The supermassive star R136a1 lies o

The supermassive star R136a1 lies outside the Milky Way in star cluster RMC 136a (now more often referred to as just R136). This cluster of young, massive and hot stars is located inside the Tarantula Nebula (30 Doradus or NGC 2070) within the Large Magellanic Cloud, a satellite galaxy of the Milky Way, some 165,000 light-years away from Sol. 30 Doradus is illuminated by the dense central compact cluster, R136, which was initially believed to be a single, supermassive star of around a thousand Solar-masses, given the amount of ultra-violet radiation ionizing the surrounding HII region (Rubio et al, 2009). Further and more finely detailed observations revealed that R136 was composed of three bright components (a, b, and c), of which R136a is the brightest (Weigelt et al, 1985; and Jorge Melnick, 1983). Today, it is believed that R136 contains some tens of thousands of stars within a few light-years of space, and hundreds of its stars (many of rare and massive, spectral type O) are so incredibly bright that a planet orbiting a star in the middle of the cluster would not experience darkness at night (ESO news release).


Paul Crowther, Chris Evans, VLT, ESO

Larger and jumbo illustrations.

Young star cluster RMC 136a (R136a)
is located inside the Tarantula Nebula
of the Large Magellanic Cloud (more).


R136a contains several stars with surface temperatures over 40,000 degrees, more than seven times hotter than our Sun, Sol, that appear to be at least several tens of times larger and several million times brighter. Analysis and comparisons with high-mass stellar evolution models indicate that several of the cluster's stars were born relatively recently with more than 150 Solar-masses (the theoretical limit under conventional star formation models). Four stars (including a1, b, and c) in the cluster have estimated masses larger than or close to 150 Solar-masses, and they produce nearly half of the power of the stellar winds and radiation of the entire cluster, which is comprised of around 100,000 stars in total. Moreover, one star, R136a1, appears to be the most massive ever found (as of July 21, 2010). These findings raise the previous accepted upper limit to how massive stars in the current universe can get from around 150 to around 300 Solar-masses. Supermassive stars, however, are extremely rare, forming within the densest star clusters.


Paul Crowther, Chris Evans,
VLT, ESO






Larger and jumbo near
infrared images.






Young star cluster RMC 136a (R136a)
in the Large Magellanic Cloud
is host to four supermassive
stars, including R136a1 (more).


The Star

R136a1 appears to have a current mass of about 265 Solar-masses. When first born, however, it may have had as much as 320 times that of the Sun; whether R136a1 was originally born as a single star or from the merger of smaller stars, however, is not known. Since the most massive stars produce the most powerful outflows of mass and radiative energy, they shed tremendous amounts of mass as they age. Although only a little over a million years old, R136a has already become “middle-aged” and has already lost around a fifth of its initial mass (ESO news release; Jonathan Amos, BBC News, July 21, 2010; Rachel Courtland, New Scientist, July 21, 2010; Associated Press, New York Times, July 21, 2010; and Crowther et al, 2010).



Crowther et al, 2010; VLT, ESO



Larger near-infrared image.



R136a1, the biggest among four
supermassive stars in star
cluster R136a with more than
150 Solar-masses, may have
been born with as much as 320
Solar-masses (more).


The supermassive star has the highest known stellar luminosity (as of July 2010), close to 10 million times greater than Sol. If R136a1 replaced the Sun in the Solar System, it would outshine Sol by as much as the Sun currently outshines the full Moon. In addition, its much great mass mass would reduce the length of the Earth's year to three weeks, and its incredibly intense ultraviolet radiation would sterilize life on the planet.


Pair-Instability Supernovae
R136a1 and the handful of other massive stars identified thus far could be candidates for a type of supernovae hypothesized to be triggered by the creation of electrons and their antimatter counterparts. These hypothesized "pair-instability supernovae" may explain the properties of some recently detected bright supernovae, such as SN 2006gy, which were detected as unusually bright and large supernovae. Such supernovae have been proposed as a model for a new class of supernovae associated with the most massive (and possibly the first) stars born in the universe

Stars that have at least eight to 10 Solar-masses destroy themselves after fusing hydrogen to helium, helium to carbon, and on to larger elements until they reach iron, when fusion fails. Towards the end of this process, the energy produced in the core of the star becomes insufficient to support the outer layers, which collapse inward under gravitational pressure, ending fusion after creating some even heavier elements, and crunching the core to a neutron star or black hole. The rebound from the core implosion blows away the outer layers of the star as a bright supernova.


Melissa Weiss,
CXC, NASA



Larger illustration.



Stars evolve at a rate
depending on their mass,
but only the largest stars
and some white dwarfs (with
companions donating mass)
die as supernovae (more).


For much more massive stars with 140 to some 260 Solar-masses, core temperature becomes so great at several billion degrees that, before the fusion progression theorized for less massive stars is complete, high-energy gamma rays in the core begin to annihilate one another and create matter-antimatter pairs (mostly electron-positron pairs). Hence, instead of mass being converted to energy in the star's core (via Albert Einstein's famous equation: E = mc2), energy is being converted to mass. Since gamma radiation provides the energy preventing gravitational collapse of the outer layers of the star onto the core, at some point the loss of this energy (through so-called "pair instability") causes violent pulsations that eject a large fraction of the outer layers of the star and eventually a star's outer layers to collapse inward to create a thermonuclear explosion that, in theory, would be brighter than previously detected supernova. In this type of pair-instability supernova, the star is blown to bits without creating a black hole. For stars with greater than around 260 Solar-masses, the pulsations would be overwhelmed by gravity, and so the star would collapse to form a black hole without an explosion. Currently, the favored explanation for the unusual features of SN 2006gy is derived from the pair-instability model for supernova creation, and this type of supernova may lie in store for R136a1 within the coming million and a half years, after it sheds more mass to shrink below the 260 Solar-masse limit.


Melissa Weiss,
CXC, NASA




Larger ilustration.




Within a million and a half years
or so, R136ai may blow up in a
new class of powerful pair-
instability supernovae (as has
hypothesized for SN 2006gy,
possible for some supermassive
stars, shown with shock wave
blasting into a circumstellar
nebula of earlier ejecta (more).


In theory, pair-instability supernovae should produce a relatively greater abundance of heavy elements. For stars with initial masses above about 200 suns, pair-instability supernovae would produce an abundance of radioactive nickel. According to some astronomers, the radioactive decay of nickel-56 produces most of the light of a supernova, and SN 2006gy produced about 22 Solar-masses of nickel (Smith et al, 2007), compared to maybe 0.6 solar masses in a Type Ia supernova created by a white dwarf (and stolen mass from a companion star). Since astronomers believe that a large proportion of the universe's first stars were supermassive stars like SN 2006gy's progenitor, such supernovae should have dispersed large quantities of newly synthesized elements heavier than hydrogen, instead of collapsing into black holes. In addition, as these pair-instability supernovae are so bright, astronomers hope to detect similar explosions from the first stars in the universe over 13 billions years ago with more powerful observatories, such as the upcoming James Webb Space Telescope.

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

ดาวมวลยวดยิ่ง R136a1 อยู่นอกทางช้างเผือกในกระจุกดาว RMC 136a (ตอนนี้เพิ่มเติมมักจะเรียกว่าเพียง R136) คลัสเตอร์นี้ดาวเล็ก ขนาดใหญ่ และร้อนอยู่ภายในเนบิวลา (30 Doradus หรือ NGC 2070) ภายในเมฆแมเจลแลนใหญ่ กาแล็กซี่ดาวเทียมของทางช้างเผือก light-years บาง 165000 จาก Sol. 30 Doradus ถูกส่องสว่าง ด้วยหนาแน่นกลางขนาดคลัสเตอร์ R136 ซึ่งเริ่มเชื่อว่าการให้ดาวเดียว มวลยวดยิ่งของรอบพันแสงมวลชน ให้ปริมาณรังสีอมม่วงพิเศษ ionizing HII รอบข้าง (Rubio et al, 2009) สังเกตรายละเอียดประณีตมากขึ้น และการเปิดเผยว่า R136 ประกอบด้วยสามส่วนประกอบที่สดใส (a, b และ c), R136a อยู่ สว่าง (Weigelt et al, 1985 และ Jorge Melnick, 1983) วันนี้ เชื่อว่า R136 ประกอบด้วยบางหมื่นดาว light-years กี่พื้นที่ และหลายร้อยของดาว (ของหายาก และขนาด ใหญ่ ชนิดสเปกตรัม O) มีมากอย่างไม่น่าเชื่อว่า ดาวเคราะห์ที่โคจรดาวกลางคลัสเตอร์จะไม่มีความมืดในเวลากลางคืน (ESO ข่าวประชาสัมพันธ์) Paul Crowther อีแวนส์ Chris, VLT, ESO ภาพประกอบขนาดใหญ่ และจัมโบ้ หนุ่มสาวดาว RMC 136a คลัสเตอร์ (R136a) ตั้งอยู่ภายในเนบิวลา ของมีขนาดใหญ่เมฆแมเจลแลน (เพิ่มเติม) R136a contains several stars with surface temperatures over 40,000 degrees, more than seven times hotter than our Sun, Sol, that appear to be at least several tens of times larger and several million times brighter. Analysis and comparisons with high-mass stellar evolution models indicate that several of the cluster's stars were born relatively recently with more than 150 Solar-masses (the theoretical limit under conventional star formation models). Four stars (including a1, b, and c) in the cluster have estimated masses larger than or close to 150 Solar-masses, and they produce nearly half of the power of the stellar winds and radiation of the entire cluster, which is comprised of around 100,000 stars in total. Moreover, one star, R136a1, appears to be the most massive ever found (as of July 21, 2010). These findings raise the previous accepted upper limit to how massive stars in the current universe can get from around 150 to around 300 Solar-masses. Supermassive stars, however, are extremely rare, forming within the densest star clusters. Paul Crowther, Chris Evans, VLT, ESO Larger and jumbo near infrared images. Young star cluster RMC 136a (R136a) in the Large Magellanic Cloud is host to four supermassive stars, including R136a1 (more). The StarR136a1 มีมวลปัจจุบันของพลังงานแสงอาทิตย์ประมาณ 265-ฝูงแล้ว เมื่อแรก เกิด อย่างไรก็ตาม มันอาจมีมากถึง 320 ครั้งที่ดวงอาทิตย์ ว่าเดิมเกิด R136a1 เป็นดาวเดียว หรือ จากการควบรวมกิจการของดาวเล็ก อย่างไรก็ตาม ไม่ทราบ เนื่องจากดาวขนาดใหญ่ที่สุดผลิตต่าง ๆ มีประสิทธิภาพมากที่สุดของพลังงานโดยรวม และ radiative พวกเขาหลั่งจำนวนมหาศาลของมวล ตามอายุ แม้เท่านั้นน้อยกว่าล้านปีเก่า R136a เป็น "วัยกลางคน" และมีอยู่แล้วหายไปประมาณหนึ่งในห้าของมวลเริ่มต้น (ESO ข่าวประชาสัมพันธ์ Jonathan โรงแรมอมอสโค BBC News, 21 กรกฎาคม 2010 ราเชล Courtland นักวิทยาศาสตร์ใหม่ 21 กรกฎาคม 2010 เวลาเกี่ยวข้องกด นิวยอร์ก 21 กรกฎาคม 2010 ก Crowther et al, 2010) Crowther et al, 2010 VLT, ESO รูปใหญ่ใกล้อินฟราเรด R136a1 ใหญ่ที่สุดในหมู่ 4 ดาวดาวมวลยวดยิ่ง คลัสเตอร์ R136a กับมากกว่า อาจมีแสงอาทิตย์ 150-ฝูง ได้เกิดมาพร้อมกับจำนวน 320 แสงอาทิตย์ฝูง (เพิ่มเติม) ดาวมวลยวดยิ่งมีที่สูงรู้จักดาวฤกษ์ความสว่าง (ณ เดือน 2553 กรกฎาคม), ใกล้ 10 ล้านครั้งมากกว่าโซล ถ้า R136a1 แทนดวงอาทิตย์ในระบบสุริยะ มันจะ outshine โซลโดยมากเท่าที่ดวงอาทิตย์กำลัง outshines พระจันทร์เต็มดวง มันมากมากมวลมวลจะลดจำนวนปีของโลกสามสัปดาห์ และรังสีอัลตราไวโอเลตที่รุนแรงอย่างไม่น่าเชื่อจะเป็นหมันชีวิตบนดาวเคราะห์คู่ความไม่เสถียรของ SupernovaeR136a1 and the handful of other massive stars identified thus far could be candidates for a type of supernovae hypothesized to be triggered by the creation of electrons and their antimatter counterparts. These hypothesized "pair-instability supernovae" may explain the properties of some recently detected bright supernovae, such as SN 2006gy, which were detected as unusually bright and large supernovae. Such supernovae have been proposed as a model for a new class of supernovae associated with the most massive (and possibly the first) stars born in the universeStars that have at least eight to 10 Solar-masses destroy themselves after fusing hydrogen to helium, helium to carbon, and on to larger elements until they reach iron, when fusion fails. Towards the end of this process, the energy produced in the core of the star becomes insufficient to support the outer layers, which collapse inward under gravitational pressure, ending fusion after creating some even heavier elements, and crunching the core to a neutron star or black hole. The rebound from the core implosion blows away the outer layers of the star as a bright supernova. Melissa Weiss, CXC, NASA Larger illustration. Stars evolve at a rate depending on their mass, but only the largest stars and some white dwarfs (with companions donating mass) die as supernovae (more). For much more massive stars with 140 to some 260 Solar-masses, core temperature becomes so great at several billion degrees that, before the fusion progression theorized for less massive stars is complete, high-energy gamma rays in the core begin to annihilate one another and create matter-antimatter pairs (mostly electron-positron pairs). Hence, instead of mass being converted to energy in the star's core (via Albert Einstein's famous equation: E = mc2), energy is being converted to mass. Since gamma radiation provides the energy preventing gravitational collapse of the outer layers of the star onto the core, at some point the loss of this energy (through so-called "pair instability") causes violent pulsations that eject a large fraction of the outer layers of the star and eventually a star's outer layers to collapse inward to create a thermonuclear explosion that, in theory, would be brighter than previously detected supernova. In this type of pair-instability supernova, the star is blown to bits without creating a black hole. For stars with greater than around 260 Solar-masses, the pulsations would be overwhelmed by gravity, and so the star would collapse to form a black hole without an explosion. Currently, the favored explanation for the unusual features of SN 2006gy is derived from the pair-instability model for supernova creation, and this type of supernova may lie in store for R136a1 within the coming million and a half years, after it sheds more mass to shrink below the 260 Solar-masse limit.

Melissa Weiss,
CXC, NASA




Larger ilustration.




Within a million and a half years
or so, R136ai may blow up in a
new class of powerful pair-
instability supernovae (as has
hypothesized for SN 2006gy,
possible for some supermassive
stars, shown with shock wave
blasting into a circumstellar
nebula of earlier ejecta (more).


In theory, pair-instability supernovae should produce a relatively greater abundance of heavy elements. For stars with initial masses above about 200 suns, pair-instability supernovae would produce an abundance of radioactive nickel. According to some astronomers, the radioactive decay of nickel-56 produces most of the light of a supernova, and SN 2006gy produced about 22 Solar-masses of nickel (Smith et al, 2007), compared to maybe 0.6 solar masses in a Type Ia supernova created by a white dwarf (and stolen mass from a companion star). Since astronomers believe that a large proportion of the universe's first stars were supermassive stars like SN 2006gy's progenitor, such supernovae should have dispersed large quantities of newly synthesized elements heavier than hydrogen, instead of collapsing into black holes. In addition, as these pair-instability supernovae are so bright, astronomers hope to detect similar explosions from the first stars in the universe over 13 billions years ago with more powerful observatories, such as the upcoming James Webb Space Telescope.

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

R136a1 มวลดาวอยู่นอกทางช้างเผือกในกลุ่มดาว RMC 136a (ตอนนี้มากขึ้นมักจะเรียกว่าเพียงแค่ R136) กลุ่มนี้ของหนุ่มสาวดาวขนาดใหญ่และร้อนตั้งอยู่ภายในเนบิวลาทารันทูล่า (30 Doradus หรือ NGC 2070) ภายในเมฆแมเจลแลนใหญ่, กาแลคซีบริวารของทางช้างเผือกบาง 165,000 ปีแสงห่างจากโซล 30 Doradus สว่างโดยกลุ่มที่มีขนาดกะทัดรัดหนาแน่นกลาง R136 ซึ่งเชื่อว่าในขั้นต้นที่จะเป็นซิงเกิ้ล, ดาวมวลประมาณพันมวลพลังงานแสงอาทิตย์ที่ได้รับปริมาณของรังสีอัลตร้าไวโอเลตโอโซนรอบภูมิภาค HII (รูบิโอ, et al, 2009) และอื่น ๆ นอกจากนี้การสังเกตรายละเอียดประณีตเปิดเผยว่า R136 ประกอบด้วยสามองค์ประกอบสดใส (มี b และ c) ซึ่งเป็น R136a สว่าง (Weigelt et al, 1985 และ Jorge Melnick, 1983) วันนี้ก็เป็นที่เชื่อว่า R136 มีบางส่วนนับหมื่นของดาวภายในไม่กี่ปีแสงของพื้นที่และร้อยดาวของ (หลายที่หายากและขนาดใหญ่ชนิดสเปกตรัม O) จึงไม่น่าเชื่อสดใสที่ดาวเคราะห์โคจรรอบดาวใน ตรงกลางของกลุ่มจะไม่ได้สัมผัสกับความมืดในเวลากลางคืน (ข่าวประชาสัมพันธ์ ESO). พอลโครว์, คริสอีแวนส์ VLT, ESO ภาพประกอบขนาดใหญ่และขนาดจัมโบ้. หนุ่มดาวกลุ่ม RMC 136a (R136a) ตั้งอยู่ภายในทารันทูล่าเนบิวลาของขนาดใหญ่แมกเจลแลนเมฆ(เพิ่มเติม). R136a มีดาวหลายกับอุณหภูมิพื้นผิวกว่า 40,000 องศามากกว่าเจ็ดครั้งร้อนกว่าดวงอาทิตย์ของเรา, โซลที่ดูเหมือนจะเป็นอย่างน้อยหลายสิบครั้งใหญ่และอีกหลายล้านครั้งที่สดใส การวิเคราะห์และการเปรียบเทียบกับมวลสูงรุ่นวิวัฒนาการของดวงดาวแสดงให้เห็นว่าหลายกลุ่มของดาวเกิดค่อนข้างเร็ว ๆ นี้มีมากกว่า 150 ฝูงพลังงานแสงอาทิตย์ (ทฤษฎีขีด จำกัด ภายใต้รูปแบบการก่อตัวดาวฤกษ์ธรรมดา) สี่ดาว (รวม a1, B และ C) ในคลัสเตอร์มีการประมาณการมวลชนขนาดใหญ่กว่าหรือใกล้เคียงกับ 150 มวลพลังงานแสงอาทิตย์และพวกเขาผลิตเกือบครึ่งหนึ่งของพลังของลมเป็นตัวเอกและการฉายรังสีของกลุ่มทั้งหมดซึ่งประกอบด้วย ประมาณ 100,000 ดาวทั้งหมด นอกจากนี้หนึ่งดาว R136a1 ดูเหมือนจะมีขนาดใหญ่ที่สุดเท่าที่เคยพบ (ณ วันที่ 21 กรกฎาคม 2010) การค้นพบนี้เพิ่มก่อนหน้านี้ได้รับการยอมรับขีด จำกัด บนวิธีดาวขนาดใหญ่ในจักรวาลในปัจจุบันจะได้รับจากประมาณ 150 ประมาณ 300 มวลพลังงานแสงอาทิตย์ ดาวมวลมหาศาล แต่หายากมากไว้ในรายเรียงกระจุกดาว. พอลโครว์, คริสอีแวนส์VLT, ESO ขนาดใหญ่และขนาดจัมโบ้ที่อยู่ใกล้ภาพอินฟราเรด. หนุ่มดาวกลุ่ม RMC 136a (R136a) ในเมฆแมเจลแลนใหญ่เป็นเจ้าภาพสี่มวลมหาศาลดาวรวมทั้ง R136a1 (เพิ่มเติม). The Star R136a1 ดูเหมือนจะมีมวลในปัจจุบันประมาณ 265 มวลพลังงานแสงอาทิตย์ เมื่อแรกเกิด แต่มันอาจจะมีมากที่สุดเท่าที่ 320 เท่าของดวงอาทิตย์ ไม่ว่าจะเกิด R136a1 เดิมเป็นดาวดวงเดียวหรือจากการควบรวมกิจการของดาวที่มีขนาดเล็ก แต่ไม่เป็นที่รู้จัก เนื่องจากดาวมีขนาดใหญ่ที่สุดผลิตไหลออกมีประสิทธิภาพมากที่สุดของมวลและพลังงานรังสีพวกเขาหลั่งจำนวนมากของมวลที่พวกเขาอายุ แม้เพียงเล็ก ๆ น้อย ๆ กว่าล้านปี, R136a ได้กลายเป็น "วัยกลางคน" และได้หายไปแล้วรอบที่ห้าของมวลเริ่มต้นของมัน (ข่าวประชาสัมพันธ์ ESO; โจนาธานเอมัสข่าวบีบีซี 21 กรกฏาคม 2010 ราเชล Courtland ใหม่ นักวิทยาศาสตร์ 21 กรกฏาคม 2010; Associated Press, New York Times, 21 กรกฎาคม 2010 และโครว์, et al, 2010). โครว์, et al, 2010; VLT, ESO ภาพอินฟราเรดใกล้ขนาดใหญ่. R136a1 ที่ใหญ่ที่สุดในหมู่สี่ดาวมวลมหาศาลในดาวกลุ่มR136a ที่มีมากกว่า150 ฝูงพลังงานแสงอาทิตย์อาจจะเกิดมาด้วยมากที่สุดเท่าที่320 มวลพลังงานแสงอาทิตย์ (เพิ่มเติม). ดาวมวลมหาศาลมี ความสว่างของดาวฤกษ์ที่รู้จักกันมากที่สุด (เหมือนกรกฏาคม 2010) ใกล้กับ 10 ล้านครั้งยิ่งใหญ่กว่าโซล หาก R136a1 แทนที่ดวงอาทิตย์ในระบบสุริยะก็จะ outshine โซลโดยเท่าดวงอาทิตย์ขณะ outshines พระจันทร์เต็มดวง นอกจากนี้มวลมวลมากที่ดีจะช่วยลดความยาวของปีของโลกถึงสามสัปดาห์และรังสีอัลตราไวโอเลตที่รุนแรงอย่างไม่น่าเชื่อที่จะฆ่าเชื้อมีชีวิตบนดาวเคราะห์ดวงนี้. จับคู่เกิดความไม่เสถียรซุปเปอร์โนวาR136a1 และกำมือของดาวขนาดใหญ่อื่น ๆ ระบุป่านนี้อาจจะ ผู้สมัครประเภทของซูเปอร์โนวาตั้งสมมติฐานที่จะถูกเรียกโดยการสร้างของอิเล็กตรอนและคู่ของปฏิสสารของพวกเขา สมมติฐานเหล่านี้ "คู่ความไม่แน่นอนของซูเปอร์โนวา" อาจจะอธิบายคุณสมบัติของบางส่วนที่ตรวจพบเมื่อเร็ว ๆ นี้ซูเปอร์โนวาที่สดใสเช่น SN 2006gy ซึ่งถูกตรวจพบว่าเป็นความผิดปกติที่สดใสและซูเปอร์โนวาที่มีขนาดใหญ่ ซูเปอร์โนวาดังกล่าวได้รับการเสนอเป็นรูปแบบสำหรับการเรียนใหม่ของซูเปอร์โนวาที่เกี่ยวข้องกับการมีขนาดใหญ่ที่สุด (และอาจจะเป็นครั้งแรก) ดาวเกิดในจักรวาลดาวที่มีอย่างน้อยแปดถึง10 เท่าของมวลพลังงานแสงอาทิตย์ทำลายตัวเองหลังจากที่หลอมรวมไฮโดรเจนฮีเลียมก๊าซฮีเลียม คาร์บอนและองค์ประกอบที่มีขนาดใหญ่จนกว่าจะถึงเหล็กเมื่อฟิวชั่นล้มเหลว ในช่วงสุดท้ายของกระบวนการนี้พลังงานที่ผลิตในแกนกลางของดาวจะกลายเป็นไม่เพียงพอที่จะสนับสนุนชั้นนอกซึ่งการล่มสลายภายในภายใต้ความกดดันจากแรงโน้มถ่วงสิ้นสุดฟิวชั่นหลังจากการสร้างองค์ประกอบหนักบางส่วนและกระทืบหลักในการเป็นดาวนิวตรอนหรือสีดำ รู การฟื้นตัวจากการระเบิดหลักพัดออกไปชั้นนอกของดาวที่เป็นซูเปอร์โนวาที่สดใส. เมลิสสาไวสส์CXC นาซาภาพประกอบขนาดใหญ่. ดาววิวัฒนาการในอัตราที่ขึ้นอยู่กับมวลของพวกเขาแต่เพียงดาวที่ใหญ่ที่สุดและบางส่วนดาวแคระขาว(มีสหายบริจาคมวล) ตายเป็นซูเปอร์โนวา (เพิ่มเติม). สำหรับดาวขนาดใหญ่มากขึ้นด้วย 140 ถึง 260 เท่าของมวลพลังงานแสงอาทิตย์, อุณหภูมิแกนกลายเป็นเพื่อที่ดีที่หลายพันล้านองศาว่าก่อนที่ความคืบหน้าฟิวชั่นมหาเศรษฐีสำหรับดาวมวลน้อยเสร็จสมบูรณ์พลังงานสูง รังสีแกมมาในแกนเริ่มที่จะทำลายคนอื่นและสร้างคู่เรื่องปฏิสสาร (ส่วนใหญ่คู่อิเล็กตรอนโพซิตรอน) ดังนั้นแทนที่จะเป็นมวลแปลงเป็นพลังงานในแกนของดาว (ผ่านอัลเบิร์สมการที่มีชื่อเสียงของ Einstein: E = mc2) พลังงานจะถูกแปลงเป็นมวล ตั้งแต่การฉายรังสีแกมมาให้พลังงานป้องกันการล่มสลายแรงโน้มถ่วงของชั้นนอกของดาวบนหลักในบางจุดที่สูญเสียพลังงานนี้ (ผ่านที่เรียกว่า "ความไม่แน่นอนทั้งคู่") ทำให้เกิด pulsations ความรุนแรงที่นําส่วนใหญ่ของชั้นนอก ของดาวและในที่สุดชั้นนอกของดาวจะยุบเข้าด้านในการสร้างระเบิดนิวเคลียร์ที่ในทางทฤษฎีจะสว่างกว่าที่ตรวจพบก่อนหน้านี้ซูเปอร์โนวา ในประเภทนี้ของซูเปอร์โนวาคู่ความไม่แน่นอนดาวถูกเป่าบิตโดยไม่ต้องสร้างหลุมดำ สำหรับดาวที่มีมากกว่า 260 รอบฝูง-แสงอาทิตย์ pulsations จะถูกครอบงำด้วยแรงโน้มถ่วงและอื่น ๆ ดาวจะยุบในรูปแบบหลุมดำโดยไม่ต้องระเบิด ปัจจุบันคำอธิบายที่ได้รับการสนับสนุนสำหรับคุณสมบัติที่ผิดปกติของ SN 2006gy มาจากรูปแบบที่คู่ความไม่แน่นอนในการสร้างซูเปอร์โนวาและชนิดของซูเปอร์โนวานี้อาจอยู่ในร้านสำหรับ R136a1 ภายในมาล้านบาทและครึ่งปีหลังจากที่มันหายมวลมากขึ้นในการ หดตัวลงต่ำกว่า 260 ขีด จำกัด ของพลังงานแสงอาทิตย์ค์ไรเดอ. เมลิสสาไวสส์CXC นาซ่า. ilustration ขนาดใหญ่ภายในล้านบาทและครึ่งปีหรือดังนั้นR136ai อาจระเบิดขึ้นในชั้นเรียนใหม่ของpair- ที่มีประสิทธิภาพความไม่แน่นอนของซูเปอร์โนวา(ตามที่ได้ตั้งสมมติฐานสำหรับ SN 2006gy, เป็นไปได้สำหรับบางมวลดาวแสดงด้วยคลื่นช็อกระเบิดเป็นล้อมรอบเนบิวลาของการตกกระทบก่อนหน้านี้(เพิ่มเติม). ในทางทฤษฎีซูเปอร์โนวาคู่ความไม่แน่นอนควรผลิตความอุดมสมบูรณ์ค่อนข้างมากขึ้นของธาตุหนัก. สำหรับดาวที่มีมวลเริ่มต้นดังกล่าวข้างต้นประมาณ 200 ดวงอาทิตย์ทั้งคู่ -instability ซูเปอร์โนวาจะผลิตความอุดมสมบูรณ์ของนิกเกิลกัมมันตรังสี. ตามที่นักดาราศาสตร์บางสลายกัมมันตรังสีของนิกเกิล-56 ผลิตมากที่สุดของแสงของซูเปอร์โนวาและ SN 2006gy ผลิตประมาณ 22 เท่าของมวลพลังงานแสงอาทิตย์ของนิกเกิล (สมิ ธ , et al, 2007) เมื่อเทียบกับบางที 0.6 เท่าของดวงอาทิตย์ในซูเปอร์โนวาชนิด Ia สร้างขึ้นโดยดาวแคระขาว (และมวลขโมยมาจากดาวสหาย) เนื่องจากนักดาราศาสตร์เชื่อว่าเป็นสัดส่วนใหญ่ของดาวดวงแรกของจักรวาลมีดาวมวลมหาศาลเหมือนรากเหง้า SN 2006gy ของซูเปอร์โนวาดังกล่าวควรจะได้แยกย้ายกันไปในปริมาณมากขององค์ประกอบสังเคราะห์ใหม่ที่หนักกว่าไฮโดรเจนแทนการยุบตัวลงไปในหลุมดำ นอกจากนี้ยังเป็นซูเปอร์โนวาคู่ความไม่แน่นอนเหล่านี้จะสดใสนักดาราศาสตร์หวังว่าในการตรวจสอบระเบิดที่คล้ายกันจากดาวดวงแรกในจักรวาลกว่า 13 พันล้านปีที่ผ่านมากับหอดูดาวที่มีประสิทธิภาพมากขึ้นเช่นการที่จะเกิดขึ้นกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์เวบบ์

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

การ r136a1 ดาวมวลอยู่ภายนอกทางช้างเผือกในกระจุกดาว RMC 136a ( ตอนนี้มักจะเรียกว่าเพียงแค่ r136 ) นี้กลุ่มของหนุ่มใหญ่และดาวร้อนตั้งอยู่ภายในเนบิวลาทารันทูลา ( 30 doradus หรือ NGC 2070 ) ภายในเมฆแมเจลแลนดาวเทียมกาแล็กซี่ทางช้างเผือก บาง 165 , 000 ปีแสงออกไปจากโซล30 doradus สว่างโดยหนาแน่นกระชับกลางกลุ่ม r136 ซึ่งตอนแรกเชื่อกันว่าเป็นดาวเดี่ยว มวลประมาณพันพลังงานแสงอาทิตย์มวลชนให้ปริมาณรังสีอัลตร้าไวโอเล็ตชิ้นส่วนรอบนี้ ( ภาครูบิโอ et al , 2009 ) เพิ่มเติมและสังเกตรายละเอียดเพิ่มเติมอย่างละเอียด พบว่า r136 ประกอบด้วยสามองค์ประกอบที่สดใส ( A , B , C )ซึ่ง r136a เป็นสว่าง ( weigelt et al , 1985 ; และจอร์จ เมลนิก , 1983 ) วันนี้ เชื่อกันว่า r136 มีหลักสิบของพันดาวภายในไม่กี่ปีแสงในอวกาศ และหลายร้อยของดวงดาว ( ของหายากและขนาดใหญ่สเปกตรัมชนิด O ) ดังนั้นชิ้นใสที่ดาวเคราะห์โคจรรอบดาวอยู่ตรงกลางของกลุ่มจะไม่ประสบความมืดในตอนกลางคืน ( ESO ปล่อยข่าว )


ปอล โครว์เลอร์ , คริส อีแวนส์ , VLT ESO ,

ภาพประกอบขนาดใหญ่ และจัมโบ้

หนุ่มดาวกลุ่ม RMC 136a ( r136a )
ตั้งอยู่ในเนบิวลาบึ้ง
ของเมฆแมเจลแลนใหญ่ ( มาก )


r136a มีหลายดาวที่มีอุณหภูมิกว่า 40 , 000 องศา มากกว่าเจ็ดครั้งกว่าโซล ดวงอาทิตย์ของเรา ที่ปรากฏเป็นอย่างน้อยหลายสิบครั้งใหญ่ และอีกหลายล้านครั้งยิ่งการวิเคราะห์และเปรียบเทียบกับดาวฤกษ์มวลสูงหลายรุ่น พบว่า วิวัฒนาการของกลุ่มดาวเกิดค่อนข้างเร็ว ๆ นี้ มีมากกว่า 150 มวลสุริยะ ( ทฤษฎีภายใต้การจำกัดแบบดารานางแบบ ) 4 ดาว ( รวมทั้ง A1 B และ C ) ในกลุ่มมีประมาณมวลขนาดใหญ่กว่าหรือใกล้เคียงกับแสงอาทิตย์ 150 ก้อนและพวกเขาผลิตเกือบครึ่งหนึ่งของพลังงานของดาวฤกษ์ winds และรังสีของกลุ่มทั้งหมด ซึ่งประกอบด้วยรอบ 100000 ดาวทั้งหมด นอกจากนี้ หนึ่งดาว r136a1 ดูจะใหญ่ที่สุดที่เคยพบ ( 21 กรกฎาคม 2553 ) การค้นพบเหล่านี้เพิ่มก่อนหน้านี้ยอมรับขีดจำกัดบนดาวขนาดใหญ่ในเอกภพปัจจุบันสามารถได้รับจากประมาณ 150 ประมาณ 300 แสงอาทิตย์มวลมวลดาว แต่จะหายากมากขึ้นภายในกระจุกดาวที่หนาแน่นที่สุด


ปอล โครว์เลอร์ , คริส อีแวนส์ ,
VLT ESO






ขนาดใหญ่จัมโบ้ , และใกล้
ภาพอินฟราเรด






ดาราหนุ่มสาวกลุ่ม RMC 136a ( r136a )

ในเมฆแมเจลแลนใหญ่เป็นเจ้าภาพสี่มวล
ดาว รวมทั้ง r136a1 ( เพิ่มเติม )




r136a1 ปรากฏดาวมีมวลปัจจุบันของเกี่ยวกับ 265 แสงอาทิตย์มวลเมื่อแรกเกิด แต่ มัน อาจจะมากที่สุดเท่าที่ 320 เท่าของดวงอาทิตย์ จะ r136a1 แต่เดิมเกิดเป็นดาวเดี่ยว หรือ จากการรวมตัวของดาวที่มีขนาดเล็กลง แต่ก็รู้ว่าไม่ได้ เนื่องจากดาวขนาดใหญ่ส่วนใหญ่ผลิตไหลที่มีประสิทธิภาพมากที่สุดของมวลและการกระจายพลังงาน พวกเขาหลั่งจํานวนเงินที่มหาศาลของมวลเช่นที่พวกเขาอายุ แม้เพียงเล็กน้อยกว่าล้านปีr136a ได้กลายเป็น " วัยกลางคน " และได้หายไปประมาณหนึ่งในห้าของมวลเริ่มต้น ( ESO ข่าวประชาสัมพันธ์ ; โจนาธาน มอส , บีบีซีข่าว , กรกฎาคม 21 , 2010 ; ราเชล courtland ใหม่ , นักวิทยาศาสตร์ , กรกฎาคม 21 , 2010 ; กดที่เกี่ยวข้อง , New York Times , กรกฎาคม 21 , 2010 ; และโครว์เธอร์ et al , 2010 )



โครว์เธอร์ et al , 2010 ; VLT ESO ,



ใกล้อินฟราเรดขนาดใหญ่ภาพ



r136a1 ใหญ่ที่สุดในหมู่ 4
,ดาวมวลดารา

กลุ่ม r136a ที่มีมากกว่า 150 พลังงานแสงอาทิตย์จำนวนมาก อาจจะเกิดกับมวลชนพลังงานแสงอาทิตย์

เท่าที่ 320 ( เพิ่มเติม )


ดาวมวลสูงได้รู้จักดาวฤกษ์ความสว่าง ( กรกฎาคม 2553 ) , ใกล้ 10 ล้านกว่า โซล ครั้ง ถ้า r136a1 แทนที่ดวงอาทิตย์ในระบบสุริยะก็จะ outshine โซลโดยเท่าดวงอาทิตย์กำลังบดบังรัศมีของดวงจันทร์เต็มนอกจากนี้ มวลมวล มาก ที่ดี จะช่วยลดความยาวของโลก ปี 3 สัปดาห์ และรังสีอุลตราไวโอเลตที่รุนแรงอย่างไม่น่าเชื่อจะฆ่าเชื้อชีวิตบนดาวเคราะห์ .



คู่จากซุปเปอร์โนวาr136a1 และกำมือของดาวขนาดใหญ่อื่น ๆระบุ ป่านนี้อาจจะเป็นผู้สมัครสำหรับประเภทของซุปเปอร์โนวาสมมติฐานจะถูกทริกเกอร์ โดยการสร้างปฏิสสารของอิเล็กตรอนและคู่ของพวกเขา เหล่านี้สมมติฐาน " คู่จากซุปเปอร์โนวา " อาจจะอธิบายคุณสมบัติของบางพบเมื่อเร็ว ๆนี้สดใสซูเปอร์โนวา SN 2006gy เช่น ,