Cамая яркая звезда во вселенной r136a1

Особенности самой массивной звезды во Вселенной

В состав самой массивной звезды во Вселенной входит сложный комплекс тяжелых элементов, в частности кислород, углерод и азот. Внутри R136a1 звезды все еще происходит ядерная реакция синтеза на основе водорода.

Основной особенностью R136a1 является сверхсильная яркость. Совершенная светимость оценена в 9 млн солнечных яркостей. Такие параметры нельзя приписать ни одному светилу в мире.

Интересный факт! Космический объект за 5 секунд абсорбирует столько же энергии, сколько Солнце излучает 365 дней.

Голубой супергигант был обнаружен в обозримом космосе в новом звездном кластере, найденном в 1960 году, и назывался R136. Теоретическое объяснение массивности объекта строится на обосновании ее формирования за счет слияния нескольких небольших объектов.

Количество выбрасываемой энергии звездой настолько велико, что оно не проходит бесследно. Объект исторгает дикий звездный ветер в 2,5 тыс. км/с, сильнейшее ультрафиолетовое излучение, что в совокупности приводит к невозможности образования жизни вблизи гиганта.

Галактика NGC 1637

На снимке спиральная галактика украшена яркой сверхновой. Эта звезда на какое-то время затмила блеск всех остальных звезд данной галактики.

Звезды, которые заканчивают свою жизнь ярким образом, всегда имеют большую массу — более 8 масс Солнца. Их ядра коллапсируют, то есть схлопываются, в результате чего происходит колоссальный взрыв.

В среднем сверхновые вспыхивают в галактиках раз в 100 лет, хотя бывают и исключения. Например, в нашей Галактике две последние сверхновые вспыхнули с промежутком в 32 года — в 1572 и 1604 гг. Их наблюдали великие астрономы Тихо Браге и Иоганн Кеплер. С тех пор мы не видели ни одной. В 2007 г. в галактике MCG +05-43-16 в созвездии Геркулеса были зафиксированы две вспышки сверхновых с интервалом всего в 16 дней.

3 R136a2

Масса (в массах Солнца): 195
Тип: звезда Вольфа-Райе
Расстояние: 163 000 св. лет
Созвездие: Золотая Рыба
Возраст: 0,3 млн лет

R136a2 — звезда Вольфа — Райе вблизи центра R136, центральной концентрации звёзд крупного рассеянного скопления NGC 2070 в туманности Тарантул, массивной области H II в Большом Магеллановом Облаке. Светимость R136a2 в 4,3 млн раз превышает светимость Солнца.

Считается, что звёзды настолько большой массы не могут потерять достаточное количество массы в ходя эволюции, чтобы избежать коллапса железного ядра. В результате коллапса произойдет вспышка сверхновой или гиперновой, Гамма-всплеск или же вспышка будет почти незаметной, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Сценарий завершения эволюции сильно зависит от темпа и количества потерянной массы.

Открытие

Приближение от туманности Тарантул к скоплению R136, при этом R136a1 / 2/3 виден как еле разрешенный узел внизу справа

В 1960 году группа астрономов, работавших в обсерватории Рэдклиффа в Претории, произвела систематические измерения яркости и спектров ярких звезд в Большом Магеллановом Облаке. Среди объектов, внесенных в каталог, была RMC 136 (номер 136 в каталоге Магелланова Облака обсерватории Рэдклиффа), центральная «звезда» туманности Тарантул , которая, по мнению наблюдателей, вероятно, является кратной звездной системой. Последующие наблюдения показали, что R136 был расположен в центре гигантской области ионизированного межзвездного водорода, известной как область H II , которая была центром интенсивного звездообразования в непосредственной близости от наблюдаемых звезд.

В 1979 году 3,6-метровый телескоп ESO был использован для разделения R136 на три компонента; R136a , R136b и R136c . Точная природа R136a была неясной и предметом интенсивных дискуссий. Оценки того, что для яркости центральной области потребуются целых 100 горячих звезд класса O в пределах половины парсека в центре скопления, привели к предположению, что звезда, в 3000 раз превышающая массу Солнца, была более вероятным объяснением.

Первая демонстрация того, что R136a является звездным скоплением, была предоставлена Вейгельтом и Байером в 1985 году. Используя метод спекл-интерферометрии , было показано, что R136a состоит из 8 звезд в пределах 1 угловой секунды в центре скопления, причем R136a1 является самым ярким.

Окончательное подтверждение природы R136a было получено после запуска космического телескопа Хаббла . Его широкоугольная и планетарная камера (WFPC) разрешила R136a как минимум на 12 компонентов и показала, что R136 содержит более 200 очень ярких звезд. Более продвинутый WFPC2 позволил изучить 46 массивных светящихся звезд в пределах половины парсека от R136a и более 3000 звезд в радиусе 4,7 парсека.

Тушение галактики

Звездообразование в нынешних «мертвых» галактиках расплылось миллиарды лет назад.

Одно наблюдение (см. Выше), которое должно быть объяснено с помощью успешной теории эволюции галактик, — это наличие двух разных популяций галактик на диаграмме цвет-величина галактики. Большинство галактик имеют тенденцию попадать в два разных места на этой диаграмме: «красную последовательность» и «синее облако». Галактики красной последовательности, как правило, не являются звездообразующими эллиптическими галактиками с небольшим количеством газа и пыли, в то время как галактики с синими облаками обычно представляют собой пыльные спиральные галактики, образующие звезды.

Как описано в предыдущих разделах, галактики имеют тенденцию эволюционировать от спиральной к эллиптической структуре посредством слияний. Однако текущая скорость слияния галактик не объясняет, как все галактики перемещаются из «синего облака» в «красную последовательность». Это также не объясняет, как прекращается звездообразование в галактиках. Следовательно, теории эволюции галактик должны быть в состоянии объяснить, как в галактиках происходит звездообразование. Это явление называется «тушением» галактик.

Форма звезд из холодного газа (см. также Закон Кенникатта-Шмидта ), поэтому галактика гаснет, когда в ней больше нет холодного газа. Однако считается, что гашение происходит относительно быстро (в пределах 1 миллиарда лет), что намного меньше времени, которое потребуется галактике, чтобы просто израсходовать свой резервуар холодного газа. В моделях эволюции галактик это объясняется гипотезой о других физических механизмах, которые устраняют или перекрывают подачу холодного газа в галактику. Эти механизмы можно в общих чертах разделить на две категории: (1) механизмы превентивной обратной связи, которые не позволяют холодному газу проникать в галактику или не дают ему образовывать звезды, и (2) механизмы выталкивающей обратной связи, которые удаляют газ так, чтобы он не мог образовывать звезды.

Один теоретически известный превентивный механизм, называемый «удушение», не позволяет холодному газу проникать в галактику. Удушение, вероятно, является основным механизмом подавления звездообразования в близлежащих галактиках с малой массой. Точное физическое объяснение удушения до сих пор неизвестно, но, возможно, оно связано с взаимодействием галактики с другими галактиками. Когда галактика попадает в скопление галактик, гравитационное взаимодействие с другими галактиками может задушить ее, препятствуя аккреции большего количества газа. Для галактик с массивным ореолы темной материи, еще один превентивный механизм, называемый «вириальным шок нагревание »также может препятствовать тому, чтобы газ стал достаточно холодным, чтобы образовались звезды.

Процессы выброса, которые вытесняют холодный газ из галактик, могут объяснить, как гаснут более массивные галактики. Один из механизмов выброса вызван сверхмассивными черными дырами, обнаруженными в центрах галактик. Моделирование показало, что газ, аккрецирующий на сверхмассивных черных дырах в центрах галактик, производит высокоэнергетические струи; высвобожденная энергия может вытеснить достаточно холодного газа, чтобы погасить звездообразование.

Наш собственный Млечный Путь и соседняя Галактика Андромеды в настоящее время, похоже, претерпевают переход от голубых звездообразующих галактик к пассивным красным галактикам.

Галактика Сигара

Эта необычная галактика расположена в созвездии Большой Медведицы. Она входит в состав небольшой группы галактик и не так давно, по космическим масштабам, прошла рядом со своей соседкой. Тесное сближение вызвало в ней бурный всплеск звездообразования. На фотографии видно, как ярко светятся голубоватые молодые звезды вблизи ее ядра. Эти области галактики богаты звездными скоплениями, каждое из которых ярче, чем любое скопление нашей Галактики. Однако это не будет продолжаться вечно. Когда через десятки миллионов лет исчерпаются материалы, необходимые для образования новых звезд, вспышка затихнет.

Из галактики истекают красные облака ионизованного водорода, хорошо различимые на этом снимке. Природа их возникновения еще не до конца понятна. Возможно, так действуют на газ интенсивные потоки ионизованных частиц (звездные ветры) от многих звезд этой очень активной галактики. В январе 2014 г. в галактике Сигара вспыхнула сверхновая.

Взаимодействующие галактики NGC 2207 и IC 2163

В гигантских масштабах нашей расширяющейся Вселенной объекты порой разъединяют гигантские расстояния. Однако даже на безграничных космических просторах происходят различные катаклизмы. Самыми эффектными из них являются столкновения галактик.

Более крупная галактика на этом снимке — NGC 2207, меньшая — IC 2163. Приливные силы от NGC 2207 искажают форму IC 2163. Однако столкновения и взаимодействие галактик не такая страшная вещь, как кажется со стороны. Ведь галактики состоят из звезд, отделенных друг от друга гигантскими расстояниями. Сами звезды, как правило, не сталкиваются друг с другом, а лишь меняют свою траекторию.

Гравитационные силы при тесном сближении галактик способны ускорить процессы звездообразования и эволюции внутри них. В частности, может повыситься число вспышек сверхновых. Совсем недавно, 2 марта 2013 г., сверхновая была замечена в NGC 2207.

Взаимодействующие галактики Arp 142

Эта пара галактик напоминает пингвина, обогревающего яйцо теплом собственного тела. Несмотря на такой умиротворяющий образ, в реальности картина их взаимодействия весьма драматична. Прежде «пингвин» — NGC 2936 — был обычной спиральной галактикой. Сейчас от правильного плоского диска ничего не осталось. Спиральные ветви деформировались и вытянулись в хвосты. Гравитация соседней галактики сжимает в нем газ и пыль, в результате чего запускаются процессы звездообразования. Голубой свет молодых звезд хорошо виден на фотографии.

На эллиптическую галактику NGC 2937 взаимодействие не произвело никакого видимого эффекта. Она сохраняет правильную овальную форму и светит красноватым светом старых звезд без признаков вспышки звездообразования.

Еще одна галактика в верхней части снимка расположена намного ближе к нам и никак не взаимодействует с этой парой.

Скопление R136

Скопление R136 в туманности Тарантул — это гигантское скопление, состоящее из очень молодых и массивных звезд. Всего их насчитывается более 100 000 с общей массой 450 000 солнечных. Сейчас скопление похоже по форме на рассеянное, но в будущем, через миллиарды лет, силы тяготения, вероятно, превратят его в шаровое

R136 приковало к себе внимание астрономов в конце XX в. Предполагалось, что там находится огромная звезда с массой в 2000 раз больше массы Солнца

Теория строения звезд не допускает существования таких массивных светил. Впоследствии новые астрономические инструменты ведущих обсерваторий показали, что это не одна звезда, а очень плотный компонент скопления, содержащий несколько чрезвычайно ярких звезд с массой, превышающей 50 солнечных. Масса одной из них приближается к 300 солнечным, что тоже является вызовом теории.

Характеристики

R136 производит большую часть энергии, которая делает туманность Тарантул видимой. Предполагаемая масса скопления составляет 450 000 масс Солнца, что позволяет предположить, что оно может стать шаровое скопление в будущем. R136 имеет примерно в 200 раз большую звездную плотность по сравнению с типичной ассоциацией OB, такой как Cygnus OB2. Центральная концентрация R136 в кластере составляет около 2 парсеков в поперечнике, хотя весь кластер NGC 2070 намного больше.

Считается, что R136 меньше 2 миллионов лет. Ни одна из звезд-членов не претерпела значительного развития, и ни одна из них, как полагают, не взорвалась как сверхновая. Самые яркие звезды — это WNh, O сверхгиганты и OIf / WN. косые звезды, все чрезвычайно массивные полностью конвективные звезды. В скоплении нет красных сверхгигантов, голубых гипергигантов или светящихся синих переменных. Небольшое количество звезд класса B было обнаружено на окраинах скопления, но менее массивные и менее яркие звезды не могут быть выделены из плотного ядра скопления на большом расстоянии от БМО.

R136a

R136a — яркий узел в центре R136. Он состоит из восьми чрезвычайно массивных звезд, три из которых являются звездами Вольфа-Райе, а остальные — ранними звездами O-класса.

Виды и классификация

Галактика не имеет чётких границ, поэтому точно понять, где они заканчиваются, и начинается межгалактическое пространство невозможно. В самой космической системе имеются планеты, туманности, звёзды, звёздные скопления. Но они есть и вокруг систем. Учёные различают следующие формы космических систем:

Эллиптическая. Эллиптический звёздный остров относятся к первому классу. Его особенностью является отсутствие рукавов, диска, центрального ядра. По большому счёту он является балджем огромного размера, состоящим из галактической сферы неправильной (вытянутой) или идеально круглой, шарообразной формы. Звёздный состав эллиптических систем включает старых красных гигантов или красных, жёлтых карликов. Массивных, активных светил в них нет или они крайне редки. В список галактик эллипсоидной формы входит М87, расположенная на расстоянии в 53,5 млн световых лет от Земли.
Линзовидная. Является промежуточным звеном между спиральными и эллиптическими звёздными островами. У астрономов существует версия, что линзовидная галактика образовалась из спиральной, у которой слились рукава, а потенциал звездообразования закончился. У неё имеется массивное ядро, распластанные газовый и звёздный диски. Внешне напоминает двояковыпуклую линзу из-за контраста плоских дисков и объёмного, выступающего балджа. Состоит из старых звёзд, чёрных дыр, маленьких зрелых светил остатков сверхновых звёзд, галактической пыли. Одна из подобных космических систем под названием Веретено располагается от Земли на расстоянии в 45 млн световых лет.
С перемычкой. Система округлой формы, которую посередине пересекает яркая перемычка, состоящая из звёзд и межзвёздного газа. Рукава идут от краёв этой перемычки (бара). Галактика с перемычкой очень схожа со спиральной. Основное их отличие в том, что спирали начинаются от бара, а не от ядра. Примером является NGC 1300, расположенная в 60 млн световых лет от нашей планеты.
Спиральная. В классическом варианте спиральная галактика – это активно вращающийся звёздный остров в виде эллипса, в котором от балджа отходят рукава в виде закрученных спиралей. У большинства таких космических объектов есть перемычки. В рукавах активно образуются молодые звёзды из-за большого содержания там свободной видимой материи. Список галактик в виде спирали обширен. Такие системы составляют 55% от всего количества звёздных островов во Вселенной. Интересным фактом является то, что у них немного рукавов. Спираль закручивается не очень туго, звёзды свободно перемещаются из одной её части в другую. Почему рукава не закручиваются больше ещё не известно. Одной из версий является то, что спираль закручивается под влиянием волн плотности, сжимающие пылевые и газовые облака, попадающие в галактические рукава. В результате активируется образование звёзд, в основном массивных и ярких, жизненный срок которых составляет несколько миллионов лет. При этом они находятся практически всегда в фиксированном положении, что обеспечивает стабильность спиралей. Но эта гипотеза так и остаётся предположением без доказательств, потому что длительное изучение развития галактических систем невозможно из-за их сложной структуры. Самая известная галактика, относящаяся к этому типу – Млечный Путь.
Неправильная. Очень редкая разновидность звёздных островков. Состоит из газа, пыли, звёздных скоплений, но в них отсутствуют основные структурные элементы, такие как балдж, рукава. По структуре и внешнему виду неправильная галактика похожа на рваные облака. Такой формой она часто обязана воздействию гравитационных полей. Но иногда приобретает рваный вид сама по себе. Интересными, с точки зрения, астрономии является карликовая неправильная галактика. Она наполнена газом – необходимым элементом для образования новых звёзд. В ней мало металлов и они очень компактные по размеру. Всё это в совокупности создаёт оптимальные условия для зарождения ярких, огромных звёзд, которые очень быстро гаснут. К неправильной системе относится NGC 4449, располагающаяся 12 млн световых лет от Земли.

Бар (перемычка) проходит от внутренних концов спиральных ветвей (голубые) к центру галактики. NGC 1300.

Планета Земля входит в Млечный Путь, это спиральная галактика с перемычкой. Включает более 150 млрд звёзд, световой луч с одной стороны Млечного Пути до другого проходит за сотню тысяч лет. Солнечная система располагается на краю нашей галактики. Расстояние от Солнца до ядра Млечного Пути составляет 30 000 световых лет.

10 WR 42e

Масса (в массах Солнца): 125 – 135
Тип: звезда Вольфа-Райе
Расстояние: 25 000 св. лет
Созвездие: Киль
Возраст: 1 – 2 млн лет
Год открытия: 2004

WR 42e — звезда Вольфа — Райе в области звездообразования NGC 3603 в созвездии Киля. Находится на расстоянии около 25 000 световых лет от Солнца. WR 42e является одной из самых массивных и самых мощных известных звёзд.

WR 42e располагается в 2,7 угловых минут от массивного рассеянного скопления HD 97950 в центре NGC 3603, что соответствует линейному расстоянию в 6 пк и помещает звезду вне компактного ядра скопления, в котором также были обнаружены массивные звёзды высокой светимости. Существует мнение о том, что WR 42e была выброшена из скопления при взаимодействии трёх звёзд, в результате которого две звезды слились в одну и оба получившихся объекта были выброшены из скопления.

Самая большая звезда

Еще несколько лет назад звание самой большой звезды во Вселенной носила UY Щита, расположенная в одноименном созвездии. Радиус этого небесного тела в 1708 раз превышает солнечный. Если поместить звезду в центр нашей системы, то ее фотосфера поглотит орбиту Юпитера.

Однако в 2020 году UY Щита уступила место самой большой звезды другому светилу из того же созвездия – Stephenson 2-18. Этот красный гипергигант имеет радиус, в 2158 превышающий солнечный. Стивенсон 2-18 также является одним из самых ярких холодных гипергигантов. Его светимость в 440 000 раз выше, чем у Солнца. Помещенная в центр нашей системы, звезда поглотила бы орбиту Сатурна.

Stephenson 2-18

Физические свойства и параметры

Несмотря на то что открытие светила R136a1 случилось в 60-х годах предыдущего столетия, звание рекордсмена оно обрело относительно недавно, только в 2010 годовом периоде. В качестве причины этого феномена послужило удаление от Земли. В настоящий момент времени дистанция между этими небесными субъектами равняется 50 000 парсек, что эквивалентно 163 тысячам световых лет.

Поэтому неудивительно, что детальное рассмотрение светила смог обеспечить лишь высокотехнологичный телескоп под названием «Хаббл». Ведь суммарная яркость всего этого скопления равна 10. А это на целых три пункта меньше в сравнении с порогом видимости глаза человека. Поэтому для проведения изучения потребуется телескоп в 3,6 метра.

Несмотря на расхождения в версиях, на сегодняшний день у астрономов есть как теоретическая исследовательская база, так и практический материал, полученный за счет использования аппаратуры высокой мощности. С применением этих техник учёные смогли получить о R136a1 немало глубоких и занимательных знаний:

масса равна 256 солнечных аналогичных показателей, если перевести это значение в цифровой вид, получится 5 * 10^32 килограмм, от этого значения пребывает в зависимости интенсивность термоядерного «горения» ядерной части;
температура R136a1 также высока, что связано с крупной массой, по результатам последних наблюдений она составила 55 000 градусов по Цельсию, а это в десятки раз больше, нежели нагрев земного светила;
несмотря на тяжесть R136a1, размеры являются вполне приемлемыми и скромными, например, диаметральное сечение выше Солнца в 29-35 раз, а радиус – 1/7 а. е., а суммарный объём превышает нашу звезду в 22 раза;
объект R136a1 является молодым, по оценкам специалистов возраст его в настоящий момент времени составляет 1,7 миллиона лет.

В составе рассматриваемого тела присутствует большое количество тяжёлых элементов. Однако оно не является типичным, т. к. большинство элементов группы, к которой оно относится, являются старыми по возрасту и тяжёлыми по весу.

История обнаружения

Объект R136a1 был открыт 21 июня 2010 года силами астрономов, действовавших в группе. Руководила данной группой профессор в области астрофизики, работавшая в Университете Шеффилда. Во время наблюдения за звёздным скоплением женщина обнаружила объект, яркость которого превышает Солнце во много раз. Для этих целей использовался телескоп VLT Европейской обсерватории, а также изображения, полученные посредством устройства «Хаббл».

Тем временем учёным удалось обнаружить звёзды, имеющие температуру поверхности от 40 000 Кельвинов, что в несколько десятков раз выше в сравнении с нашим естественным светилом. По нынешним версиям некоторые объекты имели массу свыше 150 солнечных весов. И объект R136a1 оказался наиболее крупным. По массе он равен 315 солнечных размеров. В процессе образования этот параметр составлял и вовсе 325.

Такие тяжёлые светила – настоящая редкость, даже при условии такого развития астрономической науки, как в настоящее время. Их образование целесообразно строго в рамках звёздных скоплений повышенной плотности. Ведь наблюдение за такими звёздами, как R136a1, подразумевает достаточно высокую разрешающую способность инструментов. Астрофизики, работавшие в одном из немецких институтов, сделали предположение, что формирование тела произошло вследствие слияния малых звёзд с массой, которая ниже классического предела весы одиночной звезды.

Характеристики R136a1

Галактика NGC 1300

В созвездии, названном именем мифической реки Эридан, обитает галактика, чем-то напоминающая краба. Это типичный представитель спиральных галактик с перемычкой (баром). Перемычка проходит сквозь центр галактики. От нее начинаются два рукава спирали.

Такие галактики встречаются довольно часто. Их особенность заключается в том, что спиральные рукава у них не сходятся в центре диска, а находятся на концах прямой перемычки, пересекающей центр галактики. Согласно гипотезам, перемычка служит очагом звездообразования в ядре галактики. Скорее всего, данное явление временно, и перемычки затем распадаются, но, судя по тому, что количество галактик такого типа близко к одной трети от общего числа спиральных галактик, это очень важный этап в их жизни.

Слияние галактик и образование эллиптических галактик

Художник изображает огненную бурю рождения звезд в глубине ядра молодой, растущей эллиптической галактики.

NGC 4676 (Мыши Галактики ) является примером настоящего слияния.

Антенны Галактики представляют собой пару сталкивающихся галактик — яркие синие узлы — молодые звезды, которые недавно вспыхнули в результате слияния.

ESO 325-G004, типичная эллиптическая галактика.

Эллиптические галактики (например, IC 1101 ) являются одними из самых известных на сегодняшний день. Их звезды находятся на орбитах, которые случайно ориентированы внутри галактики (т.е.они не вращаются, как дисковые галактики). Отличительной чертой эллиптических галактик является то, что скорость звезд не обязательно способствует сглаживанию галактики, например, в спиральных галактиках. Эллиптические галактики имеют центральную сверхмассивные черные дыры, и массы этих черных дыр коррелируют с массой галактики.

Эллиптические галактики проходят два основных этапа эволюции. Первый связан с ростом сверхмассивной черной дыры за счет аккреции охлаждающего газа. Вторая стадия отмечена стабилизацией черной дыры за счет подавления охлаждения газа, в результате чего эллиптическая галактика остается в стабильном состоянии. Масса черной дыры также связана со свойством, называемым сигма что представляет собой дисперсию скоростей звезд на их орбитах. Эти отношения, известные как M-сигма отношение, был открыт в 2000 году. В эллиптических галактиках в основном отсутствуют диски, хотя некоторые выпячивается дисковых галактик напоминают эллиптические галактики. Эллиптические галактики чаще встречаются в густонаселенных регионах Вселенной (например, скопления галактик ).

Теперь астрономы считают эллиптические галактики одними из наиболее развитых систем во Вселенной. Принято считать, что основной движущей силой эволюции эллиптических галактик является слияния галактик меньшего размера. Многие галактики во Вселенной гравитационно связаны с другими галактиками, а это означает, что им никогда не избежать взаимного притяжения. Если галактики имеют одинаковый размер, результирующая галактика не будет похожа ни на одну из предшественниц, но вместо этого будет эллиптическим. Есть много типов слияния галактик, которые не обязательно приводят к образованию эллиптических галактик, но приводят к структурным изменениям. Например, считается, что происходит небольшое слияние Млечного Пути и Магеллановых облаков.

Слияние таких больших галактик считается насильственным, а фрикционное взаимодействие газа между двумя галактиками может вызвать гравитационное ударные волны, которые способны образовывать новые звезды в новой эллиптической галактике. Последовательно сравнивая несколько изображений различных столкновений галактик, можно наблюдать временную шкалу двух спиральных галактик, сливающихся в одну эллиптическую галактику.

в Местная группа, Млечный Путь и Галактика Андромеды связаны гравитацией и в настоящее время приближаются друг к другу с большой скоростью. Моделирование показывает, что Млечный Путь и Андромеда движутся по курсу столкновения и, как ожидается, столкнутся менее чем через пять миллиардов лет. Ожидается, что во время этого столкновения Солнце и остальная часть Солнечной системы будут выброшены со своего текущего пути вокруг Млечного Пути. Остаток мог быть гигантской эллиптической галактикой.

Eigenschaften

R136 produziert den größten Teil der Energie, die den Vogelspinnennebel sichtbar macht. Die geschätzte Masse des Clusters beträgt 450.000 Sonnenmassen, was darauf hindeutet, dass es sich um eine handelt Kugelsternhaufen in der Zukunft. R136 hat etwa die 200-fache Sternendichte einer typischen OB-Assoziation wie z Cygnus OB2. Die zentrale R136-Konzentration des Clusters beträgt etwa 2 Parsecs, obwohl der gesamte NGC 2070-Cluster viel größer ist.

Es wird angenommen, dass R136 weniger als 2 Millionen Jahre alt ist. Keiner der Mitgliedssterne ist signifikant weiterentwickelt und keiner soll als Supernova explodiert sein. Die hellsten Sterne sind WNh, O Überriesen und OIf / WN Schrägstriche, alle extrem massiven voll konvektiven Sterne. Innerhalb des Clusters gibt es keine roten Überriesen, blauen Hypergianten oder leuchtend blauen Variablen. Eine kleine Anzahl von Sternen der Klasse B wurde am Rande des Clusters entdeckt, aber weniger massive und weniger leuchtende Sterne können nicht aus dem dichten Clusterkern in großer Entfernung des LMC aufgelöst werden.

R136a

R136a ist der helle Knoten in der Mitte von R136. Es besteht aus acht extrem massiven Sternen, drei davon Wolf-Rayet-Sterne und der Rest der frühen O-Klasse-Sterne.

Сверхновая SN 1987A

Вспышек сверхновых в нашей Галактике не наблюдалось со времен Иоганна Кеплера, хотя астрономы нашли остатки нескольких пропущенных вспышек, которые не наблюдались, видимо, из-за поглощения света межзвездной пылью. В 1987 г. ученым повезло — они увидели вспышку в Большом Магеллановом Облаке, и мы узнали много ценнейшей информации об этом грандиозном явлении.

Благодаря близости данной сверхновой удалось обнаружить на ранее сделанных снимках звезду-прародителя. Ей оказался голубой сверхгигант. Это не вписывалось в привычные теории — считалось, что взрываться могут только красные сверхгиганты. Бытует гипотеза, что эта звезда образовалась в слиянии двух звезд, одна из которых была красным сверхгигантом, превратившимся в голубой.

На фото изображена сверхновая и расположенные рядом с ней газовые кольца. Они были выброшены звездой раньше взрыва, как предполагается, в процессе слияния двух звезд.

По некоторым моделям, после взрыва сверхновой образуется нейтронная звезда или черная дыра. Ни то ни другое на месте SN 1987A пока не обнаружено.