmospheric model is necessary to derive the temperature. Temperatures of 53,000–56,000 K are found for R136a1 using different atmospheric models. Older models had produced temperatures around 45,000 K and hence dramatically lower luminosities.^[25] The extreme temperature of the star causes its peak radiation to be around 50 nm and nearly 99% of the radiation to be emitted outside the visual range (a bolometric correction around −5).

Size[edit]

R136a1 is over forty times the radius of the Sun (42.7 R_☉;29,700,000 km; 1⁄7 au) which corresponds to a volume nearly 80,000 times larger than the Sun.^[4]

R136a1 does not have a well-defined visible surface like the Earth or the Sun. The hydrostatic main body of the star is surrounded by a dense atmosphere being accelerated outwards into the stellar wind. An arbitrary point within this wind is defined as the surface for measuring the radius, and different authors may use different definitions. For example, a Rosseland optical depth of 2/3 corresponds approximately to a visible surface while a Rosseland depth of 20 or 100 corresponds more closely to a physical photosphere. Stellar temperatures are typically quoted at the same depth so that the radius and temperature correspond to the luminosity.^[2][15]

R136a1’s dimensions are far smaller than the largest stars: red supergiants are several hundred to over a thousand R_☉, tens of times larger than R136a1. Despite the large mass and modest dimensions, R136a1 has an average density less than 1% of the Sun’s. At about 5 kg/m³, it is around 4 times denser than Earth’s atmosphere at sea level; alternately, less than an hundredth the density of water.

Rotation[edit]

The rotation rate of R136a1 cannot be measured directly since the photosphere is hidden by the dense stellar wind and the photospheric absorption lines used to measure rotational doppler broadening are not present in the spectrum. A N_V emission line at 2.1 µm is produced relatively deep in the wind and can be used to estimate rotation. In R136a1 it has a FWHM of about 15 Å, indicating a slow or non rotating star, although it could be aligned with its pole facing Earth. R136a2 and a3 are rotating rapidly and the closest evolutionary models for R136a1 match a star still rotating with an equatorial speed of c. 200 km/s after c. 1.75 Myr.^[15]

Evolution[edit]

Current state[edit]

R136a1 is currently fusing hydrogen to helium, predominantly by the CNO cycle due to the high temperatures at the core. Despite the Wolf–Rayet spectral appearance, it is a young star. The emission spectrum is created by a dense stellar wind caused by the extreme luminosity, with the enhanced levels of helium and nitrogen being mixed from the core to the surface by strong convection. It is effectively a main sequence star.^[20] Over 90% of the star is convective, with a small non-convective layer at the surface.^[29]

Development[edit]

Models of star formation by accretion from molecular clouds predict an upper limit to the mass a star can achieve before its radiation prevents further accretion. The most simplistic accretion models at population I metallicities predict a limit as low as 40 M_☉, but more complex theories allow masses several times higher.^[30] An empirical limit of around 150 M_☉ has become widely accepted.^[31] R136a1 clearly exceeds all these limits, leading to development of new single star accretion models potentially removing the upper limit,^[32] and the potential for massive star formation by stellar mergers.^[33][34]

As a single star formed from accretion, the properties of such a massive star are still uncertain. Synthetic spectra indicate that it would never have a main sequence luminosity class (V), or even a normal O type spectrum. The high luminosity, proximity to the Eddington limit, and strong stellar wind, would be likely to create an If* or WNh spectrum as soon as R136a1 became visible as a star. Helium and nitrogen are rapidly mixed to the surface due to the large convective core and high mass loss, and their presence in the stellar wind creates the characteristic Wolf–Rayet emission spectrum.^[15] The ZAMS at very high masses curves back to cooler temperatures, and at LMC metallicities the maximum temperature predicted to be around 56,000 K for 150–200 M_☉ stars, so R136a1 would have been slightly cooler than some less massive main sequence stars.^[29]

During core hydrogen burning, the helium fraction in the core increases and according to the virial theorem the core pressure and temperature will increase.^[35] This leads to an increase in luminosity so that R136a1 is somewhat more luminous now than when it first formed. The temperature decreases slightly, but the outer layers of the star have inflated, driving even higher mass loss.^[15]

Future[edit]

The future development of R136a1 is uncertain, and there are no comparable stars to confirm predictions. The evolution of massive stars depends critically on the amount of mass they can lose, and various models give different results, none of which entirely match observations. It is thought that WNh stars develop into LBVs as hydrogen at the core starts to become depleted. This is an important phase of extreme mass loss which enables a star, at near solar metallicity, to transition to a hydrogen-free Wolf–Rayet star.^[20] Stars with sufficiently strong mixing from the core to the surface, due to the very large convective core, high metallicity, or additional rotational mixing, may skip the LBV phase and evolve directly from the hydrogen-rich WNh phase to the hydrogen-poor WN phase.^[36] Hydrogen fusion lasts for a little over two million years, and the star’s mass at the end is expected to be 70–80 M_☉.^[29] A single star with LMC metallicity, even if it starts out rotating very rapidly, will be braked to near zero rotation by the end of hydrogen burning.^[37]

After core helium fusion starts, the remaining hydrogen in the atmosphere is rapidly lost and R136a1 will quickly contract to a hydrogen-free WNE star and the luminosity will decrease. Wolf–Rayet stars at this point are mostly helium and they lie on the Zero Age Helium Main Sequence (He-ZAMS), analogous to and parallel to the hydrogen-burning main sequence but at hotter temperatures.^[29]

During helium burning, carbon and oxygen will accumulate in the core and heavy mass loss continues. This eventually leads to the development of a WC spectrum, although at LMC metallicity a star is expected to spend most of the helium burning phase with a WN spectrum. Towards the end of helium burning, core temperature increase and mass loss cause an increase in both luminosity and temperature, with the spectral type becoming WO. Several hundred thousand years will be spent fusing helium, but the final stages of heavier element burning take no more than a few thousand years.^[37][38] R136a1 will eventually shrink to a little over 50 M_☉, with just 0.5 M_☉ of helium left surrounding the core.^[37]

Supernova[edit]

Any star which produces a carbon–oxygen (C–O) core more massive than the maximum for a white dwarf (c. 1.4 M_☉) will inevitably suffer core collapse. This usually happens when an iron core has been produced and fusion can no longer produce the energy required to prevent core collapse, although it can happen in other circumstances.

A C–O core between about 64 M_☉ and 133 M_☉ will become so hot that the gamma radiation will spontaneously produce electron–positron pairs and the sudden loss of energy in the core will cause it to collapse as a pair-instability supernova (PISN), sometimes called a pair-creation supernova (PCSN). A PISN is usually only produced in very low metallicity stars that do not lose sufficient mass to keep their C–O core sizes below 64 M_☉. This can also occur at LMC metallicity for very massive stars, but the predicted C–O core size for R136a1 is below 50 M_☉ so a PISN is unlikely.^[37]

Iron core collapse may produce a supernova explosion, and sometimes a gamma-ray burst (GRB). The type of any supernova explosion will be a type I since the star has no hydrogen; type Ic since it has almost no helium.^[37] Particularly massive iron cores may collapse the entire star into a black hole with no visible explosion, or a sub-luminous supernova as radioactive ⁵⁶Ni falls back onto the black hole.^[39]

A type Ic supernova can produce a GRB if the star is rotating and has an appropriate mass. R136a1 is expected to lose almost all its spin long before core collapse so a GRB is unlikely.^[37]

The remnant from a type Ic core collapse supernova is either a neutron star or black hole, depending on the mass of the progenitor core. For a star as massive as R136a1, the remnant will very likely be a black hole instead of a neutron star.^[38]

See also[edit]

• Hypergiant
• List of most luminous stars
• List of most massive stars
• VY Canis Majoris — one of the largest stars and red supergiants
• Stephenson 2-18 — one of the largest stars

References[edit]